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A. PANNEKOEK. 
pouvoir lumineux bien plus grand , et ont donc ou bien une plus grande 
densité, ou bien une plus grande masse que les étoiles a correspondan- 
tes; d'autant plus que ces étoiles c ne se rencontrent pas plus loin que 
dans la classe XTII. Cependant cela ne nous paraît pas probable; les 
étoiles K sont nombreuses, 20% de toutes les étoiles appartiennent à 
ce groupe, taudis que les étoiles c sont rares. De plus, le spectre de 
toutes les étoiles K est absolument identique avec celui des étoiles a 
des classes antérieures, telles que le soleil et Capella, au ])oint de vue 
de l'intensité relative des raies métalliques. Il n'y a donc pas moyen 
de décider pour le moment daiis quels autres spectres nous devons cher- 
cher d'autres phases vitales des étoiles K , dans (juels spectres d'autres 
phases des étoiles c. Toutes les étoiles c, sauf deux ou trois, sont situées 
dans la voie lactée ou dans son voisinage: c'est là une propriété qu'elles 
partagent avec les étoiles de Wolf-Eayet et aussi avec le -1-^ type de 
Secchi (IIIô de Yogel); mais elles ne présentent avec ces dernières 
aucune relation spectrale, prouvée par l'existence de raies communes. 
7. On pourrait encore tâcher de faire usage d'autres données pour 
soumettre à un contrôle la constitution que nous venons de trouver 
pour Arcturns et les étoiles du 3" type, savoir des données fournies 
pour les étoiles doubles. Mais par elles-mêmes les étoiles doubles opti- 
ques ne nous apprennent rien quant à la masse des étoiles ; cela résulte 
par exemple des considérations suivantes, que l'on trouve e. a. dans 
Newcomb „The Stars". Imaginons qu'une étoile double soit placée 
à une distance u fois plus petite, en même temps que toutes les dimen- 
sion deviennent n fois plus petites , sans que la densité et le pouvoir 
rayonnant se modifient. Alors la masse diminue dans le rapport , la 
longueur ix, de l'orbite dans le rapport «, et la durée de révolution reste 
la même; l'intensité lumineuse devient //" fois plus petite, donc l'éclat 
apparent ne change pas et il en est de môme des dimensions apparentes 
de l'orbite; en d'autres termes l'étoile double nous ap])araît d'une façon 
identique. (3n ne peut donc pas trouver la masse indépendamment de 
la distance. Si l'on représente jjar a, la valeur angulaire du demi grand 
axe, par F la durée de révolution, par 5 la densité, par A le pouvoir 
émissif lumineux, par 77 la parallaxe et par p le rayon de l'étoile, nous 
pouvons écrire 7:^ M = — ^'^ masse Af est égale à une constante 
numérique multipliée ])ar p^l, l'éclat apparent /i'est une constante mul- 
