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A. PANNEKOEK. 
— 1,05 et -\- i^,S7 , des valeurs telleiiu'ut discordantes, comme on voit, 
qu'il n'y a pas moyen d'eu tirer un résultat de quelque valeur. On a 
déjà souvent attiré l'attention, non sans étonnement, sur la valeur 
extraordinairement élevée que l'expression A^/§^ prend pour y Leonis 
Taudis que dans les autres classes les valeurs extrêmes de peuvent 
s'écarter de 3,5 classes de grandeur, quand le nombre d'étoiles est con- 
sidérable, y Leonis s'écarte presque de 5 classes de la moyenne des 
deux autres, c. à d. que son pouvoir lumineux est cent fois plus grand, 
ou sa densité raille fois plus petite que pour ces deux autres classes. 
Pour les classes A et F nous trouvons que a'/§^ a des valeurs respecti- 
vement 640 et 8 fois plus grandes que pour la classe G; on ne saurait 
en tirer des conclusions relatives à la classe K, prise en son entier, ce 
qui est pourtant ce qui nous intéresse le plus. Il est possible qu'un 
examen des étoiles doubles dont le mouvement dans l'orbite n'est pas 
encore connu avec certitude (et pour lesquelles nous devons faire des 
hypothèses auxiliaires) nous fournisse plus de résultats. 
Mais les étoiles doubles spectroscopiques nous donnent par contre 
des renseignements sur la masse elle-même. Les éléments d'observation 
asini et P fout immédiatement connaître 31 sin^i; comme il n'est pas 
admissible qu'il existe une relation entre le type spectral et l'inclinai- 
son de l'orbite par rapport à la ligne de visée, on ])eut admettre que 
pour tous les groupes la moyenne de siti^ i est la même. Pour les étoiles 
dont une seule composante est visible, la grandeur fournie par l'obser- 
vation contient encore un élément inconnu, savoir le rapport /3 de la 
masse de l'étoile invisible à celle de l'étoile visible. Si a est le demi 
grand axe de l'orbite que l'étoile visible décrit autour du centre de 
gravité commun, on a 
(1 + |3)^ 
Il n'est évidemment pas certain que /3 ait en moyenne la même valeur 
dans toutes les classes spectrales; si tel n'est pas le cas, les valeurs de 
M peuvent avoir une allure un peu différente de celle des valeurs de 
que nous avons calculées. 
P 
Malheureusement, parmi le grand nombre d'étoiles doubles spec- 
troscopiques découvertes jusqu'ici (on en compte 147 dans le lAck 
Observai ory Bulletin n°. 79), il y eu a fort peu dont on connaît les 
