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sion etc.). M la large radiation brillante est fort altérée par la présence de sa voisine sombre qui empiète sur un de ses bords (1) et lui fait par suite attribuer dans l’autre sens un déplacement sûrement exagéré, pouvant même n’avoir rien de réel (fig. 189).

3° Tout cela ne s’observe que durant les premières semaines. La nova perd ensuite peu à peu son intensité et les changements progressifs qui surviennent par la suite, accompagnés d'énigmatiques variations d'éclat, vaguement périodiques, sont peut-être plus intéressants encore (PI. XXXIV). Le fond du spectre s’affaiblit par degrés, laissant ressortir davantage les raies brillantes. On voit alors poindre, puis s'affirmer (PL. XXXV) les radiations vertes, bleues ou ultra-violettes propres aux nébuleuses : XX 5007, 4959, 41363, 3727. À la fin celles-ci subsistent seules, les autres ayant disparu petit à petit et l'étoile elle-même semble s'évanouir. Souvent on la retrouve, à quelque temps de là, remplacée par une nébuleuse planétaire « gazeuse » à diamètre apparent. Par exemple la Nova du Cocher de 1892 est devenue un petit nuage de 3” de diamètre ; celle du Sagittaire de 1890, depuis 1906, est une nébuleuse de 1"; celle de Persée de 1901 était, à la fin de 1917, une nébulosité de 17”; la Nova n° 1 des Gémeaux de 1903, a depuis lors, l’aspect d'un petit flocon de 5/8, etc... Mais, même lorsque ces nébulosités échappent à nos lunettes, l'examen des spectres montre que la phase nébulaire finit touïours par être atteinte : les rares cas où elle n’a pas été signalée concernent tous des étoiles trop récentes ou excessivement faibles. C’est là un point très important, qui ne saurait mauquer de retenir l'attention.

A. La népuzeuse DE LA Nova Perses pe 1901. — L'étoile nouvelle de Persée de 1901, l’une des plus belles qu’on ait vues avant celle de l’Aigle de 1918, vint illustrer ces faits d’une manière éclatante.

(1) C'est ce qui a lieu pour Mira Ceti où les raies de l’'Hydrogène sont brillantes, sauf H: très voisine de la raie sombre K du Calcium et qui est entièrement effacée par cette dernière (Voir Scarier, Populüre Astrophysik, éd. 1908, p. 650).

: Découverte le 22 février 1901, l'étoile était parvenue en quelques heures à la grandeur 0,1; puis elle avait déerü assez capricieusement. En juillet, la transformation en nébuleuse paraissait, au spectroscope, complète. Mais, le23 août, M. Max Wolf (1) prit deux clichés dé la région et trouva la nova entourée d’une sorte de nuage insolite. Le 20 septembre, puis les 7.et13 novembre, M. G. W. Ritchey photographia de son côté la nova en Amérique (2) : il reconnut avec étonnement que la matière nébulaire, d’un diamètre apparent

20 sept. 1901 13 nov. 1901

Fig. 190. — Nébulosité à mouvement apparent autour de Nova Persei (1901) (d’après G. W. Ritchey).

de 15’, qui entourait l'étoile, s'en éloignait à raison de 1”,7 par jour, à la facon des ondes provoquées dans l'eau par la chute d’une pierre (fig. 190). La distance déjà parcourue indiquait que le début du phénomène remontait approximativement à l’époque de l'apparition de la nova. La parallaxe de celle-ci étant sûrement inférieure à 0,01, le mouvement avait dù s'effectuer avec une vitesse analogue à celle de la lumière.

Des vitesses aussi colossales étaient inconnues en Astronomie : seuls les rayons 8 du Radium peuvent en approcher et rien jusqu'alors — et même jusqu'à maintenant — n’est

(1) Astronomische Nachrichten, t. 156, 1901, n° 3736, p. 253. * (2) Astrophysical Journal, €. XIV, 1901, p. 292 et t. XV, 1902, p. 129.

venu prouver l'existence de pareïis déplacements dans le Ciel. Fallait-il donc admettre que la nova émettait ainsi de tous côtés des torrents d'électrons ? On aima mieux supposer que la nébuleuse existait déjà avant de devenir visible et que c'était la lumière, réfléchie par elle, de la conflagration qui lilluminait peu à peu en s'y propageant.

