DURÉE

de LiDH utrctunoR.

DISTANCE HataniE.

Uimas

Encelade ....

Téthys

Dioné

2 17 Al 8 ,9

Bhéa

Titan

16 22 hi 25 ,2

23,lâ50

Bypérion....

Japbet

It existe un singulier rapport entre (es révolutioDS des quatre premiers satellites les plus proches de Saturne. La durée de la révolution du troisième satellite (Tétbys) est double de celle du premier (Mimas); et la durée de la révolution du quatrième (DiODé) est double de cdle du second (Encelade). Ces résultats sont calculés à i/SOO près de la plus longue période. Je dois la communication de ce rapprodiement curieux à une lettre que m'a écrite sir Jobn Herschell, au mois de novembre JS&S. Les distances respectives àes quatre lunes de Jupiter présentent aussi une certaine râlante; elles foiment assez exactement la série 3,6, IS. La distance de la seconde à la première, évaluée en diamètres de Jupiter, est de 3,6; celle de la troi-

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sième à la seconde de 5, 7; celle de la quatrième à la troisième de li, 6. Pries et Ghallis ont renchéri sur Titius, en cherchant h étendre sa loi à tous les systèmes de satellites, même à ceuxd'Uranus (27).

Ia grande conquête de William Herschell, la découverte d'Uranus, n'a point seulement aocru le nombre des six planètes principales connues depuis des milliers d'années, et plus que doublé le diamètre du système solaire; elle a encore, 65 ans plus tard, par les perturiuitions mystérieuses auxquelles elle était soumise, conduit à ta découverte de Neptune. Occupé, le 13 mars 1781, à observer un petit groupe d'étoiles situé dans les Gémeaux, Herschell reconnut la nature planétaire d'Uranus à la petitesse de son disque, qui grossissait, sons des amplifications de /t60 et 932 fois, beaucoup plus que les étoiles voisines. Familier avec tous les phénomènes optiques, le grand astronome remarqua que, sous un fort grossissement, l'inten^té lumineuse du nouvel astre diminuait d'une manière sensible, tandis qu'elle restait ta même dans les étoiles fixes de même éclat, c'est-ànllre comprises entre la 6' et ta 7* grandeur.

Herschell, lorsqu'il annonça pour la première fois l'existence d'Uranus, le présenta comme une comète (28); et ce furent seulement les travaux réunis 6e Saron, de Lexell, de Laplace et de Méchain, rendus d'ailleurs beaucoup plus faciles par la découverte

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que fit Bode en 178& d'obseiratiODS plus anciennes, dues à Tobie Hayer (1756) et à Flamsteed (1690), qui permirent de déterminer avec une rapidité singulière l'orbite elliptique et tous les éléments planétaire d'Uranus. La distance moyenne d'Uranus au Soleil, est, d'après Hansen, de 19,18239, en prenant pour unité la distance de la Terre au Soleil, ou de 29& 300 000 myiiamètres ; riocUnaison de son orbite BUT l'écliptique est de 0' /|6' 28"; sa révolution sidérale s'accomplit en 8fi' 5* 19^ ki' 36"; son diamètre apparent, à dislance moyenne de la Terre, est de 3',9. Sa masse que l'on avait évaluée, lorsqu'on commença à observer les satellites, à 1/17 918 ne s'élève, d'après Lamont, qu'à i/2& 605 ; il en résulte que sa densité est comprise entre celle de Jupiter et celle de Saturne (29). Hersdiell, lorsqu'il employait des grossissements de 800 h 2f|00 fois, avait déjà, soupçonné l'aplatissemeot d'Uranus. D'après les mesures de Maedler, cet E^tatissemeot paraît tomber entre 1/10,7 et 1/9 (9,72). B'abord Herscbell crut voir deux anneaux autour de la planète, mais cet observateur ëminent, habitué à soumettre toutes ses conjectures à un examen rigoureux, reconnut lui-mfime qu'il avait été trompé par un eflét d'optique.

SATELLITES o'URANUS.

