CHAPITRE XXIV. - SOLKIL CENTRAL

milieu, el d'autre part satisfaisant très suffisamment aux conditions fondamentales, on est provisoirement autorisé à la considérer comme le centre dynamique du système tout entier; et, c'est en ce sens purement mathématique que Màdier lui donne le nom de Soleil central.

On peut d'ailleurs ajouter quelques considérations intéressantes à titre d'indications et de conjectures.

567. Éléments de Vorbite du Soleil, — Si à partir d'Alycone €t en arrière d'elle, on prend sur le grand cercle déterminé par le plan de son mouvement apparent un arc égal à iii"3o',7, on trouve, à 2" 36 au-dessus d'elle et au sud, le point O vers lequel se dirige le Soleil; résultat à fort peu près conforme à notre proposition théorique fondamentale, puisqu'un déplacement de o", 20 du lieu d'Alcyone ou de 2** 36' du point O vers le sud suffit pour assurer leur coïncidence; l'arc précédent dépassant le quadrant de 2i"3o',7, il en résulte que l'orbite d<; notre Soleil n'est pas circulaire, mais aussi que son excentricité est faible et comparable à celle d'un certain nombre d'orbites planétaires.

Le mouvement annuel du Soleil vu d'Alcyone étant égal au mouvement apparent o'',o47i de celle-ci, la durée de sa révolution serait de vingt-deux millions deux cent soixante-huit mille années et contiendrait donc à peu près autant d'années terrestres qu'une de celles-ci contient de secondes, ou bien encore elle serait environ mille fois plus longue que la période de la rotation de l'axe terrestre par suite de la précession.

068. Influence de la masse du groupe central, — Dans l'hjpothèse d'un centre tout à fait dépourvu de masse, nous avons vu que toutes les composantes d'un amas globulaire tournent dans le même temps : or, la masse de notre groupe central ne paraît pas devoir être considérée comme nulle.

Le groupe des Pléiades comprend, en effet, plusieurs milliers d'étoiles (*) tandis que son diamètre n'atteint pas le quarantième de la distance qui en sépare notre Soleil; et, s'il ne paraît exister

(') C'est ce que iiiontrenl les observations photographiques, en particulier les belles épreuves de MM. Henry {PL III).

parant, au nombre total des étoiles de chaque zone, celui d» étoiles pour lesquelles la différence (cp — i) est supérieure valeur moyenne donnée par leur ensemble : on aura pour la portion />' et en poussant jusqu'à une distance angulaire de

Zones. Nombre d'cloiles. /?'.

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