M. Ch. Fabry (1) a apporté à cette interprétation un appui considérable en montrant toute la puissance des effets de la diffusion de la lumière par les gaz. C'est ainsi que la réflexion de la lumière solaire sur les seules molécules d’une masse gazeuse, placée à la distance du Soleil, 10 fois plus petite que lui en diamètre et de densité 10—"* {par rapport à l’eau) (2), suffirait à la rendre visible de la Terre.

Les gaz nébulaires entourant la Nova Persei pouvaient donc être excessivement raréfiés. Les photographies de Ritchey semblent pourtant démentir cette explication : on s'imagine y voir la matière progresser en conservant ses contours et ses filaments. [1 se pourrait toutefois qu'autour de la nova la matière obscure fût répartie en trainées analogues aux filaments du « Network » du Cygne (PL. XXXVIID) et orientées çà et là vers l'étoile : la lumière, en éclairant celles-ci par tranches successives assez minces — puisque la conflagration n a duré que quelques jours — donnerait alors l'illusion de corps nébuleux en mouvement dans le sens de la propagation et disposés comme on le voit sur Les clichés.

La nova de 1918 à révélé en plus petit le même phénomène que celle de 1901. En 1920 elle présentait un diamètre de 3”,8 qui allait en croissant proportionnellement au temps : les observations de MM. W. WW. Campbell (3) et E. E. Barnard donnent en effet la série des diamètres suivants : octobre 1917 : 0”,65 ; novembre 1918 : 1”,2; décembre 1918 :1/,8; juin 1920 : 4”; enfin 5" en 1921 (4).

(1) Journal de Physique, 5e série, t. VIT, 4917, p. 94. — Voir aussi plus haut p. 430 et plus bas pp. 639 et 681.

(2) C'est-à-dire des milliers de fois plus ténue que les meilleurs vides cathodiques.

(3) Harvard College Observatory, Bulletin no 721 (1920).

(4) Monthly Notices, L. LXXXIE, 4922, p. 272.

5. PÉRIODE FINALE. — Le stade nébulaire n’est, dans l’évolution des novæ, pas le dernier. Tandis que les raies de l'Hydrogène persistent, celles des nébuleuses s’effacent peu à peu et sont bientôt remplacées par la radiation de l'Hélium ionisé, À 468 et surtout par la bande d’origine inconnue À 464. C’est là un signe de très haute température qui se retrouve dans les étoiles de Wolf-Rayet.

À la longue, la nova continue à s’affaiblir ; Les raies DéPe laires s’évanouissent tout à fait; les dernières raies brillantes s’étalent et le spectre continu. qui reparait lentement, finit par subsister seul. L'étoile, devenue trop faible, cesse alors d’être observable au species copés même au prismeobjectif : il ne reste plus qu’à la photographier de temps à autre pour constater son existence ou ses variations d’éclat.

Un fait capital paraît résulter des recherches de ces dernières années. Comme la phase nébulaire, celle du type de Wolf-Rayet finit toujours, tôt ou tard, par être atteinte (1). On l'a constatée pour toutes les novæ pour lesquelles on a pu disposer des quelques années (et des puissants instruments) nécessaires à sa vérification.

6. Rerour sur Les ÉTOILES DE Wozr-Rayer. — Nous avons déjà mentionné ces petites étoiles qui, au nombre de 150 à 200 au plus, forment les types 02, 0,, O4, de la classification de Harvard. La richesse de leur lumière en rayons ultra-violets leur fait attribuer une température plus élevée qu'à toutes les autres étoiles. On les place ordinairement tout au début de la classification stellaire. La vérité est qu'on n’a longtemps pas su où les mettre. On n’était d’ailleurs guère mieux informé sur les nébuleuses «gazeuses » de la classe P, que leurs fortes vitesses radiales incitent à ranger après les étoiles rouges, par une sorte d'extension de la loi découverte

(1) Voir notamment : W. S. Apams et F. G. Pease, Astrophysical Journal, t. XL, 1914, p. 296. — Et aussi : J. BosLer, article cité. On trouvera dans cet article la bibliographie pour les Novæ suivantes : N. Coronæ 1866, N. Cygni 1876, N. Aurigæ 1892, N. Normæ 1893, N. Carinæ 1895, N. Sagittarii 4898, N. Persei 1901, N. Geminorum 2, 1912. Pour N. Aquilæ 1918, voir A. L. Corne, Monthly Notices, t. LXXX, 1919, p- 205.

par M. Campbell, alors que l'hypothèse de Laplace en aurait fait plus volontiers des Soleils en formation.

