gnée d’une constante diminution de l’entropie. C’est par de semblables réactions que le mécanisme de l’univers peut être maintenu en mouvement constant sans jamais s’arrêter.
C’est autour des corps immigrés dans les nébuleuses et autour des restes de l’étoile nouvelle qui se trouvent à son centre que les gaz se rassembleront, après avoir été primitivement disséminés dans les parties extérieures de la nébuleuse. Ces gaz ont leur origine dans les matières explosives qui se trouvaient à l’intérieur de l’étoile nouvelle. Les principaux d’entre eux sont, sans nul doute, l’hélium et l’hydrogène, car ce sont les moins facilement condensables. Ils peuvent aussi exister en quantité notable aux températures les plus basses, comme le sont celles des parties les plus éloignées de la nébuleuse. Les autres gaz doivent, au contraire, y avoir subi une condensation.
À supposer que la température absolue de la nébuleuse fût de 50 degrés (‒220° C), la vapeur du plus volatil d’entre les métaux, le mercure, serait, même à l’état saturé, si peu dense, qu’un seul gramme en occuperait un cube dont le côté correspondrait à environ 2 000 années-lumière. Cela représente 450 fois la distance de la terre à l’étoile fixe la plus proche. Pour le sodium, que nous considérons aussi comme un métal très volatil, et qui joue un rôle considérable dans la constitution des étoiles, le côté du cube contenant un gramme serait encore d’environ un milliard de fois plus grand.
Le fer et le magnésium que l’on trouve fréquemment aussi dans les étoiles fixes, et qui sont moins volatils que les deux précédents métaux, nous donneraient des chiffres encore beaucoup moins concevables.
Ce qui précède nous fait comprendre combien sont puissantes les basses températures pour faire le départ de tout ce qui n’est pas aussi réfractaire à la condensation que l’hélium et l’hydrogène. Mais nous savons encore qu’il existe dans les nébuleuses un autre élément, auquel on a donné le nom de nébulium, qui est caractérisé par deux raies spectrales très
