CHAPITRE III. — GRANDEURS DES ÉTOILES. II

raDgeons dans les deu\ premières grandeurs, la méthode de comparaison directe est, en effet, fort incertaine à cause des distances qui les séparent sur la sphère céleste; et, d^autre part, la notion de moyenne j est inapplicable à cause de leur petit nombre. Les mois première ou deuxième grandeur n'ont donc, en réalité, aucune signification bien nette; la formule de Pogson permet de la préciser en partant de mesures d'éclats faites par des procédés spéciaux. On a été ainsi conduit à adopter pour les étoiles une échelle déterminée de grandeur, se reliant d'ailleurs à l'échelle ordinaire, et dont le principe est le suivant :

Choisissons pour type une étoile dont l'éclat soit sensiblement la moyenne de ceux des étoiles de première grandeur, Wéga est l'éloile adoptée, prenons son éclat pour unité et donnons à sa grandeur stellaire la valeur zéro; la grandeur m d'une autre étoile sera définie par

m=~ii,51ogE,„

et s'obtiendra en multipliant par 2,5 la valeur logarithmique de son éclat.

Dès lors, toutes les étoiles plus brillantes que l'étoile type auront des grandeurs négatives; ainsi Sirius aura pour grandeur — 1,5; de même, le Soleil aura sa place dans celte échelle de grandeurs et nous verrons plus lard qu'elle est marquée par le nombre — 25,5.

Celte échelle nouvelle est dite échelle normale; il faut bien remarquer qu'elle est basée sur un coefficient obtenu à l'aide des étoiles faibles et adopté pour tous les cas en raison seulement des facilités de calcul que présente sa valeur numérique (*).

(') Ajoutons, en terminant, que l'Association américaine a pris récemment ■ iDitiative d^une classification des étoiles de la lo* à la i5* grandeur, diaprés les priocipes de Gould; ce travail est en cours d'exécution.

Il6 TRAITÉ D*ÀSTRONOMIS STELLAIRB.