La distribution dans le Ciel des étoiles de Wolf-Rayet mérite d’être soulignée : toutes, sans exception, sont dans la. Voie Lactée, dans ses ramifications ou dans les Nuées de Magellan, qui forment dans l'hémisphère austral de grosses agglomérations d'étoiles fort analogues, comme composition, à la Voie Lactée.

Les parallaxes de ces astres. faibles en général comme leurs mouvements propres, les placent à de grandes distances de nous et leur assignent, dans l’ensemble, de grands éclats absolus.

Une étude spectroscopique minutieuse, entreprise en 1894 par M. W. W. Campbell (1), nous a appris combien les étoiles de Wolf-Rayet diffèrent les unes des autres. L'Hydrogène sy rencontre très fréquemment, l’Hélium aussi; mais leur seul caractère commun à toutes est peut-être la présence de deux ou trois fortes raies brillantes }X 4686, 4650 et 4640 dont la première est due, on le sait maintenant, à l'Héliam ionisé. À part cela, les étoiles de Wolf-Rayet présentent presque tous les types de spectres brillants possibles, depuis les nébuleuses «gazeuses» jusqu'au spectre continu, plus ou moins nettement parsemé de bandes brillantes et parfois même dénué de tout détail saillant.

Les recherches spectroscopiques ne nous ont done guère renseignés sur le rôle évolutif de ces astres et le problème posé au début n’est toujours pas résolu. Toutefois l'étude des dernières étoiles temporaires nous a éelairés sur un point décisif.

7. PARENTÉ DES NOVÆ AVEC LES NÉBULEUSES PLANÉTAIRES ET LES Toiles DE Wozr-Rayer. — Les novæ, les nébuleuses planétaires et les étoiles de Wolf-Rayet semblent bien n'être que des aspects divers d'un phénomène unique.

(1) Astronomy and Astrophysies, t. XIIT, 189%, p 448 Voir aussi : Mrs. Freminc. Annals of Harvard Coliege Observatory, À. L\I. no VI, p. 165; J Boszer, Comptes Rendus de l'Arademie des Sriences,l 160, 4915, p. 124.

D'abord la répartition dans le Ciel des trois espèces d’astres est la même. Nous venons de voir que les étoiles de Wolf-Rayet, comme toutes les novæ (à une exception près), sonttoutes dans la Voie Lactée ou ses dépendances ; les nébuleuses planétaires manifestent, nous le verrons (Chap. VIT), la même prédilection. |

Un autre fait suggestif est celui-ci : on voit passer les spectres des novæ par tous les aspects variés que nous offre la classe O, y compris l'absence totale de radiations distinctes et Les raies observées sont en général les mêmes. Mais il y à plus : on a constaté dernièrement que le spectre des étoiles de Wolf-Rayet évoluait lui aussi — à l'encontre des autres — très rapidement avec le temps (1). Le phénomène est bien entendu progressif et très rapidement ne signifie pas ici à vue d'œil; mais les changements signalés sont indéniables et quelques dizaines d'années sont peu de chose en Astronomie.

Les novæ, avons-nous dit, finissent toujours par atteindre le stade nébulaire. Or on a trouvé des intermédiaires entre les nébuleuses planétaires et Le type de Wolf-Rayet. Le diamètre apparent, affaire de distance, importe peu; il y à des étoiles nébuleuses comme des nébuleuses stellaires. Mais les spectres des deux groupes de corps célestes se ressemblent beaucoup ; la présence ou l'absence du Nébulium (raies vertes À 500 et 496, doublet ultra-violet À 373) permet seule de les distinguer : or ce caractère n’a rien d’absolu.

La célèbre étoile de Campbell 3639 BD + 30° le montre bien. C’est une des plus curieuse de la classe 0. Elle à un diamètre apparent sensible et est entourée d’une atmosphère de 5" de diamètre, observable au spectroscope en lumière rouge H, (de la même manière qu'on étudie les protubérances solaires par la méthode de la fente large). Dans le spectre de cette étoile, le doublet nébulaire À 373 est extrêmement intense ; mais la raie verte classique À 500 est si faible qu'avant 1914 elle avait échappé à toutes les investigations en dépit de l'emploi de plaques orthochromatiques :

(4) Max Wozr, The Observatory, t. XL, 1917, p. 66 et Nature, . XCVI, 1916, p. 521. — C. D. Perrine, Astroph. Journ., t. LIL, 49290, p. 39.

elle à été cependant aperçue à Lick par M. Wright (1). Par contre, on connaît des nébuleuses indiscutables où, malgré l'éclat des raies ultra-violettes À 373, cette même raie verte À 500 reste pareillement à peu près invisible telles sont par exemple les parties extérieures de la nébuleuse d’Orion (2).

