Paul Slroobanl. — VAstronomie aux Étals-Unis. 
considérable que les étoiles naines des mêmes types, tandis que 
pour celles dont les types stellaires sont K et M, ces rapports 
sont compris entre 2,000 et 300,000. 
La division des étoiles en géantes et en naines a été confirmée 
par des déterminations récentes de parallaxes stellaires, effec¬ 
tuées au mont Wilson par Adams et Joy. 
Suivant Russell, les étoiles rouges géantes représentent l’état 
primitif de ces astres; quand leur éclat devient suffisant pour 
les rendre perceptibles à notre vue, elles se contractent, tandis 
que leur température augmente, et elles évoluent du type M vers 
le type B; après être passées par un maximum, leur température 
décroît, et l’astre qui est entré dans la catégorie des étoiles 
naines continue à évoluer, mais en sens inverse, vers les types 
F et M. L’étoile passe ainsi deux fois par les mêmes types 
spectraux, d’abord comme étoile géante dont les dimensions 
vont en diminuant, puis ensuite comme étoile naine dont 
l’éclat s’affaiblit graduellement. Pour une cause encore inconnue, 
mais probablement de nature chimique, l’astre éclate et il se 
produit ce qu’on appelle une étoile nouvelle qui passe brusque¬ 
ment du type nain au type géant, pour parcourir de nouveau le 
même cycle. Cette nouvelle conception cosmogonique de Russell 
est fort séduisante, mais me paraît nécessiter de nouvelles 
recherches afin d’y englober, d’une manière rationnelle, cer¬ 
tains astres particuliers tels que les étoiles à raies brillantes et 
les nébuleuses planétaires. 
Un progrès considérable a été réalisé dans la mesure des très 
petites distances apparentes, en appliquant les procédés interfé- 
rentiels préconisés autrefois, à l’observatoireLick, par Michelson, 
le physicien si connu, et plus tard par M. Hamy, à Paris. 
J.-À. Anderson a utilisé, suivant les indications de Michelson, 
la méthode interférentielle, au mont Wilson, il y a deux ans 
environ, pour l’étude du système double spectroscopique de 
Capella, en se servant du télescope Hooker. 11 a trouvé que les 
deux composantes de l’étoile sont à une distance de 0",04, ce qui 
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