LES PETITES PLANETES

Nous avons déjà présenté dans nos considérations générales sur les corps planétaires (99), les petites planètes, nommées aussi astéroïdes, planètes télescopiques ou ultra-zodiacales, comme un groupe intermédiaire, formant une zone de séparation entre les & planète intérieures. Mercure, Vénus, la Terre et Mars, et les k planètes extérieures, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. L'inclinaison considérable et l'excentricité excessive de ses orbites entrelacées, ainsi que la petitesse extraordinaire des astres qui le composent, donnent à ce groupe te plus singulier caractère. Le diamètre de Vesta même ne paratt pas atteindre ijd de celui de Mercure. Au moment où fut publié, en 18/t5, le premier volume du Cosmos, on ne connaissait encore que quatre de ces petites planètes : Cérès, Pallas, Junnn et Vesta, découvertes par Piazzi , Olbers et Harding, du i" janvier 1801 au 29 mars 1807; actuellement, au mois de juillet 1851,

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leur nombre s'eet accru jusqu'à 14 1 c'eA le tien de tous les corps planétaires connus, y compris )m

Si, pendant longtemps, les astronomes se Eont appliqués à multiplier les membres des systànes subordonnés, c'est-à-dire des satellites qui gravitent autour des planètes, ou ont dirigé leurs recherches vers les planètes situées dans les régions les plus reculées au-delà de Saturne etd'Uranus, aujourd'hui, depuis la découverte accidentelle de Cérès par Piazzi, et celle d'Astrée, due aux recherches d'Encke, od peut dire aussi depuis les perfectionnements apportés aux cartes célestes (100), particulièrement à celles de l'Âcadânie de Berim qui renferment toutes là étoiles de 9* grandeur, et en partie celles de 10* grandeur, une zone plus rapprochée de nous offre m diamp peut-être inépuisable à l'actirité des astronomes. C'est un mérite spécial de l'Annuaire astrth nomtfue, publié par le directeur de l'observatoire de Berlin, Encke, et par le docteur Wolfers, de donner, avec les détails les plus circonstanciés, les éphémérides du groupe toujours croissant des petites planèles. Jusqu'à présent l'espace le plus rapproché de l'oitite de Mars semble le plus riche en astéroïdes; maiE déjà il résulte des mesures prises que la largeur de cette zone, « en embrassant la différence des rayons vecteurs entre la distance périhé^e la plus petite, qui est celle de Victoria et la distance aphélie la plus grande, qui est celle d'Hygie, dépasse la dislance de Mars au Soleil (1).

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J'ai déjà relevé plus haut les exoentricitée des orbiles qui atteignent leur maximum dans Cérès, Ëgérie etVesta,doDt]uQon,Pallaset Iris offrent, au contraire, le minimum (2), ainsi que les inclinaisons sur l'écliptique, qui vont décroissant à partir de Pallas (Zk'&T) etd'É^e (46*33'), jusqu'à Hygie (3'47'). J'insère ici la table générale des éléments concernant toutes les petites planètes, que je dois à l'obligeance de mon ami le docteur Galle.

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Les rapports complexes des orbites décrites par ces astéroïdes et le déDombremeot de leurs groupes accouples, oût fouroi la matière de recherches ingé- Dieuses , d'abord à Gbuld eD I8/18 (3) , puis tout récemment à d'Arrest. n Un fait, dit d'Arrest, semble surtout coDÛrmer l'idée d'une liaison intime, qui rattacherait entre elles toutes les petites planètes ; c'est que, ^ OD se figure leurs orbites sous la forme matérielle de cerceaux, ces cerceaux seront tellement entrelacés, que, au moyen de I'ud quelconque d'enb% eux, on pourrait souIeTer tous les autres. Si la planète Iris, découverte par Hind, au mois d'août 18&7, nous était encore inconnue, comme beaucoup d'autres corps célestes, qui sans doute restent à découvrir dans ces régions, le groupe se composerait de deux parties séparées, drooDslance d'autant plus singulière, que la zone remplie par ces orbites est extrêmement vaste (&). »

Puisque nous en sommes à décrire, quoique d'une manière bien incomplète, chacun des membres qui composent ie système solaire, nous ne pouvons quitter œ merveilleux essaim de planètes , sans rappeler les vues hardies d'un savant et profond astronome sur l'origine de ces astéroïdes et de leurs orbites entrelacées. Le fait, constaté par les calculs de Gauss, que Gérés, lors de son passage ascendant à travers le plan dans lequel se meut Pallas, arrive à une très-grande (nt)ximité de cette planète, conduisit Olbers à supposer « que ces deux astres, Cérès et Pallas, pourraient bien être les fragments d'une seule planète, détruite par quelque force naturelle, qui aurait rempli autrefois la

