VOLUMES, PLANÉTAIRES

Celui de la Terre étant 1, ER Ferre aaty Mercure............... ss 0,594 o,°61 Vénus re ssisneseoee 0,93 0,998 La Terre................. 1,900 : 1,000 Marine este cats 0,55 0,'78 Jupiter... soso: 11,761 po Saturne ................. . NA 7,34 Uranas......,.,... seine 4,263 79,97 Le Soleil. e@e@eeevegsreeeve 109,95 1328460,°

Les phases que présentent Mercure et Vénus, et leurs passages sur le disque du Soleil, pendant lesquels ces planètes paraissent comme deux taches noires, nous prouvent qu’elles ne sont pas lumineuses d’elles-mêmes, et qu’elles brillent d’une lumière em= pruntée. On voit aussi le disque de Mars changer de forme ct devenir sensiblement ovale suivant sa position par rapport au Soleil, et l’on en conclut que la planète ne fait que réf échir la lumière de cet astre. Jupiter est également un corps opaque , car il projette dans la partie de son orbite opposée au Soleil > une ombre dont l'existence est prouvée par la disparition des satellites au moment où ils l’atteignent Quant à Saturne, son ppacité et celle de l'anneau qui l’environne sont prouvées à la fois par l’ombre que l'arc antérieur de l’anneau projette sur le disque de la planète, et par l'ombre que la planète elle-même projette sur Pare postérieur de l'anneau.

Les planètes ne sont pas lexactement sphériques. Les diverses mesures qu’on a faites de la Terre, ont prouvé que sa figure diffère peu de celle d’un ellipsaide de révolution aplati vers les pôles, et dont le grand axe surpasserait le petit de 52.

L'observation suivie des taches 5 apercoit quelquefois sur les disques de Mercure, Vénus, Mars , Jupiter et Saturne, a prouvé ae ces planètes tournent sur elles-mêmes d’occident et orient. Les apparences qu’offrent les taches dont la surface du Soleil est quelquefois parsemée , ne peuvent s'expliquer qu’en

attribuant à cet astre un mouvement de rotation dirigé d’occtdent en orient et dont la durée est de 25J:,5. Quant à la Terre, la direction de son mouvement de rotation est d’occident en orient, puisqu'elle doit être contraire à celle du mouvement diurne apparent de la sphère céleste : la durée de sa révolution, comme on sait, est de o/-,997269672. On voit amsi que toutes les planètes se meuvent autour du Soleil d’occident en orient, et que leurs mouvemens de rotation sont dirigés dans le même seus, et à peu prés dans les plans de leurs mouvemens de projection.

Tableau des mouvemens de rotation des Planètes.

NOMS |. DUREES des de PLANETES. LEURS ROTATIONS.

Le Soleil. ..... He unes

Nous avons déjà dit que les planètes ne se meuvent pas exactement dans des ellipses, et qu’elles font autour de Lors positions elliptiques, des oscillations plus ou moins étendues ; la théorie a prouvé que ces inégalités dépendent des attractions respectives des diverses planctes , et par conséquent du rapport de leurs masses ; en sorte que la connaissance de ces rapports peut servir à calculer l'étendue de ces inégalités , et réciproquement. .

C'est en comparant ainsi la théorie avec un grand nombre d'observations, que M. Laplace a déterminé les valeurs suivantes des masses de Vénus, de Mars, de Jupiter et de Saturne; la masse de la Terre a été déduite de la comparaison de la pesanteur terrestre avec la distance de Ja Terre au Soleil , et celle d’Uranus, de l'observation des plus grandes élongations de ses satcilites, à

Tableau des masses des Planétes , celle du Soleil étant prise pour unite.

t Mercure. e e . e ° ° e e . e * e e . ‘ ° e ° 6 3035 8:10

WeG0S: 2 2.04 0h D a ETS SR A Se GR

Darlene: 54 Se ee i eS ow GES Mars 2h <b. 2. se. ee: ee, SS. a i ee ee Jupiler. à cise Ses de en nee OS done à Saturne . . . . . 1 . + ere Hands ss Lis LEGER Se d'a E

w ww

os ’

SATELLITES. — On donne le nom de satellites aux petits corps célestes qui font leurs révolutions autour des planètes principales, et qui les accompagnent pendant que ces dernières tournent elles-mêmes autour du Soleil. Les planètes auxquelles on a reconnu des satellites, sont : la Terre, j upiter , Saturne et Uranus. La première en a un qui est la Lune; la seconde 4, la troisième 7, la quatrième 6. L’observation des éclipses des 4 Satellites de Jupiter a été trés-utile à la géographie.

