CHRONIQUE ET CORRESPONDANCE 



peuvent être divisées en deux grands groupes, dont l'un 

 comprend ctUes dont la température augmente (étoi- 

 les géantes), cl l'autre celles f[ui ont dépasse leur tem- 

 pérature niaxiraa et dont la luminosité est maintenant 

 en décroissance (étoiles naines). 



Jusqu'à ces dernières années, la plupart des astro- 

 nomes considéraient que la série suivante de types 

 spectraux embrassait l'histoire de la vie d'une étoile : 

 B (type liéliumi, A (type de Sirius), F (de Procyonî, 

 G (solaire), K (d'Arcturus), M (d'Aldéliaran), l'état de 

 l'étoile avant qu'elle ail atteint le type B restant non 

 déUni. D'après Kussell, le type spectraldépendant prin- 

 cipalement de la température, on peut s'attendre à ce 

 que le même type spectral se manifeste deux fois au 

 cours de l'évolution d'une étoile, malgré les dilférences 

 que présente l'étal physique à ces deux époques. Au 

 stade initial (géante M), l'étoile est très grande et dif- 

 fuse, avec ime faible densité et une température basse; 

 à mesure qu'elle se contracte, la température s'élève et 

 la couleur passe du rouge au blanc par l'orange et le 

 jaune, le type spectral étant successivement K, G, F, A 

 et B. L'émission totale de lumière ne varie pas beaucoup 

 du premier au dernier terme de la série, la diminution 

 de la surface compensant l'accroissement d'intensité (iu 

 rayonnement. Mais les étoiles n'atteignent pas toutes 

 le stade B; il faut pour cela que la masse soit plusieurs 

 fois (peut-être sei)t fois) celle du Soleil. Avec une masse 

 un peu inférieure, le type A serait le type ultime. Pour 

 noire Soleil, le terme de l'évolution a probablement été 

 atteint au type F, et il est possible que des étoiles de 

 masse plus faible ne dépassent jamais les types G ou K. 

 La température maxima une fois atteinte, l'étoile par- 

 court la série des types spectraux dans l'ordre inverse de 

 celui qu'elle a suivi en premier lieu et finit par apparte- 

 nir au type M (étoiles rouges naines). Ainsi la même 

 étoile est successivement une géante et une naine à dif- 

 férents stades de sa carrière, et ces noms ne doivent pas 

 être considérés comme se rapportant à la quantité de 

 matière contenue dans une étoile, mais simplement à 

 son étal de dilatation ou de compression. 



Il serait d'un grand intérêt de trouver les nombres 

 relatifs d'étoiles qui sont à ces stades distincts de leur 

 carrière, car cela nous éclairerait sur les durées des dif- 

 férents stades. En réalité, ce problème, que M. A. G.D. 

 Crommelin envisage dans une étude récente', est extrê- 

 mement complexe, car, en raison de leur plus grande 

 luminosité, les étoiles géantes.sont viables pour nous à 

 une distance bien plus grande <iue les naines, en sorte 

 qu'elles figurent dans nos catalogues dans une propor- 

 tion'qui dépasse de beaucoup leur fréquence réelle. Ainsi 

 sir F. Dyson a conclu que (j5 "/„ environ des étoiles 

 contenues dans lecalalogue du pôlenord, de Carrington, 

 étaient plus brillantes que le Soleil; mais, quand on con- 

 sidère les étoiles dont la parallaxe dépasse i/5 de se- 

 conde, on en trouve 4 plus brillantes que le Soleil et ai 

 moins lumineuses; on peut en conclure qu'en réalité les 

 naines i)rêd(>minenl numéri(iuement, mais qu'elles sont 

 trop peu brillantes pour trouver place dans nos catalo- 

 gues, à moins d'être nos proches voisines. La prépon- 

 dérance des naines indique probablement que les étoi- 

 les restent beaucoup plus longtemps à l'état de naines 

 qu'à celui de géantes ; elle peul aussi indiquer cpie les 

 étoiles de petite masse sont beaucoup plus communes 

 que celles de grande masse. On ne peul déterminer la 

 masse des étoiles (pie pour les étoiles doubles; mais il 

 semble de plus en plus probable (ju'il y a tendance à 

 l'équipartition de l'énergie dans le système stellaire,et, 

 par conséquent, que la vitesse soit plus grande pour les 

 étoiles de petite masse que pour les étoiles de grande 

 masse. Or, on a constaté que nos plus proches voisines 

 ont des vitesses supérieures à la moyenne ; d'où l'on 

 peut conclure que ce sont des naines en un double sens, 

 que leur masse est pitite el qu'elles ont atteint un stade 

 aviineé de développement. 