D'ailleurs les plus belles nébuleuses planétaires «gazeuses » montrent d'ordinaire, nichée en leur centre comme l’insecte dans son cocon, une petite étoile de Wolf-Rayet entourée de gaz nébulaires, eux-mêmes environnés d'une épaisse atmosphère d'Hydrogène — exactement comme l'étoile de Campbell. La nébuleuse annulaire de la Lyre en est un exemple.

Les étoiles de Wolf-Rayet subissent, on l’a vu, dans leurs spectres, des changements. Lesnébuleuses « gazeuses », dont on croyait autrefois l’éclat toujours constant, offrent en fait, elles aussi, des cas de variabilité (3) : elles ont alors généralement dans leur voisinage une étoile à raies brillantes. De plus ces nébuléuses sont toutes à proximité de régions obscures (4) du Ciel, ce qui tient sans doute, comme le montrera le Chapitre suivant, à ce que la matière cosmiue non lumineuse n’est pas étrangère à leur formation. Les étoiles de Wolf-Rayet partagent de même cette prédilection pour les « trous » sombres de la Voie Lactée (5). Nous verrons bientôt la portée de cette double remarque.

Tous ces faits réunis corroborent manifestement la conclusion annoncée : selon toute apparence, la plupart des étoiles de Wolf-Rayet et des nébuleuses planétaires, sinon toutes, ne sont que les vestiges affaiblis des immenses cataclysmes qu'ont éprouvés jadis les novæ apparues au cours des siècles passés.

(1) Astrophysical Journal, t. XL, 1914, p. 466.

(2) Et aussi par exemple la nébuleuse qui relie les Pléïades, ainsi que les petites nébuleuses : 1172 BD—120; N. G. C. 1977 et 7023.

(3) Voir page 636.

(4) Proceedings of the National Academy of Sciences of Washington, t.12, 4916; p. 230.

(5) K. Luxpmark, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXV, 1923, p. 98.

8. INTERPRÉTATIONS PROPOSÉES DES NOVÆ. — Quel est maintenant, au juste, ce phénomène qui paraît avoir dans l'Univers de si formidables conséquences ? Il faut bien avouer que nous en sommes réduits là-dessus à des hypothèses. Une foule de celles qui ont été proposées, arbitraires ou absurdes, ne sauraient guère être discutées : il n’est que trop aisé, en pareille matière, de faire œuvre d'imagination.

Il semble difficile d'échapper à cette idée que des rencontres de corps célestes interviennent ici en quelque manière. Beaucoup de classes d’astres affectionnent Les régions galactiques (1) (étoiles de classe À, étoiles à Hélium, etc.). Mais leur concentration n’est jamais très forte, jamais aussi forte, en tout cas, que pour les novæ ou les étoiles de Wolf-Rayet. Or, si la naissance d’une nova était indépendante des astres voisins, le nombre des cas observés serait simplement proportionnel à celui des étoiles de la région : il n’y aurait pas concentration relative. Au contraire, dans un système contenant, par unité de volume, » étoiles de vitesses distribuées au hasard, le nombre total des chocs par unité de temps est proportionnel (2), non pas à » mais à n°, ce qui correspondrait fort bien à la netteté des faits constatés. Nous sommes ainsi amenés à penser que des chocs doivent avoir lieu, soit entre deux étoiles soit entre une étoile et une nébuleuse, mais, de toute facon, entre corps célestes déjà concentrés eux-mêmes dans la Voie Lactée.

Une rencontre de deux étoiles obscures (S. Arrhénius) (3) ne saurait rendre compte des faits. [1 y a peut-être de telles étoiles (4): mais elles ne sont sans doute pas plus nombreuses que les autres. Or nous avons vu (5) que, si l’on considère

(1) Voir page 678.

(2) Le nombre de chocs (cf. p. 585) qu'une étoile donnée éprouve par unité de temps est V?rs?n; si V est le volume total de notre système le nombre fotal des chocs par unité de temps doit être en moyenne Voro?n X Vn.

