UNE

engendrées par la planète tendraient à provoquer l'éclatement de tout satellite faiblement cohérent (fluide ou solide), situé à une distance du centre de Saturne inférieure à 2,44 fois son rayon. Or le bord extérieur de l’anneau est à la distance 2,26. Ainsi donc, là où est l’anneau, il ne saurait se former de satellite : s’il s'en formait un, Saturne le disloquerait par les marées qu'il ferait naître dans sa masse. — Bien que ce résultat me s'applique pas aux petites planètes, il n’en est pas moins suggestif. Il semble que nous ayons pour ainsi dire sous les yeux, dans l’Anneau de Saturne, la nuée des petits satellites météoriques qui, là, n’ont pu s'agglomérer en un corps unique et qui, ailleurs, plus loin de la planète, ont peut-être formé, avec le temps, les gros satellites que nous connaissons.

9. EvoLuTioN PROBABLE DE L'ANNEAU. — Est-il possible maintenant de prévoir dans une certaine mesure l’évolution d’un système tel qu'à la lueur de tous ces faits nous apparait l’anneau saturnien ? Les corpuscules, avons-nous dit, doivent parfois se rencontrer : les chocs dégagent de la chaleur, qui ne peut être empruntée qu’à l'énergie totale de gravitation de tout l’ensemble et cette perte d’énergie entraine une diminution des grands axes des orbites des corps choqués (1). Les anneaux doivent, par suite, tendre à se rapprocher lentement de la planète pour finir sans doute par y former des averses de météorites analogues à celles observées sur la Terre. L’anneau de crêpe est peut-être un indice de cet état de choses : ses constituants sont d'ailleurs plus gros que ceux des autres, ainsi que semble le montrer sa transparence, combinée avec la limite de Maxwell.

(1) Si m et m' sont les masses des deux corps qui se heurtent, v et v’ leurs vitesses avant le choc, v, leur vitesse commune après, on a mo? + m'o?>(m+m')v,2. Si maintenant a est le demi-grand axe orbital (supposé le même pour les deux corps) avant le choc, a le demi-grand axe après, r le rayon vecteur lors du choc, le principe des forces vives donne, avec l’équation précédente : ;

2 +1 Der YU PR LÉ m(S=S)+ (É-5)>m+m( d’où : di La CAE

L'évolution dont nous parlons ne saurait être que très lente et il n’est pas exact qu'on l'ait constatée : ce serait même surprenant si c'était vrai. On a bien dit que les dessins du xvi® siècle montraient l’anneau de Saturne plus large qu'aujourd'hui, comme s’il s'était sensiblement rétréei depuis ; mais nous n'insisterons pas sur ce point, encore loin d'être élucidé (1).

10. SarELLires DE SATURNE. — Saturne à 9 satellites. Les 7 premiers étaient connus en 1800, le VIIT fut découvert en 1848 et le IX° en 1899 par M. W. H. Pickering. On a parlé d'un X°; mais son existence n'a pas été confirmée.

Voici leurs noms, par ordre de distance à la planète :

I I nul IV V VI Mimas Encelade Téthys Dioné Rhéa Titan

VI VII IX Hypérion Japet Phœæbé

La plupart tournent dans des plans voisins du plan équatorial ; l’orbite de Japet est cependant inclinée sur ce plan de 10° et’ celle de Phæbé de 20°.

IL est assez curieux que les distances moyennes au centre de Saturne obéissent à une loi analogue à celle de Bode, d'—=1,5 + 1,6 (1,5)*, découverte par M. Charlier (2) et qui est exacte à peu de chose près (le bord interne de l'anneau correspond à n — — , le bord externe à n = — 1).

Le plus gros de ces satellites est Titan : son diamètre vaut 1,5 fois celui de la Lune ; sa masse n’est cependant que le 1/4700° de celle de Saturne.

Le VIII satellite, Japet, manifeste des variations d'éclat régulières (3), passant de la grandeur 10,0 à la grandeur 8,2, suivant qu'il est à l’ouest ou à l’est de la planète.

