tient le Soleil sont à peine représentés dans les étoiles de Pickering « Il y a là une lacune à combler. Il faut suivre pas à pas l'évolution des couches moyennes et supérieures de la chromosphère dans les étoiles successives [de la classification des types stellaires (1)], et l'accroissement progressif du calcium qui arrive à dominer l'hydrogène ». De pareilles recherches sont actuellement en cours à l'observatoire de Meudon, sur Arcturus et la Nova du Cygne.

La surface terrestre est électrisée négativement, et les couches d'air, à une certaine hauteur, le sont positivement. L'atmosphère solaire offrirait une pareille superposition de couches ionisées; en particulier sa couche moyenne serait positive. La Terre et le Soleil émettraient une radiation analogue à la radiation y du radium, et le noyau solaire contiendrait des corps radioactifs : ceci est confirmé par la présence d'une quantité notable d'hélium dans l'atmosphère solaire (2). La radioactivité des noyaux stellaires permet de donner à l'apparition des étoiles nouvelles une explication plus simple que celle de la rencontre de deux étoiles obscures: il s'agirait d'un astie unique, siège d'énormes éruptions volcaniques, « et ces éruptions peuvent être rapportées à des corps radioactifs qui sont contenus dans le noyau et accroissent peu à peu sa température ». Cette interprétation a été proposée par Deslandres en 1892 à l'occasion de la Nova du Cocher : il la précise aujourd'hui (3).

être séparée de l'atmosphère. La surface est un fait d'expérience ; que la discontinuité soit due à une cause physique ou à une cause optique, elle est aussi nette que possible. « A l'intérieur, on a un spectre continu très intense, et à l'extérieur un spectre continu beaucoup plus faible. J'appelle atmosphère tout ce qui est extérieur au bord et en dehors de la surface de discontinuité ».

(1) Il s'agit de la classification d'Harvard dans laquelle le type à nombreuses raies métalliques, auquel appartient le Soleil, est représenté par la lettre G. Les types voisins de part et d'autre sont les types F (Procyon ou a du Petit Chien) et K (Arcturus ou a du Bouvier).

(2) Sur la théorie cathodique du Soleil voir Deslandres Histoire des idées et des recherches sur le Soleil, Paris, Gauthier-Villars, 1906; l'ANNUAIRE DU BUREAU DES LONGITIDES pour 1907; les C. R. AC SC. PARIS, t. 124 (1897, 2), pp. 678, 1297; t. 126 (1898, 2), p. 1323; t. 134 (1902, 2), pp. 1134, 1486; t. 140 (1910, 2), p. 65.

(3) A propos de la physique solaire, signalons encore que la protubérance la plus élevée qui ait jamais été observée a été photographiée

L'année 1920 a été marquée par l'apparition d'une belle Nova dans la constellation du Cygne, complétant à peu près le parallélogramme dont trois sommets seraient les étoiles a, T, et d de cette constellation. Elle a été découverte le 21 août à l'observatoire de Greenwich, alors que sa grandeur était 3,3. A l'examen de photographies de cette région, on constate qu'elle était de la septième grandeur le 16 août. Sa grandeur passait déjà par son maximum (1, 4) le 24 août ; le 29 août elle était descendue à la quatrième grandeur et à la neuvième au début d'octobre (Hill Observatory). Son spectre (Observatoire de Meudon) est le spectre habituel. des novae au premier stade de leur évolution, avec les raies de l'hydrogène et du calcium; le dédoublement des raies et des déplacements considérables dans des sens inverses témoi

le 8 octobre 1920 à l'Observatoire Yerkes de l'Université de Chicago (Article de O. Lee dans l'ASTROPHYSICAL JOURNAL, t. 53, 1921, p. 310). Cette protubérance prit naissance par une latitude solaire de 24° sud, et s'éleva jusqu'à une distance angulaire de 19' du contour apparent de l'astre, ce qui fait une hauteur de 831.000 km, ou 65 diamètres terrestres. Le spectroscope y constata des vitesses maxima de 77 km par seconde. Une protéburance à grandes vitesses radiales a aussi été observée à Meudon par V. Burson, le 8 septembre 1920 (C. R. AC. SC. PARIS, t. 171, 1920, 2, p. 570, avec une note de Deslandres, même vol. p. 572): les vitesses enregistrées ont atteint 132 km-sec, et les vitesses supérieures à 100 km-sec ont duré au moins une heure. La protubérance du 8 septembre présentait la circonstance très rare de prendre naissance dans la couche basse de l'atmosphère solaire.