(3) L'Évolution des Mondes, traduction T. Seyrig, Paris, Béranger,

(4) Encore n'est-ce pas sûr : les couples à éclipses n’ont jamais révélé d’astres complètement obscurs (Voir page 592). Voir encore page 6717.

(5) Voir page 585.

comme se heurtant deux astres passant à une distance l’un de l’autre égale au diamètre de l'orbite de Neptune, une étoile donnée ne subit de choc que tous les 730 milliards d'années en moyenne. S'il y a 2 milliards d’étoiles, cela fait une rencontre tous les 365 ans. C'est beaucoup trop peu : il faudrait qu’il y eût mille fois plus d'étoiles obscures que de brillantes (1). Et de plus l'énergie dégagée serait trop formidable pour se dissiper en quelques jours...

Cette même objection parait s'opposer à l’idée d'énormes marées internes que provoquerait dans une étoile le passage d’une autre étoile à proximité. On expliquerait cependant ainsi assez bien, croit-on, le spectre des novæ : les hautes pressions des gaz éruptifs déplaceraient leurs raies vers le rouge ; une fois refroidis, ils formeraient une atmosphère absorbante en mouvement radial, dont les raies seraient sombres et décalées vers Le violet (2). Malheureusement la phase nébulaire resterait sans interprétation nette. Chose plus grave encore : les phénomènes de marées ne sont pas brusques mais bien lentement progressifs et ce n’est pas ce genre de forces qui nous ferait comprendre que la luminosité de la nova de 1918 ait pu varier en 6 jours dans le rapport de 1 à 100.000.

On a aussi parlé — M. W. H. Pickering (3) en 1918 — de la rencontre possible d'une étoile obscure avec un astéroïde de.masse comparable au 1/100° de celle de la Terre. Cette hypothèse, assez arbitraire, n'explique visiblement qu’une partie des faits : nous ne la signalons qu'en raison des discussions qu’elle a soulevées.

9. HYPOTHÈSE DE LA RENCONTRE D’UNE ÉTOILE ET D'UNE NÉBULEUSE. — Une autre interprétation bien meilleure a été proposée par H. von Seeliger en 1892, puis par W. E. Wilson et reprise par J. C. Kapteyn en 1901 (4). Il y aurait rencontre

(4) K. A. Linpemann, Monthly Notices, t. LXXV, 1915, p. 178.

(2) H. Descanpres. Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 154, 1912, p. 1321.

(3) Popular Astronomy, 1. XXVI, 1918. p. 599.

(4) Astronomy and Astrophysics, t. XI. 1892, p. 907 (SeeuiGer) et Astronomische Nachrichten, t. 157, 1901, no 3756, p. 201 (KAPTEYN

d'une étoile faible avec une de ces nébuleuses obscures (1) qui forment les trous noirs (« coal sacks ») de la Voie Lactée.

L'idée repose sur des bases solides : l’existence des corps supposés est certaine; leurs possibilités de choc ne le sont pas moins : les masses nébulaires étant énormes, les rencontres doivent être beaucoup plus fréquentes que dans le cas de deux étoiles. De plus ce doit être en général la nébuleuse qui va à la rencontre de l'étoile plutôt que l'inverse, car la vitesse moyenne des nébuleuses est plus grande : on comprend ainsi que la présence d'une petite étoile ait souvent pu ètre reconnue à l’endroit même (2) où devait apparaitre une nova. Enfin, les « sacs à charbon », les trous noirs en question, étant surtout concentrés dans le plan galactique, il est naturel que la répartition des novæ obéisse à une loi analogue, et qu’elles semblent même affectionner, comme on l’a vu, leur voisinage.

Le cataclysme ressemblerait, en très grand, à l’embrasement d'un météore à travers l'atmosphère terrestre. Un aérolithe solide, àrrivant à une vitesse de plusieurs dizaines de kilomètres par seconde, s'enflamme par frottement dans l'air raréfié, à une altitude où la densité ne doit pas dépasser le 500.000° de sa valeur (3) au niveau de la mer : la matière nébuleuse n'aurait donc pas besoin d'être compacte et l’échauffement serait tout superficiel, ce qui en expliquerait le peu de durée. D'ailleurs les spectres des bolides ressemblent à ceux des étoiles nouvelles : E. GC. Pickering y a trouvé les raies brillantes de l'Hydrogène et de l’'Hélium, gaz dont la haute atmosphère est sans doute presque entièrement formée (4). C'est précisément ce qui aurait lieu pour les novæ, dont beaucoup de raies appartiendraient non à l'étoile, mais à la nébuleuse.

