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A. PANNEKOEK. 
nombre assez restreint d'étoiles^ nommées quelquefois type Orion, ([ui se 
distinguent des premières par la présence, dans leur spectre, des raies de 
riiélium (I/; de VonioL). Dans la série continue, les dernières étoiles 
devraient être i)lacées avant les premières, une raison pour laquelle on 
les appelle parfois des étoiles du type 0. La classe F constitue le pas- 
sage au deuxième type (Procyon); la classe G est le type auquel appar- 
tiennent le soleil et Capella (les étoiles E en sont les représentants peu 
nets); la classe A' comprend les étoiles rouges du 2* type, se rapprochant 
du troisième, comme Arcturus (M. Pickeiung y rattache les groupes 
H et /, comme représentants peu nets). Dans le Draper Catalogue le 
3"ie (^ypy est nommé M. 
La continuité des spectres stellaires résulte encore plus clairement de 
la division proposée par Miss A. Mauiiy [Ànnals llarv. Coll. Obs., 
t. 28). Dans son système, la majorité des spectres stellaires est groupée 
en 20 classes, passant les unes dans les autres, et entre lesquelles 
l'auteur admet encore des transitions. Les classes I à lY sont les 
étoiles du type Orion; les classes VI à YIII correspondent au premier 
type; les classes IX à XI constituent le passage au 2** type; XIII et 
XIY sont le 2'' type pur, comme le soleil; XY répond aux étoiles 
rouges dans le genre d'Arcturus, enfin XYII à XX forment le troisième 
type. Si l'on songe que de la classe I à la classe III il disparaît un groupe 
de raies, savoir les raies de F hydrogène des autres séries, qui sont 
caractéristiques pour les étoiles de Wolf-Kayet, ce que l'on appelle le 
5*^ type {\lb de Yogel), il est tout naturel de placer ces étoiles en 
avant de la série, comme Ta fait Miss Cannon, dans son examen des 
spectres des étoiles méridionales ') [H. C. 0. A/m., t. 28), 
') D'après les résultats obtenus par M. Campbell (Astronomy and Astro- 
physics, XIII, p. 448), les raies caractéristiques des étoiles de Wolf-Rayet 
peuvent être partagées en deux groupes; d'après l'intensité relative de ces 
deux groupes ces étoiles peuvent être classées en une série continue. Le pre- 
mier groupe est formé par la première série accessoire et la première raie de 
la série principale de l'hydrogène: /f(3'5414, iïy'4542, i/J'4201, raie prin- 
cipale 4686; c'est ce groupe qui figure comme raies sombres et qui disparaît 
dans les classes I à III de Maury, tandis que de l'autre côté (classes Oe à 
Ob de Cannon), il se transforme de plus en plus en raies d'émission, en 
même temps que les raies H ordinaires. L'autre groupe qui, à partir de cette 
classe, devient de plus en plus éclatant par rapport aux raies de l'hydrogène, 
se compose de larges bandes, d'origine inconnue, dont les milieux correspon- 
dent aux longueurs d'onde 5807, 5692, 5594, 5470, 4654 et 4443, d'après les 