SATELLITE DE LA TERRE Ou LUNE.— L'observation du mouvement angulaire de lalune, combinée avec celle de son rayon vecteur , a prouvé que cet astre se meut dans une ellipse dont la terre occupe le foyer. Ce mouvement, qui, comme celui de toutes les planètes et de tous les satellites, est dirigé d’occident en orient, s'exécute en 27, 321; ce nombre de jours est la durée de la révolution sidérale de la lune. Les observations modernes comparées aux anciennes, ont prouvé que le moyen mouvement de la lune a toujours été en s’accelérant.

Les aires décrites par le rayon vecteur de la lune sont proportionnelles aux temps employés à les décrire : il suit de la que le mouvement angulaire de la lune autour de la terre est variable ; il est le plus rapide dans le point de son orbite où elle est le plus près de la terre, et qu'on nomme périgée, et le plus lent, au contraire, dans le point diamétralement opposé, et qu’on nomme apogée.

Le périgée ne reste pas fixe dans le ciel : il a un mouvement direct, c'est-à-dire , dirigé de l'occident à lorient, en vertu duquel il faisait sa révolution sidérale, au commencement de ce sitcle, en 3232/., 580. Ce mouvement se ralentit pendant que celui de la lune s’accélére. |

L’orbite moyen de la lune est incliné de 5°9”o" à l’écliptique, et cette inclinaison est constante; l’orbe véritable fait des oscillations périodiques sensibles aulour du premier,

En examinant la suite des étoiles que rencontre la lune au moment où elle traverse l'écliptique, on reconuait que ses nœuds ou les points d'intersection de son orbe avec celui de la terre, ont un mouvement rétrograde ou contraire à celui de la June : ce mouvement n’est pas uniforme, il se ralentit de siècle en siècle, et d’ailleurs est anaucllement assujéti à plusieurs inégalités. La durée d’une révolulion sidérale des nœuds était, au commencement de cesiècle, de 6793j., 421.

On appelle nœud ascendant celui que traverse la lune quand elle s'élève au-dessus de l’écliptique vers le pôle horéal; et 1œud descendant, au contraire, celui dans lequel elle s’abaisse audessous vers le pôle austral. |

Les lois du mouvement elliptique sont loin de représenter les ohservations de la lune: cet astre est assujéti à un grand nombre d'mégaliÿs qui ont des rapports évidens avec la position du soleil. La théorie de Pattraction, en faisant connaître la cause dont elles dépendent, a fourni les moyens d'ajouter de nouvelles inégalités a celles que les astronomes avaient déjà déterminées empiriquement ; ce qui a donné aux tables de la June, une précision mespérée.

Les phases de la June ontété, chez la plupart des anciens peuples, l’origine de la division du temps. Le croissant de cet astre, qui est constamment dirigé vers le soleil, indique évidemment qu'il en emprunte sa lumière. La loi de la variation de ses phases nous prouve qu’elle est à peu près sphérique.

L’exces du mouvement de la lune sur le mouvement apparent du soleil , qu’on nomme mouycment sinodique lunaire, et duquel dépcad le retour des phases, est maintenant de 29j., 530. Ce nombre est à la durée d’une année tropique, dans le rapport «le r9 à 235 ; en sorle que 19-années solaires forment environ 235 mois lunaires. |

Les syzigies sont les points de l'orbite où la lune se trouve en conjonction ou en oppositionavee le soleil : dans le premier cas, la June est nouvelle, et dans le second, elle est pleine. Les quadratures sont les points dg l'orbite ot la lune est éloignée du so- Teil de un ou de trois angles droits, comptés dans le sens de son mouvement propre; dans ces points, que l'on nomme premier et deuxième quartier de la lune, nous voyons la moitié de son hémisphère éclairé (1).

