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pourra se calculer en fonction du nombre d'étoiles que 
renferme chaque classe. Cette derniére proposition , qui a 
servi de base á la méthode des jauges employée par Her- 
schel, a besoin de quelques mots de développement. 
Supposons un espace indéfini, rempli de points matériels 
uniformément distribués : une sphére de rayon arbitraire, 
au centre de laquelle serait placé notre ceil , renfermera un 
certain nombre de ces points qui, eu égard A leur distance 
moyenne, nous paraitront d'une certaine grosseur. 
Doublons le rayon de la sphère, et la géométrie nous 
permet de calculer le nombre des points matériels qui 
seront compris entre cette seconde enveloppe et la pre- 
miére. : 
Réciproquement, si nous ne connaissons pas le rayon 
de la seconde sphére, mais que nous comptions le nombre 
de points nouveaux qu’elle nous apporte, cette dernière 
donnée nous fournira, par un calcul inverse, le rayon 
correspondant. De plus, les points matériels de cette se- 
conde catégorie se distingueront des premiers par un 
diamétre apparent plus faible. : 
Ce qui précéde s'applique mot pour mot aux étoiles quí 
nous entourent; la richesse numérique de chaque classe 
conduit à la distance moyenne qui lui correspond : il suffit 
pour cela de posséder Punité de longueur, qui doit servir 
de terme de comparaison, et la parallaxe trouvée par 
Peters, pour les étoiles de deuxième grandeur, nous four- 
nit cette unité. On trouve ainsi que la lumière (dont la ra- 
pidité est telle qu’elle nous arrive de la lune en une seconde 
et un quart) met dix-neuf ans à parcourir le rayon de la 
sphère qui renferme les étoiles de première grandeur; cent 
trente-huit ans à nous venir des dernières étoiles visibles 
à l'œil nu, et trois mille cing cents ans à dévorer Tespace 
