XIX* SIÈCLE

Cérès* Piaia, à Païenne, 1" janvier 1801.

PALLA9*. Olbers, à Brème, 28 mars 1802.

Jdhoh*, Harding, à Lilientbal, 1" septembre 1804<

Vesta*. Olbers, à Brème. 29 mars 1807.

(Un intervalle de 38 années s'écoule sans amener avcuiH découverte de planètes ni de satellites.)

Astr£b*, E^cke, à Drîesen, 8 décembre 18fi5.

Neptdhe, Galle, à Berlin, sur les indications de Le Verrier, 23 septembre 181^6.

1" satellite de Neptune, W. Lassell, à Starfield, pr&s de Liverpool, novembre 1846; Bond, à Cambridge (États-Unis).

H£bë*, Encke, à Drîesen, l" juillet 18&7.

Iris*, Hind, à Londres, 13 août 18(i7.

Flore*, Hind, à Londres, 18 octobre 18t|7.

MËT18*, Graham, à Mnrkree-Castle, 25 avril 18(i8.

7' satellite de Saturne (Hypérion), Bond, à Cambridge (États- Unis), du 16 au 19 septembre 18/|8; Lassell, à Liverpool, du 19 au 20 septembre 18(|8.

3,q,i,i=dbvGoogIe

HrciE*, de Gasparis, à Naples, l(i avril 18£i9. PtBTBËNOPE*, de Gasparis, à Naples, 11 mai 1850. 2* satellite de Neptune, Lassell, à Liverpool, Id août 1850. Victor»*, Hind»-A Londres, 13 septembre 1850. ÉGûuB*, de Gasparis, à Naples, 2 novembre 1850. Inbit*, Uînd, à Londres, 19 mai 1851 ; de Gasparis, à Naples, 23 mai 1851.

On a distingua dans ce tableau, les planètes principales des satellites par des lettres majuscules (k). Od a marqué aussi d'un astérisque les planètes ha- Utuellemeat désignées sous le nom de petites planètes, de planètes télescopiques ou d'astéroïdes, qui formeot un groupe particulier et comme une cbalue immense de 35 miliions de myriamètres entre Mars et Jupiter. De ces planètes, quatre ont été découvertes dans les sept premières années de ce siècle, dix dans les six années qui TieDoeut de s'écouler; ce qui doit être moins attribué à ta perfeclioii des instruments qu'à l'habileté des observateurs, et surtout à l'excellence des cartes célestes, enrichies des étoiles fix» de 9" et de 10* grandeur. Tous les corps iounobiles dont la place est marquée rendent d'autant plus facile aujourd'hui de reconnaître les corps mobiles. (Voyez plus haut, p. i26.] Aussi le nombre des planètes a-l-il doublé depuis que le premier volume du Cosmos a paru (5); tant les découvertes se sont succédé rapidement, tant la topographie de notre système planétaire s'est agrandie et perfectionnée.

^ Oivitiondes planètes en deux groupes. — Sil'on

3,q,i,i=dbvGoogIe

considère la région des petites planètes, situées entre les orbites de Mars et de Jupiter, mais plus rapprodtées en général de celte de Mare que de celle de Jupiter, comme un groupe intermédiaire et une zone de séparation, les planètes les plus voisines du Soleil, et que l'on peut appeler intérieures, c'est-àdire Mercure, Vénus, la Terre et Mars, offrent entre elles des rapports de ressemblance .qui forment autant de contrastes avec les planètes extérieures, ou situées au-delà de la zone de séparation : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Le groupe intermédiaire des petites planètes remplit h peine la moitié de la distance entre l'orbite de Mars et celte de Jupiter. Dans l'espace qui sépare ces deux planètes, la partie la plus voisine de Mars est celle qui jusqu'à ce jour a été trouvée le plus remplie. Si, en effet, on considère les deux points extrêmes, Flore et Hygie, la distance de Jupiter à Hygie est plus que triple de celle qui sépare Mars de Flore. Ce groupe intermédiaire se distingue nettement par l'exoentoicité et l'inclinaison de ses oibites, entrelacées les unes dans les autres, et par la petitesse des corps planétaires qui le composent. L'inclinaison de l'orbite sur le plAi de t'écliptique ^t dans Junon de 13° 3', dans Hébé de 1&° &7', dans Égérie de IG" W; elle s'élève dans Pallas jusqu'à 3^° 37', mais redescend, il est vrai, dans Astrée à 5* 19', dans Parthéoope à h' 37', et dans Hygie à S'h-T. Les planètes dans lesquelles l'inclinaison sur l'écliplique est moindre de 7* soùt par (Mdre de grandeur, en commençant par les plus

