VOICI

(1) Astrophysical Journal, t. LV, 1921, p. 419 et 354.

(2) Loc. cit. — M. Saua (Philosophical Magazine, (6), t. XLI, 4921, p. 276) avait déjà abordé la question.

(3) Ce potentiel se déduit facilement, d’après la théorie de Bonr, du potentiel d'ionisation accessible à l'expérience.

(4) Où la pression a élé supposée égale à celle de la couche renversante dans les étoiles A,. Si on supposait les pressions différentes, on disposerait d’une nouvelle variable qui permettrait un ajustement plus étroit des chiffres théoriques aux valeurs observées.

Classe. . . 0; 0,-B, B: B2 ë A Température. 35.209 26.600 19.090 16.090 10.000 Classe Fe Go G; Ko K; Température. 5 970 5.350 6.290 4.420-3 900

À titre de comparaison nous donnons ci-dessous les évaluations spectrophotométriques obtenues à Potsdam dans ces dernières années et généralement considérées comme dignes de foi (1).

Classe. : . Bs B; : A0 Ày Fo Température. 15 800 11.900 9.500 7.900 6.700 CASSER Go Ko K; Mo Température. > 100 4.000 3.600 3.300

L'accord, sans être excellent, n’en est pas mois, si l'on tient compte de l'indépendance des deux moyens d’évaluation, assez satisfaisant. Les nombres de la théorie de Saha sont plus élevés dans l’ensemble : on doit s’y attendre : ils correspondent non pas à la « température effective», mais à la température réelle des atmosphères absorbantes et l'on sait que, de tous les corps rayonnant une quantité donnée d’énergie, le corps noir — auquel répond la « température effective » — est le moins chaud.

Les recherches qui précèdent n’en sont qu’à leurs débuts: bien des critiques peuvent leur être adressées. On doit cependant espérer quelles nous permettront bientôt, grâce à des données expérimentales de plus en plus précises (sur les potentiels d’ionisation par exemple), d'élucider la plupart des problèmes concernant les températures et les pressions qui règnent dans les atmosphères des astres. Le nombre des paramètres qui interviennent ici n'est pas très grand et d'autre part le champ d'observation est vaste, puisqu'il comprend les milliers d'étoiles accessibles au spectroscope. La Physique céleste et aussi la Physique terrestre ne peuvent manquer de faire, de ce chef, un sérieux progrès.

(1) Scueiver-Grarre, Astrophysik, p. 362 (déjà cité).