LA PRESSION DE RADIATION 669 
sibles de la pression de radiation, non plus pour nos ap- 
pareils de laboratoire mais pour le monde où nous gra- 
vitons. 
Lebedef, Schwarschild, Arrhenius, etc., ont appliqué 
la nouvelle notion à la physique de notre système solaire, 
d’une manière conjecturale évidemment, mais plausible et 
vraiment attrayante. 
Le soleil exerce sur les masses pondérables éparses au- 
tour de lui l’attraction newtonienne que bien vous con- 
naissez; mais son rayonnement intense doit soumettre 
aussi ces mêmes masses à des actions répulsives. Seule- 
ment, tandis que lattraction est proportionnelle à la masse 
du corps, la répulsion dépend de sa seule surface. Il y a 
pour chaque corps un rapport déterminé entre celle-ci et 
celle-là. Pour une sphère l'effet répulsif est proportionnel 
à la surface d’un grand cercle. 
Comme, d'autre part, attraction et répulsion sont toutes 
deux inversément proporüonnelles au carré de la distance 
au soleil, le rapport entre l’action répulsive des radiations et 
celle attractive des masses est constant dans tout l’espace. 
Ce rapport, insignifiant pour les sphères astrales grosses, 
augmente rapidement quand leur diamètre diminue. 
Pour le mieux voir, divisons la terre en sphères de rayon 
moitié moindre; le volume de ces sphères sera le 1/s du 
volume primitif, mais la surface (otale aura doublé et avec 
elle le rapport des forces agissantes, répulsion à attraction. 
On conçoit qu'en poussant la division, 1l soit possible d’é- 
quilibrer Pattraction newtonienne par la répulsion radiaire. 
Ceci se produirait pour des particules de densité égale à 
celle de l’eau et de quelque 0,75 micron de diamètre (lon- 
gueur d'onde de la lumière rouge). Des parücules plus 
ténues seraient repoussées indéfiniment hors de notre sys- 
tème. 
Abandonnons-les à leur sort et applhiquons les considé- 
rations ci-dessus à des objets moins infimes. 
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