3,q,i,i=dbvGoogIe

grandes, Flore, Métis, Iris, Astrée, Parthénope et Hygie: Il n'est pas uoe de ces planètes cependant dont l'iDclinaisoD égale en petitesse celle de Vénus, de Saturne, de Mars, de Neptune, de Jupiter et d'Uranus. Dans quelques-unes des petites planètes, l'excentricité de l'ellipse dépasse celle de Mercure (0,206) : telles sont Junon (0,255), Fallas (0,239), Ins (0,232) et Victoria (0,218). Dans quelques autres, au contraire, l'excentricité est moindre que celle de Mars (0,093), sans que entendant leur orbite atteigne le cercle presque parrait àb Jupiter, de Saturne et d'Uranus : de ce nombre sont Céiès (0,076) , Égérie (0,036) et Vesia (0,089). Le diamètre des Planètes télescopiques écha^e presque à toute mesure par sa petitesse. D'après les observations de Lamont à Munich, et celles que Maedler a faites avec le réfiracteur de Dorpal, il est vraisemblable que le diamètre de la plus grande d'entre elles atteint à peine 107 myriamètres; c'est 1/5 du diamètre de Mercure et la moitié de celui de la Terre.

Les quatre planètes intérieures, que nous nom- DMMS ainsi parce qu'elles sont situées plus près du Soleil et en deçà de la zone des astéroïdes, sont toutes de grandeur moyenne; elles sont relativement plus denses; leur mouvement de rotation est à peu près uniforme, et ne dure pas moins de 2/i heures; elles a»t moins aplaties, et, à l'exception de la Terre, sont dépourvues de satellites. Au contraire, les quatre (danètes extérieures, situées entre la zone des astéroïdes et les extrémités encore inconnues du

doEaaioe solaire, Jupiter, Saturne, Uranus et Ne[^ tuoe, soDt beaucoup [dus grandes et cinq fois moins denses: leur mouvement de rotation sur elles-mêmes est beaucoup plus rapide, leur aplatissement plus sensible, elles ont vingt satellites. Les planètes intérieures soat toutes plus petites que la Terre; le diamètre de Mars est égal à 1/2, celui de Mercure à 3/5 seulement de celui de la Terre; tandis que, dans les planètes extérieures, le rapport des diamètres à celui de la Terre s'élève de /|,2 à 11,2. La densité de Vénus et celle de Mars égalent celle de la Terre, à moins de 1/10 près; celle de Mercure est un peu supérieure. Au contraire, la densité d'aucune des planètes extérieures ne dépasse 1/& de celle de la Terre; celle de Saturne peut être représentée par 1/7; ce n'est guère que la moitié de la densité des aub^ planètes extérieures et de celte du Soleil. E^ outre, les planètes extérieures présentent des atmosphkes qui, par le caractère particulier de leur conden-' sation, nous apparaissent variables, et produisent même quelquefois sur la surface de Saturne des bandes interrompues. En6n c'est parmi ces planètes que se rencontre le phénomène, unique dans tout le système solaire, d'un anneau solide entourant» sans y adhérer, la plus considérable d'entre elles.

Bien qu'en général , dans cette importante divi^on des planètes extérieures et des planètes intérieures, la grandeur absolue, la densité, l'aplatissement, la vitesse de la rotation, l'existence et la non-existence

3iq,i,i=dbvGoogIe

de saleltites sen[ibleDt dépendre de leur distance au Soleil, ou, en d'autres termes, du demi-^aud axe de leur orbite, on n'est point en droit d'atQrnier celle dépendance pour chacun des membres particuliers qui composent ces groupe. Nous ne connaissons jusqu'ici, ainsi que je l'ai déjà fait remarquer, aucun mécanisme intérieur, aucune loi naturelle, semblable, par exemple, à la belle lot en vertu de laquelle tes carrés des révolutions sont entre eux comme les cubes des grands axes, qui Tasse dépendre pour toute la série des planètes la densité, le T<dume, etc., de leur distance au Soleil. Il est vrai que la planète la plus voisine du Soleil, Mercure, est en même temps la plus dense, puisqu'elle l'est six ou huit fois plus que toutes les autres planètes extérieures, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune; mais Vénus, la Terre et Mars , d'une part, de l'autre, Ju|Nter, Saturne et Uranus sont loin de se suivre régulièrement dans l'ordre de leur densité. En général aussi, tes grandeurs absolues croissent avec les dislanoffî, ainsi que le retnarquait déjà Kepler [Harmonice mundit lib. V, cap. &, p. 19&; voyez aussi le Cosmos^ t. 1 , p. Ji53) ; cela cependant cesse d'être vrai , dès que l'on considère chaque planète en particulier. Mars est plus petit que la Terre, Uranus plus petit que Saturne, Saturne plus petit que Jupiter, et Jupiter lui-même est précédé par un essaim de planètes que leur petitesse permet à peine de mesurer. La durée de la rotation croit également, pour le plus grand nombre des planètes, en raison de leur distance

