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La courbe 3 représente la variation de densité avec u. =^ i, en supposant 

 au Soleil un rayon double avec une température double. Dans celte der- 

 nière hypothèse, on aurait encore la courbe 1 pour p. = 4 et la courbe 2 

 pour [7, — 4o. 



^)J -0,6 -0.5 -0> -0,3 -0.2 -O.l 



En désignant par p, la densité à 0° et i-'*''" et, négligeant p, devant p„, on 

 obtient pour la formule des gaz et la pression jo,- les expressions 



(3) 



PiT] 



Pf = 



Pi P« 



pi T, 



Comme le remarque Sarrau, la densité limite est approximativement 

 voisine de 1000 fois la densité p,. Si l'on fait T = 6000 dans la formule 

 ci-dessus, on voit que la pression d'inHexion, au-dessus de laquelle ils 

 atteignent très vite leur densité limite, est voisine de 1 1 ooo'"'" pour la plu- 

 part des gaz. 



Les observations spectroscopiques nous indiquent que la couche solaire, 

 où la pression est de i""", se trouve dans la couche renversante. Dans le cas 

 où cette couche serait formée surtout d'hydrogène, nous trouvons la pres- 

 sion de iiooo'''""à iHoo"^'" au-dessous; dans le cas de l'oxygène, à i lo'*'" seu- 

 lement. En tout cas, tous les corps doivent se trouver à leur densité limite, 

 très peu au-dessous de la surface visible du Soleil et s'y comporter presque 

 comme des liquides. 



On peut essayer de traduire la loi des densités par une expression de la 

 forme 



(4) 

 on a 



p = i /,i(i — o, 17.', /-'''Il' )•'."•'. 



