L`émission de particules électrisées par le soleil et la théorie des

L’´emission de particules ´electris´ees par le soleil et la
th´eorie des aurores polaires
Daniel Barbier
To cite this version:
Daniel Barbier. L’´emission de particules ´electris´ees par le soleil et la th´eorie des aurores polaires.
J. Phys. Radium, 1937, 8 (7), pp.303-308. <10.1051/jphysrad:0193700807030300>.<jpa-
00233513>
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L’ÉMISSION
DE
PARTICULES
ÉLECTRISÉES
PAR
LE
SOLEIL
ET
LA
THÉORIE
DES AURORES
POLAIRES
Par
DANIEL
BARBIER.
Observatoire
de Marseille.
Sommaire. 2014 La
pénétration
dans
l’atmosphère
terrestre
des
particules produisant
les
aurores
montre
que
leur
énergie
doit être
assez
considérable
Au
contraire
l’énergie
des
particules
émises
par
le soleil
est
toujours
faible,
une
dizaine
d’électron-volts
par
exemple
pour
les électrons
au lieu
de
6
104
eV
qui
seraient
suffisants
pour
produire
l’aurore
ou
de
1010eV
qui
seraient
nécessaires
dans la
théorie
de
Dauvillier.
On
réconcilie
les
points
de
vue en
admettant
que
la terre est
chargée
positivement
de
manière
à
donner
aux
électrons
une
vitesse
suffisante.
L’entretien
de la
charge
terrestre
est
possible
grâce
à
la
charge
apportée
par
les
rayons
cosmiques.
La
théorie
proposée
fait
prévoir une
variation
de
l’altitude
de
la
base
des
aurores au cours d’un
cycle
solaire.
1. Introduction. -
L’émission
de
particules
élec-
trisées
par
le soleil est
actuellement
un fait
bien établi.
Il est
en
effet
très
difficile
d’expliquer
la
formation des
aurores
sans
faire
intervenir
des
particules
déviables
par
le
champ
magnétique
de
la
terre,
car
ces
phéno-
mènes sont
observés en
des
régions
de
l’atmosphère
qui
ne sont
pas
illuminées
par
la
lumière solaire. Des
aurores
artificielles
furent
obtenues
par
Birkeland
au
laboratoire,
à
l’aide
de
faisceaux d’électrons
(1)
et
Stôrmer établit une théorie
mathématique
du
phéno-
mène
(2)
(~).
Les
particules
électrisées
émises
par
le
soleil
ont été
invoquées
avec
plus
ou
moins
de
succès
pour expliquer
divers
autres
problèmes
posés
par
la
couronne
solaire,
la
lumière
zodiacale,
la lumière
du
ciel
nocturne,
les
comètes,
les
rayons cosmiques,
l’ozone
atmosphérique
,
sans
parler
des
perturbations magnétiques
terrestres
qui
sont
directement
liées
à la
production
des
aurores.
L’émission
de
particules
électrisées
par
le soleil
pose
un
problème
très intéressant
en soi-même et aussi
à
cause
de
l’influence
qu’elle
pourrait
avoir
sur
l’équi-
libre des
couches
extérieures
du soleil
(**).
En
outre,
la
théorie
pourrait
montrer
quel
est le
rôle
de ces
parti-
cules dans
la
formation
des
raies brillantes
de
certaines
étoiles chaudes
et des nébuleuses.
Le
but
de cette
note
est d’examiner
ce
que
nous
savons
réellement sur
les
particules
électrisées émises
par
le
soleil
et
d’essayer
de
réconcillier
nos connais-
sances
sur
ce
sujet
avec celles obtenues
par
l’étude des
aurores.
~
2.
Les aurores
polaires. -
Le
seul
phénomène
qui
se
présente
à
l’état
pur
comme
dû
avec
certitude
(.)
Ces auteurs avaient
eu
d’ailleurs des
précurseurs,
mais
t’eat
bien à eux
que
sont dus les
travaux
fondamentaux sur ce
sujet.
L’historique
de
la
question
est
assez
bien connu
pour
qu’il
n’y
ait
pas
lieu
de
l’exposer
à
nouveau
ici.
(**)
Rosseland
a
étudié
déjà
l’équilibre
d’une
chromosphère
supportée
par
des
rayons
corpusculaires
(3).
aux
particules
émises
par
le soleil
est
l’aurore
polaire
(*).
C’est
à
ce
seul
phénomène
que
nous
allons
demander des
renseignements
sur
la
nature
des
parti-
cules
et
en
particulier
sur
le
signe
de
leur
charge
et
leur
vitesse.
