carré, cette quantité représente seulement la 3 580e partie de ce qu’elle reçoit.
Le soleil, à lui supposer une croûte égale à celle de la terre et un diamètre 108,6 fois plus grand, perdrait 3,3 fois plus de chaleur par minute, que la terre ne reçoit actuellement de ce même soleil. En l’état présent, il perd 2 260 millions de fois plus que la terre n’en reçoit. Sa perte serait donc au moment dont nous parlons, 686 millions de fois plus petite que celle d’aujourd’hui. Si l’épaisseur de la croûte solaire atteignait le 140e de son rayon, c’est-à-dire qu’elle eût la même proportion que celle de la terre, le soleil ne perdrait pas, en 74 500 millions d’années, plus de chaleur qu’il n’en perd actuellement en un an. Ce chiffre est à diminuer quelque peu en raison de la température plus froide qu’aura à ce moment-là la surface extérieure du soleil, et on peut l’évaluer à 60 000 millions d’années environ. Comme la température moyenne du soleil peut bien être d’environ 5 millions de degrés centigrades ; son refroidissement jusqu’à 0 degré (en supposant que sa capacité calorifique soit égale à celle de l’eau) prendrait 150 000 billions d’années. Pendant ce temps l’épaisseur de la croûte augmenterait toujours et le refroidissement deviendrait de plus en plus lent. En tout cas on peut dire que dans des conditions semblables, la perte totale d’énergie en 1 000 billions d’années ne serait qu’une fraction des plus minimes de la quantité d’énergie renfermée encore dans le soleil.
À supposer qu’un astre éteint chemine dans l’espace pendant des temps qui nous feraient l’effet d’être incommensurables, il finira néanmoins par en rencontrer un autre, — lui-même lumineux ou éteint. La probabilité d’une semblable rencontre s’accroît considérablement par la déviation que subira sa trajectoire par suite de la force attractive des deux corps qui se rapprochent. Les étoiles qui sont nos plus proches voisines sont à une distance telle que la lumière met en moyenne 10 ans pour parvenir du soleil jusqu’à elles. Or le soleil se déplace avec
