XXIV INTRODUCTION A L^ÉTODE DE L ASTRONOMIE
L'action solairA détermine en outre, dans le mouvement de la Lune, plusieurs inégalités dont nous parlerons dans l'étude des phénomènes apparents.
La Lt'NE est un corps à peu près sphérique ayant on allongement dans le sens de la ligne qui joint le centre de cet astre au centre de la Terre; c*est-à-dire que sa forme est celle d'un ellipsoïde allongé.
Ce corps céleste tourne sur lui-même, dans le même sens que son mouvement de translation autour de la Terre. L'axe autour duquel se fait cette rotation fait un angle d'environ 6* 37' avec une perpendiculaire au plan de l'orbite lunaire.
Dans le mouvement de translation de la Lune, son aie de rotation se transporte de manière à rester toujours dans le plan de$ deux perpendiculaires menées, par le centre de la lAme, au plan de VcrbUe terrestre ei i eehide rarbite Itmaire.
L*axe de rotation fait toujours un angle de i'^S^Âb' avecla perpendiculaire à l'orbite terrestre, et celle-ci^^ainsi que nous l'avons déjà dit, fait on angle de 5* 8' i8"> en moyenne, avec la perpendiculaire au plan de l'orbite lunaire.
La Lune effectue un tour complet sur elle-même, au bout d'un temps prtasffHent égal à la durée de sa révolution sidérale relative autour de la Terre, c'est-à-dire dans Tespace de 37 jours ^ environ. U s'ensuit que la Lune présente toujours le même hémisphère à Im Terre y sauf quelques petites oscillations connues sous le nom de libratians et dont nous caractériserons les effets et la cause dans Tétude des oxNiTeaipnts apparents de la Lune.
Le ra>oa de la Lune est égal à environ les ^ do rayon de la Terre; son volume est à peu près 49 fois plus petit que celui de la Terre.
Le satellite de la Terre est un glohe recouvert de tiautes montagnes. La plus elev«edes montagnes lunaires a environ 7tjOO mètres, c'est-à-dire -^ du rayon de la Lune.
Les montagnes de la Lune présentent an cancière très-renMiqnable. Elles aOectent presque toutes^ la forme d*un èowreiet drenlaire an milieu duquel se trouve une cavité dont le dumètre atteint quelque(u«s pîus de ^H)m> uk^res. Le f\KK) de cette cavité se trouve parfois au-dessous du niveau des terrasos lunaires qui enxîronnent le bourrelet.
Ae nv leu de ces oMt'r'^tf lunaires il exbte souvent «ne oo plusieurs m^m^ines d'uoi» tr^^t-<rande hauteur p^r rapc^t à leur Urwtir, ces^tàd*re a\ïa: U fcrïiw d'un pic très-eteve.
T. ';t |v<^e à en. .re q.>f U Lliw e<t coœpV'otrent pn\ce J V.ax«phère« on du moins *;»?* si ce<*e atax^^fk^^ère ext^tc. elle est exce$;st\euieiic rare et iS-s peu e^ectlue ; aussi 1 ce se inxî^e pj» dVau <ur fca Litbe« du moins à & f'^ iq*: *ie.
La iBJSse de ce corps cete^-e e^ en^irni la S4* partie de U masse de U Ft^T»; b ptwmt^r qut n >ap à sa $u-^> • <^t q*ie l«^ tt> ce«' ««m^ de
INTHODCCTION A L^ÉTUDE DE L*ASTI10N01IIE. XXT
oeti6 qai existe à la surface terrestre et sa densité est égale à 3^35, la densité deTeau étant prise pour unité.
L'influence attractive du satellite de la Terre sur cette planète détermine un mouvement périodique des grandes masses liquides qui recouvrent sa surface.
« La Lune^ dit M. de Humboldt, grâce à l'attraction qu'elle exerce en « commun avec le Soleil, déplace l'élément liquide sur la Terre, et par f le gonflement périodique des mers et les effets destructifs des marées, f change peu i peu les contours des côtes, favorise ou contrarie le traf vail de l'homme et fournit la plus grande partie des matériaux dont se a forment les grès et les conglomérats^ recouverts à leur tour par les f fragments arrondis et sans cohésion des terrains de transport. Ainsi la c Lune agit sans cesse, comme source de mouvement, sur les conditions c géologiques de notre planète. »
I est un sphéroïde aplati dont le rayon moyen est environ le 218* do rayon solaire, et à peu près la moitié de celui de la Terre; celui-ci étant i, le rayon de Mars est en effet 0,545. Le volume de Mars est à celui du Soleil comme i est à 10419005.
D'après M. Hind l'aplatissement de cette planète est égal à — ; d'après
Ou
Arago cet aplatissement serait de — —.
La planète Mars tourne sur elle-même en 24^ 37" de temps moyen, autour d*nn axe de rotation qui forme un angle de 28* 42' environ avec le plan de l'orbite de cette planète.
En raison du renflement équatorial de Mars, l'axe de cette planète doit avoir un mouvement de pricession analogue à celui de la Terre ; mais cetle planète étant dépourvue de satellite, ce mouvement de précession doit être uniforme et afifranchi du mouvement de nulation qu'éprouve Taxe terrestre.
D'après les variations observées dans des taches permanentes que présente le disque de Mars, on admet que les régions polaires de cette planète sont couvertes d'amas de neige et de glace. La chaleur solaire fait fondre en partie ces amas de neige quand, en raison du mouvement de translation de la planète autour du Soleil et de Tinclinaisou de son axe de rotation sur le plan de son orbite, les pAles de Mars viennent alternativement se présenter plus directement à l'influence des rayons solaires. D'après cela, il n'est pas douteux que Mars ne soit enveloppée d'une atmosphère dans le genre de la nâtre.
