tion absolu à l'égard des mêmes radiations. Si l'on admet qu'un astre soit assimilable à un corps noir, il émet des ondes d'énergie qui traverseront, sans aucune perte, les espaces intersidéraux. Ces ondes pourront rencontrer sur leur trajet des astres qui les capteront plus ou moins complètement. Si ces astres sont eux-mêmes des corps noirs, ils absorberont ces radiations et il y aura simplement échange d'énergie entre les deux astres.

En tenant compte des lois du rayonnement stellaire dans l'espace, ainsi que des coefficients de rayonnement et d'absorption rapportés au corps noir, on a établi des lois régissant l'énergétique stellaire.

Stefan et Boltzmann, en particulier, ont conclu à la suite de recherches expérimentales que la quantité d'énergie rayonnée par seconde et par centimêtre carré est proportionnelle à la quatrième puissance de la température absolue du corps noir, ou radiateur intégral; c'est-à-dire que la puissance du rayonnement stellaire peut devenir considérable.

Les raies spectrales

Nous avons dit précédemment que, sous l'action d'un choc suffisant, un électron peut être déplacé dans l'intérieur d'un atome et transporté sur une orbite extérieure à celle sur laquelle il évoluait habituellement. Dès que le choc s'est produit, l'électron abandonne l'énergie cinétique supplémentaire qu'il avait acquise, et retourne sur son orbite. La libération de cette énergie cinétique se manifeste à l'extérieur, par une vibration de l'éther qui apparaît sous forme de lumière.

D'après les théories actuelles, c'est dans ce phénomène que l'on doit rechercher la source principale de la lumière et de toutes les autres vibrations plus lentes ou plus rapides que les vibrations lumineuses. La radiation qui prend naissance dans ce phénomène électronique porte le nom de radiation de résonance, et la chute du potentiel

négatif qui correspond à l'énergie libérée se nomme potentiel de résonance.

Lorsque les phénomènes précédents se produisent dans l'atome sous l'action d'ondes extérieures, on dit que le passage de l'électron d'une orbite externe sur une orbite interne donne une émission d'énergie photoélectrique.

Si l'électron passe par bonds successifs d'une orbite sur diverses orbites plus proches du noyau central, on constate une émission de lumière pendant chacun des passages. Ces émissions correspondent dans le spectroscope à des lignes lumineuses diversement colorées, constituant dans leur ensemble des raies spectrales de série. L'émission lumineuse semble continue parce qu'elle est produite par un grand nombre d'électrons, qui ajoutent leurs actions individuelles pendant la durée de l'émission d'énergie extérieure.

Lorsque les phénomènes dus à ces actions extérieures se produisent sur des molécules, on observe à l'analyse des bandes spectrales de largeur variable. On constate, d'autre part, que la largeur ainsi que l'intensité relative des lignes spectrales dépendent des potentiels de résonance et des effets photoélectriques. On peut prévoir les importantes conséquences qu'on peut tirer des données précédentes, dans les recherches stellaires.

Ces recherches se font à l'aide de spectroscopes construits avec des substances réfringentes, qui exercent une trop grande absorption sur les ondes courtes ; aussi donne-t-on maintenant la préférence aux spectrographes constitués par des réseaux de dispersion.

Toutefois on se trouve encore arrêté dans cette voie par l'absorption produite par l'atmosphère terrestre ; principalement pour les ondes très courtes, telles que les ultraviolettes.

Dans ces recherches, on fixe des spectres par la photographie, en employant des émulsions dont la sensibilité

peut s'étendre au delà du rouge, dans l'infra-rouge; et au delà du violet, dans l'ultra-violet.

Les bandes spectrales qui apparaissent sur les clichés dans la région infra-rouge, correspondent à des températures stellaires peu élevées; tandis que les lignes fines et intenses visibles au delà du violet, sont dues à des températures élevées, s'exerçant principalement sur les éléments simples, tels que l'hydrogène, le nébulium et l'hélium.

En faisant un examen détaillé des clichés, et en tenant compte de la position relative des lignes spectrales, de leurs déplacements, de leur largeur et de leur intensité, on parvient à en tirer des conséquences importantes sur la thermodynamique et l'énergétique des masses stellaires; en particulier sur leur température, leur pression, leur densité, leur degré d'ionisation, leur opacité, la valeur de la pression de radiation, etc. Ces déductions se rapportent principalement à l'atmosphère extérieure des étoiles; mais elles permettent également, dans certaines circonstances, d'en tirer d'importantes déductions sur la thermodynamique des masses intrastellaires.

