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moyenne D, 



La temperature interieure de formation est proportionnelle a {r\ Kile 

 serait nulle au centre. On pourrait avoir un noyau central solide, reste tel, a 

 cause de la diffusion extremement faible, aussi bien dans le Soleil que dans 

 la Terre. 



La quatrieme puissance de la temperature de formation d'un astre est pro- 

 portionnelle a sa masse M et a sa densite D, el aussi a la racine carre'e de la 

 densite p de la nebuleuse ou il se forme. 



Nous avons vu d'ailleurs que, d'apres la loi des gaz reels, la densite des 

 astres gazeux doit etre sensiblement uniformed) et proportionnelle a la 



T 5 r=^M, T* = /.-'/•. 



Pour les astres formes des memes elements, dans le meme milieu et dans le 

 meme temps, la temperature de format t on serait propartit m n< //< • a la racine cm- 

 quieme de la masse ou a la racine carree du rayon. II faut exclure le cas de 

 formation par choc. 



Une etoilc de masse 3n fois plus grande aurait une temperature double. 

 II faudrait line masse 3'j3 fois plus grande pour donner une temperature 

 triple. D'apres les masses eormues, les temperatures de formation des etoiles 

 n'ont pas du atteindre le triple de la temperature du Soleil. Les tempera- 

 tures d'etoiles, mesurees avec quelque precision, ne depassent guere ce 

 chiffre. 



La temperature de formation du Soleil a du etre au moins egale a sa tem- 

 perature actuelle, ce qui nous donne une limite minimum de la densite de la 

 nebuleuse primitive. La masse du Soleil et des planeles aurait du etre dis- 

 persee dans une sphere egale a pres de 5ooooo fois la distance Terre-Soleil. 

 On en deduit le temps maximum que le Soleil a mis pour se former, qui est de 

 200 millions d'annees, apres la formation d'un noyau egal a la millieme 

 partie de sa masse ( 3 ). Ce nombre a ceci de remarquable qu'il depend seu- 

 lement de la valeur du rayonnement du Soleil q { connu a un dixieme pres. 