« La lune ne peut s’éclipser que par l’nterposition d’un corps opaque qui lui dérobe la lamière du soleil, et il est visible que’ ce corps est la terre; puisque les éclipses de lune n'arrivent

TE TMNT

(1) Extrait de l'Annuaire du Bureau des longitydes pour, 1812.

jamais que dans les oppositions, ou lorsque la terre est entre cet astre et le soleil. Le globe terrestre projette derrière lui, relativement au soleil, un cône d’ombre dont l'axe est sur la droite qui joint les centres du soleil et de la terre, et qui se termine au point où les diamètres apparens de ces deux corps seraient les mêmes. Ces diamètres, vus du centre de la lune en opposition dans sa moyenne distance, sont à peu près de 1918 secondes décimales pour le soleil, et de 6900" pour la terre; ainsi le cône d'ombre terrestre a une longueur trois fois et demie plus grande que la distance de la lune à la terre, etsa largeur aux points où il est traversé par la lune, est environ huit tiers du diamètre lunaire. La lune serait donc éclipsée toutes les fois qu’elle serait en opposition au soleil, si le plan de son orbe coincidait avec Pécliptique ; mais en vertu de l’inclinaison mutuelle de ces plans, la lune, dans son opposition, est souvent élevée au-dessus ou abaissée au-dessous du cône d’ombre terrestre, et elle n’y pénètre que lorsqu'elle est près de ses nœuds. Si tout son disque s’enfonce dans l'ombre de la terre, l’éclipse de lune est totale : elle est partielle , si ce disque n’y pénètre qu’en partie; et l’on concoit que la proximité de la lune a ses nœuds, au moment de l’opposition, doit produire toutes les variétés que l’on observe dans

les éclipses. :

« La durée moyenne d’une révolution du soleil, par rapport au nœud de lorbe lunaire, est de 346ÿ, 619;.elle est à la durée d’une révolution synodique dela lune, à peu près dans le rapport de 223 à 19. Ainsi, après une période de 223 mois lunaires, ke soleil et Ja lune se retrouvent à la même position relativement au nœud . de l’orbe lunaire; les éclipses doivent donc revenir à peu près dans le même ordre, ce qui donne, pour les prédire, un moyen simple qui fut employé par les anciens astronomes.

« La forme circulaire de l'ombre terrestre, dans les éclipses de lune, rendit sensible aux premiers astronomes la sphéricité trés-approchée de la terre: la théorie lunaire perfectionnée a offert ensuite le moyen le plus exact pour en déterminer l’aplatissement.

« C’est uniquement dans les conjonctions du soleil et de la lune, uand cet astre, en s’interposant entre le soleil et la terre, nous érobe la lumière du soleil, que nous observons les éclipses so~

laires. Quoique la lune soit incomparablement plus petite que le soleil, cepeudant elle est assez pres de la terre pour que son diamètre apparent diffère peu de celui du soleil : il arrive mème, à raison de changemens x ces diamctres, qu’ils se surpassent alternativement l’un l’autre. Imagiuons les centres du soleil et de la lune sur une même droite avec l'œil de l'observateur; it

verra le soleil éclipsé. Si le diamètre apparent de la lune surpasse celui du soleil, l’éclipse sera totale; mais si ce diamètre est plus petit, l'observateur verra un anneau lumineux formé par la partie du soleil qui déborde le ed de la lune, et l’éclipse sera annulaire. Si le centre de la lune n’est pas sur la droite qui joint l’observateur et le centre du soleil, la lune pourra n’éclipser qu’une partie du disque solaire, et l’éclipse sera partielle ; ainsi la variété des distances du soleil et de la lune au centre de la terre, et celle de la proximité de la lune à ses nœuds au moment de ses conjonctions , doivent en produire de trés-grandes dans les éclipses de soleil. A ces causes se joint encore l’élévation de la lune sur l'horizon, élévation qui change la grandeur de son diamètre apparent, et qui, par l'effet de la parallaxe lupaire, peut augmenter ou diminuer la distance apparente des entres du soleil et de la lune, de manière que de deux observateurs éloignés entre eux, Pun peut voir une éclipse de soleil qui n’a point lieu pour lautre de du En cela les éclipses

e soleil diffèrent des éclipses de lune, qui sont les mêmes pour tous les lieux de la terre où les deux astres sont élevés sur l’horizou. On voit souvent l’omhre d’un nuage emporté par les vents, parcourir rapidement les coteaux et Jés plaines, et dérober aux spectateurs qu’elle atteint la vue du soleil dont jouissent ceux qui sont au-delà de ses limites : t'est l’image exacte des éclipses totales du soleil (1).

