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Classe XIII— XIV (liasse X V Classe XVI— XV I II 
Gr. 
(h: 
Coiil. 
ih. 
Coul. 
0,3 
3,1. (1) 
0,7 
4,5 (2) 
0,95 
6, 15 (2) 
3,07 
4,71 (7) 
2,12 
5,50 (6) 
2,50 
6,10 (6) 
3,5 1 
4,61 (7) 
2,92 
5,66 (9) 
3,22 
6,65 (6) 
3,98 
4,72 (!J) 
3,37 
5,74 (9) 
3,72 
6,65 (4) 
4,21. 
4,88 (8) 
3,35 
5,46 (!)) 
4,15 
6,75 (6) 
4,84 
|.,88 (8) 
3,75 
5,71 (8) 
4,63 
7,07 (7) 
3,90 
5,55 (10) 
4,88 
7,22 (9) 
4,00 
5,70 (7) 
5,28 
7,22 (8) 
4,14 
5,85 (11) 
4,45 
6,08 (6) 
4,87 
6,43 (7) 
On constate dans toutes ces séries que la teinte se fonce à mesure 
que la clarté s'allaiblit. On peut se pro])oser de représenter la cou- 
leur connue une fonction linéaire de la clarté; j'ai trouvé par voie 
graphique : 
Cl. III— VI c= 2,15 + 0,35 (w— 3) 
„ VII— VIII 2,27 + 0,36 „ 
„ IX— XII 3,17 + 0,39 „ 
„ XIII— XIV 4,45 + 0,42 „ 
„ XV 5,47 + 0,39 „ 
„ XVI— XVIII 6,60 + 0,20 „ 
Pour tous les groupes, sauf pour le dernier, on trouve donc à peu 
près le même coefficient. La valeur des coefficients est déterminée sur- 
tout par la différence de coloration observée entre les étoiles très lumi- 
neuses de première grandeur, et la grande masse des étoiles de 3^ et 4*^ 
graïuleurs. Pour établir Taccord entre le coefficient du dernier grou])e 
et ceux des groupes précédents, il faudrait prendre pour y, Tauri et 
^ Orionis la couleur apparente 5,6 au lieu des ap])réciatioiis réelles 6,4 
et 6,5. 11 n'est pas bien possible d'admettre une erreur aussi graude 
pour ces étoiles claires, souvent examinées; l'écart du coefficient pour 
les étoiles rouges doit donc être considéré provisoirement comme réel, 
bien qu'il soit difficile d'en donner en ce moment une explication. 
Si Ton réunit les résultats des cinq premiers groupes, en ordonnant 
d'a])rès la clarté les écarts des constantes des formules relatives à m — 3, 
et en prenant de nouveau les moyennes, on trouve: 
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