Rappelons
la
théorie
de
Stôrmer
e)
en
mettant en
évidence
les
conclusions
pratiques
qui
en
découlent.
Dans
sa
première
approximation,
Stôrmer
assimile
la
terre
à
un
aimant
élémentaire
et
il étudie le
mouvement
des
particules
dans
le
champ
de cet
aimant
et
dans
le
vide
en
négligeant
leurs
actions mutuelles ainsi
que
leur
action sur
le
champ
de
l’aimant.
Stôrmer trouve
alors
que
les
aurores
doivent
se
produire
au
voisinage
d’un
cercle
situé
à
une
distance
angulaire
a
du
pôle
magné-
tique.
a
ne
dépend
que
de
la
quantité
,H~
qui
caracté-
rise
les
particules; ?
désigne
le
rayon
du cercle
en
cen-
timètres
que
décrit
une
particule
sous l’action
d’un
champ
de
H gauss
perpendiculaire
à
la
direction
de
son
mouvement.
Il
trouve a
_-__
3°
pour
des
rayons
catho-
diques
moyens,
5°
pour
les
rayons ~
du
radium et ~ 7°
pour
les
rayons
x
du radium. La
distance
angulaire
réelle
de la
zone
du
maximum
de
fréquence
des
aurores
est
200
et
seules
les
particules
les
moins
déviables
comme
celles
constituant les
rayons
oc pourraient
donner
la solution
du
problème.
Pour
être sûr
de la
valeur de ce
résultat,
il
convient
de
vérifier
que
les
hypothèses simplificatrices
énoncées
plus
haut
n’ont
pas
d’influence
appréciable
sur
le
résultat.
Stôrmer
rejette
d’abord
l’hypothèse
de l’aimant élémentaire
et
il
utilise
la
théorie
de
Gauss
du
magnétisme
terrestre;
il
trouve
que
les résultats
sont
sensiblement
les mêmes
et
que
par
suite
l’hypothèse
de
l’aimant élémentaire
est
très suffisament
correcte. Stürmer
examine
ensuite
l’effet des actions
mutuelles des
corpuscules
ainsi
que
leur action
sur
le
magnétisme
terrestre et
il
simplifie
le
(*) A
l’exception
des
aurores,
assez rarement
observées,
écalai-
rées
par
le
soleil
qui
jouissent
de
propriétés
légèrement
diffé-
rentes
(altitude
-
répartition
de
l’énergie
dans
le
spectre).
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:0193700807030300

304
problème,
qui
pris
dans
toute
sa
généralité
est absolu-
ment
inextricable.
La
théorie comme
l’expérience
de
laboratoire montre
qu’il
doit
se former autour
de
la
terre un
anneau de
particules
électrisées,
situé
à
une
distance
dépendant
de leur
produit Hp.
Stôrmer
assi-
mile
cet
anneau
à
un courant d’intensité i ampères
et
il
calcule
la
position
sur la terre de
la
zone aurorale en
fonction
de i et
des
produits
Hp
relatifs
aux
particules
formant
l’anneau
et à celles
produisant
l’aurore. Si nous
supposons
que
les deux
sortes
de
particules
sont
iden-
tiques,
on trouve
d’après
les
tableaux de
Stürmer
qu’il
suffit d’une valeur de
HP
peu supérieure
à 100
pour
retrouver la
position
réelle de la zone aurorale
si i
est
108
ampères.
Si
l’on se
rappelle
que
la théorie ci-dessus
n’est encore
que grossièrement approchée,
il faut
bien
constater
que
la
position
de la
zone
aurorale sur la
terre
ne nous
apprend
pratiquement
rien
sur
la
nature
des
particules.
Théoriquement,
la
zone
aurorale n’est
pas
tout
à
fait
un
cercle
mais une
sorte
de
spirale
qui
en
diffère assez
peu
et
dont
le
sens d’enroulement
dépend
du
signe
des
particules.
De l’orientation des arcs
auroraux
observés
en
divers lieux
et
à diverses
heures,
Vegard
a
conclu
(1)
que
les observations sont un
peu
mieux
représentées
en
supposant
que
les
particules
sont des
électrons,
mais
que
ce résultat
est
toutefois très incertain.
Stôrmer
a
montré
(2)
que
l’on
peut
trouver une
limite
supérieure
de
Ho
d’après
la
largeur
des
rayons
auro-
raux.
Les nombres s’échelonnent
entre 5
000
et
30
000.
