Chapter 26

=360.= ANNEAU DE SATURNE (_fig._ 127). Saturne est entouré d'une espèce d'anneau, large et mince, à peu près plan, sans adhérence avec la planète, qu'il entoure par le milieu. Cet anneau, que Galilée découvrit peu après l'invention des lunettes, s'offre à nous sous la forme d'une ellipse qui s'élargit peu à peu, puis se rétrécit considérablement, et finit par disparaître, pour reparaître quelque temps après. La partie antérieure de l'anneau se projette sur la planète; la partie postérieure nous est cachée par celle-ci; tandis que les deux parties latérales débordent des deux côtés de manière à former ce qu'on nomme les _anses_ de Saturne.

Les divers aspects que nous offre successivement cet anneau sont dus aux diverses positions relatives qu'occupent Saturne, le soleil et la terre. Le plan de l'anneau se transporte parallèlement à lui-même avec la planète en mouvement sur son orbite; l'obliquité de ce plan, par rapport à la ligne qui va de la terre à la planète, varie donc d'une époque à une autre. Quand le plan prolongé de l'anneau laisse d'un même côté le soleil et la terre, nous voyons la face éclairée de l'anneau sous forme d'une partie d'ellipse plus ou moins rétrécie, suivant que nous la voyons plus ou moins obliquement.

Si le plan passe par le soleil, en le laissant toujours entre lui et nous, nous avons devant nous la tranche de l'anneau; on n'en voit alors, et avec de fortes lunettes, que les deux anses, faisant l'effet de deux lignes droites lumineuses des deux côtés du disque de Saturne. Enfin, si le plan prolongé de l'anneau passe entre la terre et le soleil (ce qui arrive à peu près tous les 15 ans), la face obscure de cet anneau étant tournée vers nous, nous ne le voyons plus, et Saturne nous offre alors l'apparence d'un globe isolé comme les autres planètes.

C'est en 1848 que l'anneau a disparu pour la dernière fois; maintenant il nous montre sa face australe, qui a eu sa plus grande largeur en 1855. Il disparaîtra de nouveau en 1863; puis on verra sa face boréale sous des angles divers.

DIMENSIONS DE L'ANNEAU. On a pu, dans des circonstances favorables, mesurer l'angle sous lequel on voit la largeur de l'anneau, et les distances de ses bords intérieur et extérieur au bord de la planète. En combinant ces éléments avec la distance de Saturne et l'inclinaison des diamètres réels, on est arrivé au résultat suivant, relativement aux dimensions de l'anneau (d'après M. Faye):

_Rayon équatorial de Saturne_ = 64000 kilom. ou 16000 lieues. _Rayon intérieur de l'anneau_ = 94000 kilom. ou 23500 lieues. _Rayon extérieur de l'anneau_ = 142000 kilom. ou 35500 lieues[143].

[Note 143: En prenant approximativement 16000, 24000 et 36000, on a pour représenter ces 3 rayons les nombres simples 1, 1 1/2 et 2 1/4.]

Ainsi la largeur de l'anneau est de 12000 lieues, à peu près les 3/4 du rayon équatorial de la planète. L'anneau laisse un espace vide de 30000 kilomètres ou 7500 lieues entre Saturne et lui; on peut apercevoir des étoiles à travers ce vide. Quant à l'épaisseur de l'anneau, on ne la connaît pas; mais on suppose qu'elle ne dépasse pas 30 lieues.

SUBDIVISION DE L'ANNEAU. En observant l'anneau de Saturne avec des instruments puissants, on a reconnu que cet anneau n'est pas simple; il se compose de plusieurs anneaux concentriques dont les lignes de séparation sont visibles, principalement vers les anses. On a même aperçu tout récemment un anneau obscur, situé à l'intérieur des autres, comme on le voit sur la figure. Ces anneaux tournent ensemble dans leur plan, qui coïncide à peu près avec l'équateur de la planète, achevant une révolution dans 10h 1/2 environ, c'est-à -dire qu'ils tournent avec la même vitesse que la planète elle-même.

SATELLITES DE SATURNE. Saturne a 7 _satellites_; mais ceux-ci ne nous sont pas si utiles que ceux de Jupiter; ils sont si petits et si éloignés de nous qu'il faut pour les voir des télescopes d'une grande puissance. Le premier, c'est-à -dire le plus rapproché de la planète, met 22h 37m 1/2 à exécuter sa révolution autour de celle-ci, tandis que le dernier emploie 7j 7h 53m. Ce dernier est le seul sur lequel on ait pu constater qu'il tourne sur lui-même dans le même temps qu'il emploie à tourner autour de la planète.

