This is a revised version of the work reported to the COSPAR Symposium of 1962. In the first place, the basic components of the radio intensities ranging from 1000 MHz to 9400 MHz derived by H. Tanaka were used to establish the relation between the electron temperature and integrated number of electrons for 1960 and 1961 flights. The result justifies our former assumption that the radio intensities with which the EUV line intensities from the transition layer are to be compared should, as a first approximation, be very close to those at sunspot minimum.

In the second place, the integrated numbers of electrons from the EUV line intensities were derived based on the same data as were used by Pottasch. This is to eliminate any arbitrariness in adopting parameters which are still uncertain.

The result is that we still have a large amount of disagreement between the two sets of intensities in the sense that EUV line intensities are at least ten times stronger as might be inferred from the radio intensities. If one assumes an inhomogeneous model in which the solar disk is bright only in patches covering about 0.15 of its total area, the discrepancy would be eliminated.

On compare l'intensité du rayonnement UV du Soleil avec celle que l'on peut calculer à partir d'un modèle dérivé des observations radioélectriques en précisant un travail présenté au GOSPAR en 1962. La composante fondamentale du rayonnement radioélectrique entre 1000 et 9400 MHz données par H. tanaka est utilisée pour établir une relation entre la température électronique et le nombre total d'électrons lors des tirs de 1960 et 1961. Les résultats justifient notre précédente hypothese : les intensités radioélectriques auxquelles l'intensité des raies UV de la couche de transition doit être comparée sont en première approximation trés proches de celles du minimum d'activité solaire.

D'autre part, le nombre total d'électrons déduit de l'intensité des raies UV à été obtenu ä partir des données qui ont été employées par Pottasch, ce qui élimine quelque arbitraire dans le choix de données encore incertaines.

L'accord est encore loin d'être obtenu, les raies UV étant plus de 10 fois plus intenses que ce que le modèle permet de prévoir.

Sil'on passe à un modèle inhomogène (disque solaire brillant par taches occupant 15 % de la surf ace visible) on peut éliminer ce désaccord.

Сравнена интенсивность излучения UV Солнца с интенсивностью, которую можно вычислить исходя из модели выведенной из радио электрических наблюдений уточнив работу представленную в COSPAR в 1962 г. Основная составляющая радиоэлектрического излучения между 1000 и 9400 Мгц приведенная Танака была использована для установления соотношения между электронной температурой и общим числом электронов во время запусков 1960 и 1961 г. Результаты оправдывают налгу предшествующую гипотезу: радиоэлектрические интенсивности, с которыми должна быть сравнена интенсивность линий UV граничного слоя, являются, в первом приближении, очень близки к интенсивностям в минимум солнечной активности.

С другой стороны, общее число электронов, выведенное из интенсивности линий UV, было получено исходя из данных, которые были употреблены Pottasch, что устраняет некоторую произвольность в выборе еще недостоверных данных.

Согласие еще далеко не получено, линии UV будучи более интенсивными больше чем в 10 раз, чем то что позволяет предвидеть модель.

Это разногласие может быть устранено, если перейти к неоднородной модели (блеск солнечного диска пятнами, занимающими 16 % видимой поверхности).