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Elle dépend aussi de la température. On peut considérer le coefficient de 
dilatation cubique « comme constant (loi des gaz), ou le coefficient de 
dilatation linéaire À comme constant (autre formule limite). On aura 
1+ aT, un (1+AT,) 
(2) Po = po ET? pe pi Eee 
Los est la densité limite des éléments u, à la température T,. En tenant 
compte de (2) la pression p dépend uniquement de T. Elle tend vers une 
limite pour la première forme, et passe par un maximum pour la seconde, 
quand la température croit. En admettant que le rayon du Soleil à o° 
serait réduit de moitié et sa densité huit fois plus grande, on obtient une 
pression limite de 1/400*" pour æ constant. La pression maximum pour 
À constant est de 1240°™ et la température correspondante de 3000°. 
2° Température centrale maximum. — Cette pression limite est atteinte 
d’abord au centre. Or la pression au centre d’un astre dépend avant tout 
de la densité moyenne et reste du même ordre quelle que soit la loi des 
densités. On peut donc en première approximation considérer la densité 
comme uniforme dans la contraction. La pression centrale est donnée par 
la formule 
M 
(3) . p==fD. 
En y faisant D — í 2o (D densité moyenne) et l’égalant à (1), on obtient 
4 J M p 8 
(4) Le RE ré 
Le premier membre est précisément le paramètre dont la valeur détermine 
la courbe des densités à l’intérieur d’un astre gazeux. Sa valeur, égale 
à 850000 pour le Soleil, d’après ses constantes actuelles, se réduit, pour 
l'astre considéré ici, à z- De plus, la masse demeurant constante dans la 
contraction, Dr°= D,r;. On peut alors calculer r et T au moyen de (2) 
et (4). Pour un astre de même masse que le Soleil et formé des mêmes 
éléments, la température centrale maximum serait de 57 millions de 
degrés avec un rayon 34 fois plus grand que le rayon actuel, dans le cas 
d’une dilatation cubique constante, ou 3 millions et 213 rayons, dans le 
cas d’une dilatation linéaire constante. Pour un astre formé d'hydrogène 
