SÉANCE DU l8 FÉVRIER 1918. 287 



T^a variation de la température sera donnée ensuite par l'équation du 

 fluide, qui relie T, p, p. L'équation des gaz parfaits et celle des gaz réels, 

 avec Po, comme densité limite, donnent 



(2) 



Dans le cas des gaz parfails, la variation de température est toujours 

 inverse de celle du rayon. La masse se dilate en se refroidissant, et récipro- 

 quement sa température augmente quand elle se contracte. Dans le cas des 

 gaz réels, c'est la même chose dans les couches superficielles, tant que la 

 densité du gaz est plus petite que le quart de la densité limite. Au-dessous 

 de ce point la masse se contracte en se refroidissant. 



Pour le Soleil, en supposant l'atmosphère uniquement formée d'hydro- 

 gène, la couche d'inversion des températures se trouve seulement à 100''™ 



au-dessus de la couche d'inflexion des densités, où p = 77 p„, et à 1700'"" au- 

 dessous de la couche où la pression est de i"'™. La masse, dans son ensemble, 

 doit se contracter en se refroidissant. 



La chaleur spécifique de l'unité de masse gazeuse qui se contracte est 

 donnée par les formules 



(3) 



C 



^pc — (/je — 3C)p,i 

 4 p — po 



La première formule est celle qui s'applique aux gaz parfaits. On sait 

 que la chaleur spécifique est négative pour un gaz monoatomique oudiato- 

 mique. Quand un tel gaz rayonne de la chaleur, sa température augmente 

 d'après (3), et il se contracte d'après (2). La seconde formule est celle des 

 gaz réels, dQ change de signe avec </T. La chaleur spécifique est positive 



tant que p >> tPo» Par conséquent la masse presque entière, en rayonnant 



de la chaleur, se refroidit d'après (3), et se contracte d'après (2). 



La perte d'énergie calorifique dQ d'un astre et la contraction r/R, qui 

 régénère cette chaleur, en supposant l'astre homogène, sont données par 

 les formules 



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