4 5 H. VON ZEIPEL, RECHERCHES SUR LA CONSTITUTION DES AMAS GLOBULAIRES. 
Pour quelques autres amas Papplication de la méme formule ne réussit pas aussi 
bien. Notamment pour I'amas M. 3 cette formule est completement en défaut. M. 
H. C. PLUMMER a employé aussi la formule de RITTER 
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qui rentre aussi comme cas particulier de la loi adiabatique. Il a montré que la 
distribution des étoiles dans w Centaure ne s'explique pas par cette loi. 
Enfin, tout récemment, M. T. J. J. SEE! a prouvé que les amas globulaires ne 
sont pas comparables aux masses gazeuses monoatomiques en équilibre convectif. 
Chapitre I. 
2. Pour étudier en détail les amas globulaires il faut avoir recours aux instru- 
ments les plus puissants. Pour les recherches dont je publierai maintenant les ré- 
sultats, M. E. B. Frost a bien voulu mettre å ma disposition des copies positives 
sur verre de clichés faits par M. G. W. RITCHEY avec le grand refracteur de Yerkes. 
Les copies de M. 2, M. 3 et une premiére copie de M. 13 ont l'échelle originale des 
clichés, oå 1""=10",66. Une seconde copie de M. 13, contenant beaucoup plus d”étoi- 
les que la premiere, et la copie pour M. 135 avaient été agrandies 1,616 resp. 3,000 
fois. Sur les cinq copies en question I'amas exposé a été résolu completement hors 
des cercles de rayons 30", 20", 0", 40", 60". Mais, au dedans de ces cercles le fond 
du cliché est plus ou moins compleétement couvert par les images des étoiles faibles. 
Les copies mentionnées ne s'étendent que jusqaux distances 6',4; 53; 1050; 6',2; 3',8 
du centre. Pour FP'étude des parties extérieures des groupes M. 2, 13 et 15 ont servi 
des clichés faits avec P'équatorial de P'observatoire d Upsala (1""=47";4). La distri- 
bution apparente des étoiles dans les parties extérieures de M. 3 a été tirée dun 
catalogue publié auparavant.” De cette manieére nous avons trouvé que les amas 
M; 2,3, 13. Lör s etendent av. molmnskjusgquiau>, rayonst de tl2cmL3Lekukee 
Les étoiles ont été partagées, d'aprés leurs grandeurs, en trois ou quatre clas- 
ses, ainsi que les étoiles les plus brillantes appartiennent å la premiere classe etc. 
Comme point de départ j'ai déterminé le nombre des étoiles visibles de chaque classe 
dans des anneaux circulaires autour du centre. Chaque nombre est la moyenne de 
trois déterminations indépendantes. Le résultat de ce dénombrement des étoiles se 
trouve dans les colonnes 3—15 de la table I. La colonne 2 donne les rayons des 
cercles limitant les anneaux. «L” unité employée est 2"";012 (=0',3563 pour M. 2, 3, 13; 
= 0',3663:3 pour M. 15). Les étoiles les plus faibles de I'amas M. 3 ont été exclues, 
vu la difficulté de distinguer leurs images des défauts du cliché.. 
1 Proceedings of the American Philos. Soc. Vol. LI, N:o 204 (1912). 
2 Annales de I'Obs. de Paris. Vol. XXV, p,r28. 
