DISTANCES DURÉE MOYENNES. |DES RÉVOLUTIONS

qe" satellite . . .

2e satellite

8e satellite .

he satellite .

Les excentricités des orbites des deux premiers satellites sont insensibles ; celles du troisième et du quatrième sont très-petites. Les plans dans lesquels ils se meuvent ne font que de très-petits angles avec le plan de l'orbite de Jupiter. Leurs mouvements sont tous dirigés dans le sens de la rotation de Jupiter, c’est-à-dire d’occident en orient, comme les mouvements des planètes autour du soleil. La figure 326, qui est faite dans des -pfoportions exactes,

peut donner une idée des dimensions relatives de Jupiter et des orbites de ses satellites. A la même échelle, la distance de Jupiter au soleil serait représentée par une longueur de près de 17 mètres ; et le soleil le serait par un cercle de 45 millimètres de rayon, c’està-dire par un cercle qui serait à peu près égal à celui qui représente l'orbite du deuxième satellite. | Jupiter projette du côté opposé au soleil un cône d'ombre dans lequel les satellites pénètrent de temps en temps, ce qui occasionne

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des éclipses analogues aux éclipses de lune. Cette planète étant beaucoup plus grosse que la terre, et se trouvant en outre beaucoup plus éloignée du soleil, la longueur de son cône d'ombre est incomparablement plus grande que celle du cône d’ombre de la terre ; ce cône s'étend bien loin au delà de l'orbite du quatrième satellite. Il en résulte que les dimensions transversales du cône, dans les points où il peut être atteint par les satellites, sont presque égales à celles de la planète elle-même ; aussi, les éclipses de ces satellites sontelles beaucoup plus fréquentes que les éclipses de lune. Les trois premiers satellites pénètrent dans le cône d'ombre à chacune de leurs révolutions ; le quatrième, seul, passe quelquefois à côté du

cône sans y pénétrer, lorsqu'il se trouve dans les parties de son orbite les plus éloignées du plan de l'orbite de Jupiter.

Les éclipses des satellites de Jupiter ont été indiquées comme pouvant servir à la détermination des longitudes géographiques : ce sont des phénomènes qui se produisent dans le ciel, et qui, pouvant être observés à la fois d'un grand nombre de points de la surface de la terre, doivent remplacer avec avantage les signaux de feu dont nous avons parlé ($ 97). Mais leur observation n’est pas susceptible d’une grande précision. La pénombre fait que la lumière d'un satellite ne disparaît que graduellement, au lieu de s’éteindre brusquement, comme cela arriverait s’il n’y avait pas de pénombre. L’instant où un observateur cesse d’apercevoir un satellite doit donc dépendre à la fois de la bonté de sa vue et de la puissance de la lunette dont il se sert ; en sorte que deux observateurs ne voient généralement pas l’éclipse commencer à un même instant. La même incertitude existe dans l'observation de la fin d’une éclipse. Aussi, l'observation des éclipses des satellites de Jupiter, dans le but de déterminer la longitude du lieu où l’on se trouve, conduit-elle à des résultats moins exacts que la méthode des distances lunaires que nous avons fait connaître précédemment ($ 244). On l’emploie cependant quelquefois, et c'est pour cela que l’on publie dans la Connaissance des temps, plusieurs années à l’avance, l’indication des heures de Paris, auxquelles doivent commencer ou finir les diverses éclipses des quatre satellites.

Lorsque les satellites de Jupiter passent entre la planète et le soleil, leur ombre se projette sur la planète, et produit de véritables éclipses de soleil dans les lieux par lesquels elle passe ; cette ombre peut être aperçue de la térre quand on observe au moyen d'instruments puissants.

L'éclat des satellites varie périodiquement, en même temps qu'ils se meuvent autour (le la planète ; Herschel a reconnu que cette va-

DÉTAILS SUR LES DIVERSES PLANÈTES. h91

riation d'éclat peut être attribuée à ce que les satellites tournent sur eux-mêmes de manière à présenter toujours la même face vers la planète ; nous voyons ainsi successivement toutes les parties de leurs surfaces, et il suffit d'admettre que ces diverses parties ne réfléchissent pas également la lumière du soleil pour rendre compte des variations d’éclat que l’on observe.

On ne connaît pas les grosseurs des satellites ; leurs diamètres apparents sont trop petits pour qu'on ait pu les mesurer. On sait seulement que le troisième est de beaucoup le plus gros des quatre, et que les autres vont ensuite en décroissant dans l’ordre suivant : le quatrième, le premier, et enfin le deuxième.

