REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES. 
4 54 
et la masse du système. Ces circonstances favorables se 
rencontrent dans une dizaine de cas. Avant de grouper les 
résultats de ces calculs, indiquons brièvement comment on 
les obtient. 
Nous avons dit que la parallaxe d’une étoile est l’angle 
sous lequel, de la distance qui nous en sépare, on voit le 
rayon de l’orbite terrestre ou la distance moyenne du Soleil 
à la Terre. Cette distance est Y unité astronomique ; elle 
nous est connue et vaut, en milliers de kilomètres, 
149501. Voici une étoile dont le demi-grand axe de 
l’orbite elliptique mesure a " et la parallaxe p" : le nombre 
a qui mesure en unités astronomiques ce demi-grand 
axe, vu d’ici sous l’angle a", nous est évidemment fourni 
par le rapport y . Une simple division conduit donc au 
résultat et nous donne, en kilomètres, les dimensions de 
l’orbite relative de cette étoile. 
Il est moins facile de la peser. 
Nous avons vu les raisons qui, sans l’imposer en toute 
rigueur, rendent légitime l’application des deux premières 
lois de Kepler aux révolutions stellaires ou. ce qui est la 
même chose, l’extension à ces mondes lointains du prin- 
cipe de l’attraction proportionnelle à la masse de l’astre 
mobile et en raison inverse du carré des distances. Nous 
n’avons rien dit jusqu’ici de l’application aux étoiles de la 
troisième loi de Kepler : les carrés des nombres qui 
mesurent les périodes de deux planètes quelconques sont 
entre eux comme les cubes des nombres qui mesurent 
les grands axes de leurs orbites. Nous n’avons rien dit 
non plus de l’extension à l’univers stellaire de l’attraction 
proportionnelle à la masse de l’étoile principale. La raison 
en est bien simple : pour pouvoir, en toute rigueur, 
énoncer des étoiles cette troisième loi qui règle le mouve- 
ment des planètes, l’observation aurait dû nous fournir 
l’occasion de la vérifier en nous montrant là-haut deux 
étoiles satellites au moins tournant autour du même Soleil. 