D'après des notes parues dans les C. R. AC. SC. PARIS (t. 171, 1920, 2, pp. 1127 et 1207), A. Danjon a cherché une relation entre la période de l'activité solaire et l'éclairement de la Lune pendant ses éclipses totales par la lumière réfractée dans l'atmosphère terrestre. D'après les variations de cet éclairement, la période de l'activité solaire, de 1583 à 1912, aurait eu une valeur moyenne de 10,87 années, avec une inégalité périodique de 136 ans déplaçant les minima de 1,7 année par rapport à leurs dates moyennes. Ces conclusions s'appuient sur l'observation de 70 éclipses. La date du prochain minimum d'activité solaire serait 1923,4; d'ici là les éclipses de Lune seraient très claires, comme a été celle du 2 mai 1920, puis grises et sombres jusqu'en 1926.

Ch. Nordmann annonçant une étude plus détaillée, nous ne ferons que signaler ses premiers résultats qu'il vient de publier dans les C. R. AC. SC. PARIS (t. 171, 1920, 2, p. 392) sur les pouvoirs absorbants des atmosphères des étoiles.

gnent de deux composantes dont les vitesses d'éloignement et de rapprochement étaient voisines respectivement de 300 et de 850 km-sec. La température (température effective) a été mesurée à l'Observatoire de Paris : du 27 au 29 avril, alors que l'éclat décroissait, la température s'est élevée de 6100 à 7800° (I).

Au mois d'août 1920, la British Association s'est réunie à Cardiff. A. Eddington y a exposé les résultats les plus récents dans l'étude de la constitution des étoiles (2), et particulièrement ses propres résultats dans l'étude des étoiles gazeuses d'assez faible densité pour que les lois des gaz parfaits soient applicables aux éléments qui les constituent. Ce sont les étoiles géantes, par opposition aux étoiles naines, peut-être gazeuses elles aussi, mais dont la densité est bien plus élevée, de l'ordre de celle du Soleil. Or les étoiles géantes sont les plus brillantes, c'est parmi elles que nous trouvons les étoiles dont les noms nous sont les plus familiers, et environ les trois quarts des étoiles visibles à l'œil nu sont dans l'état de diffusion qui les caractérise. On connaît l'hypothèse de Lockyer d'après laquelle toute étoile, dans son évolution, passe de l'état diffus des étoiles géantes à l'état relativement condensé des étoiles naines, moyennant un accroissement puis une diminution de la température, dont le maximum correspond précisément à la transformation de l'étoile géante dans une étoile naine. A toute température inférieure à ce maximum correspondent donc deux états possibles dans l'évolution de l'étoile, et c'est, pour une température donnée, la différence des intensités lumineuses qui permet de distinguer ces deux états. De plus, lorsqu'il s'agit d'étoiles doubles, les densités mêmes peuvent être calculées. Enfin, le spectre de l'étoile semble permettre aussi, d'après des recherches récentes, de décider si la température croît ou décroît.

(1) Les journaux scientifiques de 1920 renferment de nombreux articles sur la Nova Cygni, particulièrement les C. R. de Paris et les MONTHLY NOTICES de la R. Astr. Society. Dans cette dernière revue, t. 81 (1920-1921), il faut citer spécialement J. S. Lockyer et D. I. Edwards, Spectroscopic and magnitude Observations of Nova Cygni 1920.

(2) A. S. Eddington, The internal Constitution of the Stars, THE OBSERVATORY, t. 43 (1920), p. 341.