=361.= URANUS, relégué à l'extrémité de notre système planétaire, n'a que l'apparence d'une étoile de 6° ou 7° grandeur, rarement visible à l'œil nu. Cette planète a été découverte par Herschell en 1781. Sa distance au soleil est 19 fois plus grande que celle de la terre; son diamètre apparent est d'environ 4"; à la distance du soleil, il serait de 75"; le rayon d'Uranus = 4r,34. Le plan de son orbite est incliné sur l'écliptique de 0° 46' 1/2. La durée de sa révolution sidérale est d'environ 84 ans. La lumière du soleil, qui nous arrive en 8m 18s, met près de 2h 3/4 à arriver à Uranus. L'intensité de la lumière et celle de la chaleur doivent y être 400 fois moindres que sur la terre; le soleil ne doit être vu de cette planète que comme une étoile de 1re grandeur.

Uranus a six _satellites_ découverts par Herschell; ils se meuvent autour de la planète dans des orbites presque circulaires et perpendiculaires au plan de l'écliptique; ce qui porte à croire que l'équateur de la planète a la même inclinaison.

Les satellites d'Uranus sont encore plus difficiles à voir que ceux de Saturne; deux seulement, le 2e et le 4e, ont été observés avec précision. Par une exception unique le mouvement de ces satellites paraît rétrograde, c'est-à -dire a lieu de l'orient vers l'occident.

=362.= NEPTUNE. Cette planète, découverte par M. Leverrier, en 1846 (V. plus loin, nº 363), n'est pas visible à l'œil nu; vue dans une lunette d'un faible grossissement, elle fait l'effet d'une étoile de 8e grandeur. Avec un grossissement plus fort, elle offre des dimensions sensibles, et se montre sous la forme d'un disque circulaire. Son diamètre apparent n'est que de 2",7. À la distance du soleil, ce diamètre apparent serait de 8"; d'où on conclut que le rayon de Neptune = 4r,72 (_r_ étant le rayon de la terre). Cette planète est 30 fois plus éloignée du soleil que la terre (à 1100 millions de lieues à peu près). La chaleur et la lumière n'y doivent être qu'environ la millième partie de ce qu'elles sont à la surface de la terre.

=363.= CIRCONSTANCES DE LA DÉCOUVERTE DE NEPTUNE. PERTURBATIONS DES MOUVEMENTS PLANÉTAIRES. Si les planètes n'étaient soumises qu'à l'attraction du soleil, leurs mouvements seraient absolument conformes aux lois de Kepler; elles décriraient exactement des ellipses autour du centre du soleil, comme foyer. Mais, conformément au principe de gravitation, les planètes s'attirent mutuellement. Le mouvement de chacun de ces astres ainsi attirés non-seulement par le soleil, mais par les autres planètes, est un peu plus compliqué que nous ne l'avons dit[144]. La masse du soleil étant très-grande par rapport à celle des planètes, son action est prépondérante; de sorte que le mouvement de la planète diffère très-peu du mouvement elliptique que le soleil seul lui imprimerait. Les modifications du mouvement elliptique, causées par les actions mutuelles que les planètes exercent les unes sur les autres, sont ce qu'on appelle les _perturbations_ des mouvements planétaires.

[Note 144: De même la lune n'est pas seulement attirée par la terre, elle l'est encore par les autres corps célestes faisant partie de notre système planétaire, notamment par le soleil; l'attraction de la terre est prépondérante; cependant l'attraction du soleil est assez forte pour altérer le mouvement elliptique de la lune; cette attraction est la cause de la perturbation que nous avons indiquée sous le nom de _nutation de l'axe de la lune_.]

Lors donc que les astronomes veulent connaître avec précision les positions successives des planètes par rapport au soleil et à la terre, c'est-à -dire déterminer exactement le mouvement relatif de ces astres, ils sont obligés d'avoir égard à cette action mutuelle des planètes les unes sur les autres. Ils sont ainsi parvenus à rendre compte, avec une très-grande précision, des mouvements des planètes, tels qu'on les observe réellement.

