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PROCÈS-VERBAUX 



provenir, non de différences dans la composition chimique, mais dans 

 la température. Une étoile à très haute température, comme on se 

 figurait Véga à cause de son éclat, de sa distance, de la faible et sim- 

 ple absorption de son spectre et de l'étendue de celui-ci à son extrémité 

 bleue, devait en vieillissant et se refroidissant, passer de la classe I à la 

 classe II et ensuite à l'une ou l'autre des divisions de la classe III. 



Etoiles nouvelles. — En 1866 une étoile de 9^ ou 10^ grandeur 

 devint tout à coup plus brillante et atteignit presque l'éclat de Véga ; 

 l'analyse spectrale fit voir que cet accroissement de lumière était dû à 

 l'hydrogène. Presqu'aussi subitement réclat^diminua,et en moins d'un 

 mois redevint ce qu'il était auparavant. Dix ans après une étoile de 

 3^ ou 4^ grandeur apparut en un point où on n'en avait jamais observé 

 jusque-là. Son spectre se composait de nombreuses raies brillantes. 

 En un an elle déclina graduellement jusqu'à la lo^ grandeur et au té- 

 lescope elle donna le spectre d'une nébuleuse. 



L'apparition d'une étoile nouvelle a été généralement attribuée au 

 choc de deux corps dans l'espace. Lockyer a fait voir que la rapidité du 

 changement de l'intensité lumineuse, si différente de ce qui se passe 

 dans les autres étoiles, pouvait s'expliquer par la faible masse de l'astre. 

 Celui-ci pourrait être produit par la rencontre de deux essaims de 

 météorites très distantes les unes des autres. Il a montré récemment 

 que les modifications du spectre de ces étoiles, alors qu'elles varient 

 d'éclat, confirment cette manière de voir. 



Chaleur du Soleil. — De nos jours on reconnaît généralement que 

 la chaleur de notre Soleil est produite par la concentration de la matière 

 dans les temps anciens. C'est la seule exphcation plausible, la com- 

 bustion serait absolument insuffisante. La plus grande quantité de 

 chaleur produite par la combinaison la plus avantageuse des éléments 

 chimiques que nous connaissons, d'une masse égale à celle du Soleil, 

 ne pourrait suffire à la dépense de cet astre en calorique pendant plus 

 de trois mille ans. Par l'explication météoritique, il n'y a au contraire 

 aucune difficulté à concevoir une provision de chaleur suffisante 

 pour parer à la perte par rayonnement pendant vingt millions d'an- 

 nées. 



Il est probable qu'actuellement la perte de chaleur par rayonnement 

 n'est pas compensée dans le Soleil par l'accroissement que produit la 

 chute de corps à la surface de cet astre. En effet, la masse nécessaire, 

 si elle venait de régions éloignées, affecterait sensiblement le mouve- 

 ment des planètes par son attraction ; même si elle circulait autour du 

 Soleil à une petite distance, elle amènerait de sérieuses perturbations 

 dans la marche de certaines comètes. 