3,q,i,i=dbvGoogIe

dU Soleil; cependant ce mouvement est plus rapide dans la Terre que dans fliars, dansJupiter que dans Saturne. 11 ne Taut, je le répète, considérer la coostilution et les formes des corps, en déterminant leur siluation relative dans l'espace, que comme des faits ayant une existence réelle, non comme les cons^uences de raisonnements abstraits ou comme une série d'effets dont les causes seraient connues à l'avance. On n'a pas plus découvert de loi générale applicable aux espaces célestes que l'on n'en a trouvé pour déier^ miner, sur la terre, la situation géographique des points culminants dans les chaînes de montagnes, ou les contours de chaque continent. Ce sont là des faits de l'ordre naturel, produits par le conflit de forces tangentielles et attractives, qui s'exercent sous des conditions multiples et incoanues. Nous entrons ici, avec une curiosité mal satisfaite, dans le domaine obscur des questions de formation et de développement. Il s'agit, pour prendre dans leur sens prc^re ces mots trop souvent mal appliqués , d'évén^nents cosmique accomi^is durant des périodes de temps dont ta mesure nous échappe. Les planètes ont-elles été formées par des anoeaux errants de matière vaporeuse? dans ce cas , la matière en s'agglomérant autour de certains points où l'attraction était plus puissante, dut traverser une suite indéfinie d'états divers, pour arriver à former des orlntes simples et des orbites entrelacées, à produire des planètes si différentes par leur volume , leur aplatissement et leur densité , pour donner aux unes un grand otHnbre

3,q,i,i=dbvG,oogIe

de galellites , tandis que les autres eu sont dépourrnes, et pour unir même ces satellites en ud anneau solide. La forme actuelle des objets et la délenolDatioD exacte de leurs rapports o'ont pu oous réréler jusqu'ici les états par lesquels ils ont dû passer, ooq plus que les conditions sous lesquelles ils OQt pris naissance. Ce n'est point une raison pour af^Ier ces conditions fortuites, mot que les hommes prodiguent trop volontiers, à propos de toutes les doses dont ils ne peuvent encore s'expliquer clairement l'origine.

3* Grandeur absolue et grandettr apparente ; eonfigwatùm. — Le diamètre de la plus grande de toutes les planètes, de Jupiter, est 30 fois plus grand que celui de M«rcure, la plus petite de celles dont on peut sûre- HKnt déterminer te disque. Il est près de 11 fois égal au diamètre de la Terre ; œ rapport est à peu près celui qui existe entre le Soleil et Jupiter, dont les daix diamèb'es sont entre eux comme 10 est à 1. D'après un calcul dont on ne peut garantir l'exacUtnde, la différence de volume entre les pierres météoriques, que l'on est tenté de prendre pour de petits corps planétaires , et Vesta , dont le diamètre, suivant les mesures de Maedier, est de ft9 myriamèb«s et en a par conséquent 59 de moins que c^uî de Pallas, d'après LamonI, ne serait pas plus ooosidérable que la différence de volume entre Vesta et le Soleil. Il faudrait, pour que ce rapport fût vrai, que certaines pierres météoriques eussent 517 pieds de diamètre. Il est vrai que l'on a vu des métécovs

3,q,i,i=dbvGoogIe

ignés, dont le diamètre, avanl l'explosion, n*en avait pas moins de 3600.

Si l'on compare la Terre avec tes planètes extérieures, Jupiter et Saturne, on est frappé de la dépendance qui se manifeste entre l'aplalissem^t des pôles et la vitesse de fa rotation. Le mouvement de rotation de la Terre s'accomplit en 23** 56', l'aplatissement est de 1/300, La rotation de lupiler s'accomplit en 9'' 55', l'aplatissement est de J/17 d'après Arago, de 1/15 d'après John Herschell. La rotation de Saturne s'accomplit en lO*" 29', l'aplatissement est de 1/10. Mais bien que Mars mette &1 minutes de plus que la Terre à tourner sur lui-même , SOQ aplatissement, même en adoptant un résultat beaucoup plus faible que celui auquel est arrivé William Herscbell , reste vraisemblablement beaucoup [dus considérable. La raison de cette infraction à la loi, en vertu de laquelle la configuration superficielle d'un sphéroïde elliptique dépend de la vitesse de la rotation, tient-elle à ta différence de la loi qui, dans les deux planètes, rè^e l'ordre des doisités,en allant de la surface au centre, ou à cette àf constance que la surface liquide de quelques planètes s'est solidifiée avant qu'elles aient pu prendre une forme en harmonie avec la vitesse de leur rotation? De l'aplatissement de notre planète dépendent, ainsi que le démontre l'astronomie théorique, la rétrogradation des points équinoxiaux , la nutation ou libration de l'axe terrestre et le changement d'obliquité de l'écliptique.

