MAURICE FOUCHÉ. — L’HYPOTHÈSE DE LAPLACE.
leuse ait été composée de deux parties homogènes ellipsoïdales, concentriques et semblables ; un noyau condensé de rayon équatorial
![{\displaystyle b}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f11423fbb2e967f986e36804a8ae4271734917c3)
et de densité
![{\displaystyle \rho ,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f12bed314e4bed19299ed16afd79f67ea5c4593c)
et une atmosphère de rayon extérieur
![{\displaystyle a}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/ffd2487510aa438433a2579450ab2b3d557e5edc)
et de densité
![{\displaystyle \sigma .}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9ef6a3306fe3a77760c2d5ef15ebddd4b64b6489)
Pour le calcul des moments d’inertie, on peut remplacer les couches ellipsoïdales par des couches sphériques de même masse et de même équateur, de sorte que
![{\displaystyle \rho }](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1f7d439671d1289b6a816e6af7a304be40608d64)
et
![{\displaystyle \sigma }](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/59f59b7c3e6fdb1d0365a494b81fb9a696138c36)
représenteront non les densités réelles, mais celles qu’aurait la matière si elle était dilatée uniformément dans les sphères correspondantes. La masse du système étant connue, on a
![{\displaystyle \mathrm {M} ={\frac {4}{3}}\pi \left[\rho b^{3}+\sigma (a^{3}-b^{3})\right]={\frac {4}{3}}\pi \mathrm {N} .}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f9f652ba8c6f69c80195e7780f078bfec7aabc61)
Le moment total des quantités de mouvement
est aussi connu :
![{\displaystyle {\frac {\mathfrak {M}}{\omega }}=\mathrm {I} ={\frac {8}{15}}\pi \left[\rho b^{5}+\sigma (a^{5}-b^{5})\right]={\frac {8}{15}}\pi \mathrm {K} .}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/de5ec3952ad8351874bf488e3b75dc9736225a70)
On déduit de ces équations, en posant
(1)
|
|
|
Si l’on suppose
connu, il reste trois quantités
à déterminer, et l’on
n’a que deux équations. Nous profiterons de l’indétermination pour rendre
maximum. Le maximum de
correspond au minimum de
qui représente, au
facteur
près, la masse qui s’est condensée dans le noyau en plus de la masse
de même densité que l’atmosphère. Or on tire des équations :
![{\displaystyle \rho 'b^{3}={\frac {\mathrm {N} a^{2}-\mathrm {K} }{a^{2}-b^{2}}}\cdot }](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/2385eb49602f7850a50168707b16b4ceebbed4b7)
Le minimum a lieu pour
le noyau est de dimension infiniment petite ;
mais la densité y est infiniment grande, et la masse condensée est
![{\displaystyle {\frac {4}{3}}\pi \rho 'b^{3}={\frac {4}{3}}\pi \mathrm {N} -{\frac {4}{3}}\pi {\frac {\mathrm {K} }{a^{2}}}=\mathrm {M} -{\frac {4}{3}}\pi {\frac {\mathrm {K} }{a^{2}}}\cdot }](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1ce2b2aefdac4cb6483f969bd88e26ce7deaf2ad)
Le rapport de la masse atmosphérique à la masse totale serait donc
![{\displaystyle {\frac {4}{3}}\pi {\frac {1}{a^{2}}}{\frac {\mathrm {K} }{\mathrm {M} }}\cdot }](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/97dd02cf6dca1d4c01138f039e51b238356d6702)
Or
peut être facilement calculé, à l’époque d’émission de l’anneau qui a
formé Neptune, d’après la valeur numérique déjà trouvée pour
![{\displaystyle 2\pi \mathrm {K} ={\frac {15}{4}}\mathrm {M} {\frac {\pi }{\omega }}={\frac {15}{4}}{\frac {2\pi }{\omega }}\times 0,00001={\frac {15}{4}}\times 0,60181.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e91a7a7c088307a92fac0cb02b18c2592f24b66c)
À l’origine, la masse de l’atmosphère de la nébuleuse aurait été au plus
![{\displaystyle {\frac {4}{3}}\pi {\frac {\mathrm {K} }{a^{2}}}=0,001666.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/48470d42ab9fce8010e28574982652699f983d13)