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A. l'ANNEKOEK. 
Ainsi que je viens de le dire, j'ai exclu de ces recherches les étoiles 
c et ac, les // (raies lumineuses), les Z-" (spectres particuliers) et les C 
(spectres composés). Il n'est ])as sans importance de considérer de plus 
près les étoiles c et ac, pour voir si elles se distinguent nettement par 
la couleur des étoiles a du raêmii numéro de classement. 1] étoiles ac 
donnent un écart moyen de 4~ (de -|~ 0,3 à — 0,3) et 12 étoiles 
c donnent -\- 0,7; elles sont donc un peu plus rouges que les étoiles a. 
Mais les grands écarts individuels sont remarquables; leurs valeurs 
extrêmes sont: 
/jCassiop XTII +2,5; ;^2^rionis III +1,8; 4^Camelop 77+2,0; 
S^Camelop r/+l,5; ;^Leonis ¥11—0,3; /30rionis YI— 1,2. 
On voit que les écarts sont fort différents, sans qu'il y ait à y recon- 
naître la moindre régularité. 
5. Les résultats ici trouvés permettent de résoudre une question, 
que j'ai dû laisser sans réponse dans le premier chapitre, notamment la 
question de savoir où doit être situé le maximum de pouvoir lumineux 
dans la série continue des classes spectrales. Les nombres chromatiques 
indiquent nettement une diminution dans les premières classes, un 
iiùnimiuii entre la 1^ la 5*= classe, puis une augmentation constante. 
Les étoiles dont le degré d'évolution succède immédiatement à celui 
de y Orionis (,«. Aurigae, ,C4 Hydrae, u Herculis) ont la couleur la plus 
blanche; les états de dévelop])ement antérieurs aussi bien que posté- 
rieurs sont plus jaunes; les classes i et II se rapprochent le plus de la 
classe VIII par leur couleur. C'est donc entre la 4*^ et la 5^ classe que 
doit être placé le maximum de pouvoir émissif lumineux, pour autant 
que nous puissions en juger d'après la couleur. 
Yoici maintenant quel est le nombre chromatique moyen pour cha- 
cun des groupes que nous avons formés: 
1- 
ni 
2,35 
IV- 
-V 
1,87 
VI- 
-VIII 
2,30 
'IX- 
-XII 
3,20 
XIII- 
-XIV 
4,58 
XV 
5,43 
XVI- 
-XIX 
6,66. 