La grandeur absolue, c'est-à-dire la grandeur vraie des plaoètes, et leur distance à la Terre , déterminent leur diamèU% apparent. Le tableau suivant présente les plaoèles rangées d'après leur grandeur vraie , en comme nçant par les plus petites :

l" Groupe de petites planètes à orbites entrelacées, dont les plus grandes paraissent être Pallas et Vesta.

2° Mercure.

3° Uars.

4" Vénus.

5* La Terre.

&* Neptune.

7* Unmus.

8> Saturne.

9° Jupiter.

A une distance moyenne de la Terre, Jupiter a un diamètre équatorial apparent de 38",&; dans les mêmes circonstances , le diamètre de Vénus , qui égale à peu près la terre en grosseur, n'est que de 16" ,9 ; celui de Mars est de 5", 8. Mais dans la coojoDctiOQ inférieure , le diamètre apparent de Vénus augmente jusqu'à 62", tandis que celui de Jupiter ne s'élève pas en opposition, au-delà de f|6". Il est nécessaire de rappeler ici que le lieu de l'oitiite de Vénus où celte planète parait le plus brillante, tombe entre la conjonction inrérieure et la plus grande digression. 'En moyenne, YéOUB parait le plus brillante, au point de répandre de Fonibre en l'absence du SoIpiI, lorsqu'elle est à

3,q,i,i=dbvGoogIe

hfy h l'Est ou à l'Ouest du corps ceotrat. Dans cette position, son diamètre apparent n'est que de &0",et la p4us grande largeur de ta phase édairée est à peiae de iO".

Diamètre appareiU des lept grande» planitet.

Mercure à dlstaoce moyenne 6", 7 (oscille de à",li Jt IT)

Vénus T- — 16",9 (oscille de 9",5 à 6S")

Mars — — 5",8 (oscllie de 3",3 i 23")

Jupiter — — 38",ii (oscille de 30" à Û6")

Saturne — — !7",l (oscille de 16" à 20")

Uranus — — 3",9

Neptuoe — — 2" ,7

Volume des planètes comparé à celui de la Terre.

Mercure

^mme 1

Véous

La Terre

Mars

Jupiter

Saturne

Dranus

Neptune

Le volume du Soleil est à celui de la Tare comme 1407100 : 1.

Toutes les erreurs qui peuvent se glissM* dans la mesure des diamètres se retrouvent élevées au cube dans les chiffres qui représentent les volumes.

Les planètes dont le mouvement répand de la m-

3,q,i,i=dbvGoogIe

riété et de la vie sur Paspect du ciel étoile agissent en même temps sur nous par la grandeur de leur disque et par leur proximité, par la couleur de leur' lumière , par la scintillation qui , en certains cas , n'est pas étrangère à quelques-UDes d'entre elles , par la façon particulière dont leur$ diverses surfaces reflètent la lumière du Soleil. Quant à savoir si la nature et l'intensité de cette lumière peuvent être modifiées par le dégagement d'une Taible quantité de lumière propre , c'est là un problème qui reste encore à résoudre.

4° Ordre des planètes d'après la distance qui les Upare du Soleil. — Afin que l'oD puisse embrasser dans son ensemble tout ce que l'on coonait actuellement de notre système planétaire, et se représenter les dislances moyennes qui séparent les difTérenles plunètes du Soleil, j'ai tracé le tableau suivant dans lequel, ainsi que cela est consacré eo astronomie, j'ai pris pour unité la distance moyenne de la Terre au Sdeil, qui est de )5,M7,000 myriamètres. J'ajouterai plus lard, lorsque je traiterai plus eo détail de chacune des planètes, leurs distances à l'aphélie et au péri^ bélie, c'est-à-dire aux deux moments où ces planètes, en décrivant l'ellipse dont le Soleil occupe le foyer, se trouvent sur la ligne des apsides, au point te plus éloigné et au point le plus voisin du foyer. Par la distance moyeune , la seule dont il s'agisse actuellement, il fiiulnt|hpdre une moyenne entre la plus grande e( ldt|^l|l|lpetite distance , c'est-à-dire le demi-grand axe de TôH)ite planétaire. Les résultats numériques,

