CHAPITRE V. — NOMBRE DES ÉTOILES ET LEUR DISTRIBUTION. l

Cette formule montre que le nombre des étoiles d^une classe de grandeur est sensiblement le quadruple de celui de In classe immédiatement supérieure en éclat.

D'autre part, on en déduit pour le rapport des éclats de deux ordres successifs de grandeurs

Liltrow avait trouvé

nous adopterons la moyenne de ces deux valeurs

p = o,4ia8,

ou simplement

valeur identique à celle que nous avons trouvée plus haut, n° 77, par une voie bien différente, et nous dirons que l'éclat moyen des étoiles d'une grandeur déterminée est donné par les -^ de celui de la classe immédiatement supérieure comme éclat. D'ailleurs la comparaison des nombres déduits de cette formule avec ceux que donne l'observation directe résulte du Tableau suivant relatif à Thémisphère austral :

Grandeur.

n observé.

n calculé.

Obs. — Cale

Ainsi l'accord entre le calcul et l'observation n'est pas plus

l44 TRAITÉ d'astronomie STELLAIRE.

grand pour la parlic sud de la voûte céleste que pour la pari nord.

La vérité de Thypothèsc fondamentale de toute cette discussû ne saurait donc être considérée comme prouvée; ce que noi avons surtout à en retenir, c'est une notion approximative sur U dimensions colossales de TUnivers étoile.

L'accord est, au contraire, beaucoup plus grand lorsque, lieu de s'étendre à toute la sphère, le dénombrement se fait dai un fuseau d'ascension droite.

Ainsi, prenons dans le fuseau de o** de la zone de 5" ( — 2! à — 26") du Durchmusterung Catalogue de Thome toutes h étoiles qui ont été observées au moins deux fois (142g) et classon: les par ordre de grandeur; nous aurons le Tableau suivant :

Grandeur. observé. calculé. C — O.

7,0 à 7,4 'i\ vi — 9

Négligeons Je premier nombre, manifestement erroné ; nouss aurons, par la formule

où m exprime des demi-grandeurs et où

a— OjOooojGi et 6 = 1, 543,

les nombres inscrits à la troisième colonne, dont les différences (C — O) avec les premiers sont évidemment bien plus petits que précédemment.

On en déduit d'ailleurs

nombre beaucoup plus faible que ceux de Littrow et de Gould, et dont la faiblesse relative semble montrer que, dans ce fuseau, les étoiles sont moins nombreuses et moins serrées qu'en moyenne dans la sphère tout entière.