CHAPITRE III

PLANÈTES SUPiRIEURES

205. MouTement apparent des planètes supérieure*. ^^ Supposons, comme pour les planètes inférieures, que le plan de Torbite de la planète se confonde avec celui de Porbite de la terre; comme c'est ici la terre qui a le mouvemept angulaire le plus rapide, admettons que la planète reste immobile pendant que la terre accomplit sa révolution autour du soleil. Le déplsr cément de la planète n'a pas d'autre effet que de rendre plus longues les durées des stations et rétrogradations, et dechanger les régions du ciel où les stations paraissent se produire. Quan| à l'inclinaison des plans des deux orbites, elle cbange la per-^ spective de la courbe apparente décrite par la planète. Au lieu d'un grand cercle de la sphère, on obtient une courbe en zigzag.

Laissons de côté pour un moment c^s deux effets secondaires et occupons-nous uniquement du fait principal, c*est-à-dire de l'explication des stations et des rétrogradations de la planète.

Soient S le Soleil, AA'A' l'orbite de la planète et TTV celle de la terre. Supposons l'astre en A et la terre en T (c'est le moment de Topposition); l'astre se projette en a sur la voûte céleste. Si nous menons la tangente AT, l'astre se projettera en a' lorsque la terre sera en T. Donc, pendant que la terre passe delà position T à la position T, la planète parait se déplacer sur la voûte céleste de a vers a' ou de gauche à droite, c'est-à-dire dans le sens rétrograde. D*ailleurs, la vitesse va en diminuant et la planète semble stationnaire en a' pendant quelques jours

(fig. 129).

Lorsque la terre passe de la position T à la position T", la planète paraît marcher de droite à gauche, de af vers a (sens direct), et le mouvement va en s*accélérant. Après la conjonction en T", la planète continue son mouvement direct, qui va en se ralentissant jusqu'à ce que la terre occupe la position V correspondante à la tangente AT. A ce moment, la planète se projette en a" et elle paraît stationnaire pendant quelques jours; puis le mouvement redevient rétrograde lorsque la terre passe

PLANÈTES ET COURTES. ISl

de la positioD T* h. la position T. Telles seraient les apparences si la planËte ne sortit pas du plan de l'écliptique et demeurait

immebile pendant que la terre accomplit sa râvolution autour du soleil. En réalité, les apparences sont un peu plus compliquées ; mtùs quoique leur explication ne présente pas de difB-

cultés sérieuses, nous ne pousserons paa plus loin eet e

afin dô ne pas sorUr des limites Imposées par notre programme.

206. Mars. — La planète Mars apparaît à Pœil nu comme Tétoile la plus rouge du ciel ; ses phases sont très-peu sensibles. Sa distance maximum au soleil est de 63 millions de lieues et sa distance minimum de 52 millions 500 mille lieues ; il y a donc 11 millions de lieues de différence entre les distances aphélie et périhélie, ce qui montre que Torbite est une ellipse assez allongée. La distance maximum de Mars à la terre est de 106 millions, et la distance minimum de 14 millions de lieues; aussi le diamètre apparent varie-t-il d'une manière assez sensible. Sa valeur moyenne est de 6'',29. Si Ton prend pour unité le diamètre de la terre, celui de Mars est exprimé par le nombre 0,519 ; le rapport des volumes est 0,140 et celui des masses 0,132 (fig. 130).

Mars tourne en 24 heures autour d'un axe qui fait un angle de 61® 12' avec le plan de Porbite, de sorte que Finclinaison de son équateur sur le plan de Porbite ne diffère pas beaucoup de Pinclinaison du plan de Péquateur terrestre sur le plan de Pécliptique. Il en résulte que les saisons de Mars suivent la même marche que sur la terre. Il y a cependant une différence qui provient de ce que Pannée de Mars est plus longue que Pannée terrestre; Pannée de Mars est de 687 jours terrestres environ.

Vu au télescope, le disque de Mars offre des taches sombres et bleuâtres et des taches sombres, et rougeâtres. On s'accorde à voir dans ces dernières les continents de la planète, et Pon admet que les premières en forment les mers. Vers les pôles sont deux taches d'inégale étendue et d'une blancheur remarquable: ce sont les régions couvertes de neige et de glace; leur étendue varie avec les saisons. La présence de Peau et de la neige sur la planète ne peut s'expliquer que par la présence d'une atmosphère. Mars adeux satellites découverts en août 1877.

Il résulte de ce qui précède que Panalogie est très^grande entre Mars et la terre. Si Vénus a des habitants, notre planète doit leur offrir les apparences que nous venons de signaler sur la planète Mars.