Ce résultat, obtenu d'abord pour les planètes anciennement connues, ne l'a pas été pour Uranus aussitôt après sa découverte. En appliquant au mouvement de cette planète les méthodes qui avaient réussi pour les autres, afin de déterminer les perturbations que devaient lui faire éprouver Saturne et Jupiter (les seules planètes connues qui pouvaient avoir sur elle une action appréciable), on a trouvé constamment, pendant quarante ans, le calcul en désaccord croissant avec les observations. Comme on était sur qu'aucune erreur ne s'était glissée dans ces calculs, il fallait admettre que ce désaccord était dû à une action perturbatrice inconnue. M. Bouvard songea le premier à attribuer cette action à une planète encore inconnue; mais comment trouver cette planète? M. Leverrier y parvint en renversant le problème ordinaire, qui consiste à déterminer les perturbations du mouvement d'une planète dues à l'attraction d'une autre planète de masse et de position connues. Il se mit à calculer quelles devaient être la masse et la position d'une planète inconnue pour que son action sur Uranus, combinée avec les autres influences déjà connues, produisît exactement les perturbations observées du mouvement de cette planète. Il parvint à résoudre ce difficile problème. Le 31 août 1846, il annonça à l'Académie des Sciences que la planète cherchée devait se trouver par 326° 32' de longitude héliocentrique, au milieu des étoiles de la XXIe heure. Moins d'un mois après, M. Galle, directeur de l'Observatoire de Berlin, trouva la planète à la place que lui avait assignée le géomètre français; il n'y avait pas un degré de différence entre le résultat du calcul et celui de l'observation. C'est là certainement un résultat admirable, glorieux pour celui qui l'a trouvé, et qui atteste à la fois l'exactitude des méthodes astronomiques et la vérité du principe de la gravitation universelle.

=364.= LOI DE BODE. Il existe entre les distances des principales planètes au soleil une loi assez remarquable qui permet de retenir assez aisément ces distances dans leur ordre. Voici en quoi consiste cette loi qui porte le nom de l'astronome _Bode_, qui l'a publiée en 1778.

Écrivons la suite des nombres:

0 3 6 12 24 48 96

dans laquelle chaque nombre, à partir du troisième, est double du précédent. A chacun de ces nombres ajoutons 4; nous obtiendrons une nouvelle série qui est la suite de Bode:

4 7 10 16 28 52 100.

Ces derniers nombres sont sensiblement proportionnels aux distances au soleil des planètes anciennement connues. En effet, si au lieu de représenter par 1 la distance de la terre au soleil, nous la représentons par 10, nous aurons, en multipliant conséquemment par 10 les six premières distances du tableau de la page 236, le résultat suivant:

Mercure. Vénus. La Terre. Mars. ... Jupiter. Saturne. 3,9 7,2 10 15,2 ... 52 95,4

Ces nombres sont à peu près ceux, de la suite de Bode, à l'exception du dernier, pour lequel il y a une différence plus sensible, moins négligeable. On remarquera de plus que le terme 28 de la série de Bode n'a pas de correspondant parmi les distances indiquées.

Quand Herschell, en 1781, découvrit Uranus, on continua la suite de Bode. Le 8e terme de cette suite est 200. Or la distance d'Uranus au soleil est 191,8, celle de la terre étant 10; ce nombre se rapproche encore assez de son correspondant 200 pour qu'on regarde la loi comme continuant à s'appliquer.

Plus tard, on essaya la même vérification pour Neptune; le 9e terme de la suite de Bode est 396; or la distance de Neptune au soleil est 304 quand celle de la terre est 10. La différence est ici trop grande, et on ne peut pas dire que la loi s'applique jusqu'à Neptune.

Cette loi de Bode ne se rapporte à aucun fait pratique; elle doit être considérée comme un moyen simple d'aider la mémoire à retenir les distances en question.

Quoi qu'il en soit, elle s'applique d'une manière assez satisfaisante jusqu'à Uranus, sauf une lacune qu'on remarque jusque-là dans la correspondance; au nombre 28 de la suite de Bode ne correspond aucune distance de planète au soleil. Cette lacune a été comblée par la découverte des petites planètes dont nous allons parler. Pour en finir avec la série de Bode, nous dirons que la moyenne des distances au soleil de ces petites planètes qui se placent toutes sous ce rapport entre Mars et Jupiter, est 26, ce qui n'est pas trop éloigné du terme 28 de cette série.

PETITES PLANÈTES.

=365.= On a découvert depuis le commencement de ce siècle un assez grand nombre de planètes, toutes situées dans la même région du ciel, entre Mars et Jupiter. On les désigne sous le nom de _petites planètes_, parce qu'elles sont beaucoup plus petites que les huit dont nous nous sommes occupé jusqu'à présent; Elles ont l'apparence des étoiles de 8e ou de 9e grandeur, et par conséquent sont invisibles à l'œil nu; aussi leur a-t-on encore donné le nom de _planètes télescopiques_.

Découverte par:

_Cérès_, M. Piazzi, à Palerme, 1er janv. 1801.

_Pallas_, Olbers, à Brême, 28 mars 1802.

