SÉANCE DU 22 MAI IQl6. 783 



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On voit que la force qui nous intéresse est bien faible. En revanche, elle 

 agit continuellement dans le même sens et son effet peut devenir considé- 

 rable au cours des siècles. Le frottement dû au rayonnement peut être 

 comparé ajuste titre à celui des marées, qui occupe une place importante 

 dans les théories cosmogoniques modernes. 



On connaît la curieuse loi de rotation solaire découverte par Carrington: 

 la vitesse angulaire de la photosphère est variable avec la latitude et va en 

 décroissant de l'équateur aux pôles. Il est naturel de présumer que le frot- 

 tement de radiation doit jouer un rôle dans l'établissement de ce régime. 

 Le problème à résoudre peut être énoncé ainsi : « Etant donné un globe 

 gazeux incandescent en rotation, dont la densité croît de la périphérie au 

 centre et qui éprouve à la surface un frottement particulier proportionnel à 

 la vitesse linéaire, il faut trouver le régime de sa rotation, qui d'ailleurs 

 variera lentement avec le temps. » L'application des équations de l'Hydro- 

 dynamique à ce problème, en tenant nécessairement compte de la viscosité, 

 serait une tâche ardue. Aussi bornons-nous à quelques remarques en lais- 

 sant la question ouverte. Imaginons le globe solaire divisé par des plans 

 équidistants parallèles à l'équateur : les couches ainsi obtenues ont une 

 vitesse angulaire décroissant de l'équateur aux pôles. Or la tendance à ce 

 sectionnement une fois prononcée, le frottement de radiation la fortifie. En 

 effet, pour un globe à densité uniforme, la masse de ces couches décroît 

 proportionnellement à cos 2 0, où désigne la latitude, tandis que la force 

 en question est proportionnelle à cosO. La masse des couches solaires 

 décroit beaucoup plus rapidement, en raison de la diminution de densité, 

 en allant du centre vers la surface. 



Si l'on admet que l'effet du frottement de radiation s'est propagé d'une 

 façon appréciable jusqu'à l'axe de rotation, il en résultera que la diminution 

 relative du moment de rotation sera plus marquée dans de hautes lati- 

 tudes. 



Il semble établi que l'atmosphère solaire au-dessus de la couche renver- 

 sante a une durée de rotation unique du pôle à l'équateur. Une cause de ce 

 phénomène peut résider en ce que la résistance est ici inappréciable, vu le 

 faible rayonnement de l'atmosphère. 