La masse de Mars est à celle du Soleil comme 1 est à 2680337; sa
XXTI INTRODUCTION A L'ÉTUDE DC L*ASTR0N01IIB.
densité est 3^8 fois celle du Soleil, 5,29 fois celle de Feaa ou les 971 dixmillièmes de la densité de la Terre. Enfin, la pesanteur à sa surface est 56 fois plus faible environ que celle qui existe à Ja surface solaire, ou la moitié de celle qui se fait sentir à la surface de la Terre.
lies pUiMètos téleseepl^nes. — On ne sait rien de bien certain relativement à la formcy la grandeur et la coMiitution physique des petites planètes qui circulent autour du Soleil, entre Mars et Jupiter. On peut toutefois être assuré que les dimensions de ces corps célestes sont relativement excessivement petites; c'est pour cela qu'ils ont reçu le nom d'ûsiéroïdes.
D'après les différences que l'on remarque dans les mesures obtenues par plusieurs observateurs^ on suppose que certaines de ces petites planètes ne sont pas sphériques, comme les planètes principales de notre système planétaire, mais qu'elles ont des formes irrégulières ou polyédriques.
En supposant, ce qui est problable, qu'elles sont animées d'un mouvement de rotation sur elles-mêmes, elles se présentent aux observateurs de la Terre, tantôt par une pointe, tantôt par une large face qui réfléchK brillamment la lumière du Soleil, ou qui même est peut-être douée d'une lumière propre.
Certains astronomes admettent que la plupart des petites planètes télescopiques sont entourées d'une nébulosité quelquefois très-fortement accusée, a Dans les planètes comme Mars, Jupiter et Saturne, dit Araoo a on aperçoit des traces d'atmosphère ; mais ce sont des traces seulement, •c et l'on ne parvient à les faire ressortir qu'à l'aide des observations les « plus subtiles. Dans les planètes télescopiques, au contraire, les phéno* a mènes atmosphériques se développent sur une immense échelle. »
Quelques astronomes pensent que l'on doit simplement attribuer aux effets de l'irradiation les apparences vaporeuses de certaines planètes télescopiques; à l'appui de cette opinion on cite la planète Pallas qui, trouvée très-nébuleuse par Shroëter, présente un disque très-net avec le grand réfracteur de l'observatoire de Dorpat. Mais nous croyons devoir faire remarquer à ce sujet, que l'effet des objectifs puissants et des grossissements considérables est de diminuer l'intensité des lumières étendues et diffuses.
— La planète géante de notre système planétaire est un sphéroïde très-aplati dont la forme générale s'écarte peu de l'ellipsoïde
de révolution. D'après Arago l'aplatissement est de — •
INTRODUCTION A L*ÉTUDE Dl L^ASTHONOIflE. kXYH
Le plus grand diamètre de Jupiter est de 35793 lieues de 4 kilomètres» c'est-à-dire que le rayon de cette planète est un peu plus grand que le dixième du rayon solaire. Son volume est seulement la 917* partie du volume du Soleil ; il s'ensuit qu'il est plus de 1 585'fois plus considérable que celui de la Terre. Jupiter tourne sur lui-même en 9^ 55* environ autour d*un axe qui est incliné de 86* 54' sur le plan de Torbite de cette planète; il lui est donc à fort peu près perpendiculaire.
Le plan de Véquaieur de Jupiter fait avec le plan de son orbite un angle de 3* & seulement. A cause du renflement ^uatorial de cette planète, l'axe de rotation doit sans aucun doute avoir un mouvement de pré^ ctêsion^ dont la période ne peut encore être détemninée par l'observation, et qui doit être accompagné de mouvements de nutatiwi assez compliqués, produits par l'action des quatre satellites qui accompagnent Jupiter dans son mouvement de translation autour du Soleil.
D'après la grandeur de Jupiter et la durée de son mouvement de rota* tion, OQ trouve facilement que la vitesse des points de son équateur, due à la rotation de cette planète^ est à peu près égale à 3^"^3 par seconde^ c'est-à-dire qu'elle est presque égale à la vitesse moyenne de Jupiter autour du Soleil. Il s'ensuit donc que la vitesse absolue dans Tespace (*) d'un point de l'équateur est à pea près nulle quand ce point reçoit perpendiculairement les rayons solaires, et qu'au contraire sa vitesse est de 6*^5 environ quand 4^ 57* 30* plus tard ce point se trouve à l'opposé, c'est-àdire complètement privé de la lumière du Soleil.
Les phénomènes que Ton observe sur le disque de Jupiter, phénomènes dont nous parlerons dans la suite de ce cours, ont donné la certitude que cette planète possède une atmosphère dans laquelle circulent des courants rapides transportant des nuages autour de la planète.
La masse de Jupiter est à celle du Soleil comme 1 est à 1050, cette planète a donc 338 fois plus de masse que la Terre ; sa densité moyenne est peu différente de celle du Soleil, elle est environ 1,16, celle de l'eau étant prise pour unité.
La pesanteur qui se fait sentir à la surface de Jupiter est égale à % fois et demie celle qui existe à la surface de la Terre, ou bien est 11 fois moins considérable que celle qui doit s'exercer à la surface solaire.
mmttàUi/em de J«pltcr. — Dans son mouvement de translation autour du Soleil, Jupiter est accompagné par quatre petits corps célestes, satellites de la grosse planète.
Les orbites relatives que décrivent ces quatre satellites autour du centre
(*) En ne tenant pas compte da monvement général de tout le système planétaire.