DiqiiiicdbvGoogle

ici , cotume daos ce qui précède et oans ce qui suit, sont empruDtés pour la plupart au relevé publié par Hansen , dans YAnJtuaire de .Schumacher pour 1837. Lorsqu'il s'agit de résultats susceptibles de varier avec le temps, il faut se référer, pour les grandes planètes, à l'année 1800, e;Kcepté pour Neptune, où il est nécessaire de redescendre jusqu'en 1851. J'ai même misa profit l'AUntiaire astronomie de Berlin pour 1853. îe dois les détaUs concernant les petites planètes à l'amitié du docteur 6alle; tous sont relatifs à des époques très-récentes.

Dislance des planètes au SoteU.

Mercure 0,38709

Vénus 0,72333

La Terre 1,00000

Mars 1,52369

Pelites plaiiéles.

Flore 2,202

Victoria - 2,333

Vesta 2,362

Iris 2.385

Métis. 2,386

Hébé 2,û2 j

Partbéaope 2,A51

Égérie 2,576

Astrée. 2,577

Irène 2,585

JunoD 2,660

Gérés 2,768

Pallas 2,773

Bygie 3,151

DiqiiiicdbvGoogle

Japiler 6,20277

Saturne 9,53885

Uranus 19,18239

Neptune 30,03628

Le s^ fait de la dimJDutiOD rapide qui , de Saturae et de Jupiter à Mars et à Vénus, se fait sentir dans la durée des révolutions, fit conjecturer de bonne heure, lorsqu'on adopta l'hypothèse de sphères mobiles auxquelles étaient fixées les planètes, que ces sphères devaient être situées à dislance les unes des autres. Mais comme on ne saurait trouver chez les Grecs aucune trace d'observatious ni de mesures méthodiques avant Aristarque de Samos et rétablissement du musée d'Alexandrie , il s'ensuit qu'il dut y avoir de grandes divergences dans les hypothèses EUT l'ordre des planètes et leurs distances relatives, soil que l'on calculât ces distances à partir de la Terre immobile au milieu des planètes, suivant l'opinion dominante, soit qu'avec les Pythagoriciens on prit pour point fixe le Soleil , foyer du monde (lon'a). On avait surtout des doutes sur la position relative du Soleil vis-à-vis des planètes inférieures et de la Lune (6). Les Pythagoriciens, pour lesquels les iHHubres étaient la source de toute connaissance et l'essence même des choses , appliquaient la théorie universelle d^ proportions numériques à la considération géométrique des cinq corps réguliers dont on avait de bonne heure découvert les propriétés, aux intervalles musicaux de^ tons qui forment les accords <t'0Q natt l'harmonie , et même à la structure de

3,q,i,i=dbvGoogIe

l'uniTers. Ils peDsaient que les planètes mettent eo mouvement, par leurs vîbraUons, les ondulations sonores, seloD les rapports barmoaieux des intervalles qui les séparent, et produisent ce qu'ils appelaient la musique des sphères. « Cette musique, ajoutaientils, serait percepMble aux oreilles des hommes, si elle ne leur échappait en raison de sa perpétuité même , et parce que les hommes y sont habitués dès renfance (7). » La partie harmonieuse de la théorie pythagoricienne des nombres se rattachait ainsi à la représentation figurée du Cosmos , comme on peut le voir, en lisant TexpositioD Sd^e qu'en fait Platon dans le Tintée, car la cosmologie est, aux yeux de Platon , l'œuvre des principes opposés de la nature, réconciliés par l'harmonie (8). Platon, dans un tableau fl&a de grâce , tente de rendre sensible le concert harmonieux du monde, «i plaçant sur les cercles planétaires autant de Sirènes qui, accompagnées parles trois Parques, filles de la Nécessité, entretiennent l'étemel mouvement du fuseau céleste (9). Cette représentation des Sirènes, dont les Muses prennent quelquefois la place dans le concert divin, se retrouve sur beauicoup de monuments antiques, particulièrement sur des pierres gravées. Dans l'antiquité chrétienne comme dans le moyen Age, depuis saint Basile jusqu'à saint Thomas d'Aquin et jusqu'à Pierre d'Ailly, il est souvent fait alhision à l'harmonie des sphères, mais le plus ordinairement en termes qui marquent le dissentimentide l'écrivain (10). A la lin du \yi' siècle, les vues de Pylhagore et de

