SÉANCE DU 22 DÉCEMBRE I919. 1209 



M. Eddington a montré que ce problème difficile est accessible au calcul, 

 quand on considère les étoiles comme formant un système fini, en état per- 

 manent, sans qu'il soit nécessaire de supposer que le système possède une 

 symétrie globulaire. A la vérité, il semble indispensable, pour conduire 

 l'analyse jusqu'à son terme, de posséder des renseignements statistiques 

 encore plus complets au sujet des mouvements stellaires, mais on peut 

 espérer que la tâche ne sera pas au-dessus du zèle des observateurs. Déjà les 

 données recueillies apportent aux calculs de M. Eddington des confirmations 

 précieuses. 



Un autre ordre de recherches, poursuivi avec un égal succès par Témi- 

 nent professeur de Cambridge, se rapporte aux étoiles affectées de fortes 

 variations à courte période. Pendant longtemps, ces fluctuations ont paru 

 pouvoir s'expliquer par les éclipses mutuelles de deux corps voisins; mais, 

 en présence des faits recueillis dans ces dernières années, cetle explication 

 perd de plus en plus de terrain. M. Eddington a développé une théorie 

 toute différente; pour lui, l'astre variable est unique, mais animé de pulsa- 

 tions rapides qui affectent, dans une large mesure, la température et le 

 volume. Ces étoiles, connues sous le nom de Céphcides, sont beaucoup moins 

 denses que le Soleil. La pesanteur y est combattue efficacement, même dans 

 les parties profondes, par la pression de radiation. Mais cet état de choses 

 ne persiste pas indéfiniment; avec le temps, l'étoile se contracte, sa tempé- 

 rature passe par un maximum, la pesanteur acquiert une prédominance 

 décidée sur la pression de radiation, il y a diminution progressive de la 

 température et de la masse et, en moyenne, augmentation de la vitesse. 

 L'analyse de M. Eddington rend compte de la plupart des corrélations 

 constatées entre les caractères des étoiles; elle fait comprendre aussi 

 pourquoi l'échelle des masses est beaucoup moins étendue que celle des 

 éclats apparents. Un lambeau de nébuleuse a peu de chance de se constituer 

 à l'état isolé, si sa masse n'est pas au moins un dixième de celle du Soleil ; il 

 y a peu d'apparence qu'il évite de se fragmenter, si sa masse vaut /\o fois ou 

 plus celle du Soleil; il ne saurait acquérir une incandescence très vive et 

 rentrer dans la classe spectrale B, si sa masse n'est pas au moins double de 

 celle du Soleil. 



Le temps exigé par une telle évolution peut être calculé, si l'on se donne le 

 degré d'opacité de l'étoile et son poids atomique moyen. Les chiffres admis 

 par M. Eddington peuvent sembler un peu arbitraires, mais ils trouvent 

 un contrôle dans l'accord de leurs conséquences avec l'observation. Ces 

 travaux, dont nous n'avons pu donner ici qu'une idée très sommaire, ont 



C. 15., i|)i9, 2- Semestre. (T. IGD. N" 25.) ^^° 