Chaque étoile est un immense réservoir d'énergie rayonnante. Comment faut-il comprendre cet emmagasinement ? Dans les températures élevées que nous pouvons réaliser, l'énergie calorifique consiste presque uniquement dans l'énergie cinétique de l'invisible agitation moléculaire, et dans du fer, par exemple, porté au rouge, l'énergie, non pas cinétique, mais condensée dans les ondes d'éther parcourant la masse dans tous les sens, s'élève à peine à la milliardième partie de l'énergie calorifique totale. Si la température s'élève, cette disproportion s'efface rapidement, car, tandis que l'énergie cinétique ne croit que proportionnellement à la température absolue, c'est en raison directe de la quatrième puissance de celle-ci qu'augmente l'énergie de l'éther dans les étoiles, ces deux parties de l'énergie deviennent comparables. Cette conclusion permet de renoncer aux courants de convection que l'on avait imaginés pour le transport de l'énergie calorifique des profondeurs à la surface de l'étoile. D'autre part, elle augmente l'influence de la pression de radiation sur les éléments qui constituent l'étoile et cette pression agissant en sens inverse de la gravitation enfle, pour ainsi dire, l'étoile, à peu près comme le ferait, dans un ballon, la pression d'un gaz qui y serait enfermé (I).

Dans l'étude d'une étoile, on peut considérer comme connues la masse, la densité et l'énergie rayonnée : il s'agit de

(1) Sur les conséquences astronomiques de la pression de l'énergie rayonnante, voir une note récente d'Eddington, Radiation-pressure in Solar Phenomena, dans les MONTHLY NOTICES de la R. Astr. Society, t. 80 (1919-1920), p. 723. Partant de la valeur 1,93 de la constante solaire, on y estime la pression de la lumière à la surface du Soleil à 30 dynes par cm2. Au même point, le poids d'un grammemasse de la matière solaire est de 26 700 dynes; de sorte que la pression de radiation ne peut soulever plus d'un milligramme-masse par cm3. Si les protubérances avaient cette pression pour cause unique, une protubérance de 10 000 km d'épaisseur devrait avoir une densité exprimée par un nombre inférieur à 1012; ceci semble difficile à concilier avec les effets physiques observés et il faudrait chercher une autre cause à la formation des protubérances. Un calcul analogue montre que dans les queues cométaires, si elles sont dues à la pression de la lumière, la densité s'exprime par un nombre moindre que 10; mais ici ne s'élève pas d'objection contre cette extrême ténuité.

passer de ces données aux propriétés intimes du gaz censé parfait dont l'étoile est formée, à savoir son poids moléculaire moyen et sa perméabilité à l'énergie rayonnante. Ces deux inconnues sont elles-mêmes liées, de manière que, pour exprimer une valeur acceptable de l'une, il est nécessaire d'énoncer une valeur de l'autre acceptable dans la même mesure. Or on trouve, comme les plus vraisemblables, un poids moléculaire moyen compris entre 3 et 4, et un pouvoir de pénétration voisin de celui des rayons X, dont plus de la moitié serait absorbée sur une longueur de 20 cm pour une densité égale à celle de l'atmosphère terrestre.

Mais, demandera-t-on, à quelle température correspondent ces résultats? Ils sont à peu près les mêmes pour toutes les étoiles gazeuses, malgré les différences énormes entre leurs températures, pour lesquelles on peut passer du simple au décuple. Comment expliquer cette quasi-indifférence à la température? Sans doute, les inconnues cherchées, fonctions. de la température, admettent-elles des limites dont elles sont bien proches aux températures stellaires. S'il en est ainsi, pour une transparence pratiquement invariable, l'énergie rayonnée ne dépend que de la masse de l'étoile, avec laquelle elle croît; de fait, l'échelle des masses ainsi constituée concorde d'une manière satisfaisante avec celle suivant laquelle on avait déjà pu ranger les étoiles doubles.

Du rapprochement des résultats précédents on peut déduire l'intensité lumineuse par unité de surface, d'où, eu égard à l'éclat apparent, le diamètre apparent de l'astre. Que les tentatives actuelles de la mesure directe des diamètres apparents réussissent, et de la confrontation de ces mesures avec les nombres fournis par la théorie thermodynamique des étoiles sortira le triomphe ou la faillite de celle-ci.

Il y a une question à laquelle on ne peut pas se soustraire : Quelle est l'origine de cette énergie que rayonnent les étoiles, que rayonne le Soleil ? Depuis Helmholtz, il y a presque unanimité dans les réponses: c'est l'énergie de pesanteur libérée par la contraction de l'astre. Mais alors la naissance du Soleil ne daterait que de vingt millions d'années. Ceci suffit-il aux géologues, aux biologistes? Et les étoiles géantes? Elles dépensent leur énergie au moins cent fois plus vite que le Soleil, et nous allons voir que certaines étoiles, les Céphéides, ne subissent certainement pas cette rapide évolution.