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grande lacune de Mars à Jupiter, et que l'on doit s'allendre à rencontrer dans la même région de nouveaux débris analogues, décrivant aussi des orbites elliptiques autour du Soleil (5). n

Il est plus que douteux que l'on puisse calculer, même approximativement, l'époque de cet événement cosmique, qui doit remonter au moment où les petites planèles prirent naissance, tant est grande la complication causée par le grand nombre de débris déjà connus, par le-s mouvements séculaires des apsides et de la ligne des nœuds (6) . Olbers indiquait la ligne des nœuds des orbites décrites par Cérès et Pallas comme correspondant îi l'aile septentrionale de la Vierge et à la Baleine. Ce fut, il est vrai, dans la Baigne que Hardiug découvrit par hasard lunon, en construisant un catalogue d'étoiles , deux ans à [>eine après la découverte de Pallas; et Olbers lui-même, guidé par son hypothèse, découvrit Yesta après cinq longues années de recherches, dans l'aile septentrionale de la Vierge. Ces résultats sonl-ils suiBsants pour mettre hors de doule la conjecture d'Olbers? ce n'est pas ici le lieu de décider une pareille question. Les nébulosités cométaires au travers desquelles on croyait autrefcHS voir les petites planètes» ont disparu sous l'inv^tigation d'instruments plus parfaits. Olbers expliquait encore les changements considérables d'éclat, auxquels les petites planètes étaient, disait-on, sigettes, par la forme irrégutière que devaient naturellement avoir des fragments d'une planète unique, brisée et réduite ea pièces (7).

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La dislance moyeoDe de Jupiter au Soleil peut être exprimée, eu prenaot pour unité la distance de la Terre au Soleil, par 5,202 767. Le diamètre moyen de cette planète , la plus grande de toutes , est de ik &n myriamètres : il est, par conséquent, à celui de la Terre comme 11,255 est à 1, et dépasse d'environ 1/5 celui de Saturne. La révolution sidérale de Jupiter s'accomplit eu ll'M4*20''2'7'.

L'a^datissement de Jupiter est, d'après les mesures micrométriques d'Arago, publiées en i&^k dans YBah potitùm du Système du 3tonde (p. 38) , comme 167 est à 177, c'est-à-dire qu'il est de 1/17,7, résultat très- Toisio de celui auquel sont arrivés, en 1829, Béer et Uœdler, d'après lesquels l'aplatissement de cette planète est compris entre 1/18,7 et 1/21,6 (8). Il est de 1/1&, suivant Hansen et sir John Herschelt. La plus ancienne observation dont l'aplatissement de Jupiter fut l'objet, celle de Dominique Cassioi, est, ainsi que je l'ai déjà rappelé, antérieure à l'année 1666. Ce lait a une importance historique considérable, à cause de l'influence que , d'après la remarque de l'ingénieux David Brewster, l'aplatissement reconnu par Casâni eut sur les idées de Newton, touchant la 6gure liu globe terrestre. Les Principia Philosophiœ naturalU confirment cette coiyecture ; mais on pouvait avoir des doutes au sujet des dates auxquelles Furent respectivemeol publiés \es Principia et les observations de

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M8 — Cassioi sur le diamètre polaire et le diamètre équalorial de Jupiter (9).

La masse de Jupiter étant, après celle du Soleil, l'étémeDt le plus importaDl de tout le système planétaire, OD doit coDsidérer comme un des résultats les plus féconds de l'astronomie mathématique l'évaluation plus précise qu'en a faite Airy, en 18âft, d'après les élongatioQS des satellites , ootamment du h*, et à l'aide des perturbations de Junoa et de Vesta (10). La valeur de la masse de Jupiter a été augmentée relativement aux anciennes évaluations; celle de Mercure, au contraire, a été réduite. Aujourd'hni la masse de Jupiter, en y joignant les quatre satellites, est évaluée à 1/10&7,879, tandis qu'elle n'était, suivant Laplace, que de 1/1066,09 (11).