Ceci prouve sans doute que, comme la Lune, ce satellite

(1) Voir BarnarD : Monthly Notices, {. LVI, 1895, p. 163.

(2) Newcous-Encezmann-Lunennorrr, Populäre Astrophysik, éd. 1921, p. 421.

(3) P. Guraniek, ouvrage ci-dessus, même page. — Voir aussi Astronomische Nachrichten, t. 198, 1914, n° 4741, p. 233.

LES PLANÊTES LOINTAÎNES 399

tourne toujours la même face vers la planète : les changements d'éclat peuvent provenir alors soit de taches sombres soit peut-être de ce que l'astre:n’est pas sphérique. Mimas et Encelade ont été l’objet d’observations analogues GE MM. P. Lowell et V. M. Slipher.

Le IX*° satellite, Phœbé, est beaucoup plus éloigné (près de À fois) que Le VIII. Sa révolution autour de Saturne se fait dans le sens ré/rograde, comme celle des deux derniers satellites de Jupiter et soulève les mêmes difficultés par son désaccord très grave avec la célèbre RYHQRESE nébulaire de

Laplace (1).

B. — Uranus.

1. Données GÉNÉRALES. — Découvert par W. Herschel en 1781, Uranus nous apparait sous la forme d’une petite étoile de 6° grandeur, tout juste visible à l'œil nu. Sa distance moyenne au Soleil, 19,22 fois supérieure à celle de la Terre, correspond à une période de révolution de 84,02 années. L’orbite, faiblement excentrique (e — 0,046), est aussi peu inclinée sur l’écliptique (4 — 0°46’). La planète est en diamètre 4 fois plus grande que la nôtre et sa masse vaut 14,58 fois celle de la Terre, soit 1 : 22.300 de celle du Soleil. La densité moyenne d'Uranus, 1,3, est très faible, comme celles de toutes les planètes situées au delà de l'anneau des astéroïdes : aussi la gravité n’y dépasse-t-elle pas les 9/10 de la pesanteur terrestre.

2. Connirions PHYSIQUES. — Uranus est malheureusement trop loin pour qu'on puisse dire grand'chose de son état physique, si ce n’est par comparaison avec Jupiter et Saturne. On n’aperçoit dans les lunettes qu'un petit disque verdâtre, avec parfois de vagues bandes équatoriales. La densité d’Uranus est très voisine de celle de Jupiter, son albedo {2) 0,63 est aussi sensiblement le même : on en conclut que ce sont surtout des nuages que l’on aperçoit à sa

(4) Voir plus loin p. 407.

(2) D’après M. Russezz (mémoire cité pour les autres planètes), — On admet la loi de Lambert.

surface, l’astre entier étant, selon toute apparence, gazeux. La présence d'une atmosphère extrêmement épaisse est attestée par le spectre, coupé de fortes bandes sombres inconnues.

Uranus reçoit du Soleil 368 fois moins de chaleur que la Terre. IL est probable que comme Jupiter et Saturne cette masse de gaz peu évoluée est à une température élevée ; sa chaleur interne fait donc vraisemblablement seule les frais des vaporisations dont on constate les effets.

3. SPecTRE D'URanus. — Uranus et Neptune ont des spectres assez différents de ceux de Jupiter et de Saturne, lesquels différaient eux-mêmes beaucoup sous ce rapportdes planètes plus voisines du Soleil. Le spectre d'Uranus (PI. XXV) a été étudié autrefois visuellement par les astronomes qui se sont occupés des autres spectres planétaires, Secchi et Vogel entre autres, puis par Keeler (1); mais les recherches les plus étendues sont celles de M. V. M. Slipher (2) qui a opéré par la photographie, en sensibilisant ses plaques pour le jaune et pour le rouge et en posant, à Flagstaff (Arizona), jusqu’à 14 nuits sur un seul cliché.

