8 LA DISTRIBUTION DE LA LUMIÈRE GALACTIQUE, ETC. 



Cette conclusion — que le phénomène de la Voie lactée doit 

 être attribué pour la plus grande partie aux étoiles très faibles, 

 non encore cataloguées — est fortement appuyée par la ressem- 

 blance entre les dessins de la Voie lactée et les photographies qui 

 embrassent des régions étendues (p. ex. celles de Max Wolf, 

 reproduites dans Knowledge, 1891, de Barnard dans Y ' Astrophys- 

 ical Journal); quelquefois la ressemblance est môme frappante: 

 comparez la photographie de Barnard, du 17 août 1895, région 

 d'Altaïr, avec la l le planche dénia Voie lactée boréa le (Paris, 1893), 

 ou bien la région près de Messier 11, Scutum, photographie prise 

 le 16 août 1895, avec la carte de Y Uranometria Argentina. Il va 

 sans dire que l'impression générale qu'on reçoit de ces photogra- 

 phies ne dépend que pour une fraction très minime des étoiles plus 

 brillantes que la 10 e grandeur. Cet accord entre l'observation à 

 l'œil nu et la photographie confirme du reste parfaitement l'opinion 

 exprimée par Kapteyn: (Public. Axir. Labor., Groningen, 8, p. IS, 

 note) que l'énorme condensation des étoiles très faibles vers la Voie 

 lactée, évidente dans les photographies, est bien réelle et n'est pas 

 due seulement à une différence dans la couleur des étoiles, dans 

 la Voie lactée et en dehors de la zone. 



Mon travail était en préparation , lorsque parut l'ouvrage de 

 Stratonofe. Pour le but que je me proposais, le degré d'exacti- 

 tude des valeurs pour la densité qu'il donne dans l'Appendice II 

 de son livre, est amplement suffisante; je pouvais ainsi m'en servir. 

 Seulement, les limites des groupes (demi-grandeurs d'ARGELANDER) 

 n'étant pas constantes ■ — cela à été suffisamment démontré — 

 pour les diverses régions de la zone, j'ai combiné ses classes (qui 

 sont aussi celles de Seeliger, à peu près) de façon à obtenir des 

 groupes comprenant un très grand nombre d'étoiles; de la sorte l'incer- 

 titude des limites serait aussi peu gênante que possible, et les irré- 

 gularités purement locales de la distribution n'auraient pas d'in- 

 fluence sensible. Ainsi, les trois cent mille étoiles relativement bril- 

 lantes d'ARGELANDER furent divisées en quatre groupes seulement, 

 (pour deux groupes tout au moins les limites étaient indiquées d'a- 

 vance par la nature de la B. D.): groupe I embrasse les étoiles 

 de la grandeur — G . 5 Arg. ; groupe 11,6.6 — 8.0; groupe 111 , 

 s.l —9.0; groupe IV, 9.1 — 9.5 Arg. 



J'ai dû écarter les travaux d'HERSCBEL, Epstein, Celoria e. a., 

 concernant les étoiles plus faibles que celles d'ARGELANDER, à cause 

 du caractère fragmentaire de ces travaux, et aussi pareeque les 

 régions qu'ils ont choisies ne sont pas distribuées arbitrairement 

 sur la zone galactique. 



