L AVENIR DU SOLEIL

que nous ne puissions constater les effets actuels du refroidissement et de la masse solaire, l'extinction du Soleil est aussi certaine que la mort des organismes vivants.

Comment nous le savons? En examinant ce qui se passe dans le ciel; mais ici une comparaison s'impose pour mieux faire comprendre notre pensée.

Promenez-vous dans une forêt; sans pouvoir assister au processus de la vie ni à son éclosion, vous aurez très nettement la conception du développement organique depuis la naissance de la plante jusqu'à sa mort. Devant vous, en effet, poussent des arbres de tout âge et de toute grandeur,

L'observation nous a appris, en effet, que plus une masse de matière est chaude, plus son spectre envahit l'ultra-violet.

Nous pouvons en conclure que plus la température d'une étoile est élevée, plus son spectre complet ou continu s'allonge vers l'ultra-violet, moins il e<-t absorbé par les vapeurs froides de son atmosphère.

Or, en groupant les différents spectres stellaires, nous trouvons que les étoiles gazeuses possèdent un spectre très étendu; les étoiles métalliques un spectre moins considérable, et les étoiles à carbone un spectre plus raccourci encore.

Dans les étoiles très chaudes et du premier type, les raies spectrales de l'hydrogène apparaissent larges et accentuées.

depuis le rameau fragile à peine sorti de la graine, jusqu'à l'arbre puissant qui menace le ciel ; depuis l'être plein de vie et au maximum de sa force, jusqu'à l'arbre à moitié brisé par la vieillesse, et dont le branchage, dénué de sève, tombe lamentablement vers le sol.

Maintenant, regardez le ciel ; le spectacle est identique. Alors que les étoiles jaune d'or, nous l'avons déjà vu, commencent à peine à se condenser, d'autres, au contraire, attendent le jour fatal où, sous une mince enveloppe solidifiée de toutes parts, elles lanceront dans le ciel leur dernier éclat et seront rayées des catalogues stellaires.

Sans doute, ces corps célestes sont loin de nous; mais, grâce au spectroscope, nous lesconnaissonsaussibien que notre propre Soleil.

En associant les deux séries de phénomènes, on se trouve donc amené à cette conclusion, que les étoiles gazeuses ont la température la plus élevée, les étoiles à carbone étant les plus froides, tandis que les étoiles métalliques occupent une position intermédiaire.

Ainsi, les différences dans les constitutions chimiques apparentes sont associées à des différences de température. Il nous reste maintenant à déterminer en quel point de la courbe thermométrique se trouve telle étoile en particulier; vient-elle de naître seulement, et sa température augmente-t-elle, ou bien a-t-elle déjà passé le maximum et marche-t-elle vers le déclin? Là encore les expériences de laboratoire vont être pour nous d'un précieux secours.

Ces gaz ou ces vapeurs ne possèdent pas

OU ALLONS-NOUS

un spectre unique, comme on le croyait au début des études spectroscopiques; les Systèmes de lignes brillantes émises par les substances rayonnantes changent avec la température.

Prenons, par exemple, de l'acide carbonique, et photographions son spectre; augmentons maintenant la température, de façon à détruire le composé, nous obtenons évidemment les spectres de ses constituants : carbone et oxygène^ Eh bien! les spectres des éléments chimiques se conduisent exactement de la même façon que les spectres des composés connus lorsque nous employons des températures beaucoup plus élevées que celles qui détruisent le composé; dans quelques cas, les changements sont même plus marqués.

Ainsi, le spectre du fer, porté au rouge sombre, ne ressemble pas complètement à celui du même élément chauffé par l'arc électrique ou l'étincelle.

Dans chaque cas, de nouvelles lignes

Après un certain nombre d'années indiqué par les numéros du bas, les taches solaires augmentent, passent par un maximum et descendent ensuite. L'intervalle entre deux maxima est de on^e ans environ.

apparaissent, et les anciennes deviennent plus intenses à mesure que la température augmente. Ces raies ont reçu le nom de lignes renforcées. Ce ne sont pas, d'ailleurs, les seules visibles; en dehors de la

ré.ion à haute température où elles sont produites, les vapeurs en voie de refroidissement nous donnent des lignes froides.

Nous pouvons encore concevoir les lignes renforcées seules visibles à la température

Portrait du R. P. Secchi, le créateur de la Physique solaire.

la plus élevée dans un espace suffisamment libre de l'action de toutes les températures inférieures, mais nous ne pouvons évidemment reproduire ce dernier cas dans nos laboratoires.

En étudiant attentivement l'apparition de ces lignes renforcées spéciales dans les spectres stellaires, nous arrivons aux conclusions suivantes :

Les étoiles gazeuses, qui ont une température moyenne très élevée, montrent de fortes lignes d'hélium et de faibles lignes renforcées.

Les étoiles métalliques, qui ont une température moyenne, ou bien montrent des lignes d'hélium faibles et de fortes lignes renforcées, ou bien pas d'hélium et de fortes lignes à arc.

Enfin, les étoiles à carbone qui sont au bas de l'échelle des températures n'ont que de faibles lignes à arc.

Il est donc évident que non seulement les changements spectraux dans les étoiles sont associés aux changements de température ou produits par ses changements,