Les renseignements que nous déduisons de l'analyse spectrale sont d'autant plus précieux que nous les tirons des régions les plus éloignées du spectre ultraviolet, car ce sont les lignes qui occupent ces régions, qui indiquent les températures les plus élevées. Mais, comme nous le disions, la plus grande difficulté dans ces sortes de recherches provient de l'atmosphère terrestre, à laquelle il paraît difficile de se soustraire. L'expérience a démontré que l'hydrogène existait principalement dans les spectres d'étoiles de formation récente, à température très élevée.

Cet élément existe dans les couches externes, où la température est cependant beaucoup plus basse que dans les couches internes ; mais où, d'autre part, la pression est également beaucoup plus faible. Le spectre de l'hyIV® SÉRIE. T. IX.

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drogène ainsi que celui de divers éléments simples soumis à des pressions excessives, ne donne pas de raies; il est continu et semblable à celui des corps solides; toutefois son intensité lumineuse atteint un maximum dans les régions de très courtes longueurs d'onde.

Il paraît du reste vraisemblable que l'énergie photoélectrique dans les parties centrales des étoiles correspond à des radiations extrêmement courtes, telles que les rayons X et gamma dont le rayonnement ne dépasse probablement pas les couches internes, à cause du pouvoir absorbant considérable des vapeurs ionisées. L'expérience démontre, au surplus, que la dissociation atomique suit l'élévation de température ainsi que l'accroissement de la différence de potentiel; elle s'exerce d'abord sur les couches externes des éléments les plus lourds, puis elle atteint les couches profondes des autres éléments; finalement elle désintègre les atomes simples d'hydrogène et d'hélium, en ne laissant subsister comme partie matérielle que le noyau associé à un seul électron.

On peut d'ailleurs logiquement admettre qu'à des températures et à des potentiels extrêmement élevés, qu'il est impossible d'évaluer encore, le nucléon est dissocié ; et que peut-être le noyau lui-même est désintégré. Du reste, à partir de ce moment, la matière a cessé d'exister, et l'on se trouve en présence d'un nouvel état encore inconnu !

Diverses recherches de laboratoire semblent d'ailleurs confirmer que les principales lois, que nous connaissons sur la thermodynamique, restent applicables à la matière partiellement ou même entièrement dissociée, telle qu'elle peut l'être à l'intérieur des étoiles.

C'est du reste à la faveur de cette hypothèse qu'il a été possible de déterminer par le calcul les principales données thermodynamiques des masses intrastellaires.

Les recherches ont en effet permis d'atteindre dans le vide, des températures extrêmement élevées, comparables

par exemple à la température de l'arc voltaïque, on obtient des spectres dits d'arc; ce sont ceux que donnent les étoiles les plus froides. En opérant avec des étincelles très condensées et très puissantes, on réalise des températures beaucoup plus élevées qu'avec l'arc; les spectres gazeux sont alors dits: spectres d'étincelles; ce sont ceux des étoiles les plus chaudes.

On constate en outre, que les raies d'étincelles sont beaucoup plus intenses que les autres, et qu'elles subissent un léger déplacement dans l'échelle spectrale ; on les désigne sous le nom de raies renforcées.

Renversement spectral

Si les radiations, émises par un gaz à très haute température, traversent une seconde masse gazeuse, portée à une température plus basse, les radiations sont en grande partie absorbées pendant leur trajet. Le gaz le plus froid joue le rôle d'écran à l'égard du rayonnement du gaz le plus chaud. Il en résulte que les raies brillantes, émises par les gaz très chauds des étoiles, sont remplacées dans le spectre par des raies noires, après leur passage à travers une atmosphère extérieure plus froide. L'étude des raies renversées permet de tirer des déductions importantes sur l'énergétique stellaire.

La pression de radiation

L'expérience démontre qu'une onde d'énergie, telle qu'un rayon lumineux, traversant un milieu parfaitement transparent, comme les espaces intersidéraux, s'y propage librement, sans absorption, en produisant sur son trajet un champ électrostatique perpendiculaire à sa direction de propagation, et un champ électromagnétique normal au précédent et à la direction du rayon lumineux. Mais si cette onde rencontre dans son trajet