SUJETS

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Pour que le mouvement d’une planète soit complétement connu,

il ne suffit pas d’avoir les valeurs des éléments qui sont contenus “ dans les tableaux précédents. L’inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique ne peut pas, à elle seule, faire connaître la position de ce plan; il faut y joindre l’indication de la direction de la ligne d'intersection de ce plan de l'orbite avec le plan de l’écliptique, c'est-à-dire de la ligne des nœuds de la planète. La distance moyenne de la planète au soleil et l’excentricité de son orbite font bien connaître la forme et les dimensions de cette orbite ; maïs il . faut, en outre, que l’on donne la direction de son grand axe, pour que la position de l'orbite dans son plan soit entièrement déterminée. Enfin, lorsqu'on connaît la position et les dimensions de l'orbite de la planète, il faut encore que l’on indique en quel point de cette orbite elle se trouve à une époque donnée. La durée de la révolu-

tion, combinée avec la loi des aires, suffit dès lors pour que l’on puisse trouver la position que la planète occupe dans l’espace à une époque quelconque.

Le mouvement d’une planète dépend donc de six éléments, qui sont : 4° l'inclinaison du plan de l'orbite sur l’écliptique ; > l'angle que la ligne des nœuds de l'orbite fait avec une ligne fixe menée par le centre du soleil ; 3° le demi-grand axe de l'ellipse, ou, ce qui est la même chose, la distance moyenne de la planète au soleil ; 4 l'excentricité de l’ellipse ; 5° l'angle que le grand axe de lellipse fait avec la ligne des nœuds du plan de l'orbite; 6° enfin, l’angle que le rayon, mené de la planète au soleil, fait avec le grand axe de l'orbite, à une époque donnée. La durée de la révolution de la planète ne forme pas un élément distinct de ceux que ‘nous venons d'énumérer, puisque cette durée est connue par la troisième loi de Képler, dès que l’on connaît le demi-grand axe de l'orbite.

Nous n'avons donné dans les tableaux précédents, pour chaque planète, que trois des six éléments qui déterminent son mouvement ; la connaissance des trois autres éléments n'offrirait aucun intérêt aux personnes qui ne s'occupent pas d’une manière toute spéciale de recherches astronomiques.

$ 266. Détails sur les diverses planètes. — Des deux planètes inférieures, Vénus est celle sur laquelle les astronomes peuvent le plus facilement porter leurs investigations ; aussi, c’est par elle que nous commencerons.

L'observation de certaines taches que l’on aperçoit sur le disque de Vénus, montre que cette planète est animée d’un mouvement de rotation sur elle-même, mouvement qui s'effectue dans le même sens que la révolution de la planète autour du soleil, c’est-à-dire d’occident en orient. Schroëter a trouvé qu’elle fait un tour entier en 23° 24m 495 ; il a évalué à 75° l'angle que le plan de son équateur fait avec le plan de son orbite. On voit, d’après cela, que, sur la surface de Vénus, les jours sont à peu près égaux aux nôtres ; la durée de l’année y est d'environ 225 de nos jours. Les saisons y sont beaucoup'plus prononcées que sur la terre, puisque l'angle qui correspond à l'obliquité de l’écliptique est de 75°, au lieu de 23° ;. Il n’y a pas de zones tempérées sur la surface de Vénus; dans chaque hémisphère, la zone torride et la zone glaciale se joignent, et empiètent même beaucoup l’une sur l’autre.

Vénus est environnée d’une atmosphère dont la présence est rendue sensible par un phénomène crépusculaire analogue à celui qui se produit sur la terre : l’hémisphère de la planète, qui est tourné du côté opposé au soleil, se trouve légèrement éclairé sur

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tout son contour, et dans une certaine largeur, par la lumière répandue dans l’atmosphère, en sorte qu’il y a une diminution graduelle de lumière depuis la partie de la surface qui est directement éclairée par le soleil jusqu’à celle qui est dans l'obscurité. L’atmosphère de Vénus est comparable à la nôtre ; Schroëter évalue à 30° : la réfraction horizontale qu’elle occasionne, tandis que, dans notre atmosphère, cette réfraction horizontale est, comme on sait, de 33/ 2 (8 58).

Le contour circulaire du croissant de Vénus parait beaucoup plus lumineux que le reste de la partie éclairée. On peut expliquer cette particularité par la présence de nuages flottant dans l’atmosphère, dont la surface matte nous renverrait plus de lumière que les autres parties du disque ; d'autant plus que les nuages situés au bord extérieur du croissant reçoivent plus directement la lumière du soleil que ceux qui sont situés en tout autre point de la partie que nous apercevons.

