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   mensa temperatura non ha da cercarsi altrove che nella forza di gravità la quale, condensando la materia dei suo stato primitivo di nebulosa all'attuale densità del sole, dovea sviluppare uua quantità di calore benanche più grande. Quest'astro sarebbe tuttavia in un periodo di raffreddamento, ma cosi lento, che appena molti secoli basterebbero ad abbassare di un grado la temperatura della massa intera. I principii della teoria meccanica del calore, combinati con quelli della chimica dissociazione, fanno giungere alla prefata conseguenza.
   Quest'astro è circondato da un'atmosfera trasparente dal dissere ale di cui oggi sono testimoni le fotografie ottenute nel 1860 in Ispagna durante l'eclissi, e confermata recentemente nel 1869 in America, la quale atmosfera in ambi i casi è trovata nella sua forma rilevata all'equatore e nelle regioni delle macchie, e più bassa presso i poli di rotazione del sole.
   Quest'atmosfera contiene, in istato di vapore, molti metalli che conosciamo qui in terra allo stato elementare, tra' quali domina speciafmente 1* idrogeno, che ne fa un inviluppo continuo e vi forma enormi prominenze. Non mancano poi spesso dei getti di altri metalli ancora. Essa è che col suo assorbimento produce le righe nere dello spettro solare che ci danno il modo di riconoscere la esistenza di questi stessi metalli.
   Colà dove i detti vapori metallici, per la diminuzione di temperatura dovuta al raggiamento verso lo spazio, arrivano al loro punto di saturazione, ivi si produce una precipitazione, come nella nostra atmosfera accade pel vapor d'acqua; e la fotosfera sarebbe precisamente lo strato di questi vapori cosi precipitati a modo di vera nebbia, come già sospettò Wilson e adottò Herschel.
   In questo strato di vapori precipitati che inviluppano tutto il sole, si formano sovente delle cavità che ci si