CHAPITRE IV
A. — Les Petites Planètes
1. GéNéraLiTés. — L'existence d’une petite planète située entre Mars et Jupiter, à la distance moyenne 2,8, était prévue par la loi empirique de Bode dès 1772 et la découverte de Cérès par Piazzi, le 1° janvier 1801, parut une confirmation éclatante d'une règle déjà vérifiée pour Uranus.
Seulement il y avait en réalité dans cette région plusieurs planètes : Olbers découvrait en effet bientôt Pallas (1802), puis Vesta (1807), alors qu'en 1804 Harding avait aperçu Junon.
Une longue période de recherches infructueuses vint ensuite et dura jusqu'en 1845, date à partir de laquelle le nombre des astéroïdes (1) s’accrut rapidement grâce à l’établissement de cartes zodiacales détaillées. Mais ce fut surtout par l’emploi de la photographie (Max Wolf, 1891) que les découvertes se multiplièrent : à la fin de 1891, on comptait 322 astéroïdes ; il y en avait 914 au milieu de 1919 (2), 1024 au 1% novembre 1924 et en 1926 plus de 1160.
La méthode de recherche photographique, presque seule employée aujourd'hui, consiste simplement à prendre un cliché à longue pose de la région à étudier, en suivant le mouvement diurne. Les étoiles apparaissent alors sur le cliché comme des points plus ou moins gros et, s’il y a dans le voisinage une planète, son déplacement propre durant la pose lui donne l'aspect d’une petite trainée rectiligne aisément reconnaissable.
(1) Les mots « astéroïde » et « petite planète » sont synonymes. (2) Annuaire du Bureau des Longitudes, 1922, p. 264.
Dès que la découverte d’un astéroïde est signalée, on calcule son orbite, pour ne pas le perdre de vue d’abord, puis l’auteur de la Pate lui donne un nom précédé de son numéro d'ordre chronologique, entouré d’un cercle. La pre-
mière découverte des petites planètes s’appelle ainsi (1 Cérès. ei
Les orbites des petites planètes, dont les éphémérides sont publiées régulièrement, possèdent en général des caractères spéciaux très nets, dont nous parlerons bientôt.
2. DisTaNCES MOYENNES. — Les distances moyennes au Soleil des astéroïdes actuellement connus varient de 1,458 à 5,278, en unités astronomiques (1). Ainsi il y a des astéroïdes en decà de Mars : le plus rapproché du Soleil en moyenne est (433) Eros pour lequel à — 1,458 (Mars : a — 1,523). IL y en a également au delà de Jupiter . — 5,203); citons par exemple : (585) Achille a = 5,253, (621) Hector a == 5,278. — On
n'en connait pas de plus . du Soleil.
Ce dernier fait était à prévoir. L'éclat apparent d’un astéroïde varie comme 1 : 7°? {7 — distance au Soleil, A — distance à Ja Terre). Par suite, une petite planète de 10° grandeur, à La distance moyenne 1,65, près du bord intérieur de l’anneau, passe à la grandeur 15,3 près du bord extérieur, à la distance 4,05 : elle serait alors, à cette distance, invisible dans la plupart des instruments. Nous sommes donc à peu près hors d'état de voir les astéroïdes qui peuvent se trouver au delà de Jupiter, à moins que leur éclat ne soit exceptionnel. Ce n’est donc pas tant l'absence d’astéroïdes dans cette région qui nous empêche d’en découvrir davantage que la difficulté de les y observer.
Pourtant, s’il y a des astéroïdes au-delà de Jupiter et en decà de Mars, il ne doit pas y en avoir beaucoup (2). M. P.
(1) ÆAleine Planeten, année 1925, p. 118. — Brochure publiée par l’Astronomisches Rechen-[nstitut zu Berlin-Dahlem (Berlin, Ferd. Dümmler, 1924).
(2) Ch. Anoré, Les Planètes et leur Origine, Paris, Gauthier-Villars, 1969, p. 96.
Stroobant (1) a construit, en tenant compte de la cause d’invisibilité dont nous venons de parler, la courbe du nombre moyen des astéroïdes en fonction de a et il a trouvé une loi fort analogue à celle qui régit la répartition des erreurs accidentelles (fig. 122), avec un maximum pour a — 2,175.
CNT RC NET:
Disiances moyennes Fig. 1922. — Répartition des Astéroïdes suivant leurs distances au
Soleil, compte tenu de l’affaiblissement dû à la distance (P. Stroobant). Trait pointillé : courbe de Gauss correspondante.