L’absorption
des
rayons
de
particules
dans l’atmos-
phère
terrestre
a
été
étudiée
par
Vegard
et surtout
par
Stôrmer
(5)
et
moyennant
certaines
simplifications
ils
ont reconnu
que les rayons
ne
peuvent être
des
rayons
a.
Pour des
électrons,
l’absorption
est totale à
80
km
d’altitude
(base
des
aurores)
ce
qui
conduit
à une
valeur
de
Ho
de l’ordre
de
700
c’est-à-dire à une vitesse
de
l’ordre de 100
000
kmlsec
ou
encore à une
énergie
de
60
000
clectron-volts.
Il
semble
que
les
grandes
aurores
(grandes
perturba-
tions
magnétiques)
soient assez étroitement liées
aux
taches,
car le
passage
au méridien
solaire est accom-
pagné,
avec
un certain
retard,
plus
souvent
que
le
hasard seul ne le ferait
prévoir,
d’une
perturbation
magnétique
sur
terre ;
le
passage
d’une
tache au méri-
dien n’est
pas toujours accompagné
d’une
perturbation
et
certaines
perturbations
ont
lieu
en
l’absence
de toute
tache.
Par
suite,
les
taches
ne
sont
pas
la cause vraie de
la
perturbation
mais lui
sont
seulement assez étroite-
ment corrélatées. Tacchini et
Hale voient
l’origine
des
perturbations
dans les
éruptions
visibles au
spectrohé-
lioscope qui accompagnent
ies taches.
On
pourra
voir
à
ce
sujet
l’exposé
d’Abetti
(6).
Le
retard
s’écoulant
entre
le
passage
au
méridien d’une tache et la
pertur-
bation
magnétique
correspondante
a
été évalué
par
divers
auteurs.
La
détermination la
plus
récente est
due
à lVTaurain
(’)
(8) qui
a trouvé des nombres
éche-
lonnés entre
23,5
et
116,~
h
avec une
moyenne
de 60
h.
Si
les
particules
se
propagent
en
ligne
droite avec
une
vitesse
uniforme,
ces
temps correspondent
à
des
vitesses
comprises
entre
1
800 et
300
km/sec
avec
une
moyenne
de
700
km/sec.
Si les
particules pro-
duisant les aurores étaient des électrons
de
grandes
vitesses,
comme cela
a été
parfois
admis,
on ne
pour-
rait
expliquer
leur
retard
que
par
la
présence
d’un
champ magnétique
solaire
qui
courberait leurs
trajec-
toires.
Malheureusement ce
champ
devrait
avoir
le
sens
opposé
du
champ
connu.
3.
Examen
sommaire de
diverses
théories.
-
)
1°
La théorie
radioactive
de
l’émission
de
particules
par
le soleil est
maintenant
complètement
abandonnée.
Lindemann a
montré,
en
particulier,
qu’elle
revient
à
admettre une radioactivité
absolument
inadmissible
pour
le
soleil.
2’
La
théorie
de
Dauvillier.
- Dauvillier
pour
réaliser
une
synthèse
d’un
très
grand
numbre de
phénomènes
cosmiques
a
imaginé
(9)
que
le soleil
émet des électrons
de 101°
V;
l’aurore
serait
alors
produite
par
des élec-
trons
secondaires
prenant
naissance
dans
notre atmos-
phère
à
environ
6
000
kms
d’altitude.
Les
électrons
primaires
seraient accélérés
par
un
champ électrique
existant
dans la
chromosphère
solaire
(9, p.
306).
3’
La théorie de
Milne.
-
C’est la forme
nouvelle
de la théorie de la
pression
de radiation
pour
les
atomes,
conforme aux
données
de la
physique.
Elle a
d’abord été
proposée pour expliquer
la
grande
hauteur
atteinte
par
le calcium ionisé
dans la
chromosphère
solaire
(1°);
un
développement
ultérieur de
la
théorie
a
permis
à
Milne
de
montrer
que
des
atomes de Ca
II
peuvent s’échapper
du
soleil
(11).
C’est
à la
pénétration
de
ces atomes dans
notre
atmosphère
que
Milne
attribue
les aurores.
Il est
bien évident
que
la
charge
électrique
du
soleil
doit
rester
constante,
et
par
suite
en
négligeant
les
charges
qui
pourraient
arriver
à
sa
surface,
sous forme
de
rayons cosmiques
par exemple,
il doit
émettre
autant
de
charges positives
que
de
charges négatives.
