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mière ligne les recherches de MM. Plummer', Charlier^ cIKaptetn^ 

 Ces savants astronomes ont attaqué le problème en sortant de points 

 de départ tout différents; cependant les résultats auxquels ils sont par- 

 venus sont, en ce qui concerne les étoiles en question ici, tout à fait 

 en désaccord entre eux. Il s'est donc présenté à moi un motif de plus 

 pour poursuivre mes calculs d'après la méthode que je viens d'es- 

 quisser. 



Dans la région du ciel ici considérée les étoiles à hélium les 

 plus lumineuses appartiennent principalement aux types B — 5 3, tan- 

 dis que les types BS et B 9 sont moins nombreusement représentés. 

 Cette prépondérance des types dits plus jeunes se manifeste d'une 

 manière si prononcée, qu'il faut la regarder comme une particularité 

 spécialement caractéristique du groupe d'Orion (on sait bien que le 

 cas est précisément le contraire pour les Pleiades, où les types plus 

 avancés sont tout prépondérants). Voilà pourquoi je n'ai pris en 

 considération que les types B — B b. 



' H. G. Plummer, On the motions and distances of the bright stars of the types 

 B— Bb (Monthly Notices of the R. Astr. Soc , vol. 73, n:o 3, 1913). 



^ C. V. L Gharlier, Studies in stellar statistics III: The distances and the distribu- 

 tion of the stars of the spectral type B (Nova Acta R. Soc. Scient. Upsal, Sér. IV, vol. 4, 

 n:o 7, 1916). 



' J. G. Kai'Teyn, On the individual parallaxes of the brighter galactic helium stars in 

 the southern hemisphere, together with considerations on the parallax of stars in general 

 (Contributions from the M:t Wilson Solar Obs., N:o 82 et Astrophys. Journal, vol. 40, 1914). 

 — J. G. Kapteyn, On parallaxes and motion of the brighter galactic helium stars between 

 galactic longitudes 150" and 216" (Conlr. M:t Wils. Sol. Obs., N:o 147, et Astroph. Journ., 

 vol. 47, 1918). 



