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COURANTS D’ÉTOILES 
de vue que l’on peut y voir autre chose. Imaginons le 
Soleil fixe ; donnons au système stellaire une transla- 
tion rectiligne et uniforme, et supposons que les mou- 
vements particuliers des étoiles, dans leur ensemble 
en translation, se fassent indifféremment dans toutes 
les directions. Rien d’essentiel ne sera changé dans 
les calculs : ils se dérouleront de la même manière 
pour aboutir au même résultat numérique ; seulement 
ce résultat, que l’on appelait tantôt les coordonnées de 
l’apex solaire, s’appellera maintenant les coordonnées 
du radiant du système stellaire en translation. C’est 
la première interprétation qui a prévalu ; nous garde- 
rons donc à ce point le nom d’apex. 
La multiplicité des méthodes et l’ application répétée 
de chacune d’elles à des groupes d’étoiles différents, 
en vue de déterminer la position de l'apex, n’ont pas 
abouti, comme on aurait pu s’y attendre, à nous la 
faire connaître de mieux en mieux : les résultats 
obtenus sont, en effet, trop discordants pour qu'on 
puisse' tirer de leur rapprochement une approximation 
précise de cette position. 
Disons en passant qu’on n’a pas été plus heureux en 
substituant les observations spectrales aux observations 
visuelles, les composantes radiales des mouvements 
stellaires à leurs composantes normales à la ligne de 
visée. L’étude des vitesses radiales des étoiles, leur 
mesure par le spectroscope et l’application du principe 
Doppler-Fizeau, ouvrent sans doute une autre voie à 
la solution du problème ; mais les difficultés qu’v 
accumulent l’infinie délicatesse des observations, leurs 
résultats relativement peu nombreux, et surtout la 
grande incertitude qui entoure encore les données 
nécessaires à leur réduction au Soleil, ont fait que, 
jusqu’ici du moins, l’emploi de cette méthode s’est 
borné à quelques essais qui n’enlèvent rien à l’impres- 
sion que laissent les conclusions précédentes. Nous ne 
nous y arrêterons pas. 
