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aggiungere che fino alla 8 M .0 almeno, piuttosto che di una condensazione 

 galattica si ha una rarefazione extragalattica rispetto alla distribuzione 

 uniforme. Questa rarefazione è specialmente delle stelle del 1° tipo, ma vi 

 partecipano anche le stelle del 2° tipo. Se ne deduce che nella regione 

 lontano dalla Galassia siamo penetrati più profondamente rispetto al suo 

 limite che in quella vicino. Ed è da ritenere che le stelle di 8 M .0 abbiano 

 una parallasse media per il II tipo spettrale vicina a 0".010, per il I a 

 0".005. Verso una parallasse di 0".010 comincia la rarefazione extragalattica, 

 e per quello che possiamo dire per i risultati del presente studio e per ciò 

 che si sa, ed è pochissimo, delle distanze medie delle stelle dei diversi tipi 

 spettrali, tale rarefazione forse compare a distanza dello stesso ordine di 

 0".010 per i diversi tipi. 



Il fondamento della teoria che vuole le stelle formate nel piano della 

 Galassia e poi disperse cioè la condensazione decrescente nell'ordine classico 

 da B a M, sulla base del nostro materiale appare distrutto; un nuovo più 

 saldo potrà forse esser costrutto, con maggiori cognizioni sul nostro sistema 

 stellare. 



Un altro risultato interessante si è ottenuto calcolando la condensazione 

 galattica per tutte le stelle di diverso tipo spettrale prese insieme, sino alle 

 grandezze 6.0, 7.0, 8.0, valutata come rapporto tra la densità nella, regione 

 che abbiamo detto vicina alla Galassia, e quella nella regione che abbiamo 

 detto lontana, prendendo sia le grandezze visuali, sia le fotografiche. Con 

 le prime la condensazione è risultata 1.7 con "tutte le stelle sino a 6.0, e 1.9 

 con tutte sino a 7.0 e 2.2 con tutte sino a 8.0 ; cod le seconde invece rispet- 

 tivamente 2.7 e 2.5 e 2.4. Dunque non soltanto risulta una condensazione 

 diversa a seconda che si usano le grandezze visuali o fotografiche, ma il 

 rapporto tra la condensazione con le prime e quella con le seconde va cre- 

 scendo col crescere della grandezza limite dello stelle considerate. 



È noto il grande divario ottenuto per la condensazione galattica da 

 Chapman e Melotte e da Kapteyn per le stelle oltre la 10 M . I primi basan- 

 dosi sulle grandezze fotografiche ebbero per le stelle di 14.0 come rapporto 

 di densità tra la zona da 0° a 10° e quelle da 80° a 90° di latitudine ga- 

 lattica 3.9:1, il secondo basandosi sulle visuali (scandagli di G. Herschel) 

 11.5:1. 



Ebbene se si calcola quale può essere per 11 M .0 il rapporto delle due 

 condensazioni, ricavando dai nostri numeri una relazione lineare, si ha lo 

 stesso risultato che paragonando il risultato di Chapman e Melotte con 

 quello di Kapteyn. Una simile estrapolazione per 6 grandezze con un mate- 

 riale non abbondante, che va solo sino a 8 M .0 non può avere un valore pro- 

 bativo; ma permette di pensare che quel divario fino ad ora non spiegato 

 può risultare semplicemente dalla diversa combinazione delle densità delle 

 stelle di differente tipo spettrale nella divisione per grandezze visuali o foto- 



