SÉANCE DU 25 JANVIER IQlS. 127 



beaucoup d'autres (') des étoiles de Wolf-Rayet, est également visible 

 dans les protubérances solaires et dans la chromosphère, ce qui, on le 

 sait, est fréquemment le cas pour les raies des étoiles nouvelles. 



Quant aux raies du groupe comprenant l'étoile de Campbell, 

 SirW. Huggins a probablement observé la principale, à laquelle il attribue 

 la longueur d'onde 671 5 dans Nova Aurigae au début de février 1892, et son 

 observation est confirmée par Campbell et Espin (*). La radiation X63o 

 était aussi visible dans Nova Aurigœ. On pourrait encore relever d'autres 

 coïncidences. 



Ainsi donc, le type spectral de Wolf-Rayet qui — de nombreuses 

 recherches l'ont démontré (') — succède à l'état nébulaire comme terme 

 final de l'évolution des Novœ, offre sans cesse, à mesure qu'on l'étudié, plus 

 de similitude avec celles-ci. Tout semble donc indiquer que les étoiles de 

 Wolf-Rayet ne sont que les vestiges affaiblis d'anciennes Nova^ apparues au 

 cours des siècles passés. Peut-être ce rapprochement donne-t-il, sur l'ori- 

 gine même des unes et des autres, une indication de quelque intérêt. 



On sait que les étoiles nouvelles apparaissent de préférence dans la Voie 

 lactée; mais leur statistique est encore peu nombreuse et une ou deux 

 exceptions suffisent à la troubler. Or les étoiles de Wolf-Rayet dépassent 

 la centaine ; elles sont toutes soit très près de la Voie lactée, soit dans les 

 Nuées de Magellan ou dans d'autres amas. On est alors plus sérieusement 

 en droit de penser qu'une très forte densité stellaire est nécessaire au 

 phénomène. Mais si la naissance d'une Nova était indépendante des astres 

 voisins, le nombre des cas observés serait simplement proportionnel à celui 

 des étoiles de la région : il y aurait bien concentration, mais non pas très 

 accentuée. Au contraire, dans un système contenant, par unité de volume, 

 n étoiles animées de vitesses, distribuées au hasard, la probabilité d'un 



(^) H.-C. V'ogel avait trouvé dans Nova Auriga^, en 1892 (Frosï, Aslronomical 

 Spectroscopy, p. 286), une raie qu'il croyait être 7.7066 de la chromosphère et qui 

 appartient aussi à l'hélium : il ne serait pas inipossible que la forte raie que nous 

 avons reconnue dans B.D. 8821 +38" et 4ooi -f- 35° soit double; la composante la 

 moins réfrangible pourrait peut-être coïncider avec la raie de \ ogel. 



(-) Miss Glekke, History of Astronomy, 1902, p. 896, PI. V. — Voir aussi : Campbell 

 Astronomy and Astiophysics, 1892, p. 5^3, et Espin, Astr. Nachr., n° 3124, p. 5i. 



(3) Voir entre autres : W.-S. Adams et F, -G. Pease, Astroph. Journal., t. XL, 

 1914, p. 296. 



C. R., 1915, I" 5e/ne5^re. (T. ICO, N° 4.) I^ 



