Alex. VÉRONNET. — LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 



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On voit à quel point l'évolution du Soleil et la 

 nôtre dépendent des conditions physiques de 

 l'astre, des conditions physiques actuelles pro- 

 longées dans le passé et dans l'avenir. 



Or, la théorie d'IIelmholtz suppose que le Soleil 

 se contracte en se refroidissant, comme le fait 

 un liquide normal. Mais il est certainement 

 gazeu.\ et, d'après la formule des gaz parfaits, il' 

 devrait se dilater en se refroidissant, comme on 

 l'a vu. Si on prend la formule des gaz réels, on 

 démontre au contraire qu'il y aura contraction, 

 des que la densité atteindra le quart delà den- 

 sité limite du gaz. La masse du Soleil, dont le 

 noyau a une densité supérieure au tiers, se con- 

 tractera donc par le refroidissement et la théorie, 

 d'Helmholtz lui devient applicable intégrale- 

 ment. C'est là un point d'extrême importance 

 ainsi acquis et mis au-dessus de toute discussion 

 et qui permet de déduire d'autres conséquences 

 plus importantes encore sur le passé et l'avenir 

 du Soleil et de la Terre. 



Le Soleil se refroidit et se contracte. Il était 

 donc autrefois plus gros et plus chaud et se 

 refroidissait encore plus vite. On démontre que, 

 de ce fait, la vitesse de contraction était propor- 

 tionnelle à la quatrième puissance de la tempé- 

 rature, d'après la loi de Stefan, et à la quatrième 

 puissance du rayon. On peut alors relier le rayon 

 à la température par la formule de dilatation et 

 résoudre complètement le problème. Dans tous 

 les cas, on constate que la contraction est très 

 rapide au début et dans le passé, et devient de 

 plus en plus lente avec le temps. On trouve, 

 comme valeur moyenne, que le temps écoulé 

 depuis l'origine, exprimé en millions d'années, 

 est en raison inverse de la quinzième puissance 

 du rayon. 



Si on considère la dilatation cubique comme 

 constante (c'est le cas des gaz), on trouve que ce 

 temps varie pratiquementde 820.000à!)40.000ans, 

 avec valeur probable de 910.000 ans. La tempé- 

 rature pour un rayon égal à 1,2 devait être 

 de 11.000", c'est-à-dire moins du double de la 

 température actuelle, et le temps de contraction 

 antérieur serait seulement de 30.000 ans et 

 négligeable. 



Même en considérant la dilatation linéaire 

 comme constante, c'est-à-dire la dilatation en 

 volume comme proportionnelle au cube de la 

 température, ce qui peut être considéré comme 

 unelimite, on trouve un million et demi d'années 

 comme temps total de contraction. Avec un 

 rayon égal à 1,2 la température était de 8.400° il 

 y a 1.200.000 ans et le temps écoulé auparavant 

 ne dépassait pas 200.000 ans. 



Ces calculs sont faits dans l'hypothèse où le 



refroidissement s'étend à toute la masse par un 

 brassage complet des éléments, ce qui paraît 

 assez voisin delà réalité. En admettant un refroi- 

 dissement superficiel, on diminuerait encore le 

 temps d'évolution. 



Nous pouvons donc affirmer que notre Soleil, 

 formé en étoile et rayonnant, n'a pas dû briller 

 depuis plus d'un million d'années environ. De 

 même son rayon n'a pas dû dépasser de plus de 

 deux ou trois dixièmes son rayon actuel et sa 

 température maximum est restée au-dessous du 

 double de sa température actuelle. 



On peut donc dire, et ceci est tout à faitremar- 

 quable, que les_ conditions physiques du Soleil 

 depuis son origine n'ont jamais été très différen- 

 tes des conditions actuelles que nous connais- 

 sons. On démontre alors facilement que les 

 conditions de son rayonnement, de son refroi- 

 dissement et de sa contraction étaient à peu 

 près les mêmes. Les calculs ci-dessus s'y appli- 

 quent donc en toute rigueur et ne sooit pas du 

 tout des calculs en l'air, mais un premier jalon 

 en terrain solide, qui permettra des précisions 

 ultérieures. 



De plus, comme les astres sont très éloignés 

 l'un de l'autre, les causes perturbatrices sont 

 réduites au minimum, ce qui nous permet de 

 prolonger très loin dans le temps l'étude de 

 leurs conditions physiques aussi bien que de 

 leurs mouvements. 



Les mêmes calculs permettent d'entrevoir un 

 peu l'avenir du Soleil. Son rayon va se con- 

 tracter d'un centième en 160.000 ans et sa tem- 

 pérature baisser de 200". Ce rayon aura diminué 

 d'un dixième dans 4 millions d'années et sa 

 température sera tombée à 4.200°. Elle sera peut- 

 être au-dessous de la température critique de la 

 plupart de ses éléments. La masse passera de 

 l'état gazeux à l'état liquide. Le mécanisme du 

 brassage intime des éléments et de la régénéra- 

 tion de la chaleur par contraction se trouvera 

 suspendu. La température baissera rapidement 

 à la surface et le Soleil s'éteindra. En tout cas, 

 cette extinction sera certaine dans 10 millions 

 d'années, le rayon étant réduit à 0,86 et la tempé- 

 rature à3..ô00». 



Les mêmes formules permettent d'étudier les 

 phases d'évolution d'une autre étoile quelconque 

 en fonction de sa masse et de déterminer les 

 conditions qui ont fait que son évolution est 

 plus avancée ou moins avancée que celle de 

 notre Soleil. 



Le calcul, étendu aux étoiles diffuses, à faible 

 densité et à très haute température, montre 

 qu'elles ne peuvent provenir que d'une conden- 

 sation brusque ou d'un choc |étoiles nouvelles) 



