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J'ai calculé à titre d'exemple et indiqué dans le Tableau ci-dessous les va- 

 leurs de £ç„ pour quelques-unes des étoiles dont j'ai mesuré les tempé- 

 ratures effectives. Ces valeurs donnent évidemment une première idée de 

 l'ordre de grandeur des éclats intrinsèques de ces étoiles. Mais, en réalité, 

 celles-ci, pas plus que le Soleil, comme je l'ai montré récemment (/oc. cit.), 

 ne sont rigoureusement assimilables à des corps noirs à cause des atmo- 

 sphères absorbantes entourant leurs photosphères. 



De combien les valeurs calculées de t,„^ peuvent-elles différer des valeurs 

 des éclats intrinsèques vrais des étoiles considérées? C'est ce que j'exami- 

 nerai maintenant. 



II. Considérons d'abord celles des étoiles du Tableau suivant pour 

 lesquelles j'ai trouvé des températures effectives plus petites, c'est-à-dire 



des valeurs de log-r^plus grandes que pour le Soleil, la valeur correspon- 

 dante trouvée pour celui-ci étant log^r^- Ces étoiles appartiennent à des 



types spectraux compris entre les types G et M de Harvard. Or les pho- 

 tosphères de tous ces types intermédiaires sont certainement moins chaudes 

 que celle du Soleil (type G); cela résulte nettement des faits suivants sur 

 lesquels tous les auteurs sont d'accord : à mesure ([u'on passe du type solaire 

 aux types K et M, les raies frauenhofériennes sont de plus en plus intenses 

 et nombreuses, les bandes caractéristiques des composétl apparaissent avec 

 une netteté croissante, les raies de basse température des éléments sont de 

 plus en plus nombreuses et intenses, au contraire des raies de hautes tem- 

 pératures (et notamment des enhanced Unes) qui disparaissent progrcssi- 



R R 



vement. D'autre part, et par conséquent, le fait que logîT> l^o tr tient aux 



trois causes suivantes : 



a. L'intensité et le nombre des raies frauenhofériennes (dont la fréquence 

 moyenne croit comme on sait vers les petites longueurs d'onde) sont plus 

 considérables dans ces étoiles que dans le Soleil ; 



b. La température de leur photosphère est plus basse ; 



c. L'atmosphère entourant cette photosphère exerce une absorption gé- 

 nérale de la lumière. (Il s'agit de cette absorption continue, due, comme 

 lord Uayleigh l'a établi, à la diffraction de la lumière sur les particules et les 

 molécules atmosphériques, et qui croit vers les courtes longueurs d'onde.) 



Or nous avons vu que cette atmosphère, dans le cas du Soleil, a pour 



effet de diminuer la valeur absolue de log-j^ qui correspondrait à la photo- 

 sphère de 0,093 (ce Volume, loc. cil.). 



