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catastrophe ait pu être déchaînée par l'action perturbatrice réciproque 

 des deux corps. 



Dans le cas que nous venons d'examiner, nous avons considéré 

 une étoile déjà éteinte, et nous pouvons maintenant, en raisonnant dans 

 l'hypothèse d'un nucleus solide, mais excessivement chaud, dresser en 

 quelque sorte son horoscope. 



Après avoir fait sa réapparition, elle finira par s'éteindre de nouveau, 

 pour revenir plus tard sous forme d'étoile nouvelle et ainsi de suite. 

 Je crois parfaitement possible qu'il lui faille des milliards d'années pour 

 arriver au repos complet, mais le temps qui s'écoulera entre deux 

 apparitions deviendra de plus en plus long et se comptera peut-être 

 finalement par centaines de mille ans. 



Nous avons supposé qu'une étoile s'éteignait parce qu'elle émettait 

 sa chaleur rayonnante plus vite que son nucleus solide, son réservoir de 

 chaleur, ne pouvait la lui fournir; par suite, la photosphère se solidifiait 

 en formant une couche relativement isolante autour du nucleus. Il est 

 clair d'ailleurs qu'une pareille solidification de la photosphère peutêtre 

 partielle, sans que l'étoile s'éteigne nécessairement. En effet, lorsque 

 l'étoile, alors que sa photosphère n'est figée dans aucune de ses parties, 

 laisse rayonner plus de chaleur qu'il ne lui en est apporté de l'intérieur, 

 une partie de la photosphère devra nécessairement se solidifier et se 

 déposer sur le nucleus solide: mais comme, en raison de cette inter- 

 calation d'une couche isolante, la photosphère extérieure rayannante va 

 recevoir encore moins de chaleur qu'auparavant, elle se figera de plus 

 en plus, et le pouvoir lumineux de l'étoile ira en diminuant. 



Cependant les couches déposées recommenceront a fondre sous 

 l'influence de la chaleur émise en abondance par le noyau, chaleur qui 

 ne se communique maintenant que faiblement à la photosphère. La 

 solidification des couches vers l'extérieur sera donc suivie de leur fusion 

 par le dedans. Et suivant que cet apport de chaleur sera plus ou 

 moins rapide, il faudra à la fusion un temps plus ou moins grand 

 pour l'emporter sur la solidification. Cela devra finir un jour par une 

 catastrophe, qui brisera la croûte, les couches inférieures surchauffées 

 de la photosphère se mêlant alors aux couches supérieures refroidies, et 

 l'étoile ne tardera pas à briller de son plus vif éclat. Le rayonnement 

 moyen de l'étoile pendant toute une période sera alors approximative- 

 ment égal a la chaleur fjui lui est apportée du dedans pendant la 

 même période. 



Dans ce qui précède, nous avons, pour plus de simplicité, admis que 

 l'étoile se compose de couches concentriques homogènes. Mais il va 



