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bien connue par la discussion des observations méridiennes. Quant 

 à ^ nous avons admis la valeur • 



^ = 2,5'-'" . 



D'après ce qui précède Q est indubitablement renfermé entre les limi- 

 tes 2,9*'" et 2,1*'" . Si l'on fait le calcul en employant ces valeurs ex- 

 trêmes, on obtient pour ti les valeurs 



71 = + 0",0063 



et 



71 = -\- 0",0095 . 



J'estime que l'erreur probable de la valeur adoptée comme définitive 

 peut être mise à + 0",ooi environ. En tous cas on exagérerait sans 

 doute beaucoup en la mettant égale à + 0",oo2 . 



Enfin, il résulte que la distance du groupe est de 125 parsecs en 

 chiffre rond. Or l'étendue apparente du groupe étant à peu près 20°, 

 son diamètre perpendiculaire à la ligne visuelle serait de 40 parsecs. En 

 supposant que le diamètre suivant la ligne visuelle soit du même or- 

 dre de grandeur, on peut donc admettre que la parallaxe des étoiles 

 les plus rapprochées soit de 0",oo9 et celle des plus éloignées, de 0",oo7 

 environ. 



M. Plummer' a cherché à déterminer les distances des étoiles 

 du type spectral B en posant comme hypothèse que les mouvements de 

 toutes ces étoiles soient parallèles au plan de la Voie Lactée. Ses cal- 

 culs ofit été basés sur les mouvements propres de Boss et les vitesses 

 radiales de M. Campbell. 



En employant une toute autre méthode M. Charlier^ a éga- 

 lement déterminé les distances des étoiles à hélium. M. Charlier a 

 tout simplement supposé que les étoiles appartenant à la même 

 classe spectrale aient la même grandeur absolue. Partant des étoiles 

 à vitesse radiale connue, il a déduit des valeurs moyennes pour les 

 grandeurs absolues. Ces valeurs moyennes étant prises comme vala- 



' H. G. Plummer, 1. c. (M. N. of the R. Aslr. Soc, vol. 73, n:o 3, 1913) 



2 G. V. L, Gharlier, 1. c. (Nova Acta R. Soc. Se. Upsal., sér. IV, vol. 4, n:o 7, 1916). 