(1) Voir page 638.

(2) Il est à noter qu'à la distance où la parallaxe serait 0,01 une witesse de 30 km./sec. ne produit qu’un mouvement propre inférieur à 1” en 15 ans et encore peu appréciable. — D'ailleurs le frottement doit tendre à arrêter tout mouvement relatif de l'étoile et de la nébuleuse.

(3) J. H. Jeans, The Dynamical Theory of Gases, éd. 1916, p. 356.

(4) Voir page 449.

Les oscillations. de faible amplitude de l'éclat des novæ sont en outre tout à fait comparables à celles des étoiles filantes qui, dans leur course si brève, subissent des alternances très visibles de iuminosité {1).

Le phénomène dont la Nova Persei a été le théâtre s’interpréterait de lui-même par l'illumination progressive de la nébulosité préexistante. L'apparition des raies nébulaires, si difficile à expliquer, serait ici toute naturelle : le gaz qui les émetétant déjà présent, le frottement ne ferait que Le porter à l'incandescence. Enfin, comme l'observation le montre, on ne devrait l’'apercevoir qu'après l'Hydrogène qui constitue la couche périphérique des nébuleuses gazeuses.

En fait, beaucoup de nébuleuses brillent d’une lumière réfléchie. M. V. M. Slipher (2) a montré à Flagstaff que dans les Pleïades la nébulosité qui entoure Mérope et Maïa offre, en très affaibli, le spectre de ces étoiles ; cet astronome et ceus du Mont Wilson ont trouvé bien des exemples analogues. Un des plus frappants peut-être est le cas de la nébuleuse (3) N. G. C. 2261 dont l'éclat varie avec celui d'une étoile visible en son centre, R. Monocerotis, laquelle est apparentée par son spectre aux étoiles de Wolf-Rayet. Les autres nébuleuses galactiques sont presque toutes dans ce cas (4). Leur lumière est, selon toute vraisemblance, empruntée à l'étoile centrale, laquelle n’est souvent elle-mème qu’une ancienne nova.

10. CARACTÈRE TRÈS GÉNÉRAL DU PHÉNOMÈNE. — L'interprétation de Sceliger a donc bien des chances d'être exacte. Elle n’est cependant pas rigoureusement démontrée. Quel que soit le sort que l'avenir lui réserve, un point récemment mis en lumière domine maintenant toute la question. On croyait, il y à quelques années, les étoiles temporaires très

(4) Voir PL XXVIIE.

(2) Popular Astronomy, L. XXI, 1913, p. 186.

(3) Lowell Observatory Bulletin, t. NI, 1918, no 81, p.63 (V.M. Screner). — Voir aussi Contributions of the Mount Wilson Solar Observatory, 1917, no 132.

(4) Voir page 639.

exceptionnelles. Un calcul saisissant de M. K. Lundmark (1) nous montre qu'il faut voir en elles, au contraire, un phénomène assez général. Nous avons dit qu’on découvrait environ tous les ans 9 novæ ayant dépassé la 10° grandeur. Admettons qu'il en ait toujours été ainsi : au bout de 300 millions d’années, nous devrions trouver (2) dans le Monde 2.700.000.000 de « vieilles novæ », soit à peu près autant qu'il existe actuellement d’étoiles ordinaires plus brillantes que la 21° grandeur (3)... On pourrait objecter que toutes ces novæ ne sont pas forcément accessibles à nos instruments. Mais, de quelque manière qu’on retourne les faits, on ne peut guère échapper à cette conclusion que toutes les étoiles du Ciel sont destinées à devenir, un jour ou l'autre, des novæ — ou l'ont déjà été. L'étrange cataclysme ne serait alors qu’un accident, passager certes mais presque inéluctable, de la vie de la plupart des étoiles du Système Galactique dont fait partie notre Soleil. Dans certaines régions de ce système tout au moins, la durée normale de l’évolution stellaire doit se trouver de ce chef singulièrement abrégée.

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(2) En laissant de côté les étoiles qui seraient passées deux ou plusieurs fois par le stade de nova.

(3) Caapman el MeLorte arrivent à un total de 1.800 millions d'étoiles de 2{e grandeur ou plus brillantes, M. van Raux trouve 3.300 millions.