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REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES. 
m, m',... nous conduirait au même résultat ; mais ici le 
coefficient constant f représenterait l’attraction mutuelle 
de deux unités de masse à l’unité de distance dans ce 
système stellaire. En toute rigueur, rien ne prouve que 
ce coefficient /’ ait la même valeur ici-bas et là-haut. Si 
l’on se refuse à admettre cette identité, on s’enlève toute 
possibilité de pousser plus loin la comparaison des sys- 
tèmes stellaires et de notre monde solaire ; si, au con- 
traire, on l’accepte — et rien ne s’y oppose — il en 
résulte, entre tous ces mondes, un lien de parenté qui 
permet de les comparer entre eux et de poursuivre à toute 
hauteur les conséquences de l’attraction newtonienne 
rendue ainsi universelle . 
Acceptons cette hypothèse, et nous voici en possession 
de tout ce qu’il faut pour peser les étoiles. 
En résolvant le problème des deux corps , appliqué au 
Soleil et à la Terre, on trouve, entre les masses M et m, 
le demi-grand axe d de l’orbite de la Terre et la durée T 
de sa révolution, l’année sidérale, rapportés à des unités 
déterminées de masse, de longueur et de temps, la rela- 
tion 
/' (M -f m) 
47r 2 a 3 _ 
^2 
Remarquons que le rapport ^ n’est pas indépendant 
de la masse m de la planète considérée. Si la troisième loi 
de Kepler — qui n’est qu’une loi approchée — n’en tient 
pas compte c’est que, dans notre système planétaire, les 
masses individuelles des planètes sont de l’ordre du mil- 
lième de la masse solaire et cessent dès lors de compter, 
dans une première approximation, en face de celle-ci. 
Mais rien ne nous autorise à transporter ce raisonnement 
aux étoiles doubles dont les composantes, souvent d’éclat 
voisin, peuvent très bien posséder des masses équiva- 
lentes. Retenons donc la formule générale que nous 
venons d’écrire. 
En l’appliquant — nos hypothèses antérieures nous y 