3,q,i,i=dbvGoogIe

Platon sur la stanicture du monde se réTeillèrest dans la vive imagination de Kepler. Gomme eux il appela à soq aide la géométrie et la musique, et cod- Etruisit le système planétaire , d'abord dans sod Mysiemim cûsmographicum , en prenant pour base les cinq corps réguliers qui peuvent être circonscrits aux spbères des planètes, puis dans VHarmontce nmttdi, d'après les intervalles des notes musicales (11). Convaincu que les distances relatives des planètes sont soumises à une loi, il comptait résoudre le problème par la combinaison de ses premières vues avec celles qu'il avait adoptées plus tard. Il est assez singulier que Tycho, que l'on voit toujours d'ailleurs si fermemenl attaché au principe de l'observation réelle, ait d^, avant Kepler, exprimé cette opinion, contre laquelle protesta Rothmann, que l'air du ciel, ce que nous appelons le milieu résistant, ébranlé par k mouvemeat des corps célestes, produit des sons harmonieux (13). Au reste, les analogies entre les rai^rts des sons et les distances des planètes, dont Kepler suivit si longtemps et si laborieusement la trace, ne me paraissent pas avoir jamais été , pour ce grand esprit, autre chose que des abstractions. A la vérité, il se réjouit, pour la plus grande gloire du Créalenr , d'avcur découvert dans les relations de l'espace des relations numériques. Comme entraîné par une sorte d'enthousiasme poétique, il fait jouer Vénus avec la Terre en majeur (Dur) à l'aphélie, en mineur (Mol) au périhélie ; il dit que les tons les plus ^evés de JufHleret de Vénus doivent, en s'unissant, former

3,q,i,i=dbvGoogIe

un accord en mineur. Mais ces expressions, malgré leur retour fréquent, ne doivent être prises que dans un sens figuré, et elles n'empêchent pas Kepler de dire expressément : « Jam soni in cœto nulli existunt, nec tam turbulentus est motus, ut ex altritu aurœ eœlestis eliciatur stridor » {Harmonice mumii , lib. V, cap, A). Dans ce passage, comme dans ceux auxquels nous avons fait allusion plus haut , il est bien réellement question de l'air suhtil et serein qui remplit le monde (aura eœlestis).

La comparaison des intervalles qui séparât les fdanètes avec les corps réguUers qui doivent remplir ces intervalles, avait encouragé Kepler à étendre ses hypothèses au del des étoiles fixes (13) . Lors de la découverte de Gérés et des autres planètes, les combinaisons pythagoriciennes de Kepler se représentant vivement à la mémoire. On se rappela surtout ce passage à peu près oublié jusque-là, où il annonce comme vraisemblable l'existence d'une planète encore inconnue dans le vasle espace qui sépare Mars de Jupiter : « Motus semper distantiam suam sequi videtur; atque ubi magnus hiatus erat inler orbes, erat et inter motus. » « Je suis devenu plus hardi, écrit Kepler dans son Introduction au Mysterium eosmographicutn , et je place entre Jupiter et Mars une nouvelle planète , comme j'en place une autre entre Véous et Mercure. » Cette seconde supposition était moins heureuse et est demeurée longtemps inaperçue (ik). « Il est vrais^ublable , ajoute Kepler, que l'una et l'autre de ces planètes ont échappé à l'obser-

3,q,i,i=dbvGoogIe

valion, à cause de leur petitesse (15). n Plus tard Kepler trouva qu'il n'avait pas besoin de ces nouvelles planètes pour composer le système solaire d'après les propriétés de ces cinq polyèdres réguliers; il se contenta de faire ud peu violence aux distances des anciennes planètes : « Non reperies novos et incognitos Plauetas, ut paulo anlea interpositos , non ea mihi probalur audacia ; sed illos veteres parum admodum luxatos » {3Iyslerium cosrmgraphicum, p. 10). Les tendances spéculatives de Kepler avaient tant d'analc^e avec celles de Pythagore cl plus encore avec les vues développées dans le Timée de Platon, qu'à l'exemple de ce philosophe , qui trouvait dans les sept sphères planétaires les difTérences des couleurs aussi bien que celles des sons (Cratyle, p. /|09) , Kepler fit aussi des expériences pour reproduire sur une table diversement éclairée les couleurs des planètes (Astron. Opt.jCap. 6, p. 26). Au reste Newton, ce grand esprit toi^ours si vigoureux dans ses raisonnements, n'était pas éloigné, ainsi que l'a déjà remarqué Prévost, (Hémoires de V Académie de Berlin pour 1802, p. 77 et 93], de ramener à l'échelle diatonique la dimension des sept couleurs du spectre solaire (16) .