3. ExcENTRICITÉS ET INCLINAISONS. — Ces deux éléments sont en général, pour les astéroïdes, beaucoup plus considérables que pour les grosses planètes. Alors que la moyenne des excentricités des grosses planètes est e — 0,06 et la moyenne de leurs inclinaisons sur l’écliptique (2) i—2°,3, les moyennes correspondantes sont pour les 802 premières petites planètes (8) : 6 — 0,1476, :— 9951"
(1) La Constitution de l’Anneau de Petites Planètes, 4er mémoire, 1907, p. 12 (Extrait des Annales de l'Observatoire Royal de Bruxelles, nouvelle série, Annales astronomiques, t. IX, fase. ITT, publié à Bruxelles).
(2) Il est d'usage de rapporter les inclinaisons orbitales à l’écliptique. Il serait plus rationnel de les rapporter au plan invariable du maximum des aires, avec lequel l'orbite terrestre faisait en 1850 un angle de 1035’.
(3) P. Srroosanr, Mémoire sur les Petites planètes cité plus bas ($ 7), pp. 8 et 12. — Pour e, on a écarté ici une orbite rigoureusement circu-
laire, celle de (350) Adalberta.
Beaucoup d’astéroïdes ont des excentricités comparables à celles des comètes périodiques et certains en ont même de supérieures. Aïnsi les cômètes de Tempel, de Holmes et de Brooks ont des .excentricités respectives de 0,40 ; 0,41 ; 0,46, alors qu’on peut citer parmi les petites planètes :
(887) Alinda : e— 0,53 (715) Albert : e — 0,54 (94) Hidalgo : e — 0,653.
De même, plusieurs astéroïdes ont de très fortes inclinaisons. Ainsi pour :
(2) Pallas : = 3443! (&15) Barcelona : à — 32°51" (8) Hidalgo : à — 43°4".
Comme d'autre part il existe beaucoup de petites comètes périodiques sans chevelure ni queue, d'apparence stellaire, on peut dire qu'il n'y a pas de distinction tranchée entre petites planètes et comètes périodiques. On s’y trompe d’ailleurs souvent : on a par exemple annoncé en 1920 qu'un astre depuis longtemps classé et catalogué comme comète, la comète 1908 a ou 1907 VI était en réalité une petite planète (1). Le fait s’est souvent reproduit depuis.
Cette analogie des petites planètes avec les comètes a été plusieurs fois signalée, notamment par Tisserand (2) : elle vaut la peine qu’on y insiste, car son importance peut être considérable.
A. PARENTÉS D'ÉLÉMENTS ENTRE ASTÉROÏDES. — Dans un ordre d'idées analogue, nous verrons bientôt (8) que certaines comètes sont doubles ou triples, deux ou plusieurs comètes différentes suivant la même orbite à grande distance l’une de l’autre : l'exemple le plus connu en est fourni par les comètes de 1668, 1843, 1880 et 1882. De même il y a des couples d’astéroïdes dont les orbites sont sensiblement les mêmes.
(1) F. K. Zweck, Astronomische Nachrichten, t, 208, 1919, n° 4990, p. 345.
(2) Annuaire du Bureau des Longitudes, 1891, p. B 15.
(3) Voir p. 432.
Tel est, entre autres, le cas de (37) Fides et de (66) Maïa (1) : (37) Fides:a—2,644; e=0,176:0—28021"7—397% m—060"20! (66) Maïa : 2,645 0,175 8017! 306/ A4808/
Les orbites ne diffèrent que par l'orientation du grand axe ; comme le calcul montre que leurs éléments ne varie- : plus guère, 1l est à présumer que les deux petites planètes n'en formeront bientôt plus qu'une.
Le nombre des coïncidences analogues à la précédente est beaucoup plus élevé que ne le prévoit le Calcul des Probabilités et M. K. Hirayama (2) en a relevé de fort remarquables.
5. Dimensions Des Petites PLANèTEs. — Les diamètres des astéroïdes sont, étant donné leur petitesse, très difficiles à mesurer directement. Tous, sauf celui de Cérès, ont une valeur angulaire inférieure à 1”. On mesure celle-ci soit à la manière ordinaire, au micromètre (mais avec de très grands instruments, ainsi que l’a fait E. E. Barnard à Lick), soit au moyen du micromètre à double image, soit encore par les méthodes interférentielles (1° Partie, Chap. VI). Mais jusqu'à présent on n'a guère pu appliquer ces divers procédés qu'à quatre astéroïdes, Cérès, Pallas, Vesta et Junon, pour lesquels Barnard a trouvé respectivement des diamètres de 780, 490, 390 et 190 kilomètres.
