LE SOLEIL DES TEMPS PRIMAIRES. 
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m = ^nDR 2 üC. 
Celle du noyau central infiniment petit, de densité très 
grande, est à peu près nulle. On peut donc substituer à 
celui-ci un noyau de masse égale et très faible, dont la 
densité, sensiblement uniforme, conserverait une valeur 
finie. 
Ces réserves faites, la formule citée plus haut permet 
de calculer approximativement la pression et la densité à 
l’intérieur d’un Soleil gazeux de masse fixe et de dimen- 
sions variables (1). 
Nous venons de voir que la masse de ce Soleil peut 
s’écrire 
M = q-DIC R. 
D’où 
4 U! «K’ 
Soit K la densité (ou la pression), toujours la même 
d’après M. Faye, à hauteur de laquelle les vapeurs mon- 
tant de l’intérieur peuvent se condenser en nuages brillants. 
Le diamètre de la couche où se produira ce phénomène 
sera donné par l’équation 
4a? 2 
M 
KttR ' 
Or, 
M 
Ktt 
est une quantité constante. 
(1) Remarquons en passant que l'application de cette même formule au 
calcul de l’aplatissement des planètes Jupiter et Saturne, considérées par les 
astronomes comme des corps gazeux, donne les résultats suivants : 
Jupiter 
Aplatissements 
Calculés 
Mesurés 
I 
17 
1 
it7ïï 
1 
1 
0, S 
9, 18 
Saturne 