207. Jupiter. — Jupiter brille comme une étoile de première grandeur. Il est accompagné de cinq lunes ou satellites qui circulent autour de lui comme les planètes autour du soleil et suivant les mêmes lois. Sa distance maximum au soleil est de 207 millions de lieues, tandis que sa distance minimum est de 188 millions ; la différence atteint donc presque 20 millions de lieues. Sa distance maximum à la terre est de 245 millions et sa distance minimum est de 150 millions de lieues \ différence :

> ET COUëTCS.

environ 100 millions de lieues. A la dislanco aoycnne, le diamÈtrc apparent est de 30*.

Jupiter esl la plus grosse des planËtes. Son diamètre réel est plus de II fois aussi grand que le diamètre de la terre; si l'on

prend le volume et la masse de la terre pour unités, le volume et la masse de Jupite.' sont représentés par les nombres U14 et 339 (fig. 131).

Jupiter tourne en 10 heures environ autour d'un axe dont la direction est presque perpendiculaire au plan de l'orbite, il résulte de cette inclinaison de l'axe qu'il y a peu de dilTércnce entre la durée des jours et celle des nuits et que les saisons sont peu marquées. L'année de Jupiter équivaut à 12 années terrestres environ.

Lorsqu'on observe Jupiter avec une bonne lunette, on reconnaît immédiatement que son disque a une forme elliptique trèsprononcée. Tandis que l'aplatissement de notre globe n'est

que^rrrr, ccluï de Jupiter est Tg. Il y a entre le diamètre polaire

et le diamètre équatorial une différence de 1990 lieues; ce grand aplatissement s'explique par la faible dessilé et la vitesse de rotation.

10^ COSMOGRAPHIE ÉLiLMGNTAIRB.

Le disque de Jupiter est strié, au nord ec au sud de Péqualeur, par de. larges bandes grisâtres. Les régions équatoriales sont marquées par un espace brillant, et Ton aperçoit vers les régions polaires une série de stries dirigées dans le sens des parallèles et paraissant tantôt sombres, tantôt lumineuses. Les astronomes admettent que les bandes l)rillantes ne sont autre chose que des amas de nuages, tandis que les bandes sombres correspondent à des régions où l'atmosphère est assez transparente pour permettre d'apercevoir la partie solide de la planète.

208. Satellites de Jupiter; vitesse de la lumière. — La vitesse avec laquelle la lumière se propage est si grande qu'elle parait infinie pour tous les phénomènes lumineux produits et observés à la surface de la terre; aussi a-t-on douté jusqu'au commencement de notre siècle qu'on pût l'obtenir à l'aide de phénomènes lumineux produits à la surface du globe. Dans ces dernières années, Léon Foucault, au moyen d'un appareil des plus ingénieux, est arrivé à mesurer, plus exactement qu'on ne l'avait fait jusqu'à lui, la vitesse de la lumière. Le principe de la méthode suivie par l'éminent physicien et la description de son appareil seraient déplacés dans un cours élémentaire de cosmographie-, nous nous contenterons de dire que Foucault évalue à 298000 kilomètres par seconde, soit 74 500 lieues, la vitesse de la propagation de la lumière.

Cette vitesse avait été regardée comme infinie jusque vers le xvii« siècle. Ce fut en 1675 qu'un astronome suédois, Rœmer, démontra, par une étude attentive des éclipses des satellites de Jupiter, que l'hypothèse de l'instantanéité de propagation était fausse et qu'on pouvait obtenir une valeur approchée de la valeur de transmission. Voici le principe de sa méthode :

Chacun des satellites de Jupiter, en décrivant son orbite autour de la planète, entre dans le cône d'ombre qu'elle projette derrière elle. Au moment de la conjonction, les éclipses ne peuvent être observées, car Jupiter, se trouvant dans les mêmes régions du ciel que le soleil, est complètement effacé par ses rayons. Au moment de l'opposition, Jupiter nous dérobe la vue de son cône d'ombre, et l'on ne peut encore voir les éclipses. Mais lorsque la terre se trouve à un point de son orbite placé en dehors de la ligne qui joint les centres de Jupiter et du soleil, on peut apercevoir, soit l'immersion d'un satellite dans le cône d'ombre, soit son émersioi). Pour le premier satellite, par exemple, on reconnaît qu'il s'écoule 42'' 28™ 48* entre deux émersions ou deux immersions consécutives. Par conséquent, si l'on a observé le moment d'une éclipse, on aura la date de l'éclipsé

PL.VM:ïilS BT COMÈTES. 19S

suivante en ajoutant 42' 28'> ïB> à l'observation de ta première éclipse. En giinûral, on obtiendra l'heure précise du commencement ou de la fin d'une éclipse quelconque, en ajoutant à l'heure d'une éclipse observée l'intervalle 'i2''28"'48' multiplia par le nombre de révolutions synodiques que le satellite a accomplies entre les deux éclipses. Cependant, si l'on observe une ëmersion du sateUite dans le voisinage de ta conjonction, on trouve que le moment ofi celte dernière émersion a lieu est postérieur à celui que fournit le calcul, le retard maximum pouvant s'élever i 16"' 36*. Ce retard étant évidemment égal au temps que met la lumière h parcourir le diamètre de l'orbite terrestre, on en conclut que la lumière met 8™ IS* pour venir du soleil jusqu'il nous. On trouverait ainsi que la vitesse de la lumière est de 77000 lieues par seconde. Ce nombre est un peu trop fort; on admet généralement aujourd'hui le nombre indiqué par M. Foucault.

