SEANCE DU 28 JUIN I<)20. 1 565 



masse du Soleil et la densite 10 ',lediametrc serail de (>■> rayons solaires 



par seconde : les masses nebuleuses n'ont pas Ie temps d'etre altirees avant 

 de subir le choc de 1'etoile. Apres Ie choc, la surface de celle-ci 011 se produit 

 un exces considerable de temperature rayonne non seulenienLversrexterieur, 

 mais vers Tinterieur de 1'etoile en raison de la transparence des couches 

 externes tres pen denses : la chaleur va s'accumuler dans les regions 

 profondes de 1'etoile tandis que ce double rayonnement etle ralentissemcnt 

 de la vitesse diminuent l'eclat de la surface. 



La valeur o, 29 u. a. du rayon primitif du Soleil gazeux (proto soleil) est 

 precisement celle que m'a donnee le premier terme de la loi des distances 

 plarietaires (X„= 62 -+- i,88(5" en rayons solaires) et qui se trouve corres- 

 pondre a la densite des etoiles gazeuses de meme type. 



ASTRONOMIE PHYSIQUE. — Temperature de formation (rune etoile dans une 

 nebuleuse homo gene indefinie. Note de M. A. Yeronxet, presentee par 

 M. B. Baillaud! 



Dans une nebuleuse homogene indefinie de densite p, si Ton ajoute en un 

 point une masse supplemental m, elle condense autourd'elle une masse M, 

 au bout du temps /, donne par la formule l ' ) 



nergie produite par la chute de Taccroissement de masse dM 

 M supposee spherique, de ravon r est 



Gette energie dK se transforme en chaleur absorbee par dM, elevet 

 mperalure T, et en chaleur rayonmv. propnrtionnelle a /• 2 T i , d'api 



.aleur roj-oi.n.'-. Kn .l.^m,,.! ,,...• ,,, la ,,„a„lil, ,l,\-l».leur rayo 

 *r enr : sec) a la temperature T„ on a la relation suivante, quid 