La mème cause qui rend la durée de ces éclipses différente peat divers pays, fait également varier la durée des passages de

énus sur le disque du soleil; car en vertu de la parallaxe de la planète, deux observateurs la rapportant à des points différens du disque solaire, lui voient décrire des cordes a ou moins longues; la différence de ces durées, observées dans des lieux trés-éloignés , fait connaître avec précision la parallaxe de Vénus, et par conséquent sa distance à la terre; les distances respectives des autres planètes au soleil se déduisent de celle-là, à laide de la troisiéme loi des mouvemens planétaires. C’est ainsi qu'on a trouvé que l’angle soutendu au centre du soleil par le rayon de la are et qu'on nomme parallaxe du soleil, est égal a 8'',75.

L'observation suivie des taches invariables que présente le disque de la lune, a prouvé que cet astre dirige toujou”s vers nous à peu près le méine hémisphère ; il tourne donc sur lui-même dans un temps égal à celui de sa révolution autour de la terre,

(1) Extrait de l'Exposition du Systéme du monde, dans l'Annuaire du Bureau des longitudes pour 1812. ~ : .

GEOGRAPHIE ASTRONOMIQUE. 13 Cette égalité des mouvemens de rotation et de révolution, qui paraît être une loi générale du mouvement des satellites, est extrêmement remarquable.

On nomme bration de la lune, ces oscillations périodi en vertu desquelles les taches de la lune s'approchent et s’éloignent successivement du bord de son disque; les astronomes sont parvenus à représenter tous ces-divers mouvensens, à l’aide d’uu petit nombre de lois trés-simples.

Les ombres qu’on apercoit a la surface de la lune, et qui sont variables avec la position dusoleil, nous prouvent que sa surface est couverte de profondes cavités et de montagnes trés-élevées; au bord de la partie éclairée, ces inégalités se présentent .sous la | forme d’une dentelure dont la distance à la ligne de lumière prouve que la hauteur des montagnes est au moins de 3000 mètres.

On a prouvé par expérience que la lumière réfléchie par la leine lune, est environ trois cent mille fois plus faible que la umière directe du soleil. . Aussi cette lumière réunie au foyer

des plus grands miroirs ne produit-elle pas d’effet sensible sur le thermomètre.

Le diamètre de la lune est à celui de la terre comme 1 est à 0,273; d’où il résulte que le volume de la lune est à peu près égal a .,+5 de celui de la terre.

La distance de la lune à la terre en demi-diamètres terrestres est égale à 59,718.

Quant à la masse de la lune, la valeur qu’on a déduite de l'ensemble des phénomènes sur lesquels cette masse a de linfluence, égale =~ de la masse dela terre.

Comzres. — Les comètes , comme nous l'avons dit précédemment, sont ces astres qui de temps à autres se montrent dans le ciel, le parcourent dans tous les sens avec toutes sortes de vitesses , et sont presque toujours accompagnés d’une nébulosité qui quelquefois s’alonge et forme une queue très-étendue. La queue ne doit pas être regardée comme le caractère distinctif des comètes; car entre autres exemgles qu'on pourrait citer, la comète qui fut observée en 1585 par Tycho, pendant un mois entier, et celle qui parut pendant les mois d'octobre et de novembre de l’année 1763, et qui était peu éloignée de la terre, ne présentaient pas la moindre trace de queue.

La nébulosité dont les cométes sont accompagnées paraît être formée par lea vapeurs que la chaleur du soleil éléve ye leur surface : quant aux queues, il semble qu’elles ne sont autre chose que cette même vapeur fortement raréfiée, et transportée a une grande distance par l'impulsion des rayons solaires. On trouve

en effet, par le calcul; que dans cette hypothése, la queue doit toujours être au-delà des cométes par rapport au soleil, et dévier d’une petite quantité de la ligne qui joint les centres de ces deux astres, vers la position que la comète occupait auparavant; ce qui est conforme aux observations.

