tituée par du fer à l’état de gaz. Une semblable nébuleuse ne retiendrait des gaz qu’avec une force égale à 1,6 fois celle de la terre. Des molécules gazeuses qui auraient un mouvement centrifuge d’environ 18 kilomètres de vitesse s’échapperaient pour toujours de son atmosphère.
Le calcul des températures dans des masses gazeuses de ce genre est quelque peu incertain. On suppose, en effet, que la radiation et la conductibilité à la chaleur ne produisent point d’effet particulièrement sensible. Cela est probablement vrai en ce qui concerne la conductibilité, mais la radiation n’est pas aussi négligeable. Il s’ensuivrait que les températures intérieures seraient plus faibles que ne l’indique le calcul. Il est toutefois très difficile d’apprécier l’importance de ce facteur.
Supposons que la masse du corps céleste considéré soit différente de celle qui a été prise pour base ci-dessus, et qu’elle soit, par exemple, le double. Il suffira de changer la pression et la densité dans la même proportion. La température ne changera pas. Nous avons donc ainsi la possibilité de nous faire une idée de l’état d’une nébuleuse, quelle que soit son étendue ou sa masse.
Lane a prouvé, et nous avons indiqué, à propos des calculs ci-dessus, que la température d’une nébuleuse, comme celle que nous avons considérée, augmente, si, par suite de perte de chaleur, elle se rétrécit et se condense. Lui parvient-il, au contraire, de la chaleur d’une source extérieure, elle se dilatera et sa température diminuera. Il est probable qu’un astre de cette sorte perd de la chaleur et augmente graduellement sa température jusqu’à ce qu’il se transforme en une étoile ayant tout d’abord une forte atmosphère d’hélium et d’hydrogène, comme dans les étoiles les plus jeunes, à lumière blanche. Petit à petit, à mesure de l’élévation de la température, les combinaisons chimiques d’une énergie extraordinaire, qui caractérisent l’intérieur du soleil, parviennent à se former. L’hélium et l’hydrogène, libérés lors de la formation de la nébuleuse et