La ligne de séparation d'ombre et de lumière sur la planète présente quelquefois des dentelures sensibles, comme cela a lieu pour la lune ; quelquefois aussi les cornes du croissant sont tronquées : cela tient à ce qu’il existe sur Vénus des aspérités, des montagnes, d'une hauteur beaucoup plus grande que celle des principales montagnes de la terre. On a été conduit ainsi à admettre que la hau- - teur de quelques montagnes de Vénus atteignait la 144" partie du rayon de la planète. Sur la terre, la hauteur des pics les plus élevés de l'Himalaya n'est que la 740"* partie du rayon terrestre. |

Lorsque Vénus passe entre le soleil et la terre, de manière à se projeter sur le disque du soleil, elle se montre sous forme d’une tache noire exactement circulaire. Les mesures que l'on a effectuées sur cette tache n’ont pu manifester aucun aplatissement sensible. .ILest bon d'ajouter qu’un aplatissement pareil à celui du globe terrestre serait trop faible pour pouvoir être aperçu dans de pareilles circonstances, à cause de la petitesse du diamètre apparent de Vénus, qui, lors de ses passages sur le disque du soleil, n’est guère que d’une minute.

Le diamètre apparent de Vénus varie considérablement d'une époque à une autre ; lorsque la planète se trouve à une distance de la terre égale à celle de la terre au soleil, ce diamètre apparent est, d'après M. Arago, de 46”’,9. Nous savons que le diamètre apparent de la terre, vue à la même distance, est le double de la parallaxe horizontale du soleil, et que par conséquent il est égal à 17,2: on en conclut que le rayon de Vénus est les 0,985 du rayon

de la terre. Le volume de Vénus est les 0,957 du volume du globe terrestre.

Vénus se montre toujours comme une étoile extrêmement brillante. Lorsqu'elie se trouve à l’orient du soleil, on la voit le soir après le coucher de cet astre ; alors elle commence à se montrer longtemps avant que la lueur crépuséulaire se soit assez affaiblie pour laisser voir les étoiles qui l’avoisinent. De même, lorsqu'elle est à l'occident du soleil, on la voit le matin, et l'aurore ne la fait disparaitre que la dernière. Son éclat varie nécessairement d’une époque à une autre, à cause des phases qu'elle présente successivement, et aussi à cause de la variation considérable de son diamètre apparent; à certaines époques, son éclat est tel, qu’on l’aperçoit facilement en plein jour et à l’œil nu. Avec les lunettes et les télescopes on peut l’observer, lors même qu'elle n’est qu’à une petite distance du soleil. |

$ 267. La planète Mercure étant beaucoup plus rapprochée du soleil que Vénus, l'observation des particularités que présente sa surface ne peut pas se faire aussi facilement que pour Vénus. On est parvenu cependant à certains résultats que nous allons indiquer.

Schroëter a reconnu que Mercure tourne sur lui-même, et qu’il fait un tour entier en 24 heures et 4 ou 5 minutes. L'équateur de la planète est presque perpendiculaire au plan de son orbite. En tenant -compte de la légère obliquité du premier de ces deux plans sur le second, on voit que le mouvement de rotation s’effectue d’occident en orient.

Schroëter attribue à Mercure une atmosphère à peu près aussi dense que celle de Vénus. Il a reconnu l'existence de montagnes dont il évalue la plus grande hauteur à > du rayon de la planète.

L'observation de Mercure, lors de ses passages devant le disque du soleil, l’a toujours montré sous forme d'un cercle, sans aucune trace d’aplatissement.

Le diamètre apparent de Mercure, lorsque sa distance à la terre est égale à la distance moyenne de la terre au soleil, a une valeur de 6’’,7; on en conclut que le rayon de Mercure est les 0,394 du rayon terrestre.

Mercure est assez rarement visible à l'œil nu; tu faut, pour cela, qu’il soit dans le voisinage de ses plus grandes digressions orientales ou occidentales. Habituellement, on ne peut l'observer qu'avec les lunettes.

$ 268. Parmi les planètes supérieures, Mars est celle qui se rapproche le plus de nous; lors de ses oppositions, elle n’est guère éloi-

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gnée de la Lerre que de la moitié de la distance de la terre au soleil : aussi peut-on observer assez facilement ce qui se passe à la surface de cette planète.

Herschel a trouvé, par l’observation des taches permanentes que présente le disque de la planète, qu’elle tourne sur elle-même, d'occident en orient, et qu’elle met 24h 39% 245,7 à faire un tour entier ; d'après le mème astronome, son équateur est incliné de 28° 42/ sur le plañ de son orbite. On voit donc que, sur cette planète, il doit y avoir des saisons analogues aux nôtres: sa surface doit présenter, comme la surface de la terre, une zone torride, des zones tempérées et une zone glaciale, avec cette seule différence que les zones tempérées sont un peu plus étroites sur Mars que sur la terre.

Herschel ayant reconnu des changements sensibles dans les apparences de certaines taches permanentes, en conclut que Mars était environné d’une atmosphère considérable.