$ 270. Dès que Galilée eut dirigé une lunette vers Saturne, il vit que cette planète n’avait pas la forme arrondie de Mars et de Jupiter ; elle présentait deux protubérances opposées qui lui donnaient urie apparence très-singulière. Par l'observation attentive de ces protubérances, à l’aide de plus fortes lunettes, Huyghens a reconnu que Saturne est bien une masse globulaire comme les autres planètes, mais que ce globe est entouré d’un anneau circulaire et aplati qui l'enveloppe sans le toucher par aucun point. Quelle que soit l’époque à laquelle on observe Saturne, on voit toujours son anneau obliquement, fig. 327; la partie antérieure se projette sur le

corps de la planète ; la partie postérieure se trouve cachée ; et les deux parties latérales débordent de part et d'autre de manière à former ce qu'on nomme les anses de Saturne. L’anneau se transportant parallèlement à lui-même dans le mouvement de la planète

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. autour du soleil, son obliquité, par rapport à la ligne suivant laquelle nous le voyons, varie d’une époque à une autre, comme on le comprend de suite en jetant les yeux sur la figure 328, où S est

le soleil et T la terre. Il en résulte des changements correspondants dans la forme sous laquelle il se présente à nous. Tantôt l'ellipse qui forme son contour apparent extérieur est assez large pour environner complétement le disque circulaire de la planète ; et l’on ne voit plus le disque faire saillie de chaque côté de l'anneau, comme cela a lieu habituellement, fig. 327. Tantôt, au contraire, cette ellipse se réduit à son grand axe ; l’anneau ne se montre que par sa tranche, et on le voit sous forme d’une ligne droite qui passe par le centre du disque de la planète, en s'étendant à une certaine distance de part et d’autre des bords de ce disque, fig. 329, ou bien en se terminant à ces bords mêmes, parce que les parties extrêmes ne peuvent être aperçues, fig. 330. A certaines époques , le plan de l'anneau venant à passer entre la terre et le soleil, il tourne vers nous celle de ses deux faces qui n'est pas éclairée par le soleil, et par suite nous ne pouvons l’apercevoir; la planète n'a plus alors que l'apparence d’un globe isolé comme Jupiter.

Cette disparition de l’anneau se reproduit tous les quinze ans environ.

Fig. 329. Herschel a reconnu sur le disque de Saturne l'existence de bandes parallèles analogues à celles de Jupiter. L'observation en est plus difficile que pour cette dernière planète, à cause du plus

grand éloignement de Saturne. Certaines taches, que cet illustre astronome a vues se déplacer, et dont il a suivi le mouvement, lui ont fait reconnaître que Saturne tourne sur lui-même d'occident en orient, et qu’il fait un tour entier en 40! 46".

Il à en outre remarqué, dans les régions polaires de la planète, des changements de teinte qui sembleraient indiquer des amas de neige ou dé glace dans ces régions, comme sur la planète Mars. :

Le disque de Saturne manifeste, dans le sens de son axe de rotation, un aplatissement

Fig. 350. très-prononcé qui a été évalué par Herschel à =.

A la distance de la terre au soleil, le diamètre équatorial de Saturne sous-tendrait un angle de 455” ; le rayon de Saturne est donc égal à 9,022, celui de la terre étant 4.

L’anneau est dirigé à peu près dans le plan de l'équateur de Saturne ; il est incliné d'environ 28° : sur le plan de l’écliptique. Si l’on prend pour unité le rayon de l’équatetr de Saturne, le ravon intérieur de l’anneau est égal à 1,66, et le rayon extérieur égal à 2,37. On ne connaît pas l'épaisseur de l’anneau ; on sait seulement qu’elle est très-petite relativement à sa largeur.

En observant l’anneau de Saturne avec des instruments puissants, on a reconnu que cet anneau n’est pas simple ; it se compose de plusieurs anneaux concentriques, dont les lignes de séparation sont visibles principalement vers les anses, fig. 327. On a même aperçu récemment un anneau obscur, situé à l’intérieur des autres, comme on le voit sur la figure ; l’existence de cet anneau obscur fait que le rayon intérieur de l'anneau général doit avoir une valeur plus petite que celle que nous venons d'indiquer, car cette valeur a été obtenue sans tenir compte de l’anneau obscur, que l’on n'avait pas encore vu.

Certaines irrégularités observées par Herschel dans l’anneau de Saturne, lui ont fait reconnaître qu'il est animé d'un mouvement de rotation dans son plan : il fait un tour entier en 40h 32m 45°. Ce mouvement s'effectue d’occident en orient.

Outre l'anneau, il existe encore autour de Saturne des satellites,

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au nombre de huit, qui se meuvent, comme ceux de Jupiter, d'occident en orient, et dont les mouvements s'effectuent conformément aux lois de Képler. Voici le tableau de leurs distances moyennes au centre de la planète, exprimées au moyen de son rayon équatorial pris pour unité, et des durées de leurs révolutions sidérales évaluées en jours.