Noire Soleil doit être regarilé comme commeni,aut à 



1. Scientia, novembre lUlS. 



être une étoile naine, car sa densité est actuellement 

 supérieure à celle qui correspond à un état purement 

 gazeux; d'après Eddington, le stade de température 

 ma.vima a été intermédiaire entre ceux de Sirius et de 

 Procyon. Le Soleil doit donc encore passer par deux 

 stades, celui de naine orangée et celui de naine rouge. 

 Aussi l'étude des étoiles appartenant à ces types est- ' 

 elle d'un intérêt spécial à cause de lalumière qu'elle pro- 

 jette sur l'avenir de notre Soleil. 



En examinant la liste des étoiles dont la parallaxe a 

 été déterminée, on en trouve 20 dont la parallaxe est 

 égale ou supérieure à 0,20. M. Crommelin divise ces 

 a5 étoiles en quatre groupes: 



Groupe I (luminosité quatre fois plus grande que celle 

 du Soleil) : 3 étoiles, Sirius (type A), sa luminosité 

 égale à 3o fois celle du Soleil; Altaïr (type A), 8 fois; 

 Procyon (type F), 7 fois. 



(irotipc 11 (étoiles dont la luminosité est comprise 



cuire 4 fois celle du Soleil et .-de celle-ci) : 4 étoiles, 



devis du type G et trois du type K. 



Groupe III (étoiles dont la luminosité est comprise 



entres et — de celle du Soleil) : 5 étoiles, deux du type 



G et trois du type K. 



Groupe IV (étoiles d'une luminosité inférieure à — de 

 ^ 20 



celle du Soleil) : i3 étoiles, six du type K et sept du type 



M. 



On est en droit de conclure que ces naines extrêmes 

 constituent la classe d'étoiles la plus nond)reuse que ren- 

 ferme l'espace, bien qu'on n'en connaisse que quelques- 

 unes, parce qu'à une distance médiocre elles deviennent 

 trop peu lumineuses pour figurer dans nos catalogues. 



L'examen des étoiles dont les parallaxes sont compri- 

 ses entre o",io et o",20 fournil des résultats analogues. 

 La manière dont les types si)ectraux se répartissent dans 

 les divers groupes s'accorde bien avec la théorie de Rus- 

 sell : elle montre que le stade où les étoiles sont des 

 géantes est relativement court. Il est probable qu'il n'y 

 a pas [dus d'une étoile sur 2.5oo qui soit aujourd'hui au 

 stade B; les étoiles de grande masse sont les seules qui ne 

 l'alteignenl jamais el sa durée est probablement courte. 



.\ussi M. Crommelin pense-l-il que les étoiles nai- 

 nes forment un pourcentage considérable du nombre 

 otal des étoiles ; le nombre total des naines est peut-être 

 égal aux trois quarts de celui des étoiles; elles forment 

 donc une partie beaucoup plus importante de la popu- 

 lation stellaire(]ue ne le donneraient à penser les cata- 

 logues ordinaires, qui accusent une prépondérance 

 inexistante des géantes [larce qu'elles sont visibles à des 

 distances beaucoup plus grandes. 



11 est légitime d'inférer que, si un nombre considéra- 

 ble d'étoiles sont si près de la fin de leur carrière slel- 

 laire, il y en a beaucoup plus qui ont atteint un stade 

 postérieur et sont maintenant obscures. D'ai>rès certai- 

 nes spéculations, les étoiles obscures seraient mille fois 

 jilus nombreuses que les étoiles brillantes. Cette évalua- 

 lion est probablement exagérée, mais il serai'l préma- 

 turé de tenter aujourd'hui de préciser ce point. La seule 

 manière de l'éclaircir est d'étudier l'effet gravitatif des 

 étoiles obscures sur les mouvements stellaires ; mais, 

 suivant toute probabilité, une grande partie de la masse 

 de l'Univers n'est pas agglomérée en étoiles, mais est 

 <lisséminée sous forme de nuages de poussière et de 

 nébuleuses gazeuses. 



§ 4. — Physique 



Sur le pouvoir inducteur spécifique «les 

 ntétaux. — On a longtemps discuté sur la (piestion 

 desavoir si le pouvoir inducteur spécifique el la conduc- 

 tibilité électrique pouvaient coexister dans une même 

 substance. Il semble bien i|u'on doive répondre par 

 la négative d'après la théorie de Maxwell : puisque la 

 constante diélectrique d'une substance est délinie, dans 



