54 MATHÉMATIQUES, ASTRONOMIE, GEODESIE ET MÉCA.MQL'E 



kilomètres de profondeur, ce qui correspond à un kilomètre sur la Terre 

 relativement au rayon. La densité est donc très sensiblement uniforme 

 dans toute la masse et égale à la densité moyenne du Soleil. 



Si on considère un mélange gazeux, l'accroissement de densité a lieu 

 sensiblement à peu près à la même pression, voisine de l.oOO atmosphères. 

 La composition reste sensiblement homogène dans tout le noyau et la 

 densité reste encore uniforme . 



Il se forme donc ainsi une couche de niveau parfaitement définie et stable, 

 qui délimite nettement Je noyau. Cette constitution se maintient, même 

 avec une dilatation considérable, et peut s'appliquer ainsi à toutes 

 les étoiles normales et rayonnantes, comme aussi à tous les stades de leur 

 évolution. 



Au-dessus du noyau la densité et la composition de l'atmosphère varient 

 également vile. Les vapeurs lourdes ne comptent presque plus dans la 

 densité à partir de 30 à 40 kilomètres et l'hydrogène domine à peu près 

 seul au delà de 100 kilomètres. La photosphère à surface brillante sera 

 constituée par cette zone relativement peu épaisse. Selon la température 

 de l'astre les nuages brillants s'élèveront plus ou moins haut dans ces 

 couches, ce qui donnera les différents spectres d'absorption, depuis les 

 étoiles blanches jusqu'aux étoiles rouges. 



Enfin la théorie cinétique permet de déterminer la pression limite et la 

 hauteur limite d'une atmosphère. (Comptes rendus, 1. 167, p. o28, 636 et 

 722 (1918). Sur la Terre une atmosphère d'oxygène et d'azote s'élèverait 

 seulement à 150 kilomètres, mais la moindre proportion d'hydrogène la 

 prolongera à 500 kilomètres et au delà, distance de visibilité des étoiles 

 filantes. Sur le Soleil l'hydrogène seul s'élèverait à 5.000 kilomètres seule- 

 ment ou 6 secondes d'arc. Il faudrait un milieu plus léger, probablement 

 formé d'électrons libres, pour qu'il puisse s'élever plus haut comme on 

 l'a observé. 



Si nous faisons pour le noyau la seconde hy[»othèse que la densité est 

 rigoureusement constaule nous trouvons une variation correspondante de 

 la température. {Comptes rendus, t. 168, p. 398 (1919). Elle croit d'abord 

 brusquement pour tendre vers une limite qui ne peut pas dépasser le 

 triple et probablement le double de la température à la surface du 

 noyau. 



Ainsi donc nos deux hypothèses limites, qui en<;adrent la réalité possible, 

 nous indiquent que la densité et la température, à l'intérieur d'un astre 

 gazeux, ne peuvent varier tout au plus que de un à trois. Il en a été de 

 même au cours de l'évolution. Les conditions physiques sont donc restées 

 voisines de celles que nous connaissons. Nos calculs peuvent donc s'y appli- 

 quer encore, au moins comme première approximation. 



2" Évolution. — La loi des gaz réels montre qu'un astre" gazeux se 

 refroidit et se contracte en rayonnant de la chaleur, dès que la densité 

 atteint le quart de la densité limite du gaz. Ceci a lieu pour tout le noyau 