Les seules
modes d’émission
que
nous
ayons
à
consi-
dérer sont
liés à l’état
électrique
du
soleil ainsi
qu’à
la
pression
de radiation. Nous
allons étudier
ces divers
effets.
4.
La
pression
de radiation. Théorie de Milne.
-
Considérons
un
atome
ne
pouvant
exister
que
dans
deux
états
désignés
par
1
et 2
et
supposons-le
dans
l’état
1 ;
il
peut
absorber
un
quantum
hv
qui
le
porte
à
l’état 2
et
qui
lui
fournit
une
quantité
de mouvement
h.
c
Il reste un
temps T
dans l’état 2
puis
il
émet,
dans
une
direction
quelconque,
un
quantum
Il v et
il
acquiert
une
v
.
quantité
de
mouvement ",
qui
en
moyenne
est
nulle,
c
puisque
le
rayonnement
émis
est
isotrope
(la
quantité
de mouvement fournie
par
l’absorption
est
dirigée
en
moyenne
vers l’extérieur
puisque
le
rayonnement
absorbé
provient
du
soleil).
L’atome
revient
ainsi
à
l’état
1,
y
reste
en
moyenne
un
temps
le
cycle

305
recommence.
Pendant
un
cycle,
l’atome tombe
libre-
ment
et
acquiert par
suite
une
quantité
de
mouvement
ln g
«
+
’t’)
qui
pour
que
l’atome
libre
soit
en
équilibre
doit en
moyenne
être
égale
à
la
quantité
de
mouve-
ment obtenue
par
suite de
l’absorption
du
rayonne-
ment.
On
démontre
que,
pour
le
soleil,
ces
considérations
s’appliquent
spécialement
au
calcium
ionisé. L’état
1
est 28
et l’état 2
est
obtenu en confondant les
états
2Pi
et
2P2
qui
sont
très
voisins ;
la
pression
de radia-
tion
est
relativement
très
négligeable pour
les
autres
atomes.
Fig. 1.
~:.Exam~inons
maintenant
comment des atomes
peuvent
être
émis.
La
figure
1
représente schématiquement
une
(raie
la raie
H
ou la raie
/f
de
Call).
Un
atome
en
èqui-
libre
absorbe
une
longueur
d’onde
),o
correspondant
au minimum
d’intensité dans la raie. En
réalité
par
suite de
l’agitation
thermique
et de
ce
que
l’absorption
des
quanta
s’effectue au hasard et n’assure
que
statistique-
ment
l’équilibre,
il
peut
se
faire
qu’un
atome
prenne
une
vitesse
appréciable dirigée
vers l’extérieur du
soleil;
alors
par
suite
de l’effet
Doppler
la
longueur
d’onde
qu’il
absorbe
est
déplacée
vers les
courts
1B,
par
exemple
en
A
ce moment il est
soumis à un
rayon-
nement
plus
intense
qui
accélère son mouvement vers
l’extérieur.
L’accélération croît
jusqu’à
ce
que
la lon-
gueur
d’onde
absorbée
devienne
,~2,
où elle devient
constante. Mais comme entre
temps
l’atome
s’éloigne
du
soleil,
le
rayonnement
devient
plus
faible
puis négli-
geable
et on
conçoit
que
la vitesse des atomes tende
vers une limite.
Si
par
contre les
circonstances
ame-
naient
un
atome à avoir
une vitesse
dirigée
vers l’inté-
rieur
du
soleil,
il
absorberait une
longueur
d’onde telle
que
~’,
et
l’intensité
du
rayonnement
augmentant,
la
valeur
absolue
de
sa
vitesse serait diminuée et la
longueur
d’onde
qu’il
absorbe
tendrait à
redevenir
Ao.
L’équation
du mouvement est :
ci,
est
le
rayon
du
soleil;
g,
la
gravité
à
sa
surface,
r,
la
distance de l’atome
au
centre
du
soleil ;
I,
l’inten-
sité du
rayonnement
pour
la
longueur
d’onde
À
qu’il
peut
absorber
et
IQ
l’intensité au
centre de
la
ligne.
En
intégrant
on trouve
que
la
vitesse
limite
des
atomes
CaII est
1,6 . 108
cm . sec-1.
Tout
ceci ne
peut
s’appliquer que
lorsqu’un
très
petit
nombre d’atomes est
expulsé,
en
effet
dans le cas
contraire la raie
d’absorption
serait elle-même
déplacée
et
par
suite l’effet
serait considérablement réduit.
3.
Expulsion
thermique
d’électrons
par
le
Soleil.
