qui est située près de l’étoile B de la Grande Ourse, a un diamètre de 2,67 minutes d’arc. Si elle était aussi proche de nous que l’étoile fixe la plus rapprochée, ce diamètre serait trois fois celui de l’orbite de Neptune. Il est probablement encore une centaine de fois plus grand. Cela nous donne une idée de la raréfaction extrême d’une semblable formation. Là où la densité y est la plus grande, elle ne dépasse probablement pas la billionième partie de celle de l’air. Dans les régions périphériques de ces nébuleuses, la température doit être extrêmement basse, autrement elles ne sauraient rester agglomérées. C’est pourquoi l’hydrogène et l’hélium gazeux peuvent seuls y exister.
Nous pouvons néanmoins considérer la densité et la température de ces astres comme énormes en comparaison avec celles des gaz contenus dans les spirales des nébuleuses. Là, l’équilibre n’existe jamais, et ce n’est que par suite de l’extraordinaire petitesse des forces agissantes que dans ces agglomérations la forme peut être maintenue pendant longtemps, sans changement appréciable. C’est probablement dans ces régions que les masses de poussières cosmiques sont arrêtées dans leurs mouvements, et que par leur agglomération elles forment des météorites et des comètes. Celles-ci s’enfoncent ensuite dans les parties plus centrales de la nébuleuse, où elles pénètrent très profondément par suite de leur masse relativement grande, pour y constituer les noyaux pour la formation des planètes et des satellites. Elles acquièrent graduellement, par leurs rencontres avec les masses gazeuses, leur mouvement rotatoire autour de l’axe de rotation de la nébuleuse. Elles condensent en même temps à leur surface une partie de ces masses gazeuses, et acquièrent ainsi une température élevée, que la radiation leur fait perdre à son tour, assez vite.
Autant qu’on le sait aujourd’hui, les nébuleuses à spirale se caractérisent par un spectre continu. L’éclat des étoiles qu’elles contiennent dépasse complètement la faible lumière des masses
