lution stellaire, nous verrons que la science est parvenue aujourd’hui par l’ensemble de ses recherches, aux résultats suivants. Nous pouvons faire partir cette évolution de l’état où la matière constitutive des corps célestes affectait la forme nébuleuse. Elle émettait à ce moment la lumière qui est propre à certains gaz incandescents, en particulier aux deux gaz les plus légers, l’hydrogène et l’hélium, puis encore celle d’un autre gaz qui nous reste inconnu, mais que nous appelons le nébulium, — de ce qu’il est supposé être la matière constituante principale des nébuleuses. Tous ces gaz se condensèrent par la suite et commencèrent à donner les raies noires du spectre, en même temps que les lignes brillantes des mêmes gaz, que nous montre aujourd’hui le spectroscope. Les étoiles qui présentent aujourd’hui ces caractères, appelées du nom de leurs premiers observateurs, étoiles Wolf-Rayet, ne se rencontrent que dans le voisinage immédiat de la Voie lactée.
Un état d’évolution plus avancée nous est présenté par les étoiles dites à hélium, dans le spectre desquels les raies noires de l’hélium sont prépondérantes. Elles aussi se trouvent principalement concentrées dans les régions galactiques. Un peu plus largement distribuées dans le ciel, toutefois encore plus nettement fréquentes dans le voisinage de la Voie lactée, sont les étoiles à hydrogène, qui sont caractérisées par les raies de l’hydrogène fortement marquées, et par des raies de l’hélium diminuant d’importance. Ces étoiles-là sont plus développées que les étoiles