Etat
électrique
du Soleil.
---
La
température
de la
surface solaire est environ
6
000
K.
Calculons la
vitesse
des
électrons
libres
et
considérons la
possibilité
qu’ils
ont
d’échapper
au soleil. Si n est
le
nombre total
d’électrons
par
unité de
volume,
le nombre d n
d’élec-
trons de vitesse
comprises
entre v et v
-~-
d v
est :
m,
est la masse
de
l’électron; Il,
une
constante. La
vitesse
quadratique
moyenne
des électrons
est,
en
appelant
T
la
température,
donnée
par :
pour
les
électrons
solaires
on trouve :
Le nombre
ni
d’électrons
ayant
une
vitesse
supérieure
à
une
certaine limite
vo
est
donné
par
la
petite
table
suivante :
on voit
qu’il n’y
a
pratiquement
pas
d’électrons
ayant
des vitesses
supérieures
à
3
000
km/sec.
Cette
vitesse
correspond
à une
énergie
de
20 e. V environ.
La vitesse
limite
d’échappement
à
la
surface solaire
est :
(g,
gravitation
à la surface
solaire;
a,
rayon
du
soleil).
On
voit
que
la
plupart
des
électrons
solaires
ont
des
vitesses
supérieures
à
la
vitesse
d’échappement
et
par
suite
il
est
nécessaire
que
le
soleil
soit
chargé positive-
ment car s’il n’en
était
pas
ainsi à
un
instant donné la
déperdition
d’électrons serait
tellement
rapide qu’il
’
acquerrait
bientôt une
charge positive.
Supposons que
la
charge
positive
du
soleil soit
répar-
tie en
couches
concentriques,
sans
qu’il
y
ait
lieu
de
préciser
davantage.
Tout se
passe
comme si la
charge
était
concentrée
au
centre
du soleil
pourvu
que
les
élec-
C1I

306
trons libres étudiés sé trotive
placés
extérieurement à la
région chargée
positivement,
ce
qu’on
pourra
toujours
supposer,
ear
s’il
n’en était
pas
ainsi leur
expulsion
hors
du
soleil
les
placerait
forcément
à
un
moment
donné,
à
l’e;térieur des couches
chargées.
Soit
- e
la
charge négative
d’un
électron,
¡BTe
la
charge positive
du
soleil,
on
calcule
sans
peine
que
la vitesse limite
d’échappement
deviènt V2
- --
Si
l’on détermine la
charge par
la condition
qu’elle
doit
empêcher
l’échappement
de tous les électrons
de
vitesse
inférieure
à 3.108
ém jseé
Oh obtiént :
t
Le volume
du
soleil est
en
nombre
rond
2x~0~
cm3
si on admet
que
la
charge
est
répartie
uniformément
dans
toute sa
masse,
la
charge
que
nous venons de
calculer
signifierait qu’il
faudrait
ajouter
un
électron
pour
chaque
cube de
deux cents millions
de
mètres
cubes
pour
l’amener à être
électriquement
neutre.
Une
telle
charge
est
extrêmement
petite.
L’influence
de
la
charge
électrique
que
nous
venons
de
calculer
est
négligeable pour
des ions.
En
effet
si p
est
la
masse d’un ion et
V:i
sa vitesse limite
d’échappe-
ment,
on a :
on trouve
que pour
les ions
d’hydrogène
est
de
l’ordre
de 10-2
et
que
pour
les ions
CalI il
est
de
l’ordre de
2
X
10-4.
D’autre
part
la
vitesse
quadratique
moyenne
des
ions
d hydrogène
et
de
calcium
est
respective-
25 4
d
’1
.
ment
et
de
celle
des
électrons
et
par
suite
1OOu 1uuu
leur
émission
thermique
est
pratiquement
impossible.
Ces résultats
ont t été
obtenus
par
Milne
e 2)
et
ils
nous
étaient
inconnus
lorsque
nous
sommes
arrivée
à la
même conclusion
(13).
L’émission d’ions
positifs par
la
pression
de
radia-
tion
tend à diminuer
la
charge
positive
du
soleil
et
par
suite à
permettre
l’émission d’électrons destinée à
la compenser
électriquement.
Il est
difficile
de
se ren-
dre
compte
si l’émission
est
constamment
neutre,
ou
seulement
statistiquemnnt
neutre.
