CHRONIQUE ET CORRESPONDANCE 



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11 faut il'aillcurs tenir ciiniple, dans le calcul, de la 

 pression de rayonneiuenl, (jui modilie la théorie de 

 Lane sur la distribution de la tenipcrature à l'intérieur 

 des étoiles et tend à abaisser la valeur de ces tempéra- 

 tures. 11 semble également légitime d'admettre qu'à la 

 température élevée i|ui rcj;nc dans l'intérieur d'une 

 étoile, les atomes sont réduits en fragments, sont désin- 

 tc};rés, tant par la violence de leurs collisions mutuelles 

 que par le rayonnement à haute température qui lombe 

 sur eux. Les électrons se détachent l'un après l'autre, 

 à mesure qvie la température s'élève. Suivant la théorie 

 des g'az, chaque fragment doit roiiq)ter ])our une molé- 

 cule distincte, de sorte que celte désinlégration réduit 

 le poids moléculaire moyen. On montre que, quelle que 

 soit la molécule [irimilive, le poids moléculaire moyen 

 approche de 2 (juand la désintégration est devenue 

 conq>lète. 



Voici, il'après la théorie précédente, cpielques résul- 

 tats relatifs à une étoile de masse égale à i fois 1/2 

 celle du Soleil et d'une densité moyenne de 0,002, c'est- 

 i-ilire légèrement sui>érieure à celle de l'air (on admet 

 que le poids moléculaire est 2) : La température, la 

 densité et la pression atteindront leur maximum au 

 centre. La température y sera de i5.^oii.ooo", la densité 

 (le I y environ de celle de l'eau, la pression de 21 mil- 

 lions d'atmosphères. A moitié chemin entre le centre et 

 la surface, la température tombe à 1.300.000"; aux 

 quatre cinquièmes decechemin, elle est de 33o.ooo". Kn 

 considérant la niasse au lieu du volume, on trouve (|ue 

 la température mojenne est beaucoup plus élevée que 

 ces chilfres ne pouiTaienl le faire supposer; les neuf 

 dixièmes de la masse totale sont à une température 

 supérieure à i.3oo.ooo°. Quelque élevés que soient ces 

 nombres, il importe de faire remarquer que le gradient 

 de température est loin d'être aussi grand que dans 

 notre atmosphère; nulle part, dans l'intérieur de l'étoile 

 considérée, il n'est supérieur à i",5 par km, 

 ■ Ces températures intérieures n'ont de rapport immé- 

 diat avec aucune de celles qu'on peut observer. Mais il 

 y a une certaine température « elfective ■■ qui peut être 

 évaluée d'une façon satisfaisante par l'observation ; 

 pour l'étoile particulière envisagée, on trouverait envi- 

 ron 6.5oo". Autrement dit, si la surface de l'étoile était 

 peinte en noir et maintenue à une température 

 de 6.500°, elle émettrait exactement autant de chaleur 

 que l'étoile telle (|u'elle est. 



Il y a une correspondance étroite entre la tempéra- 

 ture effective d'une étoile et son type spectral. Les 

 étoiles les plus froides sont d'une couleur rougeàtre ; 

 elles appartiennent au type M; leur température effec- 

 tive est 3.000" environ. Celles dont le spectre ressem- 

 blée celui duSoleilontune température effective d'envi- 

 ron 6.000'. Pour les étoiles sirienncs blanches, la tem- 

 pérature effective est de 11.000° environ, et pour les 

 plus chaudes de toutes, à savoir les étoiles à hélium, 

 on peut l'évaluer à 10.000", mais cette évaluation est 

 beaucoup plus incertaine que les précédentes. 



On peut déduire de la théorie que, pour des étoiles 

 de niénie masse, la température est proportionnelle à la 

 racine sixième de la densité. On a pu vérifier cette loi 

 parce que les densités des étoiles diffuses des différents 

 types spectraux sont assez bien connues et l'on cons- 

 tate qu'elle s'accorde extrêmement bien avec les faits. 

 Les densités vont d'environ i '20.000 de celle du Soleil 

 pour les étoiles les plus froides k i '10 pour les étoiles 

 siriennes : la racine sixième de 2. ,^00 est 3,7, chiffre 

 très voisin de celui ipii exprime le rapport de la tempé- 

 rature dé 1 1,000° à celle de 3. 000". On ne doit pas appli- 

 quer la loi à des étoiles plus denses, qui ne peuvent pas 

 être regardées comme étant à l'état de gaz parfait. 



