KUNGL. SV. VET. AKADEMIENS HANDLINGAR. BAND 51. N:o 5. 51 
C:= 4370? = 442, (85) 
Enfin pour les parallaxes des considérations photométriques ont fourni une limite 
supérieure, de sorte qu'on a probablement 
00004. (86) 
Des relations (84), (85) et (86) nous pouvons ainsi déduire pour K les limites 
inférieures suivantes 
M 2 M 3 M 13 M 15 
K> 20600, 66800, 23400, 24400. (87) 
Comparons maintenant les formules (40) et (44). La premiére, ne renfermant 
que les quantités connues (41), donne le nombre f(r) des étoiles visibles sur les clichés 
et contenues dans l'unité de volume å la distance r du centre. La seconde formule 
au contraire donne la densité vraie D(r) de Pamas å cette distance r du centre. 
Supposons, comme nous lI'avons déja fait auparavant, que les masses des étoiles sont 
en moyenne deux fois celle du Soleil. Alors 
sera le rapport du nombre de toutes les étoiles (y comprises aussi les étoiles obscures) 
av nombre des étoiles visibles sur les clichés. En introduisant pour A les valeurs (41) 
et pour K les limites (87) nous trouvons pour ce rapport, jusqw'ici tout-å-fait inconnu, 
les limites inférieures 
M 2 M 3 M 13 M 15 
É > 306, Ilja 156, 128. 
2A 
Ainsi le nombre des étoiles visibles sur le cliché ne monte pas méme a la centieme 
partie du nombre total des étoiles. Chacun de ces amas est donc un systeéme gigan- 
tesque renfermant å peu prés un million détoiles. Mais alors il ne faut pas plus 
s'étonner que la loi des grands nombres, cette loi supréme du hasard, a pu jouer 
dans la formation de ces objets un röle si prépondérant. 
Tryckt den 26 september 1913. 
Uppsala 1913. Almqvist & Wiksells Boktryckeri-A.-B. 
