CONSIDÉRATIONS SUR LE SYSTÈME PLANÉTAIRE

L'existence de la lune venait troubler cette simplicité, due aux nouvelles idées : on voit en effet que, en rendant le soleil immobile, et . faisant mouvoir la terre autour de lui, on réduisait bien les mouvements des planètes à n’être que des mouvements sensiblement circulaires et uniformes sur des orbites fixes, mais en même temps on compliquait le mouvement de la lune, dont l'orbite autour de la terre devait être emportée par celle-ci dans son mouvement autour du soleil. Ainsi, la simplification apportée au mouvement des planètes entraînait une complication correspondante dans le mouvement de la lune: On pouvait en faire une objection sérieuse au système de Copernic; et il n’était guère possible de répondre à celte objection qu'en montrant le peu d'importance de la lune par rapport à l’ensemble des planètes, d'où résultait une grande probabilité en faveur du système qui faisait disparaître la complication du mouvement des planètes pour la reporter dans le mouvement de la lune.

La découverte des satellites de Jupiter par Galilée, et celle des satellites des autres planètes plus éloignées du soleil que Jupiter, a fait complétement disparaître l’objection dont nous venons de parler. On. a vu par là que Copernic, en admettant que l'orbite de la lune autour de la terre est emportée par celle-ci dans son mouvement autour du soleil, n’a fait que donner à la lune le rôle de satellite de la terre ; le mouvement de ce petit globe voisin de la terre, n’est plus qu'un cas particulier des mouvements analogues que l’on observe dans les corps qui accompagnent les plus grosses planètes de notre système.

Pour compléter les indications que nous ayons déjà données sur

les grandeurs relatives des orbites des satellites des diverses planètes, nous donnons ici, fig. 335, un dessin de l'orbite de la lune autour de la terre, exécuté-à la même échelle que ceux qui se rapportent aux satellites de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (fig. 326, 331, 332 et 333). On

Fig. 335. peut remarquer que l'orbite du satellite de Neptune est à peu près égale à l'orbite de la lune.

$ 276. L'observation des particularités que présentent les surfaces de Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne, a fait reconnaître que ces planètes tournent sur elles-mêmes ; l’aplatissement d'Uranus donne fortement à penser que cette planète est également animée d'un mouvement de rotation. En expliquant le mouvement diurne des astres par une rotation de la terre autour d'un de ses diamètres, Copernic n’a donc fait que donner à ce globe une ressem-

blance de plus avec les autres planètes. Rien, dans ce que le système de Copernic admet relativement à la terre, ne tend à en faire un corps qui ne rentre pas complétement dans la catégorie des planètes. Si l'on se transporte par la pensée sur la surface de Vénus ou sur celle de Mars, on voit que les astres doivent y paraitre animés de mouvements entièrement analogues à ceux que nous observons de la terre. Il n'y aurait pas, il est vrai, dans l’un et l’autre cas, d’astre correspondant à notre lune ; mais si l’on était placé sur la surface de Jupiter, outre que les mouvements des divers astres présenteraient encgre les mêmes apparences que sur la terre, on verrait quatre lunes circuler comme la nôtre autour du globe que l'on habiterait.

* Si l’on compare les durées des rotations des diverses planètes, y compris la terre, on voit que ces planètes se partagent, sous ce point de vue, en deux groupes distincts. Pour les quatre planètes les plus voisines du soleil, les durées des rotations sont à peu près les mêmes, savoir : 24h 4% pour Mercure, 234.24 pour Vénus, 23h 56" pour la terre (c’est la durée du jour sidéral), et 24° 39% pour Mars. Au delà de Mars, il n’y a plus que Jupiter et Saturne dont les rotations aient pu être constatées et mesurées : les durées de ces rotations, qui ne diffèrent pas beaucoup l’une de l’autre, sont notablement plus courtes que les précédentes, puisqu'elles sont de 9b 53 pour Jupiter, et de 40h 46» pour Saturne.

