132 N.-C. nUNÉR, SUR LES ETOILES A SPECTRES DE LA TROISIÉME CLASSE. 



sodiuin, du magnesium, du fer. Mais ces gaz se trouvent probablement d'une tempéra- 

 ture si élevée, que leur pouvoir d'absorption est tres réduit. Mais ä mesure que, par 

 le refroidissement suceessif de Tétoile, le spectre se rapproche de la seconde classe, les 

 raies métalliques deviennent plus fortes et plus nombreuses, tandis que, chose tres 

 remarquable, les raies de Thydrogéne se rétrécissent. Ainsi le spectre devient de plus 

 en plus semblable a celui de notre soleil, dans son état actuel, et par un renforcement 

 ultérieur des raies métalliques, il finit par ressembler k celui de TArcturus. 



Jusqu'å ce poiiit du développement des étoiles, on n'a aucune raison d'avoir 

 égard séparément aux deux sections de la troisiéme classe, mais ä partir d'ici cela 

 devient indispensable. 



Si par conséquent on considére d'abord les spectres qui finiront par devenir Illa, 

 le changement semble s'opérer de la suivante maniére. Probablement a cause du refroi- 

 dissement toujours croissant, les raies métalliques, et surtout celles du fer, du magne- 

 sium, du calcium et du sodium, deviennent encore plus grosses, et outre elles se pré- 

 sentent de nombreuses raies faibles et étroites qui s'accumulent en groupes, ordinaire- 

 ment dans le voisinage immédiat des plus fortes raies. A cette période de développement, 

 il est souvent difficile sinon impossible de décider, avec des spectroscopes d'une faible 

 dispersion, si ce qu'on voit sont des raies larges ou des bändes reelles. Cest ce qui 

 arrive presque déjä dans le spectre de TAldebaran. Mais les raies faibles s'accumulent 

 de plus en plus, de sorte qu'on ne peut plus les séparer les uns des autres, et occupent 

 des espaces plus larges, et maintenant le caractére Illa s'accuse distinctement. D'abord 

 les bändes dans le rourre et dans Torangé sont les seules distinctement visibles; mais 

 plus tärd les bändes dans le vert-bleu et dans le bleu deviennent aussi tres fortes et 

 tres larges. 



Tandis que le développement des étoiles Illa a été bien connh déjk avant mes 

 recherches, les observateurs antérieurs n'ont connu aucune étoile dont le spectre fut 

 rintermédiaire entré la classe Ila et la classe III b. Cest ainsi que p. ex. M. Pechule 

 déclare pour inadraissible Thypothése que les classes Illa et Illb sont coordonnées. 

 Par contre, il parait disposé ä supposer que les spectres III b représentent une phase, 

 peut-étre la derniére avant son extinction totale, dans le développement de chaque 

 étoile, et que le passage du type Illa au type Illb se fasse subitement ou par une 

 catastrophe, pendant laquelle apparaissent des lignes brillantes ^) Mais M. Pechule 

 semble pourtant hésiter lui-méme d'accepter tout de bon cette hypothése, et il iinit par 

 déclarer que le role physique des étoiles Illb est encore tout ä fait mystérieux. 



Une considération bien simple fera peut-étre disparaitre au moins en partie ce 

 qu'il semble y avoir de mystérieux dans ces étoiles. Si Thypothése que nous avons, 

 en plein accord avec M. Vogel, mise ä la premiére ligne, est juste, il faut nécessaire- 

 inent que les étoiles qui font Tintermédiaire entré la seconde et la troisiéme classe 

 soient relativement rares, vu qu'elles se trouvent dans une phase passagére de leur vie. 

 Les recherches spectroscopiques générales de M. Vogel affirment ce fait, car parmi les 

 nombreuses étoiles qu'il a examinées il n'y a en total que 48 dont les spectres sont 



') Expedition danoise etc. p. 22 



