DENSITÉ !STEI,LAIRI;. 
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.le n'ai pas encore fait en ce moment une détermination spéeijile 
|)uiir les diverses latitudes galactiques, parce qu'il me; semble désirable 
(le rattacher à cette détermination un examen de la (jiiestion de savoir 
si l'hypothèse, d'après laquelle la courbe de clarté (loi de mélange) est 
la même dans les diverses parties du s^ysième stellaire, est admissible. 
.1 ai d('jà rassemblé dans ce but un matériel d'observation assez nom- 
breux, — mais il se passera néanmoins encore quelque temps avant 
que cette étude puisse être entreprise avec fruit. 
Jjc but essentiel de la présente détermination est d'obtenir une pre- 
mière idée au sujet de la densité stellaire, même pour des distances qui 
n'étaient pas directement abordables dans l'examen antérieur. La déter- 
mination se rapporte aussi à des distances ])lus petites, mais il n'est j)as 
encore certain que pour celles-là nous ayons réalisé un réel progrès. 
J'ai développé dans l' Astrun. Jowni. n°. .j(j(î les expressions analy- 
tiques qui représentent d'une manière satisfaisante les nombres trouvés 
dans ma communication susnommée. 
Soient 
^ t) f-jt; Clarté app. à' une étoile de grandeur m q 
p = distance au soleil (p = 1 pour une parallaxe — - 0"1), 
iV,„ = nombre total des étoiles de la sphère céleste comprises entre 
les grandeurs apparentes m — ^ et i» -\r\ j 
A (p) = densité stellaire = nombre d^étoiles par unité de volume à 
une distance p (unité de volume = cube dont le côté à une longueur 
correspondant à une parallaxe de 0"1), 
c,i, = clarté apparente d'une étoile de grandeur apparente »/, {c.,. - 1) 
L = clarté absolue = (piantité totale de lumière rayunnée [L = \ 
pour le soleil), 
(p[L)(l L = probabilité (|ue la clarté absolue d'une étoile est comprise 
entre les limites LetL -\- dli , 
\h{L)—j ^[z)dz = probabilité (]ue la clarté absolue est com- 
L 
prises entre les limites ± t grandeur. 