$ 277. Si nous jetons un coup d’æil sur l’ensemble du système planétaire, nous y trouvons un grand nombre de circonstances qui donnent à ce système un caractère tout particulier, et qui le distinguent complétement d’un simple amas d’astres en mouvement, que le hasard aurait rassemblés dans une mème régiôn de l’espace. Les planètes se meuvent toutes autour du soleil, en restant à peu près dans un même plan passant par cet astre central; il n'y a d'exception que pour quelques-unes des petites planètes, dont les orbites font des angles assez grands avec le plan de l’écliptique. Tous ces mouvements des planètes autour du soleil s'effectuent dans un même sens, d'occident en orient. Les planètes principales sont accompagnées de satellites qui, à l'exception de ceux d'Uranus, se meuvent dans des plans assez peu inclinés sur le plan de l’écliptique, et dans le sens du mouvement des planètes autour du soleil, c'est-à-dire d’occident en orient. Le soleil tourne sur lui-même, dans le même sens, autour d’un axe qui est presque perpendiculaire au plan de l’écliptique. Enfin. les planètes dont on a pu constater le mouvement de rotation, tournent aussi toutes d’occident en orient. Il en est encore de même de la rotation de la lune autour de son

centre. Ce concours de circonstances ne pèrmet pas de regarder le système planétaire comme une réunion d'astres purement accidentelle ; il nous oblige à regarder le soleil, les planètes, et leurs satellites, comme ayant une origine commune, et peut nous mettre, jus- * qu'à un certain point, sur la trace de la formation du système, tel qu'il existe maintenant. Nous verrons plus tard quelles sont les idées très-plausibles que Laplace a émises à ce sujet.

$ 278. Le système planétaire, dont nous venons d'étudier la constitution, se trouve environné d'étoiles situées de tous les côtés. Mais ces étoiles en sont excessivement éloignées ; en sorte qu’il forme un groupe isolé au milieu d'un espace immense dans lequel nous ne voyons aucun astre. Nous avons donné jrécédemment quelques indications relativement à la distance qui neus sépare des étoiles ($ 176); nous avons dit que la distance de la 61° du Cygne au soleil est de plus de 595 mille fois la distance moyenne du soleil à la terre, et l’on sait que cette étoile est une de celles qui sont le moins éloignées de nous On se fera une idée de lisolement du système planétaire au milieu de l’espace, en remarquant que, d’après l'échelle qui a servi à construire la figure 320 (page 474), si l’on voulait y placer la 61° du Cygne, on devrait la mettre à une distance de 5950 mètres du point S qui représente le soleil, c’est-à-dire à environ une lieue et demie.

Il est extrêmement probable que nous ne connaissons pas toutes les planètes qui circulent autour du soleil. On en découvrira sans doute encore plusieurs dans la région comprise entre Mars et Jupiter, où l’on en a tant découvert dans ces dernières années. En outre, il est très-possible qu’il existe quelques planètes plus près du soleil que Mercure, et plus loin que Neptune. Les unes et les autres seraient très-difficiles à observer de la terre : les premières, parce que, en raison de la proximité du soleil, la vivacité de la lumière de cet astre empêcherait de les apercevoir ; les autres, parce que, en raison de leur éloignement, la lumière qu'elles reçoivent du soleil ne serait pas suffisante pour que nous pussions les distinguer dans le ciel. Mais dans tous les cas; lors même qu’on étendrait les limites du système planétaire par la découverte de quelques nouvelles planètes situées au delà de Neptune, on n’en devrait pas moins regarder ce système comme avant des dimensions extrèmement petites relativement à la distance qui le sépare des étoiles les plus voisines.

