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Alex. VÉRONNET. — LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 



pression à la surface de la photosphère (surface 

 visible) doit donc être d'environ 30 atmosphères, 

 puisque la pesanteur y est 28 fois plus grande 

 qu'à la surface de la Terre. D'autre part, les ob- 

 servations spectroscopiques montrent que la cou- 

 che solaire, où la pression est d'une atmosphère, 

 se trouve dans la couche renversante. Les calculs 

 numériques montrent que la distance des deux 

 couches en question est de 620 km., ou environ 

 de 1", qui est précisément l'épaisseur de la cou- 

 che renversante. 



La distance de la surface de la photosphère à 

 celle du noyau serait au maximum de 800 km. 

 Ce serait l'épaisseur de la couche de nuages et 

 de brouillards brillants, reposant sur le noyau 

 plus dense et resté gazeux. Cette épaisseur serait 

 à diviser par le poids moléculaire des éléments 

 qui la composent, ce qui la réduirait peut-être à 

 quelques dizaines de kilomètres. Les taches se- 

 raient des déchirures dans cette couche de nua- 

 ges, descendant jusqu'au noyau. 



Le calcul montre également que l'atmosphère 

 d'hydrogène se trouvera limitée à une hauteur 

 de 10" environ, qui est celle de la chromosphère. 

 Un gaz plus léger encore, comme doit être le 

 coronium de la couronne, pourra s'étendre encore 

 plus loin. 



Les mêmes calculs et les mêmes conclusions 

 s'appliquent intégralement à toutes les masses 

 plus grandes que celles du Soleil et à des masses 

 jusqu'à un million de fois plus petites. L'épais- 

 seur de l'atmosphère, et sa valeur relative par 

 rapport à la masse totale, varient seulement en 

 sens inverse de cette masse. Une étoile plus 

 •grosse que le Soleil, qui sera restée par consé- 

 quent plus chaude, aura donc une atmosphère 

 moins épaisse, d'où la couche renversante aura 

 plus ou moins disparu. Elle aura donc tous les 

 caractères d'une étoile blanche. Une étoile plus 

 petite, au contraire, sera moins chaude et aura 

 une atmosphère plus absorbante. On aura bien 

 une étoile rouge. 



En résumé, le Soleil doit cire formé d'un 

 noyau et d'une atmosphère, séparés par une va- 

 riation de densité très rapide. Le noyau est formé 

 par le mélange intime et homogène, à l'état ga- 

 zeux, d'éléments dont le poids atomique moyen 

 est voisin de celui de l'argent, à une température 

 croissant de 6.000 à 10.000° environ. L'atmos- 

 piière est formée presque uniquement d'hydro- 

 gène, dissocié par la haute température. Les va- 

 peurs du noyau, diffusées dans l'atmosphère, et 

 condensées par le rayonnement et le refroidisse- 

 ment à l'état de brouillards, forment la surface 

 brillante et visible, qui seule nous apparaît, 

 comme apparaît à un aviateur ou à un alpiniste 



la mer de nuages qu'il domine, et dont il peut 

 étudier les variations d'aspect. 



III. 



Rayonnement et évolution du Soleil. 



Le Soleil rayonne une quantité de chaleur 

 énorme, 2 cal 1/2 par gramme et par an, et ce- 

 pendant il ne se refroidit pas sensiblement. En 

 effet, la température de la Terre en dépend di- 

 rectement et celle-ci n'a pas baissé depuis 

 2.000 ans d'une manière appréciable. L'olivier 

 poussait en Provence du temps des Romains et 

 une différence de quelques degrés aurait rendu 

 son développement impossible. 



11 y a donc quelque chose qui entretient la 

 chaleur du Soleil. C'est Helmhoitz qui a trouvé 

 l'explication dans le travail de contraction du 

 Soleil. On a démontré que toutes les autres cau- 

 ses : combustion, réactions chimiques, radium, 

 chute de météorites, etc., ne pouvaient fournir 

 qu'un appoint négligeable '. 



On sait que toute compression ou contraction 

 exige une dépense de travail et produit de la 

 chaleur. C'est ainsi que la pompe du bicycliste, 

 qui gonfle son pneu, s'échauffe sous l'effort. Sur 

 le Soleil, les pressions et par conséquent le tra- 

 vail de compression sont tellement grands que la 

 contraction totale, correspondant au refroidisse- 

 ment de un degré, dégagerait 1.000 fois plus de 

 chaleur que le refroidissement pur et simple. 

 Son refroidissement, au lieu d'exiger quelques 

 milliers d'années, en exigera quelques millions. 

 C'est très simple. 



On calcule d'ailleurs facilement la quantité de 

 chaleur ou d'énergie que la condensation ou la 

 compression des éléments du Soleil a pu pro- 

 duire depuis l'origine. Cette quantité dépend 

 assez peu des conditions initialesdelanébuleuse 

 et de l'état interne du Soleil. Lord Kelvin a 

 trouvé un nombre probable de 15 millions de fois 

 la quantité de chaleur qu'il dépense annuelle- 

 ment, en tout cas certainement compris entre 

 10 et 20 millions -. Si le Soleil avait toujours 

 rayonné de même, dans les mêmes conditions, 

 nous ne pourrions pas faire remonter son ori- 

 gine, et par conséquent le mouvement et la vie 

 sur la Terre, à plus de 15 millions d'années. Mais 

 supposons-lui seulement dans le passé une tem- 

 pérature double : son rayonnement moyen aura 

 été l(i fois plus grand et il aura gaspillé en un 

 million d'années seulement toute cette chaleur. 



1. C". r. de l'Acad, des Science»^ m.irs 1*11 'i, t. CLVIII. 



2. H, ^ol^(;Alll■: ; Lfçons sur Us /ii/pnt/tèses fosmngoriiqueêf 

 p. 200 cl 202. Il trouve .'12 millions d'imnêes comme maximum, 

 mais en adoiitant l'anfieiiiie constante solaire tle Pouillet, 

 qu'il déclare lui-même tio|i fuihlo (p. l'.lj). 