‘On aperçoit les plus petites étoiles au travers des queues des cométes; et comme l'épaisseur de ces queues surpasse fréquemment un million de lieues, il faut que la matière dont elles sont . formées soit d’une rareté extrême : ces queues ne peuvent donc apporter le plus léger obstacle aux mouvemens des planètes. La probabilité de la rencontre de la terre et des queues des comètes est assez grande, vu l'immense étendue de ces queues, ‘pour qu’on puisse admettre que celtè rencontre a eu lieu plusieurs fois sans qu'on ait pu s’en apercevoir, à cause de lextrême rareté de la matière de la queue, et de la grande faiblesse de la lumière qu'elle nous réfléchit.

Ce qu’on appelle le noyau des cométes ne semble être autre chose que la partie la plus dense de la nébalosité qui les environne : cette nébulosité et la queue acquièrent l’une et l’autre leur plus grand éclat peu de jours après le passage de la comète © à sa plus petite distance au soleil, lorsque la chaleur que cet astre lui communique est parvenue à son maximum.

En supposant, ce qui est naturel, que l’intensité de la chaleur solaire soit proportionnelle à l'intensité de la lumière, on trouve que dans le moment de sa plus grande proximité du soleil, la comète de 1680 éprouva une chaleur vingt-sept mille cinq cents fois plus grande que celle que le soleil communique à la terre. Cette chaleur, fort supérieure à celle que nous pouvons produire, et qui, d'aprés l'évaluation de Newton, équivaut à deux mille fois environ celle d’un fer rouge, volatiliserait probablement la plupart des substances terrestres.

Si, comme tout porte à le croire, les comètes ne sont pas lumiveuses par elles-mémes, nous ne devrions, dans quelques circonstances, apercevoir qu’une trés-petite partie de Jeur hémisphère éclairé : l’épaisse atmosphere dont les noyaux des comètes sont toujours environnés, et qui réfléchit la lumière du soleil dans tous les sens, a empêché jusqu’à présent d'observer ces phases d'une manitre certaine.

Les cométes, comme tous les autres astres, participent au mouvement diurne de la sphère céleste. Les observateurs diversement situés sur la surface de Ja terre, rapportant les cométes, aux mêmes instans, à peu près aux mêmes points du ciel, il en résulte qu’elles ne sont pas, comme les anciens le croyaient,

es météores engendrés dans notre atmosphère. Leurs mouve-

js

Te *** a RQ om Pere ecg En s

Ag M2248 aw sane -rrsva8 8885 ~~

oe a

MVE par imbrotsre Jardricn pla < du Janthcon Y° 8

— mn

Dh peruse Cit LE

ee aoe es oe -

mens apparens ne semblent extrêmement compliqués que parece qu'ils résultent de Ja combinaison de lcurs mouvemens réels avec celui de la terre : en tenant compte de l'effet de cette dernière cause , on trouve que les cométes parcourent des ellipses, au foyer commun desquelles le soleil est placé.

Nous avons vu que lés planetes se meuvent toutes autour du soleil d’eccident en orient, et dans une zône très-étroite de Ja

hère céleste ; les cométes, au contraire, u’affectent aucune direction particulière, et les orbes qu'elles parcourent présentent tous les degrés d’inclinaison au plan de lécliptique, depuis zéro jusqu'à langle droit. Les orbes des planètes sont presque circulaires, et ces astres sont constamment visibles; les comètes parcourant des ellipses extrêmement alongées, ne s aperçoivent que lorsqu’elies se trouvent dans le voisinage de l'ex-

trémité du grand axe la plus rapprochée du soleil : cette extrémité se nomme le périhélie (1).

CoxsTezLarions. — Les pasteurs qui habitaient les plaines de Babylone et de l'Egypte furent les premiers qui se livrérent à la contemplation des étoiles. Ils les diviscrent en constellations, et supposèrent que chacune de ces constellations représentait la figure d’un animal ou de quelque autre objet terrestre. Les modernes ont conservé aux constellations les noms que les anciens leur avaient donnés ; mais ils en ont formé de nouvelles, et en ot porté le nombre à cent.

Il y a douze constellations qu’on appelle signes, et qui forment le zodiique ; lequel est ainsi nommé, parce que chacun de ccs signes est censé représenter un animal.