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terzo della distanza che risultava per la stessa categoria della classe K, 

 cioè vicinissime a noi. 



L'esame dei risultati, ottenuti per i gruppi detti sopra di grandezze 

 apparenti, mostra che per la classe B la condensazione rispetto alla Ga- 

 lassia è già assai evidente nel gruppo da M a 6 M .0 e nello stesso è evi- 

 dente ma minore per la A, mentre per la K compare nitida solo a partire 

 da 7 M .0 e per la F da 7 M .0 risulta evidente, pur trovandosene tracce per 

 i y gruppi più lucenti. Per tutte queste classi la condensazione si fa mag- 

 giore man mano che si passa alle stelle più deboli, anzi per le classi B 

 e A e per le stelle da 7 M .5 a 8. M quadrupla che per quelle sino a 6 M .0, 

 più forte per la B. Per la classe G sembra che la condensazione sia per 

 manifestarsi con l'ultimo gruppo e divenir quindi evidente al di là di 8 M .0, 

 mentre per la classe M non se ne ha proprio nessun indizio. 



Dal conteggio delle stelle dei diversi tipi spettrali sino alla 6 M .0, sino 

 alla 7 M .0, sino alla 8 M .0 e dalla divisione del cielo in due regioni, l'ima 

 vicino alla Galassia formata dalla zona tra -f" 20° e — 20° di latitudine 

 galattica, l'altra lontana, costituita dal restante cielo, risulta che presentano 

 una distribuzione uniforme nella regione vicino alla Galassia le classi M, K, 

 A, G e meno chiaramente F. Si ha invece nitida deficienza di stelle deboli 

 in B, donde risulterebbe che la distribuzione delle stelle B si fa più rarefatta 

 già nei limiti di distanza raggiunti con le stelle considerate, più rarefatta o 

 per deficienza di individui o per minor luminosità. Fatto tanto più importante 

 perchè si tratta di stelle assai lontane da noi. Lontano dalla Galassia si ha 

 ancora una distribuzione uniforme o quasi per F ed anche G; per le altre classi 

 la deficienza di stelle deboli è sensibile e sempre più nell'ordine K A M E; 

 per-B si giunge persino ad avere lo stesso numero di stelle tra le grandezze 

 M e 6 M .0, 6 M .0 e 7 M .0. 7 M .0 e 8 M .0. Se si fa il confronto del numero delle 

 stelle dei diversi tipi spettrali nelle regioni vicino alla Galassia e lontano 

 da essa si trova che limitatamente alle grandezze sino a 8 M .0 fuori della 

 prima regione si trovano quasi unicamente stelle del secondo tipo di Secchi, 

 con una proporzione di 5/6 e nella stessa proporzione per F, G, K, mentre 

 presso la Galassia vi è quasi lo stesso numero di stelle per il primo e se- 

 condo tipo nel rapporto di 3 a 4, e più precisamente lo stesso numero per 

 i tipi A e K, mentre per ciascuno dei tre B, F, G ve n' è la metà dei 

 precedenti. Le stelle di M sono pochissime, lontano dalla Galassia appena 

 1/6 di quelle di K e vicino alla Galassia la decima parte di quelle di B, 

 e queste tutte più deboli della 6 M .5. L'andamento secondo le grandezze fa 

 prevedere che oltre la 8 M .0 almeno per un certo tratto, lontano dalla Galassia 

 la prevalenza delle stelle del 2° tipo rispetto a quelle del 1°, e, tra queste, 

 della classe A rispetto alla B aumenta. La stessa cosa accade sulla Galassia. 



L' insieme di questi risultati conferma pienamente quanto si diceva 

 -da principio sulla struttura del nostro sistema stellare. Vi possiamo anzi 