Nous avons dit ($ 256) que Mars présente quelques commencements de phases ; son disque se rétrécit d’une manière sensible, à certaines époques, dans le sens de la ligne qui joint la planète au soleil. Lorsque Mars est en opposition, toute trace de phase disparaît, et la planète se montre sous sa véritable forme. On s'assure facilement alors que sa surface a la forme d’un sphéroïde aplati, comme la terre ; mais l'aplatissement est beaucoup plus prononcé : d'après M. Arago, cet aplatissement est certainement supérieur à 3

: que Mars présente de plus remarquable, ce sont deux taches blanches, situées dans les régions qui avoisinent les deux pôles de la planète. Ces taches sont probablement dues à des amas de neige . et de glace pareils à ceux qui existent dans les régions polaires de la terre. Ce qui nous confirme dans cette opinion, c’est que les deux taches augmentent et diminuent alternativement de grandeur ; et ces variations sont tellement liées aux diverses positions que l'axe de rotation de la planète prend successivement par rapport au soleil, qu'il est impossible de ne pas y voir l'effet des variations de température, qui à certaines époques déterminent la fonte des glaces vers un des deux pôles et l'augmentation progressive des glaces vers l’autre pôlp, tandis qu’à d' autres époques ce sont les phénomènes inverses qui se produisent. La figure 324 représente Mars * avec les deux taches polaires dont nous venons de parler ; son disque est légèrement déprimé dans le sens transversal, parce que la planète est figurée à une époque à laquelle l'hémisphère qu’elle tourne vers la terre n'est pas entièrement éclairé par le soleil, ce qui fait qu’une portipn de cet hémisphère est invisible.

DÉTAILS SUR LES DIVERSES PLANÈTES. h87

Le diamètre apparent de Mars, à la distance moyenne du soleil à la terre, est égal à 8,9; il en résulte que le rayon de cette planète

Fig. 321

Fig. 325.

est les 0,549 du rayon de la terre.

Mars paraît, à l'œil vu, comme une belle étoile d’une teinte rougeâtre; elle est beaucoup moins brillante que Vénus.

$ 269. Jupiter est beaucoup plus éloigné de nous que Mars ; mais la grosseur de cette planète fait que son disque prend des dimensions appréciables , même lorsqu'on l’observe avec une lunette d’un faible grossissement.

Sa surface présente des bandes transversales, fig. 325, dirigées à peu près dans le sens de l'é-

-Cliptique. On y aper-

çoit aussi de temps en temps des taches plus ou moins prononcées, à l’aide desquelles on reconnait que la planète tourne

sur elle-même, d’occident en orient, autour d'un axe qui est presque perpendiculaire à son orbite. Herschel, qui a étudié la rotation de cette planète, a trouvé, pour le temps qu’elle met à faire un tour entier, des nombres variant entre 9k50m485 et 9h55 405, L'équateur de Jupiter lui a paru faire un angle de 2 à 3 degrés avec le plan de son orbite ; ce qui fait que les saisons doivent être très-peu

sensibles sur sa surface.

* Herschel attribue les bandes à des courants atmosphériques ana-

logues à nos vents alisés ($ 439). D’après lui, les taches que l’on aperçoit sur le disque, et dont l'observation sert à déterminer la durée de la rotation de la planète, sont dues à des nuages qui flottent dans l’atmosphère ; la mobilité de pareils nuages, par rapport à la planète, explique pourquoi l’on ne trouve pas toujours la même valeur pour cette durée.

Jupiter est fortement aplati dans le sens de son axe de rotation ; il suffit de jeter un coup d’æil sur la figure 325 pour s'en apercevoir. L'aplatissement est d'environ =.

D’après les mesures que l’on a effectuées sur le diamètre apparent de Jupiter, on a reconnu que si la planète se trouvait à une distance de la terre égale à la distance moyenne de la terre au soleil, son diamètre équatorial serait vu sous un angle de 193”; le rayon de Jupiter est donc égal à 44,225 fois le rayon de la terre.

Jupiter se montre à l'œil nu comme une étoile des plus brillantes ; son éclat est à peu près le même que celui de Vénus.

Quand on observe Jupiter avec une lunette, on voit que cette belle planète est toujours accompagnée de points brillants, qui se déplacent assez rapidement par rapport à elle, en passant tantôt du côté de l’orient, tantôt du côté de l’occident, tout en restant sensiblement sur une ligne droite dirigée à peu près suivant l’écliptique. Ces points brillants ne sont autre chose que de petits corps qui circulent autour de Jupiter, comme les planètes circulent autour du soleil; on leur donne le nom de satellites de Jupiter. Ils sont au nombre de quatre. Leur découverte est due à Galilée, qui'les aperçut dès qu'il dirigea une lunette vers Jupiter.

L'observation a fait voir que les mouvements des satellites autour de la planète s'effectuent conformément aux lois que Képler a trouvées pour les mouvements des planètes autour du soleil ($ 261). Le tableau suivant fait connaître leurs distances moyennes au centre de Jupiter; en prenant ‘pour unité le rayon de l'équateur de la planète ; il donne également les durées de leurs révolutions sidérales, exprimées en jours, durées qui sont liées aux distances moyennes par la troisième loi de Képler.