_Junon_, Harding, à Gœttingue, 1er sept. 1804.

_Vesta_, Olbers, à Brême, 29 mars 1807.

_Astrée_, Hencke, à Driessen, 8 déc. 1845.

_Hébé_, Hencke, à Driessen, 1er juill. 1847.

_Iris_, Hind, à Londres, 13 août 1847.

_Flore_, Hind, Ã Londres, 18 oct. 1847.

_Métis_, Grahan, à Maskré (Irlande), 26 avril 1848.

_Hygie_, de Gasparis, Ã Naples, 14 avril 1849.

_Parthénope_, de Gasparis, à Naples, 11 mai 1850.

_Victoria_, Hind, Ã Londres, 13 sept. 1850.

_Égérie_, de Gasparis, à Naples, 29 juill. 1851.

_Irène_, Hind, à Londres, 19 mai 1851.

_Eunomia_, de Gasparis, Ã Naples, 29 juill. 1851.

_Psyché_, de Gasparis, à Naples, 17 mars 1852.

_Thétis_, Luther, (près Dusseldorf), 17 avril 1852.

_Melpomène_, Hind, à Londres, 24 juin 1852.

_Fortuna_, Hind, à Londres, 22 août 1852.

_Massalia_, ¦ de Gasparis, à Naples, 19 sept. 1852. ¦ Chacornac, à Marseille, 20 sept. 1852.

_Lutétia_, Goldsmith, à Paris, 15 nov. 1852.

_Calliope,_ Hind, Ã Londres, 16 nov. 1852.

_Thalie_, Hind, à Londres, 15 déc. 1852.

_Phocéa_, Chacornac, à Marseille, 6 avril 1853.

_Thémis_, de Gasparis, à Naples, 6 avril 1853.

_Proserpine_, Luther, (près Dusseldorf), 5 mai 1853.

_Euterpe_, Hind, Ã Londres, 8 nov. 1853.

_Amphitrite_, Albert Marth, à Londres, 4 févr. 1854.

_Bellone_, Luther, à Blick, près Dusseldorf.

_Urania_, Hind, Ã Londres, 22 juill. 1854.

_Euphrosine_, Ferguson, Ã Washington, 1er sept. 1854.

_Pomone_, Goldsmith, Ã Paris, 28 oct. 1854.

_Polymnie_, Chacornac, Ã Paris, 28 oct. 1854.

A ces planètes il faut ajouter dans l'ordre des découvertes: _Circé_, _Leucothoé_, _Atalunte_, _Fides_, découvertes en 1855 par MM. Luther et Chacornac; _Léda_, _Lætitia_, _Harmonia_, _Daphné_, _Isis_, découvertes en 1856; _Ariane_, _Nysa_, _Eugénie_, _Hestia_,....., _Aglaïa_, _Boris_, _Palès_, _Virginie_, _Nemausa_, découvertes en 1857; _Europa_, _Calypso_, _Alexandra_,....., découvertes en 1858.

Comme on le voit, le plus grand nombre de ces petites planètes ont été découvertes dans ces dernières années. M. Lescarbaut, médecin à Orgères, en Normandie, en a encore découvert récemment une nouvelle très-rapprochée du soleil.

Nous n'entrerons pas dans de plus grands détails au sujet de ces planètes. Nous indiquons les éléments astronomiques d'un certain nombre d'entre elles dans un tableau placé à la fin de ce chapitre. V. pour les autres le dernier Annuaire du bureau des longitudes.

=366.= SYSTÈME PLANÉTAIRE. _Concordance des mouvements des planètes._ Les planètes qui tournent autour du soleil forment avec cet astre un système complet qui doit être particulièrement distingué dans l'espace, surtout par nous dont le globe fait partie de ce système. Les planètes se meuvent toutes autour du soleil, en restant à peu près dans un même plan passant par le centre de cet astre; excepté quelques petites planètes dont les orbites font des angles assez grands avec le plan de l'écliptique (_V._ le tableau ci-après). Tous ces mouvements des planètes autour du soleil s'effectuent dans le même sens, d'Occident en Orient. Les planètes principales sont accompagnées de satellites, qui, à l'exception de ceux d'Uranus, se meuvent aussi dans des plans assez peu inclinés à l'écliptique, et dans le même sens que les planètes autour du soleil, c'est-à -dire d'Occident en Orient. Le soleil tourne sur lui-même _dans le même sens_, autour d'un axe qui est presque perpendiculaire au plan de l'écliptique. Enfin les planètes dont on a pu constater le mouvement de rotation, tournent aussi d'Occident en Orient. La lune tourne dans le même sens autour de la terre.