Ces hypothèses, touchant des parties encore inconnues de notre système planétaire, me remettent en OBémoire cette opinion de l'antiquité grecque : qu'il existait plus de cinq planètes ; que l'on n'en avait pas, à la vérité, observé davantage, mais que beaucoup d'autres étaient restées invisibles à cause de leur situation et du peu d'éclat de leur lumière. Cette conjec-

3,q,i,i=dbvGoogIe

ture élait surtout attribuée à Artémidore d'Éphèse (17) . Une autre croyance qui prit aussi naissaDce dans l'ancienne Grèce, peut-être même en Egypte, c'est que tous les corps célestes actuellement visibles ne l'ont pas toujours été. A cette légende physique ou plutdt historique se rattache la forme particulière sous laquelle certaines races exprimaient ia préteutioQ de remonter îi une haute antiquité. Ainsi les Pelages , qui habitaient l'Arcadie avant les Hellènes, s'appelaient nfo(iE>.7ivoi, parce qu'ils se vantaient d'avoir pris possession de leur pays , avant que la Lune n'escortât ia Terre. Être antérieur aux Hellènes, c'était être antérieur à la Lune. L'apparition d'uo astre nouveau était décrite comme un événement céleste, de même que le déluge de Deucaliou était un événement terrestre. Apulée étendait cette ioondatioa jusqu'aux, montagnes de la Gétulie, dans le Nord de l'Arrique {Apologia, t. H. p. dOk. Voyez aussi le Cosmos, t. II, p. 532, note 53). Chez Apollonius de Rhodes (lib. IV, v. 264) , qui, suivant la mode des Alexandrins, remontait volontiers aux antiques traditions , il est question de l'établissement des Égyptiens dans la vallée du Nil : « Alors , dit-il , tous les astres ne décrivaient pas encore leur orbite dans le ciel. On n'avait pas encore entendu parler de la race sacrée de Danaiis (18). Ce curieux passage aide à mieux comprendre les prétentions des Arcadiens-Pélages.

Je termine ces considérations sur l'ordre et les distances des planètes, en énonçant une toi qui, à la

bvGoogle

vérité, ne mérite pas ce nom, que Irlande et Delambre appellent un jeu de chiffres , que d'autres nomment un expédient de mnémonique. Quelle qu'elle soit, elle a beaucoup occupé noire savant asIroDome Bode, surtout à l'époque où Piazzi découvrit la petite planète Cérès , découverte à laquelle d'ailleurs Piazzi ne fut nullement conduit par cette loi, mais qui fut bien plutôt occasionnée par une ûule typographique dans le catalogue d'étoiles de Wollaston. Si l'on voulait considérer cette décou- Terte comme l'accomplissement d'une prédiction, il ne faudrait pas oublier que la prédiction , ainsi qu'on l'a remarqué déjà, remonte jusqu'à Kepler, c'est-à-dire un siècle et demi au-delà de Titius et de Bode. Bien que Bode , dans la seconde édition de l'ouvrage si utile et si populaire mtilulé : Introduction à la connaissance du ciel étoile, ait déclaré trèsexpressément qu'il empruntait la loi des distances à une traduction de la Contemplation de la Nature de Bonnet, publiée à Wittemberg par le professeur Titius, cette loi cependant a été citée te plus souvent sous son nom et rarement sous celui de Titius. Elle est formulée dans une note jointe par Titius au diapitre de Bonnet sur la structure du monde. Après l'énoncé de la loi , on Ht (19) : « Si l'on su|^se divisée en 100 parties la distance du Soleil à Saturne, & de ces parties seront comprises entre Mercure et le Soleil, )a distance de Vénus au Soleil en comprendra 4-1-3=7, celle de la Terre 4-f 6=10, celle de Mars 4-j-i2^16. Mais de Mars à Jupiter cette progression

3,q,i,i=dbvGoogIe

si exacte est troublée. Si l'on compte à partir de Mars /[~|-â4=âS de ces parties , od ne trouve ni planète principale ni satellite. Le Créateur aurail^il donc laissé un espace vide ? Il n'est point douteux que cet espace n'apparlienne aux satellites de ftlars, que l'on n'a point encore découverts, à moins que Jupiter n'ait lui-même un plus grand nombre de satellites que le lélescopo n'en a révélé jusqu'à ce jour. En franchissant cet espace inconnu quant aux corps qui le remplissent, on trouve , progression admirable ! que la dislance de Jupiter au Soldl peut être représentée par 4+48=52, et enfin celle de Saturne par jl|-f-96 =100. » Ainsi Titius était disposé à remplir l'espace qui s'étend entre Mars et Jupiter, non pas avec un seul corps céleste, mais avec plusieurs, comme cela est, en effet, dans la réalité; seulement il supposait que ces corps étaient des satellites et non des planètes.

