Le groupe des étoiles a hélium dans la constellation d'Orion 35 



Ainsi la distance du compagnon serait à peu près 3 fois plus grande 

 que celle de Fétoile principale, résultat incompatible avec le fait qu'il 

 s'agit ici d'une étoile double, dont les composantes forment un système 

 physique et, naturellement, sont situées à la même distance de nous. 



p]n effet, on ne pourra pas supposer que toutes les étoiles ap- 

 partenant à une certaine classe spectrale aient approximativement la 

 même grandeur absolue. Les recherches de M. Kapteyn sur les lois 

 des luminosités des étoiles à hélium ont mis à jour que les différences 

 en grandeur absolue des étoiles appartenant à la même classe s'élè- 

 vent souvent à 4™ ou encore davantage. C'est donc à dire que la 

 luminosité d'une étoile peut bien être 50 fois plus grande que celle 

 d'une autre. Dans certains cas, on trouvera même des différences beau- 

 coup plus grandes'. Dans cet état des choses, la détermination des 

 distances individuelles faite en partant simplement des grandeurs ap- 

 parentes ne paraît pas bien justifiée. Ainsi, il semble que les rap- 

 prochements qu'a faits M. Charlier des valeurs de quelques-unes des 

 parallaxes calculées d'après son hypothèse à celles déterminées à 

 l'aide de mesures directes soient assez illusoires. On pourrait en dire 

 autant des considérations qu'il a faites sur ces parallaxes (d'ailleurs 

 n'embrassant que les étoiles les plus brillantes), comme donnant une 

 sorte d'»image de squelette» du système de la Voie Lactée. 



Il paraît à priori que la méthode de M. Plummer se prêterait 

 mieux à la détermination des parallaxes des étoiles à hélium. Sans 

 doute, les mouvements de ces étoiles ont une tendance générale à se 

 diriger parallèlement au plan de la Voie Lactée. Cependant, notre 

 groupe est situé si près de l'anti-vertex des mouvements que la mé- 

 thode n'est guère applicable dans ce cas. Voilà pourquoi cette mé- 

 thode a donné pour nos étoiles des résultats si mauvais. Dans d'autres 

 régions du ciel les parallaxes calculées d'après cette méthode seront 

 peut-êti-e plus sûres. 



En tout cas, c'est en étudiant les grands courants des étoiles à 

 hélium que M. Kapteyn a pu le premier aller jusqu'au bout de la pos- 

 sibilité de déterminer les distances d'un grand nombre de ces étoiles 

 en se servant de leurs mouvements. 



^ D'après les estimations de M. W. H. Pickering (Harvard Coll. Obs. Circular 205, 

 1918), les plus grandes difTérences de grandeur absolue des étoiles du type B dans le voisinage 

 immédiat de la nébuleuse d'Orion s'élèveraient même à 11'", ce qui correspond à un rapport 

 des luminosités de 25 000 fois! 