On retrouve dans ce spectre, en très accentué, la bande sombre À 618 de Jupiter et de Saturne. Voici la liste des principales qui aient été signalées, avec leurs intensités relatives (entre crochets) :

À 710-697 uu [31 HO?

683,5 [7] 668 (4) Sombre jusqu'à À 672 H, H° 656 [10] Raie C accentuée H 618 [1] Bande très sombre de À 613 à 625 995,5 [8] Forte raie.

574 [5] Bande de À 569 à 578 566 [11] 544 [2] Bande forte de À 539,5 à 547 934 [9] Raïe étroite 511 [12] Bande étroite 486 6] Raie F accentuée H

(1) Astronomische Nachrichten, t. 122, 1889, n° 2927, p. 401. (2) Mémoire cité pour Saturne.

M. Slipher juge très probable la présence de l'Hydrogène et de l'Hélium : ce dernier gaz est cependant assez douteux et l’atmosphère d'Uranus reste passablement mystérieuse en dépit de sa grande extension.

4. SATELLITES. — Uranus a 4 satellites très difficiles à voir, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron, qui ont des plans orbitaux presque perpendiculaires à celui de la planète. L'inclinaison étant de 82° et le sens de rotation rétrograde, on pourrait évidemment dire aussi que l’inclinaison est de 98 et la rotation directe. — Ces satellites sont assez petits : les plus gros, Titania et Obéron, ont respectivement 940 et 870 kilomètres de diamètre, d’après les mesures photométriques de E. CG. Pickering (1). La masse totale du système n’atteint pasle 1/15.000 de celle d'Uranus. Les orbites, presque cireulaires, étant à peu près dans le même plan, on a longtemps pensé que ce plan coïncidait avec celui de l'équateur de Ja planète : ce n’est cependant pas exact.

5. RorarTion D Uranus. — Le fort aplatissement d'Uranus, 1/12, décèle une rotation rapide, analogue à celles de Jupiter et de Saturne. Mais ce n’est que tout dernièrement que le problème — rendu difficile par la petitesse du diamètre appa- 55

Le)

rent — a pu être abordé. IITa Se 141 . OS . ; D 77 été de trois manières différen- À tes. .

1° Voie photométrique. — 58 U — ee 4 00 01 02 03 04

PA pue égèremen Ter d'éclat ou plutôt 1l a paru ; SENTE e

| L ue Fig. 132. — Variabilité de l'éclat

varier à certaines époques, DD notamment en 1917 où

E. C. Pickering (2) a trouvé une période de fluctuation de 10 h. 42 m. 26 s. Cette variabilité laisse supposer quelque différence de luminosité de la surface suivant les régions et

(1) D. T. Tonn, Stars and Telescopes, Boston, Lille, Brown and Co, (2) Harvard College Observatory, Circular n° 200. Cours d'Astronomie. — BosLER-nr. 26

correspond très vraisemblablement à la rotation (fig. 132).

2° Voie spectroscopique. — Des essais ont été tentés autrefois dans ce sens par divers savants. En 1912, M. V. M. Slipher à Flagstaff (1) a réussi à mettre en évidence une rotation par la méthode de l’inclinaison des raies. Il a trouvé 10 h. 42 m. comme période. La rotation est réfrograde et parait s’effectuer dans un plan fortement incliné (10 à 30°) sur celui des orbites des satellites. Il est juste de dire que J. Perrotin (2) à Nice en 1884 et 1889 avait observé sur Uranus une tache qui paraissait tourner en {0 h. environ : les mesures de M. Slipher ont donc confirmé les siennes.

3° Mesure précise de l'aplatissement. — Des observations très soignées ont été faites par E. E. Barnard (3) à Lick en 1894, puis par P. Lowell et V. M. Slipher à Flagstaff en 1915 (4) : elles ont donné 1/12 et ont permis de situer à peu près l’axe polaire : celui-ci est bien dans la direction indiquée, qui est d’ailleurs aussi celle suggérée par les rares bandes équatoriales.