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table des matières
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— 120. Variation de l’excentricité de l’orbite lunaire — 121. Variation de l’inclinaison de l’orbite lunaire sur l’équateur — 122. Durée probable de l’évolution — 123. Calcul du coefficient de viscosité de la Terre — 124, 125. Rétablissement des coefficients de proportionnalité — 126. Comparaison entre l’action retardatrice de la Lune sur la Terre et l’action retardatrice de la Terre sur la Lune : cette dernière a pu être 32 000 fois plus forte que la première — 127. Système formé par le Soleil et les planètes
128. Mise en compte de l’influence accélératrice du refroidissement : loi particulière du refroidissement — 129. Application à l’évolution d’une nébuleuse planétaire — 130. Pour la rotation terrestre, l’influence accélératrice du refroidissement est très faible vis-à-vis de l’influence retardatrice de la marée — 131. Influence retardatrice de la pluie météoritique
132. Formation possible de la Lune aux dépens de la Terre par suite d’une exagération de l’amplitude de la marée, due à un phénomène de résonance — 133. Figures d’équilibre d’une masse fluide homogène en rotation : ellipsoïdes de Mac-Laurin et de Jacobi — 134. Fonctions de Lamé — 135. Figures d’équilibre infiniment voisines des figures ellipsoïdales — 136. Stabilité des figures d’équilibre — 137. Refroidissement continu et contraction d’une masse fluide homogène : elle arrive à prendre une figure piriforme — 138. Formation possible, par ce processus, du système
Terre-Lune et de certains systèmes d’étoiles doubles
SUR L’ORIGINE DE LA CHALEUR SOLAIRE ET DE LA CHALEUR TERRESTRE.
139. Valeur de la constante solaire ; taux annuel du refroidissement du Soleil ; dissipation de sa chaleur — 140. Hypothèse chimique — 141. Hypothèse météorique — 142, 143, 144. Difficultés qu’elle soulève — 145. Hypothèse de Helmholtz ; contraction d’une sphère gravitante homogène — 146. Provision de chaleur emmagasinée par le Soleil ; âge du rayonnement solaire — 147. La densité du Soleil n’est plus supposée constante — 148. Étude de la chaleur spécifique ; la chaleur spécifique peut, sous de fortes pressions, devenir très considérable ; cas où le Soleil est assimilé à un fluide parfait — 149. Pour qu’un globe chaud qui rayonne s’échauffe en perdant de la chaleur, il faut que sa chaleur spécifique, dans les conditions considérées, soit négative — 150. Cas où le Soleil est assimilé à un solide élastique parfait — 151. Si le Soleil est visqueux, sa contraction détermine une véritable création de chaleur — 152. La dissociation chimique des matières centrales du Soleil joue le même rôle qu’une augmentation de sa chaleur spécifique — 153. Température du Soleil — 154. Difficultés de la présente hypothèse
