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blie plus loin de la source. 11 s’ensuit de là que la pres- 
sion lumineuse décroît itlus rapidement que l'inverse 
du carré de la distance à la source, tandis que l’attrac- 
tion, indifférente à tous les obstacles, agit impertur- 
bablement en raison de cette même grandeur. La par- 
ticule errante, en s'écartant du soleil ou du système 
de soleils, arrivera donc nécessairement 'à une distance 
telle que l’attraction y sera égale à la pression lumi- 
neuse amoindrie ; elle restera en équilibre. Si le i*ayon 
de la particule n’est que légèrement inférieur au rayon 
critique, elle trouvera sa zone d’é([uilibre non loin du 
soleil, en une région où l’action des autres soleils est 
encore pratiquement insensible. Si, au contraire, le 
rayon est notal)lement }»lus petit que la valeur cri- 
tique, la zone d’équilibre existera seulement en dehors 
du groupe d’étoiles auquel appartient le soleil qui l’a 
émise ou même, nous l'avons indiqué plus haut, en 
dehors d’un système lieaucoup plus vaste, comme le 
serait, par exemple, le système galactique. 11 se for- 
merait donc ainsi Jusqu’à une immense distance du 
soleil ou du groupe stellaire auquel il appartient, une 
atmos})hère en équililire dont les couches concentriques 
seraient constituées de poussières d’autant plus éloi- 
gnées du centre qu’elles sont plus ténues. 
Mais cette conception statique du phénomène, en 
tant qu’elle semble aboutir à un état général d’équi- 
libre, n’est }»as rigoureusement réalisée. Nous en avons 
déjà indiqué une cause : l’attraction mutuelle ([ui agglo- 
mère les particules. 11 en est une autre. Les étoiles, 
centres d’où émanent les forces qui devraient se 
résoudre en un équililu-e. non seulement ne sont pas 
immobiles, et ].»ar conséquent, la résultante de leur 
action *de gravitation n’est pas constante, mais leur 
éclat, source de la répulsion lumineuse, est lui-même 
variable. Les expériences récentes exécutées simulta- 
nément en Algérie et au Mont àVilson par Abbot. 