$ 279. Découverte de la vitesse de la lumière, — C’est par l'observation des éclipses des satellites de Jupiter que Roëmer découvrit la vitesse de propagation de la lumière (vers 4675). Dominique

Cassini, en se fondant sur un très-grand nombre d’observations, avait construit des tables du mouvement de ces satellites, à l’aide desquelles on pouvait prédire le retour de leurs éclipses. Roëmer remarqua que les époques auxquelles on observait réellement, soit le commencement, soit la fin des éclipses, n'étaient pas toujours d’accord avec les indications fournies par les tables de Cassini : tantôt le phénomène arrivait un peu en avance, tantôt, au contraire, il arrivait un peu en retard sur l’époque à laquelle il aurait dù arriver d’après la prédiction qui en avait été faite. De plus, l’avance avait toujours lieu lorsque Jupiter se trouvait dans le voisinage de son opposition, et le retard lorsqu'il se trouvait-peu éloigné de sa conjonction. Voici de quelle manière Roëmer expliqua ces divergences entre les observations et les tables construites d’après un grand nombre d'observations antérieures. Si la lumière que nous envoie un astre était animée d’une vitesse infiniment grande, elle nous arriverait aussitôt qu'elle serait partie, et nous verrions les divers phénomènes lumineux qui se produisent sur la surfaçe de l’astre à l'instant même de leur production. Mais si, au contraire, la vitesse de propagation de la lumière n’est pas infinie, elle emploie un certain temps à parcourir la distance qui nous sépare de l’astre ; lorsque nous la recevons, il y a déjà quelque temps qu’elle est partie de l’astre : nous ne voyons les phénomènes lumineux qui s’y passent, qu'après qu'ils se sont réellement produits. Le retard qui en résulte dans l'observation de ces phénomènes dépend d’ailleurs de la distance qui sépare l’astre de la terre ; il est d'autant plus grand que l’astre est plus éloigné. On comprend que ce retard n'aurait aucune influence sur les intervalles de temps compris entre des phénomènes successifs observés sur un astre dont la distance à la terre resterait toujours la même ; l'observation de chacun de ces phénomènes serait toujours en retard de la même quantité sur l’époque réelle de sa production; le temps écoulé entre deux phénomènes consécutifs serait donc le même que celui qui s’écoulerait entre les époques auxquelles on les observerait de la terre; la succession de ces phénomènes, observés de la terre, suivrait exacte- . ment les mêmes lois que si chacun d’eux était observé à l'instant même où il se produit. Mais si la distance de la terre à l'astre que l’on considère vient à varier d’une époque à une autre, il n’en sera plus de même; le retard de l'observation d’un phénomène sur l'époque réelle de sa production sera plus ou moins grand, suivant quo la lumière aura un chemin‘plus ou moins long à parcourir, pour venir de l’astre à la terre ; et il en résultera une différence correspondante, entré les intervalles de temps qui séparent des phéno-

mènes successifs, et ceux qui séparent les époques auxquelles on aura observé ces phénomènes.

Si, par exemple, un certain phénomène se reproduisait régulièrement toutes les heures, sur un astre dont la distance à la terre irait tantôt en augmentant pendant un certain nombre d'heures, et tantôt en diminuant, voici ce qui arriverait : tant que l’astre s’éloignerait de la terre, le temps compris entre deux observations successives du phénomène dont il s’agit serait de plus d’une heure; lorsqu’au contraire l'astre se rapprocherait de la terre, il s’écoulerait moins d’une heure entre deux observations consécutives. Supposons, pour fixer les idées, que l’astre soit à sa plus petite distance de la terre, à l'instant même où le phénomène en question se produit une première fois ; qu’à partir de là, il s’éloigne de la terre pendant 5 heures; puis, qu’il s’en rapproche de nouveau pendant 5 heures, de manière à revenir à la distance à laquelle il se trouvait primitivement. Il est aisé de voir que les 5 intervalles de temps compris entre la 4°°, la 2,... et la 6° apparition du phénomène, pour un observateur placé sur la terre, seront tous de plus d’une heure ; et que l'excès de l'ensemble de ces 5 durées sur 5 heures sera précisément égal au temps que la lumière emploie à parcourir l’espace dont la distance de l’astre à la terre s’est accrue pendant ce temps total. De même, les 5 intervalles de temps compris entre la 6e, la 7e,... et la 44° apparition du phénomène, seront tous de moins d’une heure, et l'excès de $ heures sur leur ensemble sera encore égal au temps employé par la lumière à parcourir la différence de la plus grande et de la plus petite distance de l’astre à la terre. On en conclura facilement que l’excès du temps compris entre la'4re et la 6e observation du phénomène, sur le temps compris entre la 6-et la 44e observation, est précisément le double de celui que la lumière met à parcourir la quantité dont la plus grande distance de l’astre à la terre surpasse la plus petite distance de ces deux corps.

