spectre continu, avec des raies d’absorption dues aux vapeurs enveloppantes.
Les étoiles que nous venons de mentionner appartiennent au groupe des corps stellaires relativement jeunes, tandis que notre soleil, comme d’autres étoiles jaunes, est beaucoup plus vieux. Dans ces étoiles il est hors de doute que la densité moyenne plus grande est en rapport avec leur âge. Un grand nombre d’étoiles jeunes ont une enveloppe de très grande étendue qui consiste en général en hydrogène, mais aussi en hélium. Tel est le cas, par exemple pour Altaïr, l’étoile principale de la constellation de l’Aigle. Ces vastes enveloppes gazeuses peuvent être regardées comme une sorte d’atmosphère qui entoure les étoiles en question. Leur densité est, sans nul doute, extrêmement faible. Notre propre soleil est entouré, lui aussi, des gaz très raréfiés qui se trouvent au-dessus de ses nuées lumineuses. Ils absorbent la lumière de celles-ci, devenant ainsi la cause des raies noires du spectre solaire, — des raies de Fraunhofer. Le gaz qui s’éloigne le plus de la surface du soleil est l’hydrogène mêlé à une faible quantité d’hélium, et d’un autre gaz encore, inconnu sur la terre, qui a été dénommé coronium, précisément parce qu’il a été découvert dans la couronne solaire. Ce sont ces gaz que nous devons considérer comme formant l’atmosphère du soleil.
Des conditions très analogues existent sans doute autour des planètes les plus importantes, dont la densité ne s’éloigne pas beaucoup de celle du soleil. Elles ont comme autre point de
