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J. C. KAPTEYN. 
oukis les rqnatious par le coefficient de Z. Sous cette forme les équations 
le condition sont: 
\m = rî) 
>= 3) 
'm= 4) 
;/// = 5) 
w,= 7) 
'm= 9) 
'■m.= 11) 
'm = 13) 
m. = 15) 
0,099 J). 
(I,1S0 
0/272 
0,375 
0,537 
0,508 
0,341 
0,159 
0,050 
-f 0,059 /;,„ 
+ 0,1 If) 
+ 0,287 
-|- 0,531. 
+ 1,471 
+ 3,108 
+ 5,187 
+ 6,926 
+ 7,11-8 
— Z 
— Z 
— z 
— z 
— z 
— z 
— z 
— z 
— z 
0.7 15 
0,S3(5 i 
0,S17 j 
0,781 I 
0,595 \ 
0,345 
0,149 
0,047 
0,010 
(17) 
En résolvant ces équations j'ai négligé celles qui se rapportent aux 
grandeurs 2 et 3. ]ja raison eu est que dans ces équations les étoiles à 
grande clarté absolue font déjà sentir leur influence, au point qu'une 
extrapolation en dehors de la jjartie directement déterminée de la courbe 
de clarté devient nécessaire. 
C'est donc de ces étoiles là qiie l'on peut s'attendre à déduire plutôt 
une amélioration de la courbe de clarté, à son extrémité la plus claire. 
J'ai réuni les équations restantes en trois équations en ajoutant les 
équations pour m — 4et5, pour 7, 9 et 11 et pour 13 et 15. En résol- 
vant ces équations j'ai trouvé 
Z = ],002 doue A„ = 139,7 | 
7;^^, = 0,460 (18) 
i).(, = 0,1315 ' 
j'ai d'ailleurs admis tantôt 
7^,0 = 0,970. (19) 
Calculant maintenant les nombres et interpolant pour m = 6, 
8, 10, 12 et 14, on obtient le tableau de comparaison suivant entre 
la théorie et l'observation: 
