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tions fondamentales de la Thermodynamique et de l'elasticite, que dans 

 I'mterieur des etoiles, en raison des pressions enormes qui y regnent, la 

 chaleur specifique pouvait etre tres grande. 



Si la loi d'accroissement (avec la temperature) de la chaleur specifique 

 dans le Soleil est celle de l'eau (o,o3 par ioo°), a une temperature interne 

 moyenne de i million de degres correspondrait une chaleur specifique 

 moyenne de 3oo, qui permettrait au Soleil d'accumuler pour 210 millions 

 d'annees de radiation : or Eddington a calcule qu'une etoile gazeuse de 

 masse voisine de celle du Soleil, de temperature effective a la surface iden- 

 tique (6000 ) aurait une temperature moyenne de plus de 1 million de 

 degres. 



II suffit done maintenant de montrer quelle est la quantite de chaleur 

 produite dans un choc cosmique. Si M est la masse d'un astre, R son rayon, 

 l'energie maxima emmagasinee par contraction, est, d'apres H. Poincare, 



~ = M ^ ( V, vitesse parabolique a la distance R). 



En exprimant cetle energie en fonction de V p on voit nettement que 

 pour le Soleil, les 32 millions d'annees de sa radiation dans le passe corres- 

 pondent a l'annulation de la force vive de sa masse animee de la vitesse 

 parabolique 624 km par seconde. 



Mais dans les chocs cosmiques on constate des vitesses radiales beaucoup 

 plus elevees (i6oo km et 24oo km dans la Nova de l'Aigle 1918) ce qui permet 

 d'admettre que les vitesses reelles sont encore plus grandes. Si une etoile 

 gazeuse de densite voisine de io -5 heurte une nebuleuse a la vitesse de 

 2ooo Km par seconde, sa vitesse sera rapidement enrayee tant par le choc 

 direct des masses nebuleuses ayant une vitesse relative hyperbolique que 

 par le frottement lateral de ces memes masses. Si la vitesse de la masse M 

 se reduit de 20oo km a 2o km par la traversee de la nebuleuse, il se sera trans- 

 forme en chaleur une energie ' 9bo , soit environ lofois l'energie necessaire 

 pour produire 32 millions d'annees de radiation dans le cas du Soleil; a 

 cctte energie emmagasinabledansla maliere,d'aprescequi precede, pourra 

 s'ajoutcr au cours des ages l'energie de contraction, ce qui assurerait au 

 Solci! 3;>o millions d'annees de radiation. 



On comprend des lors pourquoi les Movoe apparaissent si brusquement, 

 leur eclat se multipliant par 1 00000 en il\ heures, pourquoi aussi elles 

 diminuent assez rapidement de grandeur. Pour une etoile gazeuse ayant la 