Nulle part le traducteur et commentateur de Bonnet n'a pris soin de dire ce qui l'a conduit au chiflre h pour l'orbite de Mercure. Peutr-être n'a-t-il fidt ce choix qu'aSn d'avoir exactement pour Saturne, réputé alors la plus éloignée de toutes les planètes, et dont la distance est de 9,5, par conséquent très-près de 10,0, le nombre 100, en combinant le chiffre 4 avec les nombres 96, 4S, 34, etc., qui forment une progression régulière. Cela est plus vraisemblable que de supposer qu'il ait établi la série en commençant par tes planètes les plus rapprochées. Déjà, dans le xviii' siècle, on ne pouvait plus espéra de concilier

MbvGoogle

avec les distaDces connues une semblable progression en prenant pour poiat de départ oon pas même le Soleil; mais seulement Mercure; les notions étaient déjJi trop précises. En réalité, les distances qui séparent Jupiter, Saturne et Uranus, sont, à très-peu de chose près d'accord avec cette proportion, mais la découverte de Neptune, beaucoup trop rapprochée d'Uranus, est venue de nouveau lui donner un grave démenti (20).

La loi qui porte le nom du vicaire Wurm de Léonbei^, et que l'on distingue ciuelquefois de la loi de Titius et de Bode, est une simple correction apportée i la distance solaire de Mercure et à la différence des distances de Mercure et de Vénus. Wurra, plus voisin en- cela de la vérité, exprime la distance solaire de Mercure par 387, celle de Vénus par 680, celle de la Terre par 1000 (21). A l'occasion de la découverte de Patlas, Gauss, dans une lettre adressée à Zach, au mois d'octobre 1802, fait justice de la prétendue loi des distances. Voici en quels termes il s'exprime : « Contrairement h toutes les vérités absolues qui seules méritent le nom de loi, la loi de Titius ne s'applique à la plupart des planètes que d'une manière très-super6cielte et très-vague, et, ce que l'on ne paraît pas encore avoir remarqué, elle ne s'applique eu aucune façon à Mercure. Il est clair que la série des nombres 4, i-|-3, i-j-6, 4 + 12, 4 + 2Ù, 4 + 48,4 + 96, 4 + 192, qui sont censés exprimer les ditanc^ solaires, ne forment pas le moins du monde une progression continue.

3,q,i,i=dbvGoogIe

Pour cela il faudrait <]ue le teraie qui précède & -)- 3 fât noD pas k, c'est-à-dire & + 0, mais h-{-i i,'9- Il D'y a point de mal d'ailleurs à chercher dans la nature ces rapports approximatif. De tout temps les plus grands hommes se sont laissé prendre à ces jeux d'esprit. »

&* Jl/a»se des planùet. — Les masses des planètes ont été déterminées à. l'aide de leurs satellites, tors~ qu'elles en ont, d'après leurs perturbations réciproques, ou d'après les effets soufferts ou produits par les cMnètes à courte période. C'est ainsi qu'en IS&l Eocke détermina, en se guidant sur tes pertur^ bâtions subies par la comète qui porte son nom, la masse inconnue jusque-là, de Mercure. La même c(Mnèle fait espérer dans l'avenir des corrections à la masse tle Vénus. De m6me les perturbations de Vesta sont mises à profit pour Jupiter. Le tableau suivant offi« les masses des planètes d'après Encke, en prenant pour unité celle du Soleil (Voyez le &* Mémoire de Pons sur les comètes, dans tes Ménwvm de r Académie des Sciences de Berlin pour l'amiée 18i3, p.6):

Mercure i/û8657M

Vénus 1/401838

La Terre 1/3595M

L* Terre et la Lune eusemble l/355i99

Hars 1/3680337

Jupiter aïec ses satellites i/4047,879

Saturne 1/3501,6

Dranus I/2/j605

Neptune 1/I4i46

3,q,i,i=dbvGoogIe

La masse è laquelle Le Verrier était arrivé pour Neptune, avant la vériâcation de sa déœuverte par Galle (1/9322), était encore plus considérable, quoique remarquablement près de la vérité. Il rénlte de ce qui précède que les planètes, à l'esc^lion des petites, doivent être /angées ainsi qu'il sait, d'après l'ordre de leur masse, eu commençant par celle dont la masse est le moins consi- (knble:

f Mercnre.

b' Uranua.

2" Mars.

er Neptane.

3> Véûus.

7° Saturne.

ù» La Terre.