KONGL. SV. VET. AKADEMIENS HANDLINGAR. BAND. 21. N:0 2. 125 



Dans les colonnes Calcul, on a les nombres qu'on obtient en multipliant par 

 Va les nombres des étoiles dans les classes de grandeur difPérentes, donnés dans les 

 Wunder des Himmels par Littrow ö™** éd. p. 577, déduits du Durchmusterimg de 

 Argelander et en divisant ensuite le resultat par 15 et par 750 resp. On voit que, 

 pour les étoiles Illa, raccord est presque parfait jusqu'a la grandeur 5,9 incl. et pour 

 III b jusqu'ä 6,9, et encore passable jusqu'a 7,9 incl., tandis que des lors les nombres 

 observés se trouvent de plus en plus en arriére des nombres obtenus par le calcul. On pevit 

 donc croire que notre connaissance des spectres Illa est ä peu prés compléte jusqu'ä la 

 grandeur 5,9 incl., et des spectres III b jusqu'ä 7,5 incl. En réalité, les recherches de 

 M. Vogel n'ont ajouté aucune étoile nouvelle Illa d'une grandeur au-dessus de 5,0, et 

 seulement tres peu d'étoiles entré 5, o et 6,0 et corame je viens de le dire aucune 

 étoile Illb au-dessus de la grandeur 7,5, bien qu'il ait exaininé toutes les étoiles jusqu'ä 

 cette limite de grandeur entré —2° et +20° de déclinaison. Quant ä la difierence 

 entré Tobservation et le calcul qui a lieu pour les étoiles Illa plus faibles que 6,0, il 

 faut se souvenir qu'on n'a encore aucune recherche systéraatique spectroscopique des 

 étoiles entré — 2° et — 23°, ni entré + 20° et le pole nord. Par conséquent, le nombre 

 des étoiles Illa entré 6,o et 7,5 sera probablement dans un avenir prochain tres considé- 

 rablement augmenté et s'approchera du nombre théorique. A cause de tout cela j'ose 

 dire que les étoiles Illb sont au moins 50 fois plus rares que celles de Tautre 

 sousclasse. 



La liste de ces objets rares étant selon toute probabilité déjä fort compléte pour la 

 partie du ciel visible en Europé, ce qui en outre est prouvé par le fait que, plus les recherches 

 d'un astronorae sont prés du temps actuel, plus les étoiles dont les spectres sont de cette 

 classe, trouvés par lui, sont faibles (Seccui en moyenne e"",:, D'Arkest 7'",o, Vogel 7"", i, 

 Ddnér 8'", 3 et PiCKEHiNG 9",i), les conclusions qu'on peut tirer sur la répartition au ciel de 

 ces étoiles, semblent devoir meriter quelque confiance. Une telle recherche présente au 

 reste beaucoup de rintérét. Nous avons déjä vu que les bändes principales dans ces 

 spectres doivent leur origine ä la présence dun composé carbonique quelconque dans 

 les atmosphéres des étoiles. Il importe donc de savoir s'il y a une certaine direction 

 au ciel ou ces étoiles sont plus norabreuses que dans les autres, surtout lorsqu'on con- 

 sidére que la ménie substance se trouve dans les cométes, lesquelles, corame on sait, 

 arrivent ä nous des espaces interstellaires. J'ai donc fait une telle recherche, et je 

 suis bientöt arrivé ä Topinion que les objets en question sont tout simplement groupés 

 comme les étoiles en general, c'est-a-dire qu'ils sont le plus serrés dans le voisinage 

 de la voie lactée. En partant de la position du pole de la voie lactée donnée par 

 Heis '), A. D. ^ 12''42" Décl. = + 26°,8, valable pour Téquinoxe 1900,o, j'ai calculé les 

 quantités P ou les distances des étoiles de ce pöle, données au chapitre II. Mais pour 

 avoir ma liste un peu plus compléte pour la partie du ciel invisible en Europé, jai 

 calculé la méme quantité aussi pour les suivantes étoiles dont les spectres ont été 

 examinés par M. Pechule*): 



*) Atlas coelestis novus (catalogits stellanim) p. VIII. 



-) Expedition danoi.se pour I' observation da passage de Venus 1882 p. 40 — 4:3. 