Jupiter et la terre se mouvant en même temps autour du soleil, la distance de ces deux planètes varie périodiquement. Lors des oppositions de Jupiter, la terre étant en T et Jupiter en J, fig. 336, la distance JT qui les sépare est la différence des distances JS,TS, de chacune d'elles au soleil S ; lorsque, au bout de quelque temps, Jupiter est allé de J'en J”’, et la terre de T en T’, Jupiter se trouve en conjonction, et sa distance JT” à la terre est la somme des distances des deux planètes au soleil; plus tard, lorsque Jupiter est allé de J' en J'',et la terre de T’ en T”’, Jupiter se retrouve en opposition, et sa distance à la terre redevient égale à ce qu’elle était au mo-

ment de l'opposition précédente. On voit donc que la distance de Jupiter à la terre varie périodiquement, entre deux limites qui sont la différence et la somme des distances respectives de ces deux corps au soleil ; cette distance variahle atteint sa plus petite valeur lors des oppositions de Jupiter, et sa plus grande valeur lors des conjonctions de cette planète. Il en résulte que ce que nous venons de dire d’un astre dont la distance à la terre augmente et diminue alternativement, est directement applicable à Jupiter; si la lumière n'a pas une vitesse infinie, la loi de succession des phénomènes lumineux qui se passent sur cette planète ou dans son voisinage doit être altérée pour nous, par suite de l'inégalité des retards qu'éprouve leur observation , en raison du changement de distance de Jupiter à la terre. | Or, les divergences que Roëmer remarqua, entre les époques où il observait les éclipses des satellites de Jupiter, et les époques auxquelles ces éclipses devaient arriver d’après les tables de Cassini, étaient toutes dans le sens indiqué par les considérations précédentes. Il ne devait pas regarder, bien entendu, les tables de Cassini comme faisant connaître les instants précis auxquels chaque éclipse commençait ou finissait réellement. Si la lumière ne nous arrive pas instantanément de Jupiter, les tables de Cassini devaient être entachées du retard qu’éprouve l'observation des éclipses, en raison du chemin que la lumière doit parcourir pour venir de Jupiter à la terre. Mais comme ces tables avaient été construites au moyen d’un grand-nombre d'observations faites antérieurement, à

Fig. 336.

des époques où Jupiter se trouvait tantôt près de sa conjonction, tantôt près de son opposition, l'inégalité des retards correspondant aux diverses observations avait dù disparaître dans la combinaison des résultats obtenus ; et il ne devait rester, en définitive, dans les tables, qu'un retard moyen : les indications qu’elles fournissaient auraient été complétement d'accord avec les observations ultérieures, si, à toute époque, le retard résultant de la transmission successive de la lumière avait eu la même valeur que lorsque Jupiter se trouve à sa moyenne distance de la terre. Lorsque Jupiter est en opposition, la lumière met moins de temps à parcourir la distance qui sépare cette planète de la terre, que si cette distance était égale à sa valeur moyenne JS ; les éclipses observées à cette époque doivent donc être aperçues de la terre un peu plus tôt qu’elles ne devraient l'être d’après les tables de Cassini. Lorsqu’au contraire Jupiter est en conjonction, la distance de cette planète à Ja terre a la plus grande valeur qu'elle puisse avoir ; l'observation du commencement ou de la fin des éclipses qui se produisent dans ce cas, doit donc se faire réellement un peu plus tard qu’elle ne devrait se faire d’après les tables. Roëmer reconnut en effet, comme * nous l’avons déjà dit, que les époques auxquelles on observait les éclipses des satellites de Jupiter, étaient un peu en avance ou un peu en retard sur celles qui étaient assignées à ces phénomènes, d’après les indications fournies par les tables de Cassini, suivant que la distance de Jupiter à la terre était plus petite ou plus grande que la valeur moyenne de cette distance; et, en outre, il vit que l'avance ou le retard de l’époque de l'observation réelle d'une éclipse sur l’époque de sa prédiction, était d'autant plus grand que la distance de Jupiter à la terre différait plus de la distance moyenne de ces deux corps. Dès lors, il n'hésita pas à regarder ces avances et ces retards comme uniquement dus à ce que la lumière ne se transmet pas instantanément de Jupiter à la terre ; et il en conclut sans peine la valeur que devait avoir la vitesse de la lumière, pour rendre compte des particularités que nous venons de signaler dans l’observation des éclipses des satellites de Jupiter. |

