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SÉANCE DU 14 MARS 1910.

Cela étant, soit un nombre $n$ défini par la relation

$-\left(\log {\frac {\mathrm {R_{0}} }{\mathrm {B_{0}} }}-\log {\frac {\mathrm {R} }{\mathrm {B} }}\right)=(n-1)\times 0,093.$

Il est clair, d’après ce qui précède, que l’absorption générale de l’étoile considérée est au plus équivalente à celle d’un nombre d’atmosphères solaires égal à $n.$

On peut donc calculer de cette manière une limite supérieure de la valeur de l’absorption générale des atmosphères des étoiles dont les spectres sont compris entre les types G et M de Harvard. La limite inférieure de cette valeur est évidemment zéro.

Les valeurs de $n$ calculées pour trois étoiles de ces types sont indiquées dans le Tableau ci-dessous. Or j’ai montré (loc. cit.) que l’effet de l’atmosphère solaire sur la valeur mesurée de $\log {\frac {\mathrm {R_{0}} }{\mathrm {B_{0}} }}$ (qui correspond pour lui à une température de 5320°) est tel, que l’éclat intrinsèque effectif du Soleil est plus petit que son éclat intrinsèque vrai (qui correspond à celui d’un corps noir de 5870°). Il s’ensuit qu’en posant successivement pour les étoiles considérées $n=0$ et $n=$ sa valeur définie par la relation ci-dessus, et en suivant une marche analogue à celle que j’ai indiquée récemment pour le Soleil, nous pouvons calculer pour les étoiles considérées une limite supérieure $\varepsilon _{\mathrm {M} }$ et une limite inférieure $\varepsilon _{m}$ approchées de leur éclat intrinsèque vrai en fonction de celui du Soleil (que j’ai, je le rappelle, trouvé égal à 31900 bougies décimales par centimètre carré).

Quant aux étoiles pour lesquelles j’ai trouvé une température effective supérieure à celle du Soleil, si nous pouvons calculer une limite inférieure de leur éclat intrinsèque vrai en posant $n=0,$ en revanche, nous n’avons pas le moyen d’évaluer une limite supérieure de cette quantité, puisqu’on ne peut connaître dans ce cas la valeur maxima de $n.$

Les résultats de cette étude relatifs à 6 étoiles sont résumés dans le Tableau suivant :

Étoile.		$\textstyle \log {\frac {\mathrm {R} }{\mathrm {B} }}.$	Température effective absolue.	Type spectral. Harvard.  Lockyer.		$n.$	$\varepsilon _{m}.$	$\varepsilon _{eff.}.$	$\varepsilon _{\mathrm {M} }.$
ϱ Persée		- 0,230	12870°	Mb	Ant.	5,95	0,008	0,013	0,127
α Taureau		- 0,406	13500°	K5M	Ald.	4,06	0,044	0,071	0,279
ζ Céphée		- 0,552	14260°	K	"	2,48	0,174	0,281	0,541
Soleil		- 0,690	15320°	G	Arct.	1	"	1,000	"
γ Cygne		- 0,710	15620°	F8Gpec.	Pol.	"	0,81	1,32	"
Polaire		- 0,844	18200°	F8G	Pol.	"	3,78	6,11	"
α Lyre		- 0,946	12200°	A	Sir.	"	12,08	19,55	"