1 899- No. I. LES TACHES DU SOLEIL ET LEUR ORIGINE. 155 



Peut-être n'est-il, somme toute, pas téméraire d'admettre que, pra- 

 tiquement parlant, cette limite puisse être atteinte, si l'on pouvait dis- 

 poser de pressions suffisamment élevées. Lorsqu'en eft'et, dans ce qui 

 précède, nous disions que le nucleus solaire doit être solide, nous avons 

 seulement entendu dire par là, (c'est un point sur lequel nous avons 

 insisté plusieurs foi.s) que la matière du nucleus conserve la même répar- 

 tition et des propriétés à peu près invariables pendant des séries 

 d'années. — 



Si une pareille pression limite existe, pratiquement parlant, elle doit 

 probablement dépendre de la température et s'accroître avec elle. 



Comme on le sait, la température de fusion de la plupart des corps, 

 notamment de tous ceux qui augmentent de volume lors de la fusion, 

 subit un accroissement connexe à celui de la pression. 



Dans sa théorie thermodynamique, James Thomson a admis que 

 cet accroissement est proportionnel à celui de la pression. 



Notre hypothèse voudra donc dire, quant à ces corps, que chez 

 eux, la température de fusion croît bien plus rapidement que ne le veut 

 la loi de Thomson, lorsqu'il s'agit de pressions énormes. Et pour les 

 corps qui normalement se contractent par la fusion, notre hypothèse 

 veut dire qu'ils se comportent normalement comme le feraient les pre- 

 miers sous des pressions suffisamment élevées. 



Si de telles hypothèses étaient admissibles, bien des faits inexpliqués 

 jusqu'ici, relatifs au Soleil et aux étoiles en général, deviendraient bien 

 autrement faciles à interpréter. 



Si nos conclusions antérieures relativement au nucleus solaire se 

 vérifient, la pression doit être déjà suffisamment forte à une faible pro- 

 fondeur au-dessous de la surface pour que les masses contenues à l'inté- 

 rieur aient pris la forme solide. Il ne peut dès lors plus être question 

 d'un équilibre à peu près convectif de température, avec transport de 

 chaleur par des courants allant des parties centrales du Soleil vers sa 

 surface. 



Le seul mode à nous connu, suivant lequel, en ce cas, la chaleur 

 puisse être transmise de l'intérieur du nucleus vers sa surface, est néces- 

 sairement la conductibilité. Mais on peut se représenter aussi la possi- 

 bilité d'un transport de chaleur par d'autres voies dans des matières 

 présentant une pareille constitution. 



Si, en supposant que le chaleur soit exclusivement propagée par la 

 conductibilité du nucleus, et en ne tenant compte d'aucun travail de 

 contraction, on cherche à se rendre compte par le calcul de toute la 

 quantité de chaleur qui rayonne dans l'espace, après avoir été émise 