Ces chiffres permettent d'obtenir facilement l’albedo. On trouve ainsi que l’albedo de Cérès (3) est sensiblement 0,06 (p = 0,15) et celui de Vesta 0,26 (p — 0,72). Aïnsi Vesta, d'ailleurs visiblement très éclatante, a un pouvoir réflecteur 4,8 fois supérieur à celui de Cérès : ceci ne peut, semble-t-il, provenir que d’une très grande différence de constitution géologique.
Pour les autres astéroïdes, le diamètre n’est pas connu
(1) Tisserann, Annuaire du Bureau des Longitudes, 1891, p. B. 17.
(2) Scientia, t. XXXI, 1922, p. 431. |
(3) H. N. Russezr, Astrophysical Journal, t. XLII, 1916, p. 190. — Voir plus haut, p.317.
directement. On est en droit de supposer qu'ils ne diffèrent guère de Mars sous Le rapport de l'albedo. M. J. Bauschinger a trouvé ainsi qu’un astéroïde de grandeur comprise entre 8,0 et 8,9 devait avoir un diamètre de 232 kilomètres et un de 16° grandeur un diamètre de 10 kilomètres, soit 300 fois plus petit que la Lune (1). Les plus petits astéroïdes observables ne dépassent probablement pas 5 kilomètres.
Les masses de ces petits corps sont trop faibles pour être mesurables. Il est vraisemblable que leurs densités n’excèdent pas celle de Mars. La gravité doit être si réduite sur les plus petits qu'une simple pierre lancée à la main, avec la force normale d’un homme, ne doit pas retomber.
Autour d'astres aussi minuscules, il ne semble pas qu'aucune atmosphère puisse subsister : Les vitesses d’agitation des molécules auraient vite fait d'amener sa disparition.
6. VARIATIONS D'ÉCLAT. — Depuis longtemps on soupconnait les petites planètes de changements d'éclat irréguliers. Ces fluctuations sont de deux espèces. Les unes, étudiées à Potsdam par G. Müller (2), sont lentes : elles dépendent de la phase, avec un coefficient de proportionnalité variant du simple au double suivant les cas. Ceci prouve seulement que les astéroïdes n’ont pas sur toute leur surface un éclat uniforme, et que tous, ce qu'on savait déjà, n’ont pas la même constitution superficielle.
Mais la petite planète (433) Eros nous a révélé en 1901 une autre catégorie de variations. Cette planète était alors très étudiée à cause de l'intérêt de premier ordre qu'elle offrait pour la détermination de la parallaxe du Soleil. Entre le mois de février 1901 et le 29 mars, son éclat parut varier périodiquement avec une période de 2h. 38 m. et une amplitude d’un peu plus d’une grandeur, aux environs de la grandeur 11,5. À ce moment l'éclat était 3 fois plus fort au maximum qu'au minimum. En avril les fluctuations diminuèrent
progressivement d'amplitude et le 20 l'éclat était redevenu constant.
(1) Ch. Anoré, Ouvrage cité, p. 86.
(2) Astronomische Nachrichten, t. 114, 1886, n0 2724, p. 177.
L'explication de cet étrange phénomène est encore en suspens (1). Peut-être s’agit il d'un corps anguleux en rotation ; mais alors le caractère temporaire de la variation ne se comprend guère. On a parlé aussi d’un astéroïde double, tel que le système à éclipses d'Algol : nous n’observerions de fluctuations que lorsque la Terre se trouve dans le plan orbital du satellite (2). Cette hypothèse demande, bien entendu, à être confirmée : elle tire une certaine vraisemblance des similitudes d’orbites entre astéroïdes, similitudes qui doivent sans doute amener la formation de systèmes du genre supposé.
À la suite de la découverte de cette variabilité fugitive d'Eros, on a cru observer des variations d'éclat chez d’autres astéroïdes : ces variations sont en général très faibles et même assez douteuses.
7. NOMBRE TOTAL DES ASTÉROÏDES. — On découvre tous Les ans de nouvelles petites planètes : en reste-t-il beaucoup à découvrir ? Cela revient à évaluer, d'après l’allure des découvertes déjà faites depuis un siècle, le nombre total des astéroïdes.
Pour y parvenir, M. P. Stroobant (3) a, en 1917, réparti les 807 astéroïdes alors connus dans un tableau à double entrée, suivant les grandeurs moyennes (4) d'une part et de l’autre suivant les dates de découverte, c’est-à-dire suivant les numéros. Ainsi, parmi les astéroïdes de 10° grandeur (soit de grandeur comprise entre 10,0 et 10,9), on en compte 71 dans les 200 premières découvertes ou numérotés de 0 à 200, 12 numérotés de 201 à 400, 8 numérotés de 401 à 602 et 5 de 603 à 807. La marche de ces nombres (fig. 123) permet d'apprécier assez exactement le nombre probable d’astéroïdes qu'il reste à découvrir pour les premières classes de gran-
(1) Sur toute cette question, voir : ANDRÉ, ouvrage cité, p. 90.