A ce stade peu avancé de son histoire, tant qu'elle 

 est à l'état gazeux, on a vu que la température s'élève à 

 mesure que la surface se contracte. On peut se deman- 

 der si le résultat net est une perte ou un gain d'éclat, 

 puisque l'aceroissenient du rayonnement par unité de 

 surfa<'e et la décroissance de la surface tendent à pro- 

 duire des variations opposées. Le calcul montre que les 



deux tendances se compensent exactement, de sorte 

 <[ue le rayonnement total de l'étoile demeure constant 

 pendant tout le cours de son évolution jusqu'à ce (|ue 

 la densité de l'astre devienne trop grande [lour que la 

 théorie continue à être applicable. Le rayonnement 

 total décroit ensuite très rapidement. Pour vérifier la 

 loi précédente, il faut avoir soin de sé[)arcr la série 

 ascciulante, à laquelle la loi s'applique, dc^ la série 

 descendante, qui obéit à une loi différente, (Jn sait que 

 H. X. Hussel a distingué par l'observation deux espèces 

 d'étoiles,qu il a appelées les « géantes >i et les « naines ». 

 Dans les géantes, dont l'éclat absolu est environ 

 100 fois plus grand que celui du Soleil, cet éclat parait 

 presque indépendant de la température lui du type 

 spectral. Pour les naines, l'éclat diminue au contraire 

 très rapidement à mesure (|ue la température décroît. 

 Ce sont évidemment les géantes qui appartiennent à la 

 série ascendante, à laquelle est limitée la discussion, et 

 le résultat d'observation d'après lequel l'éclat est prati- 

 quement indépeniiant du type spectral est en accord 

 avec la prévision théorique qui indique un rayonne- 

 ment constant. 



L'éclat, ou, plus rigoureusement, le rayonnement 

 total d'une étoile géante, est donc indépendant de son 

 stade d'évolution; mais il dépend de sa masse. Il ressort 

 de la théorie que l'éclat varie à peu près comme le 

 carré de la masse. 



En tenant compte de la nature probable des écarts 

 aux lois qui régissent les gaz parfaits, on peut étendre 

 la théorie de manière à la rendre applicable à des étoiles 

 plus denses. On établit ainsi que l'étoile atteint sa tem- 

 pérature ellicace la plus élevée quand sa densité est 

 de 0,2 à 0,4 par rapport à celle de l'eau. Puis, tandis 

 que la densité croit lentenienl, la température baisse 

 très vite; il en est de même de la luminosité, puisque 

 la surface et l'éclat superficiel diminuent tous deux. 

 La température maxiiua d'une étoile dépend dans une 

 très large mesure de sa masse. Un corps dont la masse 

 serait inférieure au septième de celle du Soleil n'attein- 

 drait jamais 3.000"; dansées conditions, il ne saurait, 

 semble-t-il, luire comme une étoile. Pour qu'un astre 

 atteigne le stade le plus chaud (le type hélium), il favU 

 (|uesa masse soit au moins deux fois et demie celle du 

 Soleil; il est significatif que les étoiles à hélium aient 

 en moyenne une masse environ trois fois plus grande 

 que celle des étoiles en général, 



M. Kddington termine sa très intéressante étude en 

 parlant du rôle de la pression de rayonnement et de 

 son mode d'action. .Sans entrer dans le détail de sa 

 discussion, signalons qu'elle le conduit à admettre que 

 la matière de l'Univers a formé primitivement des corps 

 très semblables quant à la masse, cette valeur com- 

 mune de la masse étant précisément celle pour laquelle 

 la pression de rayonnement prend une grande impor- 

 tance, « On ne peut se défendre de l'idée qu'il y a entre 

 ces deux faits une relation de cause à effet et que la 

 pression de rayonnement est l'agent principal (pii, 

 façonnant le chaos, en a fait des étoiles n. A, B, 



§ 4, — Art de l'Ingénieur 

 La marche (le Jaconilmstion dans les foyers 



ordinaires, — MM. H, Kreisinger, F. K. Ovitz et C. 

 E. Augustine, attachés au Bureau des Mines des Etats- 

 Unis, ont entrepris une série de recherches dans le but 

 de déterminer quelles sont les conditions qui gouver- 

 nent le processus de la combustion dans le lit de com- 

 bustibles d'un foyer ordinaire'. Us ont opéré sur un 

 petit four expérimental, alimenté avec de la houille, de 

 l'anthracite ou du coke, sous une épaisseur de i5 ou de 

 3o cm,, avec un tirage variable, mais bien déterminé, et 

 comparé leurs résultats avec ceux d'autres expérimen- 

 tateurs. 



Leurs recherches ont montré que, dans la plupart 



1. Bureau of .Mines, Technicat Paper n» H7, Wnsliington, 