« Uranus, dit Herschell le fils, est entouré de quatre et probablement cinq ou six satellites, d Ces satellites pr^nlent une singularité dont nous n'avons pas

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— /i62 — trouvé d'exemple jusqu'ici dans le système solaire : c'est que, tandis que tous les satellites de la Terre, de Jupiter, de Saturne, se meuvent, ainsi que les planètes, de l'Ouest à l'Est, et que, sauf quelques planètes télescopiqu^, les orbites de tous c^ corps sont peu inclinées sur l'écliptique, au contraire les satellites d'Uranus se meuvent de l'Est à l'Ouest, et leurs orbites à peu près circulaires forment avec l'écliptique un angle de 78* OB', c'est-îi-dire qu'elles sont presque perpendiculaires à ce plan. Pour les satellites d'Uranus, comme pour ceux de Saturne, on doit bien distinguer l'ordre dans lequel ils se succèdent, suivant qu'ils sont rangés d'après leur distance de la planète, ou d'après la date de leur découverte. Tous les satellites d'Uranus ont été découverts par William Herschell : le 2' et le &* en i 787, le 4" et le 5' en 1790, le 6« et le 3' en 1794 (ft) . Dans les 56 ans qui se- sont écoulés depuis la découverte du dernier satellite d'Uranus, le 3* dans l'ordre des distances, on a souvent, mais à tort, douté que cette planète eût bien réellement six satellites distÏQCIs. Les observations des vingt dernières années ont prouvé successivement que ces découvertes du grand observateur de Slough ne méritent pas moins de confiance que les autres. On a revu jusqu'ici le 1", le 2*, le &* et le 6' satellite d'Uranus. Peutr^tre même y faut-il fyouter le S", conformément h l'observation de Lassel, du 6 novembre 18^8. Grâce à la vaste ouverture de son réflecteur, et à l'abondance de lumière qu'il

{b) Voir aux Observations complémentaires, page 75(1 de ea Toliime.

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obtenait de cette façon, Herschell le père, doué, il est vrai, d'une rue perçante, eslimait qu'un grossissement de 157 fois suffit, avec des cim riques favorables; son fils croit ni pour apercevoir des disques si guère que de simples points lu un pouvoir ampliQant de 300 fois Ute sont les premiers qui aient été revus, et ceux qui ont été le plus souvent et le plus soigneusement observés par sir John Herschell, de 1828 à 183&, tant en Europe qu'au cap de Bonne-Espérance; ils l'ont été depuis par Lamont, à Munich, et par Lassel, à IJverpool. Lassel, du 14 septembre au 9 novembre 1847, et Otio Struve, du 8 octobre au 10 décembre de la même année, ont retrouvé aussi le 1" satellite d'Uranus. Le 6' et dernier a été retrouvé par Lamont, le 1" octobre 1837. Il ne parait pas que le 5' ait été revu, ni que le 3* l'ait été d'une manière assez satisfaisante (30) . Ces détails ne laissent pas d'être importants, en ce qu'ils sont de nature à mettre plus en défiance contre les prétendues preuves qu'on est convenu d'appeler des preuves négatives.

Le mérite d'avoir heureusement abordé et résolu un problème inverse de perturbations, consistant à calculer, d'après les perturbations d'une planète, les éléments du corps perturbateur inconnu, et d'avoir, par une divination hardie, donné lieu à la première

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- i6(i observation de Neptune, faite par Galle, ie 21 septembre i8ii6, ce mérite appartient aux profonde it au travail persévérant de Le Ver- , ainsi que le dit Encke, la plus bnluvertes planétaires, c'est la premike ivesligations purement théoriques ont lire l'existence et de montrer du doigt la place d'un astre nouveau. Il est juste de dire aussi que la recherche de ce corps céleste, sitôt couronnée de succès, a été favorisée par la perfection des cartes célestes de Bremiker, que possède l'Académie de Berlin (32).