(2) F. R. Mouzrow, Introduction to Astronomy, New- York, Macmillan, éd. de 1914, p. 261.
(3) La Constitution de l’Anneau des Petites Planètes, 2e mémoire, 1917, p. 18 (Extrait des Annales de l'Observatoire Royal de Belgique, nouvelle série, Annales astronomiques, t. XIV, publié à Bruxelles).
(4) Ramenées (pour l'homogénéité) à ce qu’elles ser aient à la distance 2,15 du Soleil et 1,75 de la Terre.
deurs : il suffit pour cela d’une construction graphique qui revient à extrapoler au delà de 807 et à prolonger le décompte après la date où il a été dressé. On peut alors, en ajoutant simplement les chiffres qu’on vient de trouver à ceux de la statistique directe, savoir combien il doit y avoir de petites planètes de 10° grandeur, combien de 11°, de 12° etc. M. Stroobant trouve ainsi qu'il ne reste plus guère à découvrir d'astéroïdes plus brillants que la 11° grandeur et que le nombre total des astéroïdes de chaque grandeur est double de ceux de la précédente.
Il y a donc là une progression géométrique, de raison 2,
SRE
807 numéros
qui permet d'estimer à 100.000 en chiffres ronds le nombre des astéroïdes plus brillants que la 20° grandeur (1). Par une autre méthode, du même genre mais tout à fait indépendante, M. Stroobant avait trouvé déjà 57.000. Les deux nombres ne diffèrent pas tant, étant donné le peu de précision de semblables évaluations, qu'on doive les regarder comme vraiment discordants.
On voit combien, dans toute cette région de l'anneau des petites planètes, la matière cosmique est divisée : nous avons affaire ici à une véritable poussière d'astres.
8. MASSE TOTALE DE L'ANNEAU DES ASTÉROÏDES. — Le Verrier a montré autrefois, en se fondant sur le mouvement du périhélie de Mars, que la quantité de matière planétaire située entre Mars et Jupiter ne pouvait excéder Le 1/4 de la masse terrestre. Un calcul postérieur de G. Ravené (1896) aboutit à
(1) P. Srroosanr, Mémoire cité de 1917, p. 19, Cours d'Astronomie. — Bosrer-lnr,
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ds rs dc
une limite supérieure plus faible encore, 1/115° de la masse terrestre (1).
M. P. Stroobant (2) a repris ces évaluations par une autre voie en s'appuyant sur ce que, d'une grandeur à la suivante, le nombre des astéroïdes va en doublant. Or, si les albedos sont supposés tous les mêmes, les rayons varient d’une grandeur à l'autre dans le rapport 12,5 ou 1,58 à 1 et les volumes dans le rapport de 4 à 1. Le volume de fous les astéroides d’une même grandeur décroit donc d’une grandeur à la suivante dans le rapport de 2 à 1. Le volume total de tous les astéroïdes, à partir de la 10° grandeur par exemple, est
; ’ hs { 1 done représenté par la somme de la série 1 de + ri +
ou 2. [Il n'y a donc, pour avoir le volume de tous les astéroiïdes de 11° grandeur et plus faibles, qu’à doubler le volume de ceux de 10e.
En tenant compte des premières petites planètes, plus grosses et mieux étudiées, M. Stroobant trouve un volume total 0,00094 de celui de la Terre, soit, en admettant une densité moyenne 3,3 (celle de la Lune) qui ne doit pas être loin de la vérité, une masse totale 0,000569 de celle de la Terre ou 1/586.000.000 de la masse solaire.
Ainsi toutes les petites planètes réunies ne surpassent pas le centième de la masse de Mercure, la plus petite des grosses planètes. é
9. STATISTIQUE DES PETITES PLANÈTES — Le nombre déjà grand des astéroïdes que l’on connaît permet de déduire de leur statistique d'importantes indications. Tout de suite, l'influence perturbatrice de Jupiter apparaît prédominante.
Ainsi les périhélies sont très visiblement groupés autour de celui de Jupiter (fig. 124). Newcomb avait d’ailleurs montré dès 1862 (3) que tel devait être l'effet des pertubations séculaires dues à Jupiter. Les excentricités manifestent une pré-
(4) C. À. Younc, General Astronomy, New-York, Ginn et Co, 4904, p. 371. — Et Astronomische Nachrichten, t. 140, 1896, n° 3339, p. 355.
(2) Mémoire cité de 1917, p. 21.
(3) Astrono mische Nachrichten, t. 58, 1862, n° 1382, p. 209.
“e2s es!
