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Pour une partie de ces étoiles l'intensité relative des raies métalli- 
ques s'écarte de celle des autres; MM. Vogel et Scheiner en avaient 
déjà fait la remarque pour x Cygui et x Persei [Fublic. Folsdam, t. 7, 
ri'' partie). Miss Maury trouva, des représentants de ce groupe dans 
])rosque toutes les classes de lll à Xlll; elle eu lit une série parallèle, 
indiquée par llle — Xlllf, tandis (ju'clle in(li([ua. par a la série formée 
par la masse principale des étoiles. 
L'opinion la plus généralement admise, c'est qu'une étoile parcourt 
successivement, et d'une façon continue, ces divers états de dévelop- 
pement. Elle commence par être une unisse gazeuse excessivement raré- 
fiée, dont la température s'élève par contraction jusqu'à atteindre un 
maximum, après quoi elle se refroidit tout en se contractant davantage. 
Avant d'atteindre la température maxima, l'étoile présente un maximum 
d'intensité lumineuse; au-delà du maximum de température, les deux 
causes réunies, abaissement de température et diminution de volume, 
font que l'intensité lumineuse décroît rapidement. Il est assez bien 
établi, vu leur couleur plus blanche, que les étoiles du 1"" type sont 
plus chaudes que celles du second, mais on ne sait pas au juste si elles 
présentent le maximum de température ou si ce maximum se rencontre 
dans les étoiles du genre Orion. 
Cette transformation d'une masse gazeuse peu dense en un corps 
dense et froid, ovi la température s'élève d'abord pour diminuer ensuite, 
est d'accord avec les lois physiques. Mais la correspondance des divers 
types spectraux avec les diverses phases de ce développement n'est 
qu'une hypothèse, une conjecture plus ou moins probable; car on u^a 
jamais observé le passage d'une étoile de l'un des types à un autre. 
Mais cette supposition peut être mise indirectement à l'épreuve par 
lai examen de l'intensité lumineuse des étoiles. D'après l'esquisse que 
nous venons de donner de l'évolution d'une étoile, son intensité lumi- 
neuse doit augmenter d'abord et diminuer ensuite; l'éclat apparent 
moyen des étoiles, réduit à une même distance de notre système solaire, 
doit donc varier avec la classe spectrale, en ce sens qu'il doit atteindre 
un maximum là oii l'intensité lumineuse est la plus grande, et dimi- 
nuer daus les états de développement suivants. 
mesures de Miss Cannon sur y Veloriim. La bande la plus lumineuse est 
4654; son intensité relative par rapport à la raie de l'hydrogène 4689 aug- 
mente continuellement dans la série des étoiles 4, 47, 5, 48, 42 (no^ de M. 
Campbell). 
archives néerlandaises, série ii, tome xii. 9 
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