REVUE DES RECUEILS PERIODIQUES 
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Ce nouveau système sera nécessairement héliocentrique 
comin? celui auquel il va se substituer. Dès lors, il sera com- 
plètement défini (au sens près, pour lequel un mot suffit) 
par le choix de son axe des x et d’une direction à laquelle 
doive appartenir son plan des xz\ par exemple, que l’axe des 
z passî, dans sa partie positive, par telle étoile, et que telle 
autre étoile ait un angle de position nul ; ou bien, plus gé- 
néralement, que telle étoile qui avait telle ascension droite 
et telle déclinaison dans le système équatorial de telle époque 
ait telle et telle coordonnées polaires dans le nouveau sys- 
tème, et que telle autre étoile définie de la même manière, 
ait telle valeur pour l’une ou l’autre de ses deux coordonnées 
polaires nouvelles. Cette définition est toute remplie d’ad- 
jectifs indéfinis : les nombres sur lesquels on se mettra 
d’accord pour les remplacer sont absolument indifférents. 
Encore faut-il qu’on se mette d’accord. Or, la sphère 
étoilée, perspective sphérique de la gerbe stellaire, pré- 
sente une zone dans laquelle les rayons de cette gerbe se 
pressent en nombre extrêmement grand : c’est la voie lactée. 
Cet immense amas d’étoiles fait le tour du ciel, limité par 
des contours fort irréguliers. Malgré ces irrégularités, on parle 
d’un plan moyen de la voie lactée. Quelle est la définition 
de ce plan mo3 r en ? Ceci est bien difficile à préciser. 
Comme la voie lactée fait le tour du ciel, à peu près sui- 
vant un grand cercle de la sphère étoilée, et que la distance 
du Soleil à la Terre est, dans cette question, tout à fait 
négligeable vis-à-vis de celle du Soleil aux étoiles, nous 
pouvons déjà demander que le plan cherché passe par le 
centre du Soleil. Dès lors, deux conditions simples sont 
nécessaires et suffisantes à sa définition. Il est insuffisant de 
demander que le nombre des étoiles soit le même de chacun 
des deux côtés de ce plan, car ceci n’est qu’une condition 
simple, mais la définition sera complète sous la condition 
suivante qui équivaut à deux conditions simples : on con- 
sidère les intersections de tous les rayons de la gerbe stel- 
laire avec une sphère de rayon quelconque, et on demande 
que soit minimum la somme des carrés des distances de ces 
intersections au plan à définir. C’est à peu près cette défini- 
tion qu’a adoptée S. Newcomb : à peu près seulement, car, 
nu lieu de l’appliquer à toutes les étoiles, ce qui était im- 