A l’époque où Jupiter est en opposition, on ne peut pas observer les éclipses de ses satellites, parce que le cône d’ombre de la planète se trouve entièrement caché par elle ; de même, lorsque Jupiter est en conjonction, la proximité du soleil empêche qu’on puisse faire des observations de ce genre : il faut que la planète soit à une certaine distance de sa conjonction et de son opposition, pour que les éclipses de ses satellites puissent être observées convenablement. Mais en comparant et discutant les résultats fournis par les obser-

vations faites lorsque Jupiter se trouve dans diverses positions intermédiaires entre la conjonction et l'opposition, on a pu suppléer aux observations relatives aux époques mêmes des conjonctions et des oppositions; et on est arrivé ainsi au résultat suivant. Supposons que l’on observe une éclipse d’un satellite. au moment d’une opposition de Jupiter, puis une autre éclipse de ce satellite au moment de la conjonction suivante, puis enfin une dernière éclipse de ce même satellite lorsque Jupiter sera revenu en opposition, avec la condition que le satellite ait fait le même nombre de tours autour de sa planète entre la 2e et la 3e observation qu'entre la 4'e et la seconde. En raison de la régularité du mouvement du satellite, l'intervalle de temps compris entre les deux premières observations devrait être le même que celui qui est compris entre les deux dernières, si l'influence de la transmission successive de la lumière ne se faisait pas sentir; on trouve, au contraire, que le premier de ces intervalles de temps surpasse le second de 33" 42°. Si l’on a bien compris les explications qui ont été données, il n’y a qu’un instant, relativement aux irrégularités apparentes que la transmission successive de la lumière doit apporter dans l'observation des phénomènes, lorsque la distance qui nous sépare du lieu où ils se produisent varie périodiquement, on conclura de suite que l'excès de 33% 42° qui vient d’être indiqué est précisément le double du temps que la lumière emploie à parcourir le diamètre de l'orbite de la terre ; car ce diamètre est bien la différence entre la plus grande et la plus petite distance de Jupiter à la terre. La lumière parcourt donc le diamètre de l'orbite terrestre en 16" 36°; et par suite elle met 8m 485 à nous venir du soleil. Si l’on 8e reporte à la valeur qui a été assignée à la distance moyenne du soleil à la terre, on verra que, pour que la lumière emploie 8" 48° à la parcourir, il faut qu’elle ait une vitesse d’ environ 77 000 lieues (de 4 kilomètres) par seconde. -

Nous avons vu que la découverte de la vitesse de la lumière par Roëmer a conduit Bradley à l'explication du phénomène de l'aberration ($ 469). Les idées de Roëmer, sur la transmission successive de la lumière, ne furent admises par les astronomes qu'après qu’elles eurent été confirmées par les travaux de Bradley. Récemment, M. Fizeaux, en mesurant le temps qu'employait un rayon de lumière à aller de Suresnes à Montmartre (près Paris), puis à revenir de Montmartre à Suresnes, a trouvé pour la vitesse de la lumière la valeur même que les observations nt lui avaient assignée.

S 280. Détermination de la parallaxe du soleil, par les passages