La rotation de Jupiter s'accomplit, d'après Airy. en 8''d5'2l'',S, temps moyen. Dominique Cassini l'avait le premier déterminée, en 1665, à l'aide d'une tache qui, pendant un grand nombre d'anées, et jusqu'en 1691, se montra toujours avec la même couleur et les mêmes contours (12) ; il avait trouvé pour résultat de 9''55' à 9''56'. La plupart des taches du même genre sont plus sombres que 1^ bandes de Jupiter ; mais elles ne paraissent pas appartenir à la surface même de la planète, puisque souvent quelquesunes d'entre elles, particulièrement les plus voisines des pdies, ont une autre vitesse angulaire que celles des régions équatoriales. D'après un observateur trèshabile, Henri Schwabe, de Dessau, les taches obscures et bien circonscrites ont été vues allemativement.

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— kli9 — dorant plusieurs années, dans l'une ou l'autre des deux zones ou bandes grisâtres qui bordent l'équateur au Nord et au Midi, jamais ailleurs. Il en résulte toujours qne ces taches ne se forment point constamment dans les mêmes lieux. Quelquefois (je me réfère encore aux (Aservations faites par Schwabe en novembre 1834), les lâches de Jupiter, vues à travers une lunette de Frauenhofer, sous un grossissement de 280 fois, ressemblaient à de petites taches du Soleil avec leur' pénombre ; mais leur obscurité était encore inférieure à celle des ombres des satellites. Le noyau n'est probablement autre chose qu'une partie du corps même de la planète , de sorte que , lorsque l'ouverture pratiquée dans l'atmosphère demeure toujours audessus du même point, le mouvement de la tache nous donne la vraie 'rotation de Jupiter. Il arrive aussi quelquefois que les taches se divisent comme celles du Soleil. Dominique Cassini avait reconnu ce finit dès l'année 1665.

Dans la région équatoriale de Jupiter se trouvent deux lai^;:es bandes ou ceintures de couleur grise ou jaunâtre, qui, vers les bords, deviennent plus pâles et disparaissent enfin complètement. Leurs limites, Irès^Dégales, sont changeantes; ces deux bandes sont séparées l'une de l'autre par une zone équatoriale fort brillante. La surface de la planète est couverte aussi, vers les pâles, d'an grand nombre de bandes étroites, lenies et souvent interrompues, quelquefois même finement ramiâées, mais toujours parallèles à l'équateur. Ces divers aspects s'expliquent très-facilement.

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El l'oQ admet l'existence d'une atmospliàre troublée en partie par des couches de nuages,' dont la zone équatoriale reste transparente et pure de toutes vapeurs. grâce probablement à TinQuence des veots alizés. Or, la surface des nuages réQéchissant une lumière plus intense que la surface de la planète , la partie du sol que nous apercevons à travers l'air diaphane, ainsi que l'admettait déjà William Herscbelt, dans un mémoire inséré, en 1 79â, au 8S* volume des Pkihsophicai Transactions, doit nous paraître plus sombre que les couches nuageuses d'où rayonne une grande quantité de lumière réfléchie. C'est pourquoi des bandes sombres et des bandes lumineuses alternent entre elles. Les premières paraissent d'autant moins obscures qu'on les observe plus près des bords, parce qu'alors le rayon visuel, dirigé obliquement sur la surface, ne l'att^ot qu'après avoir traversé une couche atmosphérique plus épaisse et, par suite, réfléchissant une plus grande quantité de lumière (13) .

SATELLITES DE JOPITEB.

Dès la brillante époque de Galilée, cette idée judicieuse avait pris naissance que, sous beaucoup de rapports et dans le temps et dans l'espace, le système subordonné de Jupiter offre en petit l'image du vaste système dont le Soleil est le centre. Cette vue rapidement propagée, et presque aussitôt après, l'observation des phases de Vénus, au mois de février 1610, n'ont pas peu contribué au succès général de la tfaéorie

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de Copernic. Le groupe des k lunes de JupiCer est, parmi les systèmes extérieurs, le seul groupe du même genre qui n'ait point été accru, depuis l'époque où il fut découvert par Simon Marius, le 29 décembre 1609, c'est-à-dire dans l'espace de près de deux siècles et demi (lit).

La table suivante, dressée d'après Hansen, contient les temps des révolulioas sidérales accomplies par les Gateilites de Jupiter, leur distance moyenne h la planète, exprimée en rayons de cette planète, leur dia- Dkëtre, et leur masse évaluée en fractions de la masse de Jupiter :

DURÉE «tfYOuiT. mat.