projetés dans l’espace, se diffuseront de nouveau dans l’intérieur de l’étoile, où ils seront fixés par la formation des dites combinaisons.
La puissante atmosphère d’hydrogène et d’hélium disparaît alors, — l’hélium en premier lieu —, l’étoile se contracte de plus en plus, la pression s’élève énormément, et les courants gazeux de convection s’accroissent de même. Il se fait dans l’atmosphère de l’étoile une grande production de nuages, et elle arrive enfin à présenter les caractéristiques de notre soleil.
Celui-ci se comporte tout autrement que les nébuleuses gazeuses auxquelles s’appliquent les calculs de Lane, de Ritter, et de Schuster. Quand, en effet, la contraction des gaz est parvenue à un certain degré, la pression s’élève dans la proportion de 1 à 16, tandis que le volume diminue dans celle de 8 à 1, si, pendant ce temps, la température ne change pas. Lorsque le gaz a atteint ce point, et qu’il continue à se comprimer, la température reste constamment en équilibre. La pression s’élève-t-elle encore, la température s’abaissera, afin que l’équilibre puisse continuer à subsister. D’après les recherches d’Amagat, cela se produit vers 17 degrés dans les gaz qui, à cette température, sont bien au dessus de leur point critique, tels que l’hydrogène et l’azote, et sous une pression de 300 et de 250 atmosphères. À une température double (307° C), il faut une pression sensiblement double, et ainsi de suite.
Nous pouvons maintenant appliquer à notre nébuleuse le calcul qui nous dira quand elle traversera ce moment critique, qui doit être suivi d’une chute de température. En partant des mêmes chiffres que ci-dessus, on trouvera que la moitié de la masse de la nébuleuse occupera une sphère dont le rayon sera les 0,53 de celui de la nébuleuse. Si la masse avait partout la même densité, cette moitié occuperait un volume sphérique ayant les 0,84 de ce rayon.
Quand la masse intérieure dépassera-t-elle cet état limite, la partie extérieure restant encore en deçà de lui ? Cela arrivera à
