SÉANCE UU 20 MAI I912. l325 



obtenir, mémo avec une faible dispersion, la séparation nette des deux 

 raies brillante et noire, qui correspond, dans l'étoile temporaire, à une 

 dinérence de vitesse voisine de looo''"' par seconde. On retrouve ainsi une 

 des particularités spectrales les plus curieuses de la nouvelle étoile. 



Je suis ainsi conduit à une explication des étoiles temporaires qui ne fait 

 intervenir qu'un seul astre. Cet astre est une étoile déjà refroidie, qui pré- 

 sente une écorce solide, relativement mince. Sous l'influence de causes 

 diverses, l'écorce se brise ; et les gaz intérieurs incandescents, maintenus 

 primitivement sous une forte pression par l'écorce, font brusquement irrup- 

 tion à l'extérieur, et forment pendant quelque temps une atmosphère très 

 dense, très brillante, animée de mouvements analogues à ceux de l'atmo- 

 sphère solaire, mais beaucoup plus rapides. Mais l'écorce en dessous se 

 reforme, et l'atmosphère, qui n'est plus alimentée par le noyau intérieur 

 très chaud de l'astre, se refroidit, se condense et perd peu à peu son éclat. 

 En un mol, l'apparition de l'étoile temporaire serait simplement une érup- 

 tion volcanique généralisée, beaucoup plus étendue et importante que 

 celles qui se produisent parfois sur une région très restreinte de notre 

 Terre. 



Ce rapprochement donne lieu à quchjues remarques complémentaires. 

 Les fissures de l'écorce rompue, supposées réparties sur la surface 

 entière de l'astre, jouent le rôle du réseau de filaments et alignements 

 solaires, lié intimement, comme on sait, avec les protubérances. C'est par 

 ces fissures que les gaz comprimés s'élèvent et se répandent au dehors; en 

 même temps, dans leurs intervalles, les gaz retombent et s'accumulent 

 sous une forte pression. Même on doit attribuer en partie à cette forte 

 pression le déplacement notable des raies brillantes vers le rouge ( '). 



Dans ces conditions, l'atmosphère de l'étoile nouvelle doit être le siège 



(') Les filaments des couches supérieures solaires et les fissures de l'écorce steliaire 

 ont ce point commun d'avoii' des gaz ascendants. Dans le Soleil, l'ascension des gaz, 

 parfois 1res rapide, se fait sur une petite portion de l'atmosplière ; et la descente, rela- 

 tivement plus faible, a lieu sur des régions plus étendues. Il y aurait donc des difle- 

 rences avec la nouvelle étoile, mais ces différences disparaissent si l'on admet dans 

 cette dernière une forte pression des gaz et un grand développement des fissures. 



De plus, on peut faire l'objection suivante au rapprochement présenté el à ses con- 

 séquences : dans le Soleil, on a considéié seulement les couches supérieures et dans 

 l'étoile l'ensemble des couches. Les couches solaires supérieures sont en eilet les seules 

 dont les mouvements soient faciles à reconnaître et actuellement bien déterminés. 

 Mais, avec la forte pression supposée, l'objection perd sa valeur; le grand déplacement 

 vers le rouge est subi par la lumière de toutes les couches. 



