Alex. VÉRONNET. — LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 



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LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 



SON ÉVOLUTION ET LA NOTRE 



Les astronomes ont d'abord observé les mou- 

 vements des astres, et Kepler au xvi« siècle a 

 résumé ces observations dans lesloisempiriques 

 qui portent son nom. Au xvii» siècle, l'admirable 

 loi de la gravitation de Newton a permis de 

 mettre ces mouvements en équation, de les ex- 

 pliquer dans tous leurs détails, de prévoir et de 

 prédire l'avenir, de remonter même dans le passé 

 par des essais de cosmogonie. 



Au XIX" siècle, la spectrosoopie a permis aux 

 astronomes d'étudier non seulement les mouve- 

 ments des astres, considérés comme des points 

 géométriques qui se promènent dans l'espace, 

 mais aussi etsurtoutléurétat physique, qui nous 

 intéressedavantage. On asu que les astresétaient 

 composés des mèmeséléments que nous connais- 

 sions sur la Terre, que le Soleil était à une tem- 

 pérature voisine de 6.000°, c'est-à-dire double 

 de celle du l'our électrique, déjà capable de va- 

 poriser tous nos métaux, etc. 



Pour relier toutes ces observations, les coor- 

 donner, les expliquer, les soumettre au calcul, 

 il fallait connaître les lois physiques relatives 

 aux hautespressions etaux températuresélevées. 

 Or, nous commençons à les connaître. 



Les expériences d'Andrews ont établi l'exis- 

 tence d'une température limite au delà de la- 

 quelle un corps ne peut plus exister à l'état li- 

 quide. 11 devient gazeux et suit les lois des gaz, 

 quelle que soit la pression à laquelle il est sou- 

 mis. Par contre, les expériences d'Amagat ont 

 établi de même l'existence d'un volume limite, 

 d'une densité limite, vers laquelle tendrait un gaz 

 sous des pressions croissantes en rapprochant 

 ses propriétés de celles des liquides. Enfin les 

 expériences à trèshautes pressions sur lessolides 

 ont montré qu'ils se moulent et « fluent « comme 

 des liquides, en acquérant la même élasticité. 

 Sous des pressions et des températures égale- 

 ment élevées, et telles que nous les rencontrons 

 dans les astres, il n'y a donc plus qu'un seul état 

 jihysique, Velat fluide, assez voisin de l'état li- 

 quide, mais possédant à la fois la rigidité des 

 solides et la puissance d'expansion des gaz. 



Cet état spécial, assez différent de ce que nous 

 appelons vulgairement solide, liquide ou gaz. 

 estcependant aussi parfaitement délini que ceux- 

 ci. 11 est régi parce qu'on appelle la formule des 

 gaz réels, la vieille loi de Mariotte (loi des gaz 

 parfaits), où l'on a introduit la densité limite du 

 gaz. 



Ajoutons que d'après la loi du rayonnement, 

 ou loi de Stefan, un corps rayonne une quan- 

 tité de chaleur proportionnelle à la quatrième 

 puissance de sa température absolue. Si on dou- 

 ble sa température, il rayonne et perd 16 fois 

 plus de chaleur : 2^ = 16. 



Ces deux lois des gaz réels et du rayonnement, 

 appuyées à la fois sur l'expérience et sur les cal- 

 culs de la Thermodynamique, sont les deux lois 

 principales qui vont nous permettre d'entrepren- 

 dre l'étude mathématique de la constitution des 

 astres et de leur évolution. Elles doivent jouer 

 en Astronomie physique le même rôle que la loi 

 de Newton en Astronomie mathématique. Elles 

 vont nous permettre d'expliquer l'ensemble des 

 phénomènes actuels, de remonter un peu dans 

 le passé, de prévoir même l'avenir. 



I. — Travaux antéribuhs au moyen dk la formule 



DES GAZ PARFAITS. 



C'est J. H. Lane, en 1870, qui u tenté de résou- 

 dre le premier le problème de l'équilibre d'une 

 masse gazeuse, comme le Soleil, en lui appli- 

 quant la formule des gaz parfaits, ou la loi de 

 Mariette^. Il a été suivi dans cette voie par Sir 

 W. Thomson (1887) 2, Emden (1902) ^, J. J. See 

 (1903) *, enfin Eddington (1917) ^ H. Poincaré, 

 dans ses Leçonssurles hypothèses cosmogoniiiues, 

 de 1911, n'envisage pas le problème différem- 

 ment. Il semble que la simplicité de la formule 

 ait séduit les mathématiciens, qui ne paraissent 

 pas avoir cherché une autre voie, malgré la com- 

 plexité des résultats, aussi éloignés de la réalité 

 que le point de départ lui-même. 



Pour résoudre complètement le problème, il 

 fallait d'ailleurs faire une hypothèse sur la répar- 

 tition des températures à l'intérieur de la masse 

 gazeuse. L'hypothèse la plus simple consistait à 

 regarder cette température comme uniforme, la 

 même à l'intérieur qu'à la surface, équilibre iso- 

 thermique. ]SIais alors on obtenait une densité 

 qui tendait vers l'infini au centre, et qui ne vou- 

 lait pas tendre vers zéro à la surface. Elle crois- 

 sait trop lentement vers l'extérieur, trop rapide- 

 ment vers l'intérieur. 



1. Amer. Journal, i' sér., t. L, p. 57. 



2. Phil. Mag., &' sér., vol. XXIll, p. 287. 



3. Ann. der Phys.. Band Vil, Ueft 1, 4' sér., p. 176. 



4. Aalr. Kach., n* i053, vol. CLXIX, p. 321. 

 j. Monihly Notices, die. 1917. 



