136 N.-C. DUNÉR, SUR LES ÉTOILES A SPECTRES DE LA TROISIEME CLASSE. 



Si Ton passé ensuite ä considérer le développement ultérieur de Tétoile, il est 

 evident qu'ä inesure qu'elle se refroidit davantage, elle parvient enfin k une tempe- 

 raturs ou le carbone qui doit se trouver en abondance, soit dans son atmosphére, 

 soit sous une forme quelconque dans son photosphére, peut se coinbiner avec Télé- 

 ment, Thydrogéne ou un autre, qui ensemble avec le carbone donne origine au »Spectre 

 de SwAN». A partir de cela, le spectre se montre coupé par une large et faible bände 

 a la longueur d'onde 516'''' et par une autre encore plus påle a éTS'''', et les parties 

 du spectre au-dela de celle-ci sont tres faibles. Mais peu ä peu ces deux bändes 

 gagnent en intensité et en méme temps la bände k ööS'''' se fait valoir, d'abord a 

 peine visible, puis de plus en plus forte. A cette époque se développe la bände 

 étroite k 676'"' et finalement les trois bändes principales sont presque égales entré 

 elles en intensité, et on reconnait, dans le spectre, tous les détails caractéristiques. 

 Ce serait s'engager dans une discussion inutile si Ton voulait seulement exprimer une 

 supposition sur le moment ou les bändes secondaires dans le rouge et dans Forangé 

 font leur apparition, aucun fait n'étant connu qui put étre cité k Tappui. 



Ge qui est sans doute tres remarquable c'est que dans les spectres III b on n'aper- 

 (joit trace de la bände carbonique å la longueur d'onde 618'"",7 laquelle est si brillante 

 dans les tubes de Plucker contenant de Thydrogéne carbone. Ceci est au reste en 

 parfaite analogie avec ce qu'on voit dans les spectres des cométes qui doivent leur appa- 

 rence au méme composé carbonique que les spectres stellaires III b, et il y a des ana- 

 logies aussi pour les autres bändes. Ainsi la bände k 563"" est souvent bien faible 

 méme dans de brillantes cométes, et la bände dans le vert est toujours la plus forte, 

 aussi bien dans les cométes que dans les étoiles. La bände dans le bleu est quelque- 

 fois assez faible dans les spectres cométaires, tandis que dans les étoiles elle est seule- 

 ment un peu plus faible que la bände dans le vert; mais il faut se souvenir qu'elle 

 est située dans une partie déjä tres faible dans les spectres des étoiles. Il est donc 

 fort possible qu'un affaiblissement médiocre sufSse pour rendre entiérenient impercep- 

 tible la lumiére restante. Il n'y a donc peut-étre pas ä voir dans cela une diversité 

 entré les cométes et ces étoiles. Quant aux bändes violettes, elles sont tres faibles 

 dans les tubes de Plucker, mais fortes dans le spectre de la flamme de Talcool. On 

 en a vu une trace dans les spectres des cométes les plus brillantes. Dans les étoiles 

 III b tres brillantes et pas trop rouges, on a aussi une zone violette laquelle se termine, 

 comme les mesures montrent, å la longueur d'onde 430"", donc k la position de la 

 seconde de ces bändes, et k la position de la premiére il y a, dans les spectres de ces 

 étoiles, une bände. 



Passons enfin ä considérer les changements que les étoiles de la troisiéme classe 

 ont ä subir apres que leurs spectres ont acquis leur développement complet. Le re- 

 froidissement continuant toujours, il faut qu'elles s'affaiblissent de plus en plus, et 

 qu'elles s'éteignent enfin. Il faut donc, soit que les bändes dans leurs spectres s'élar- 

 gissent jusqu'ä faire enfin disparaitre les intervalles luisantes, soit que, les bändes gar- 

 dant leur largeur, le spectre entier aille en s'a£faiblissant. Certes, on voit qu'il y a 

 des étoiles dont les bändes ont une largeur enorme, mais aucune dont la largeur des 

 bändes surpasse celle des zones brillantes. Je crois donc qu'on ne peut guére accepter 



