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» Rien ne distingue notre Soleil de la multitude d'étoiles qui brillent au 

 ciel; les astronomes admettent volontiers que le Soleil est une étoile de 

 moyenne grandeur, dune lumière à |3eu près blanche, avec un caractère 

 très-peu marqué de variabilité [lériodique. Nous sommes donc en face d'un 

 phénomène très considérable sans doule pour nous, mais très-commun, 

 Irès-ordiiiaire dans l'univers étoile. Il convient donc aussi de partir de 

 l'idée la plus simple, la plus générale, la plus applicable à l'ensemble des 

 étoiles, et cette idée sera, sauf erreur de formule, la réunion successive de 

 la matière en vastes amas, sous l'empire de l'attraction , de matériaux 

 primitivement disséminés dans l'espace. 



» De là deux conséquences immédiates : i° la destruction d'une énorme 

 quantité de force vive remplacée parun énorme développement de chaleur, 

 2° un mouvement de rotation plus ou moins lent pour la masse entière. Le 

 calcul de la chaleur d'origine ainsi développée dans l'acte de formation du 

 Soleil a été fait par M. Helmholtz, à l'aide de diverses suppositions plau- 

 sibles sur les éléments numériques de la question : ce calcul montre qu il 

 est aisé de rendre compte ainsi d'une durée de plusieurs millions d'années, 

 tandis que les actions chimiques ne fourniraient pas à la dépense actuelle 

 de chaleur pendant la moitié de la période historique (3ooo ans) (i). 



» Cette chaleur interne, quand il s'agit de masses si considérables, dé- 

 passe de beaucoup la température où les actions chimiques commencent à 

 s'exercer; mais le refroidissement va déterminer dans cette masse de gaz et 

 de vapeurs mélangés des phases successives que nous allons examiner. Par 

 suite dé ce refroidissement, où la conductibilité directe ne saurait jouer 

 qu'un rôle insignifiant, il doit s'établir bientôt, par des mouvements inté- 

 rieurs, un équilibre stable entre les couches successives, analogue à celui 

 de notre atmosphère où les déplacements d'une couche à l'autre ne sont 

 dus qu'à l'action de causes extérieures qui n'existent pas ici. Or, quelle que 

 soit la température d'une telle masse gazeuse homogène , son pouvoir émissif 

 doit être très-faible, ses radiations doivent être toutes superficielles, puisque 

 chaque couche jouit d'un pouvoir absorbant spécial pour les rayons émis 

 par les couches inférieures. Sa conductibilité étant d'ailleurs très-faible, 

 l'équilibre de la masse entière ne subira cjue de lentes modifications, et, à 

 moins de circonstances nouvelles, on ne voit pas comment cette masse poin-- 

 rait émettre cette énorme quantité de chaleur qui ne semble subir aucun 



(i) Thompson, On the âge of the Sun^s heat, Macmillan's Magasine, march 186'/. 



