sans aucun doute au système galactique, aussi bien que les « nuées d’étoiles » qui sont caractéristiques de cette formation. À l’aide d’une méthode due à M. Lindblad on a déterminé la distance qui nous sépare de ces « nuées ». M. Lundmark a trouvé que celles du Cocher, du Cygne (voy. fig. 7) et celle de l’Aigle (voy. fig. 8) sont à 5 000, à 25 000, et à 16 000 années-lumière de nous. L’ensemble du système des amas dispersés a des dimensions environ 20 fois plus grandes que celui des étoiles à hélium étudié par M. Charlier.
Ce groupe, ou système, dont nous avons déjà parlé plus haut et dont notre soleil fait partie, comprend presque toutes les étoiles connues, à hélium, supérieures à la 7e grandeur. Il comprend encore la plupart des étoiles à hydrogène, et enfin de nombreuses étoiles jaunes et rouges. Le plan moyen de ce groupe « local » n’est pas plus éloigné, il est même vraisemblablement plus rapproché de nous que 60 années-lumière. Ce plan est au sud du soleil. Tout au contraire le plan moyen galactique des amas ouverts se trouve à 175 années-lumière au sud du point milieu de notre groupe « local ». M. Shapley considère ce groupe comme un grand amas dispersé.
Reprenons maintenant les amas fermés, ou globulaires. Le plus proche d’entre eux, Oméga du Centaure, se trouve à 23 000 années-lumière environ de nous. Tous ces amas sont groupés d’une façon relativement serrée en dehors des deux plans limites de la grande zone galactique, dont l’épaisseur est de 11 400 années-lumière ou 3 500 parsecs. Leur ensemble a un centre qui est