Tandis que, parmi les planètes extérieures, la distance de Saturne au Soleil (9,S3) est presque double de celle de Jupiter (5,20), et celle d'Uranus (19,18) plus que double de celle de Saturne, il s'en faot de 10 rayons de l'orbite terrestre, c'est-à-dire de 1/3 de la distance de Neptune au Soleil (30,0&), que cette distance soit double de celle d'Uranus. Ainsi la limite connue du système solaire esta &60 millions de myriamètres du corps central; c'est-à-dire que, par la découverte de Neptune, la borne posée à nos connaissances en fait de corps planétaires a été reculée de 165 millions de myriamètres, plus de 10,8 fois la distance de la Terre au Soleil. On pourra donc toujours, à mesure que l'on constatera les perturbations éprouvées par la dernière des planètes connues, en découvrir successivement de nouvelles, jusqu'à ce qu'elles échappent par l'éloignement à la puissance de nos télescopes (Sa).

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D'après les plus récentes délermiiiations, la révolutiOD de Neptune s'opère en 60126,7 jours, ou 164 ans, 226 jours, et son demi-grand axe est de 30,03628. L'exentricité de son orbite, la plus faible de toutes après celle de Vénus, est de 0,008719/i6; sa masse est de 1/1& AA6 ; son diamètre apparent qui n'est, suivant Encke et Galle, que 2',70, s'élève, d'après Gfaailis, à 3' ,07, ce qui donne une densité de 0,230, relativement à celle de la Terre; la densité de Neptune dépasse par conséquent celle d'Uranus qui n'est que de 0,178 (34).

Peu de temps après la découverte de Neptune, Lassetl et Challis crurent que cette planète était entourée d'un anneau. Lassell avait employé un grossissement de 567 rois, et avait essayé de déterminer l'inclinaison de cet anneau sur l'écliptique, inclinaison que l'on croyait considérable; mais des recherches postérieures ont constaté , pour Neptune comme pour Uraous, que l'anaeau était purement imaginaire.

Je ne puis, dans cet ouvrage, que mentionner rapidement les travaux d'un géomètre bien distingué, de H. J.-C. Adams, du collège de Saint-John à Cambridge, travaux antérieurs sans contredit à ceux de Le Verrier, mais qui sont restés inédits, et n'ont pas eu la consécration d'uo succès public. Les faits historiques qui se rapportent à cette première tentative, ainsi qu'à l'heureuse découverte de Le Verrier et de Galle, ont été détaillés avec impartialité et d'après tes sources les dIus sûres, dans deux publications, l'une de

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l'astroDome royal Airy, l'autre de BerQhard de Liodenau (36). Ces efforla intellectuds, dirigéB presque en même temps vers le même objet, téinCHgoeot d'une émulation glorieuse, et offrent d'autant plus d'intérêt qu'ils prouvent, par le choix des secours que l'astronomie a empruntés , l'état brillant de la science qui est la plus haute appitcalioa des mathématiques.

SATBLI.1TB8 DK NEPTUNE.

L'existence d'un anneau autour d'une planète ne s'est présentée encore qu'une seule fois. Cette rareté semble indiquer que la formation de ces sortes de ceintures flottantes tient au concours de conditions déterminées et difficiles à réunir. La présence de satellites autour des planètes extérieures, de ]u|Mter, de Saturne, d'Uranus, est, au contraire) un fait général sans exception. Lassell, dès le commencement du mois d'août 1847, reconnaissait avec certitude le premier satellite de Neptune, dans son grand réflecteur de 20 pieds de foyer et 24 pouces d'ouverture (36), découverte qui a été confirmée par Otto Struve, à Poulkowa, du 11 septembre au 20 décembre 1847 (37), et par Bond, directeur de l'observatoire de Cambridge, aux États-Unis, le 16 septembre 1847 (38). D'après les observations d'Otto Struve, la révolution du satellite s'accomplit eo 5*21'7'', l'inclinaison de son oitite sur l'écliptique est de 34°,7' , sa distance au centre de la planète

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- Ô67 — de &0000 myria mètres, sa masse de ijik 506. Trois ans plus tard, le iU août 1850, Lassell découvrit un second satellite de Neptune, à l'aide d'un grossissement de 628 fois (39) , mais cette dernière découverte n'a pas encore, que je sache, été confirmée par , d'autres observateurs.

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