On
peut
imaginer
des
représentations
valables
pour
l’un
ou
l’autre cas.
i"
e
Si
constamment l’émission
est
neutre,
lorsque
le
soleil
possède
une zone active
on doit
admettre
que
celle-ci
possède
un
caractère
éruptif,
c’est-à-dire
que
les électrons aussi bien
que
les
ions
possèdent
une
vitesse d’ensemble
qui
leur
permet
plus
facilement
d’échapper
à
l’attraction solaire.
En l’absence
d’une
zone
active,
la
charge
du soleil
aurait
juste
la
valeùr
donnant
lieu à une émission
égale
d’ions et d’électrons.
~°
Si l’émission
est
neutre seulement
statistiquement
on
peut
admettre
que
les
régions
actives
sont
caractés
risées
par
une
perturbation
locale
du
champ
élec-
trique
facilitant
l’émission des
électrons. Cette émission
tend
à diminuer la
perturbation
électrique
et
par
suite
au bout d’un
certain
temps
l’émission
s’arrête,
mais à
ce moment
la
charge
totale
positive
du soleil est
aug-
mentée,
de forte
que
l’ensemble
du
soleil
n’émet
que
des ions
par
la
pression
de
radiation,
jusqu’à
ce
qu’une
nouvelle
perturbation
du
champ
électrique
se
produise
sur la surface solaire.
Il est d’ailleurs assez
probable
que
les
deux
phéno-
mènes énumérés entrent
simultanément
en
jeu.
Dans tous les
cas,
les vitesses des électrons
émis
seront
faibles,
d’un ordre de
grandeur
de
quelques
centaines
à
quelques
milliers de km
par
sec.
Il
faut
examiner
encore
si au
dessus
de la
surface
solaire,
c’est-à-dire
dans la
chromosphère,
ne
peut
exister un
champ
électrique qui
accélérerait
les
élec-
trons.
Un tel
champ
a
été
postulé par
Dauvillier
qui
avait
besoin,
pour
sa
théorie,
d’électrons
ayant
une
énergie
de
10iOe. V.
Nous
avons vu
d’autre
part (p.
304)
que
la
production
des aurores ne
peut
s’expliquer par
des électrons
que
si ceux-ci ont des
énergies
de
6
X
10~ e. V
àu moins.
L’étude du
champ chromosphérique
a fait
l’objet
de
recherches
par Pannekoek
(1+),
Rosseland
(’à)
et
sur-
tout Milne
(16)
en
négligeant
la
pression
de radiation.
Leur
conclusion est
que
le
champ
électrique
est extra-
OMinairenient faible.
Milne
par exemple
trouvé
que
la
séparation
des
ions et des
électrons
suivant
la loi de
Dalton ne
se
ptoduit
que lorsque
la
pression
devient
inférieure
à
10-34.
En
outre,
si artificiellement on intro-
duisait
un
èhamp
électrique
dans line
atmosphère
stellaire
de
40. 000 Y
par
cm,
on
ne
pourrait
obtenir
entre
deux
points
quelconques
de
cette
atmosphère
des
différences de
potentiel
excédant
Un
volt. En
un
mot,
tout se
passe
comme si les
atmosphères
stellaires
étaient extraordinairement conductrices.
Si
l’on
négligeait
rémission
des ions et des
électrons
et
qu’on reprenne
le calcul
précédent
en
tenant
compte
de
la
pression
de
radiation,
on serait
conduit
à des
résultats
tout
à
fait
analogues,
car la
pression
de
radia-
tion
n’agit
au
fond
que
comme une
modification
à la
loi
de
gravité
et ne
pourra
donner
par
suite lieu à
une
augmentation
dans le
rapport
~ï0la
ou
même
6
10~
du
champ
électrique.
D’ailleurs le
problème
ne
présente
iiii
intérêt
que
si
l’on
tient
compte
de
l’émission
des
particules.
Nous allons l’étudier dans
ce cas mais sans
effectuer
de théorie
générale,
ce
qui
n’en vaut
pas
la
peine.
Supposons qu’à
l’état initial
il
n’y
ait
qu’un
champ
très
petit,
il est
bien
évident
qu’aucun champ
impor-
tant
ne
pourra
prendre
naissance,
car
nous
nous
trouvons dans le
cas
que
nous
venoiis d’examiner tout
au
long.
En
effet,
si
l’émission
par
pression
de radiation
était
nulle,
le
champ
serait
très
petit
et aurait
pour
simple
effet de retenir les électrons
de manière
à
con-
trebalancer
les effets de
l’agitation thermique.
Si
l’émis-
sion
des
ions
est
faible,
l’émission
d’électrons
qui
doit