209. Saturne. — Saturne est la plus grosse des planètes après Jupiter. Vu de la terre, il apparaît, brillant comme une

étoile do première grandeur, sous la forme d'un globe sphéroidal entouré d'un anneau plus lumineux que le globe -, il est accompagné de 8 satellites ((ig. 132). Sa distance moyenne ai soleil dépasse neuf fois et demie celle de la terre au soleil , cl aa distance moyenne à la terre est de 360 millions de lieues; son diamètre apparent, à la distance moyenne, est de ie',2. Si l'on prend pour unités le diamètre, le volume et la masse de la lerre les quantités correspondantes pour Saturne ont pour exnress'ion ■ 9 022, 734,8 et 102. La densité moyenne de la planète est, comme celle de Jupiter, inférieure à la densité de l'oiu. Cela ne prouve pas que la surface tout cnlièri' Ir --c^ pla-

196 COSMOGRAPHIE ÉLÉMENTAIRB.

nèies soit liquide; mais comme la densité va évidemment en décroissant du centre à la surface, on doit en conclure que l'écorce est à peine aussi compacte que le liége.

Saturne tourne en lO** 1/2 autour d'un axe qui fait un angle de 6^® avec le plan de Torbite. Il y a donc, comme sur- la terre, inégalité des jours et des nuits et variation sensible dans les saisonk L'année de Saturne équivaut à près de 30 années terrestres. Son aplatissement est Considérable; il est compris

entre tt ^^ tô • '^^ planète est entourée d'une atmosphère accusée par les bandes qui sillonnent le disque dans un sens parallèle à celui de son équateur.

Autour de Saturne et à peu près dans le plan de son équalcur s'étend un anneau elliptique ou plutôt un système de trois anneaux d'inégale largeur et d'une épaisseur relative assez mincA qu'on évalue à 30 lieues. L'anneau intermédiaire est le plus brillant; il est séparé de l'anneau extérieur par un vide, mais il est contigu à l'anneau le plus voism de la planète. Les deux anneaux extérieurs sont opaques et projettent une ombre sur le globe central ; l'anneau intérieur est obscur et transparent. Le rayon extérieur du système d'anneaux est de 32 000 lieues et le rayon intérieur de 24 000. Entre l'anneau intérieur et la planète se trouve un espace vide de 6000 lieues. Dans le mouve ment autour du soleil, l'axe de Saturne et le plan de ses anneaux restent parallèles à eux-mêmes. Par suite de l'inclinaison du plan des anneaux sur le plan de l'orbite, le soleil éclaire tantôt l'une des faces et tantôt l'autre. Lorsque le plan prolonge des anneaux laisse d'un même côté la terre et le soleil , nous voyons la face éclairée ; nous ne voyons plus qu'une ligne lumineuse lorsque le plan prolongé passe par le soleil; enfin, l'anneau devient invisible pour nous lorsque le plan prolongé passe entre la terre et le soleil.

210. Uranus et Neptune. — Nous ne dirons que quelques mots sur ces deux planètes situées à l'extrémité de notre système solaire. La première a été découverte par Herschel, le 13 mars 1781 ; elle est accompagnée de 4 satellites. Elle est plus de 80 fois aussi grosse que la terre et sa distance au soleil dépasse 728 millions de lieues (fîg. 133). La durée de sa révolution

sidérale est de 84 années terrestres et son aplatissement est - .

La découverte de Neptune, due à M. le Verrier, est la •j^ronve la plus (^datante de l'exactitude des systèmes de Tas- 'ronomie moderne. Parmi les perturbations auxquelles sont

PLANÈTES ET COllÈTES. 197

soumis les mouvements des astres aui eravitent autour du soleil , il en était dont on pouvait se .rendre compte par la seule influence des corps célestes conaus, mats certaines perturbations de la planète Uranus étaient inexplicables. Aussi supposailKin que ces pcrturhations provenaient d'une planète inconnua.

M. le Verrier, par des calculs basés sur la théorie de la gravitation universelle, parvint à assigner la place que devait occuper dans le ciel la planète perturbatrice, et indiqua ses divers éléments. Un astronome de Berlin, M. Galle, dirigea sa lunette vers le point du ciel désigné par H. le Verrier et y découvrit la planète à laquelle on a donné le nom de Neptune. Un mois nprÈs, le 10 oclobre 18i6, Lasset découvrit un Batellite do Ne:l::ie.

CnAP.TRE IV