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ACADÉMIE DES SCIENCES.

J’ai calculé à titre d’exemple et indiqué dans le Tableau ci-dessous les valeurs de $\varepsilon _{eff.}$ pour quelques-unes des étoiles dont j’ai mesuré les températures effectives. Ces valeurs donnent évidemment une première idée de l’ordre de grandeur des éclats intrinsèques de ces étoiles. Mais, en réalité, celles-ci, pas plus que le Soleil, comme je l’ai montré récemment (loc. cit.), ne sont rigoureusement assimilables à des corps noirs à cause des atmosphères absorbantes entourant leurs photosphères.

De combien les valeurs calculées de $\varepsilon _{eff.}$ peuvent-elles différer des valeurs des éclats intrinsèques vrais des étoiles considérées ? C’est ce que j’examinerai maintenant.

II. Considérons d’abord celles des étoiles du Tableau suivant pour lesquelles j’ai trouvé des températures effectives plus petites, c’est-à-dire des valeurs de $\log {\frac {\mathrm {R} }{\mathrm {B} }}$ plus grandes que pour le Soleil, la valeur correspondante trouvée pour celui-ci étant $\log {\frac {\mathrm {R_{0}} }{\mathrm {B_{0}} }}$. Ces étoiles appartiennent à des types spectraux compris entre les types G et M de Harvard. Or les photosphères de tous ces types intermédiaires sont certainement moins chaudes que celle du Soleil (type G) ; cela résulte nettement des faits suivants sur lesquels tous les auteurs sont d’accord : à mesure qu’on passe du type solaire aux types K et M, les raies frauenhofériennes sont de plus en plus intenses et nombreuses, les bandes caractéristiques des composés apparaissent avec une netteté croissante, les raies de basse température des éléments sont de plus en plus nombreuses et intenses, au contraire des raies de hautes températures (et notamment des enhanced lines) qui disparaissent progressivement. D’autre part, et par conséquent, le fait que $\log {\frac {\mathrm {R} }{\mathrm {B} }}>\log {\frac {\mathrm {R_{0}} }{\mathrm {B_{0}} }}$ tient aux trois causes suivantes :

a. L’intensité et le nombre des raies frauenhofériennes (dont la fréquence moyenne croît comme on sait vers les petites longueurs d’onde) sont plus considérables dans ces étoiles que dans le Soleil ;

b. La température de leur photosphère est plus basse ;

c. L’atmosphère entourant cette photosphère exerce une absorption générale de la lumière. (Il s’agit de cette absorption continue, due, comme lord Rayleigh l’a établi, à la diffraction de la lumière sur les particules et les molécules atmosphériques, et qui croit vers les courtes longueurs d’onde.)

Or nous avons vu que cette atmosphère, dans le cas du Soleil, a pour effet de diminuer la valeur absolue de $\log {\frac {\mathrm {R} }{\mathrm {B} }}$ qui correspondrait à la photosphère de 0,093 (ce Volume, loc. cit.).