étoiles des divisions F0 à F9, mais les étoiles qui entourent la division F0, c’est-à-dire les étoiles des divisions A5 à F4. Shapley et Miss Cannon ont trouvé, d’après le Henry Draper Catalogue, que, pour les étoiles plus brillantes que la magnitude m = 8,75, les différents groupes ainsi formés contiennent les proportions suivantes (p. 100) d’étoiles :
| Groupes | B | A | F | G | K | M |
| Divisions | B0-B5 | B6-A4 | A5-F4 | F5-G4 | G5-K4 | K5-M8 |
| Proportions | 2,5 | 26,7 | 11,0 | 16,7 | 35,4 | 7,6 |
Mais ces chiffres ne donnent pas une, idée correcte des proportions d’étoiles des différents types qui existent dans l’Univers. Les étoiles B sont des étoiles très lumineuses, et l’ensemble des étoiles B de magnitude m < 8,75 comprend sans doute toutes les étoiles B jusqu’à une distance D = 1 000 parsecs ; les étoiles naines G et M ont au contraire une magnitude absolue élevée, et la statistique de Shapley ne doit guère contenir que les étoiles dG situées à moins de D = 80 parsecs de nous, et les étoiles dM plus rapprochées que D = 15 parsecs. La proportion réelle d’étoiles dG et dM dans l’Univers est donc certainement plus grande que ne l’indique cette statistique.
Pour avoir la proportion réelle des étoiles des divers types dans une sphère de rayon , entourant le Soleil, il suffirait, si toutes les étoiles étaient uniformément réparties dans l’espace, de calculer pour chaque classe la distance limite du Henry Draper Catalogue, en distinguant les naines et les géantes, et de multiplier les nombres de Shapley par les rapports . En réalité, la répartition spatiale n’est pas la même pour les différents types, et une statistique correcte ne doit comprendre que des étoiles d’une même région du Ciel : il faut, pour la dresser, déterminer les types spectraux d’étoiles naines assez éloignées, dont la magnitude m est nettement supérieure à 8,5.
Diverses statistiques ont déjà été publiées. Nous donnerons, à titre d’exemple, les résultats obtenus par Maxwell pour les étoiles du Cygne situées entre 125 et 200 parsecs, à partir de déterminations de types spectraux allant jusqu’à la magnitude m = 14,5. Il trouve que, dans un volume de 100 000 parsecs
