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 externes du Soleil sont à l'état gazeux. En nous révélant la nature chimique 

 et le |)eu de densité de la chromosjdière, l'analyse spectrale nous donne à 

 penser que l'extrême densité superficielle de la photosphère doit être au 

 plus de l'ordre du millième de la densité moyenne 1,4- Je la supposerai donc 

 négligeable et je représenterai la variation des densités des couches succes- 

 sives parla formule très-simple m ( i — |-U la variable p désignant le rayon 



d'une couche quelconque, R le rayon de la photosphère et m un coefficient 

 à déterminer de manière que la densité moyenne soit D = i,4- 



» Or la masse d'une couche sphérique de rayon p et d'épaisseur dp étant 



Jinp-dpxml^i - l), 

 celle d'une sphère de rayon p sera 



^nm(^l 



3^ ~4KJ' 



et celle d'une sphère de rayon R sera 



|TrmR'. 



Il suffira donc de faire m = ^T)^ ei nous aurons une loi de densité, non pas 



exacte, mais passablement ajjprochée, en écrivant 4D ( i — -^j- Elle donne 



zéro à la surface, D en moyenne et 4D au centre. Pour l'intensité de la 

 gravité à la distance p, cette loi conduit à l'expression 



G désignant la gravité à la surface externe. 



» En second lieu, la loi de contraction. J'ai fait voir, dans mon étude 

 de la constitution physique du Soleil, que le mode d'entretien de la photo- 

 sphère et la nature de ses mouvements conduisent à assigner un état de 

 fluidité gazeuse plus ou moins com[)let à la masse presque entière du Soleil . 

 Si, d'autre part, on considère les mouvements intérieurs qui tendent à 

 propager jusque vers les couches centrales l'effet de la radiation super- 

 ficielle, on pourra admettre que le Soleil se contracte à peu près, par 

 l'effet du refroidissement, comme un corps gazeux continu dont toutes les 

 couches éprouveraient le même ahaissomcnt de température. Si donc on 

 représente par G la contraction linéaire totale pour un abaissement annuel 



