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C'est la généralisation de la condition donnée par M. Humbert [Comptes 

 rendus, t. 161, 1910, p. 720, condition (7)] ; et, en effet, en supposant eu' = 00, 

 on retrouve cette condition même. 



ASTRONOMIE PHYSIQUE. — Influence de la pression de radiation sur Ut 

 rotation des corps célestes. Note de M. Tcheslas IJi ai .hb.ii ski. 

 présentée par M. Deslandres. 



La radiation émise par un corps en mouvement produit un effet 

 particulier, dont je me propose de signaler dans cette Note l'application 

 astrophysique. Considérons un élément du surface rayonnante: on peut 

 supposer qu'il appartient à un astre incandescent, au Soleil par exemple. 

 La radiation émise produit une pression sur la surface considérée, de même 

 qu'un canon est poussé en arrière au moment du tir. Si notre élément se 

 meut dans la direction de la normale extérieure, la pression est augmentée 

 par suite de ce que les ondes émises deviennent plus courtes et leur énergie 

 par unité de volume croit. 



Supposons maintenant que l'élément rayonnant se déplace dans son plan : 

 il subit alors l'action d'une force tangentielle opposée à la direction de son 

 mouvement. La cause en est la même : le raccourcissemenl des ondes 

 émises dans des directions qui forment un angle aigu avec la vitesse de 

 l'élément. La valeur de la résistance en question d'après le calcul dePoynting 



est t-^> oui représente l'énergie rayonnée par unité de surface et de temps; 



v, la vitesse de l'élément de surface ; c, la vitesse de la lumière. 



Or l'application de ce résultat à la physique solaire est facile à concevoir. 

 Le Soleil possède un mouvement de rotation dans lequel chaque élément 

 de surface se déplace tangentiellement. D'après ce qui précède, l'énergie 

 rayonnée par la photosphère réagit avec une force qui, étanl directement 

 opposée au mouvement, tend à le ralentir. Il est facile de calculer la valeur 

 de cette force de résistance/" à la surface photosphérique du Soleil. Prenons 

 i ,m ' à l'équaleur et admettons une constante solaire de 2,5 — — > soit 



11) I h 

 e| .„ 



1 .7-1 >: 10 e 



sec 



L'énergie rayonnée par 1 ''"'"" de la photosphère sera i,74X io°x( .210,7) 



.. erg 

 sec ' 



