SÉANCE DU 3i OCTOBRE 1888. 



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voir. En effet, elles ont la plus grande analogie avec les lignes de basse 

 température, que l'on obtient en faisant passer une faible lueur 

 électrique sur des fragments de météorites et à travers les gaz qu'ils 

 produisent, dans un tube où la pression a été réduite par la machine 

 pneumatique. Il fait en outre remarquer que le spectre des nébuleuses 

 est identique à celui des comètes de 1866 et 1867 quand elles étaient 

 loin du Soleil. D'où il est très probable que les comètes et les nébu- 

 leuses sont de même nature et qu'une comète est simplement une 

 nébuleuse attirée et entraînée dans le système solaire. 



Étoiles. — L'examen de la classification des spectres des étoiles a 

 également amené à d'intéressantes conclusions. Secchi, suivant l'exemple 

 de Rutherford, a trouvé que les étoiles pouvaient être réparties en 

 diverses classes d'après les caractères de leurs spectres. Sa classification 

 a été depuis adoptée, avec quelques modifications, par Vogel et Duner 

 qui ont relevé systématiquement les spectres de plusieurs milliers 

 d'étoiles. 



Les trois premières classes sont caractérisées par l'absorption, la 

 quatrième par la radiation. 



Dans les spectres de la première classe l'absorption est faible et sim- 

 ple, les lignes sombres sont larges et peu nombreuses ; les étoiles sont 

 blanches ; cette classe comprend Sirius et Vega. 



Dans la seconde classe, les lignes sombres sont plus fines et plus 

 nombreuses ; les étoiles varient du blanc bleuâtre au jaune rougeâtre ; 

 le Soleil, Arcturus, la Chèvre rentrent dans cette classe. 



Dans la troisième classe l'absorption se manifeste surtout par de 

 larges bandes quoiqu'il y ait aussi des lignes fines ; les étoiles sont 

 orangées ou rouges. Dans une des divisions (a) de cette classe, la par- 

 tie la plus foncée des bandes et leur bord le plus net sont du côté de 

 l'extrémité violette du spectre ; telle est Betelgeuse ; dans une seconde 

 division moins étendue (b) la partie la plus foncée de chaque bande est 

 au contraire du côté de l'extrémité rouge ; telle est l'étoile i52 

 Schjellerup ; les bandes d'absorption de cette dernière division sont 

 dues au carbone. 



La dernière classe, la quatrième, comprend très peu d'étoiles ; les 

 spectres y sont caractérisés par des lignes brillantes ; ceux de l'une 

 des divisions (a) montrent les hgnes de l'hydrogène, et les étoiles sont 

 d'un rouge sang ; dans l'autre division (b) qui jusqu'à présent ne ren- 

 ferme que six étoiles, les lignes de l'hydrogène manquent. 



Hypothèse du i^efroidissement de toutes les étoiles. — Peu de temps 

 après que la classification de Secchi eut été publiée, on soupçonna que 

 les différences dans les étoiles des trois premières classes pouvaient 