Voilà un concours de circonstances très-remarquable que nous nous contenterons de signaler au lecteur sans indiquer les inductions qu'on en tire; cela nous mènerait trop loin.

Nous faisons suivre tous ces détails sur les planètes et leurs satellites de tableaux renfermant les éléments du système solaire; on y trouvera réunis tous les nombres disséminés dans ce chapitre. Ces tableaux sont empruntés à l'ouvrage de M. Faye.

Planètes.

NOMS. S RÉVOLUTION SIDÉRALE DISTANCE EXCENTRICITÉ, INCLINAISON I ------------------- moyenne la distance de l'orbite G Nombre En jours du soleil. moyenne sur le plan N rond moyens. étant 1. de E d'années. l'écliptique.

Mercure ☿ » 87,969 0,38710 0,20562 7° 0' 13" Vénus ♀ » 224,701 0,72333 0,00682 3 23 31 La Terre ♁ 1 365,256 1,00000 0,01678 » » » Mars ♂ 2 686,980 1,52369 0,09325 1 51 6 Petites planètes. Jupiter ♃ 12 4332,485 5,20277 0,04822 1 18 42 Saturne ♄ 29 10759,220 9,53885 0,05603 2 29 30 Uranus ♠84 30686,821 19,18239 0,04660 0 46 29 Neptune ♆ 165 60127 30,04 0,009 1 47

_Petites planètes situées entre Mars et Jupiter_. Flore 3 1193 2,202 0,157 5° 53' Melpomène 3 1270 2,296 0,216 10 11 Victoria 4 1303 2,335 0,218 8 23 Euterpe 4 1317 2,348 0,171 1 36 Vesta 4 1326 2,362 0,089 7 8 Massilia 4 1338 2,376 0,134 0 41 Iris 4 1346 2,385 0,232 5 28 Métis 4 1347 2,387 0,183 5 36 Phocéa 4 1350 2,391 0,246 21 43 Hébé 4 1380 2,425 0,202 14 47 Fortuna 4 1397 2,446 0,156 1 33 Parthénope 4 1399 2,448 0,098 4 37 Thétis 4 1442 2,498 0,137 5 36 Amphitrite 4 1500 2,564 0,080 6 6 Astrée 4 1511 2,577 0,189 5 19 Irène 4 1515 2,582 0,170 9 6 Égérie 4 1516 2,582 0,086 16 33 Lutetia 4 1542 2,612 0,115 3 5 Thalie 4 1571 2,645 0,240 10 13 Eunomie 4 1576 2,651 0,189 11 44 Proserpine 4 1578 2,653 0,086 3 36 Junon 4 1593 2,669 0,256 13 3 Cérès 5 1681 2,767 0,076 10 37 Pallas 5 1686 2,723 0,239 34 37 Bellone 5 1724 2,814 0,175 10 5 Calliope 5 1815 2,912 0,104 13 45 Psyché 5 1828 2,926 0,136 3 4 Hygie 6 2043 3,151 0,101 3 47 Thémis 6 2047 3,160 0,123 0 50

Satellites.

NOMS. DURÉE DISTANCE, MASSE, de le rayon celle la révolution. de la planète de la planète (jours) étant 1. étant 1.

Satellite ¦ ¦ la Lune. 27,32166 60,2729 0,01234 de la Terre. ¦

¦ 1er 1,7691 6,0485 0,000017 Satellites ¦ 2e 3,5512 9,6235 0,000023 de Jupiter. ¦ 3e 7,1546 15,3502 0,000088 ¦ 4e 6,6888 26,9983 0,000043

¦ 1er 0,943 3,35 ¦ 2e 1,370 4,30 ¦ 3e 1,888 5,28 Satellites ¦ 4e 2,739 6,82 de Saturne. ¦ 5e 4,517 9,52 ¦ 6e 15,945 22,08 ¦ 7e 22,945 27,78 ¦ 8e 79,330 64,36

¦ 1er 5,893 13,12 ¦ 2e 8,707 17,02 Satellites[145] ¦ 3e 10,961 19,85 d'Uranus. ¦ 4e 13,456 22,75 ¦ 5e 38,075 45,51 ¦ 6e 107,694 91,01

Satellite ¦ ¦ 1er 5,880 8,9 de Neptune. ¦

[Note 145: Les satellites d'Uranus ont été découverts par Herschel; le 2e et le 4e ont seuls été réobservés par d'autres astronomes. Ils ne peuvent être vus qu'avec l'aide des plus puissants télescopes.]

Éléments physiques du système solaire.