atomes sont assez fortement comprimés, pour former des combinaisons chimiques.
Du reste, les spectres des étoiles rouges présentent des analogies frappantes avec ceux des taches solaires. La partie violette en est affaiblie par suite de la présence des masses poussiéreuses qui éteignent cette sorte de rayons. Par suite de l’importance des masses gazeuses que rencontre le rayon visuel, les lignes du spectre sont fortement élargies dans un cas comme dans l’autre. Elles sont aussi parfois accompagnées de raies brillantes.
Une autre catégorie d’étoiles qui présentent également des raies brillantes a été étudiée par Wolf et Rayet, et elles sont désignées par les noms de ces savants (voy. p. 168). Ces étoiles sont évidemment plus chaudes et plus fortement rayonnantes que les étoiles rouges. Ou bien encore, ne sont elles pas enveloppées par autant de masses poussiéreuses qui peuvent avoir été éloignées par la très forte pression de radiation. Elles appartiennent par suite à la classe des étoiles jaunes, et non aux rouges. Bien que tout semble indiquer que les corps centraux de ces étoiles sont au moins aussi chauds que les étoiles blanches, leur couleur s’abaisse néanmoins jusqu’au jaune, par suite de la poussière qui est répandue dans leur vaste atmosphère.
On explique de la même manière une particularité très singulière des étoiles doubles, qui a été observée à plusieurs reprises par le célèbre astrophysicien Huyghens. Il a reconnu que le plus souvent, à en juger par la violence des mouvements, le plus petit des deux astres est blanc, tandis que le plus gros aurait une lumière jaune. Cela provient évidemment de ce que le plus important des corps conjugués a attiré à lui la plus grosse proportion des gaz difficilement condensables, qui faisaient partie de l’atmosphère primitive. Cette atmosphère dense qui entoure l’étoile principale est, comme celle des étoiles du type Wolf-Rayet, mélangée de poussières, ce qui gêne la marche des rayons réfrangibles, mais permet aux moins
