SÉANCE DU 2 OCTOBRE 1922. 5ll 



d'un corps solide, et l'on a de bonnes raisons de croire que la pression du 

 gaz dans cette couche varie peu d'une étoile jaune à une autre, lorsque la 

 température de la couche est la même ('). Ces considérations sont à Tappui 

 de l'émission très pénétrante admise dans les étoiles géantes. 



III. Ces rayons spéciaux, remarquables par leur pénétration et leur 

 action électrique, sont connus ou soupçonnés depuis un petit nombre 

 d'années; mais leur importance s'affirme déjà, et j'estime qu'ils donneront 

 la clef de plusieurs énigmes parmi celles encore nombreuses que présentent 

 les corps célestes. 



La matière solaire émet donc vraisemblablement des rayons X, ultra X et 

 corpusculaires avec une intensité qui croît de la surface au centre. Dans les 

 taches qui sont en général des cavités, le fond de la tache a une émission 

 plus forte, qui, à cause de la grande pénétration, peut persister, malgré 

 l'obscurcissement local et la diminution de la lumière ordinaire. De même, 

 si un rayonnement de ce genre existe avec la Terre, son intensité doit être 

 plus grande aux pôles qu'àTéquateur. 



Ces rayonnements sont à prévoir surtout dans les nébuleuses, et en 

 particulier dans les nébuleuses gazeuses et planétaires. La nébuleuse à 

 noyau stellaire peut être considérée comme une étoile dont l'atmosphère 

 est extraordinairement développée et contient des gaz spéciaux tels que le 

 nébulium. Les conditions sont alors en très grand celles des étoiles jaunes 

 géantes, examinées ci-dessus, dont l'atmosphère est particulièrement bril- 

 lante; et les mêmes causes sont à invoquer pour Tillumination dans l'atmo- 

 sphère de la nébuleuse. D'ailleurs son noyau, étant du type WolfF-Rayet, 

 est une des étoiles les plus chaudes; on peut concevoir que l'émisson 

 maxima ait lieu pour le noyau dans la région X et pour la nébuleuse 

 proprement dite dans la région lumineuse. L'illumination est produite 

 par des radiations de longueur d'onde très petite, mais avec la dégra- 

 dation habituelle vers les grandes longueurs d'onde. Enfin le noyau peut 



(1) Si la pression à la surface est plus petite dans l'étoile géante dont la densité 

 moyenne est plus faible, on peut invoquer aussi la fort intéressante théorie de M. N. 

 Saha pour expliquer en partie son ionisation plus forte. Cette théorie s'appuie sur 

 les effets dus à la température seule, et le point de vue est autre. Dans l'étoile 

 géante, le gradient de la pression est évidemment plus faible; mais la pression 

 moyenne de la couche moyenne et surtout de la couche supérieure peut être, à peu 

 près, la même que dans l'étoile naine. A noter que la proportion plus grande des ions 

 positifs du calcium dans l'atmosphère supérieure peut tenir aussi simplement à la 

 répulsion exercée par la charge positive de l'astre. 



