XXXII. — Chambre noire et œil. — Images des objets

— Distance et grandeur. — Instruments grossissants : — loupe, — microscope. — Instruments à projections : — lanterne magique. — InstrumeiUs à rapprocher : — lunette, — longue-vue.

— \. Optique (Instruments d'). [Haraucourt.J PIEItltKS (V. Minéralogie). — On a divisé les

substances minérales, bien avant d'en connaître la composition, d'une part en pierres, d'autre part eu métaux, ou matières indiquant par leur éclat métallique une certaine teneur en métaux plus ou moins faciles à extraire. Les pierres, il est vrai, renferment souvent aussi des éléments que les chimistes modernes appellent métaux, tels que le potassium, le sodium, le magnésium, le calcium, le baryum, le strontium, etc. ; mais ce sont des métaux légers qui ne colorent pas les combinaisons dont ils font partie, et que leur prompte altération à l'air, leur peu de ténacité empochent d'employer h l'état métallique proprement dit. M. Henri Sainte-Claire Ueville a cependant montré que l'aluminium pouvait rendre un grand nombre des services qu'on est habitué à demander aux métaux proprement dits. Comme, en outre, plusieurs substances minérales contenant du zinc, de l'étaln, ressemblent plutôt à des pierres qu'à dos minerais, on voit que la distinction des minéraux en métaux et en pierres est purement artificielle. Elle offre ce seul avantage de réunir les matières qui ont des applications analogues. C'est encore i ce point de vue des applications qu'il faut se placer pour accepier la division dos pierres en pii'i-)-es précieuses et en pierres proprrment dites. I. Pierres précieuses. — La première qualité

PIERRES

'une pierre, dite précieuse, est la dureté, qui pro- I on creuse des excavations dans le sol, et on lave èire le poli naturel ou artificiel de ses faces contre les masses de terre qu'on en retire. On exploite de " - ■ ■•• . ■■.! .^: même le lit des rivières, après en avoir détourné

tèee le poL ...

le frottement. La seconde est l'éclat, propriété qui est difficile à définir, mais qui est en rapport avec l'indice de réfraction, et par conséquent avec le pouvoir réflecteur, comme la physique le démontre. Enfin, les pierres précieuses doivent posséder des couleurs franches, vives, et, surtout lorsqu'elles sont incolores, une limpidité parfaite. Les pierres tout à fait transparentes sont dites d'une telle eau. Plusieurs des groupes dans lesquels nous avons divisé les espèces minérales (V. Minéralo(jie) fournissent des pierres précieuses.

1" groupe. Corps simples non métalliques. — Le carbone à l'état de dinmanl. Il est cristallisé en octaèdres réguliers, simples, ou portant sur toutes leurs faces des pyramides triangulaires, et souvent aussi en solides à 48 faces, dont les contours sont arrondis. Il brûle dans l'oxygène ou même dans l'air, à une liante température, mais lentement, et le résultat de la combustion est de l'acide caj-bonique. C'est la plus dure de toutes les substances minérales. Il n'est usé que par sa propre poussière. Il a pour densité a..T>. Il a un éclat gras, particulier, surtout avant la taille, lorsqu'on en a nettoyé la surface. Les octaèdres bien réguliers sont taillés en hrillunts. Pour cela, on scie le cristal suivant un plan parallèle à sa base, de façon à enlever une petite pyramide quadrangulaire, dont la hauteur doit êlre les ïj'i de celle du cristal entier ; la face ainsi produite est appelée table; 32 facettes disposées symétriquement autour de la table forment avec elle le dessus. La moitié inférieure de l'octaèdre fournit le i/ess-ous. Ses quatre faces appelées pavillons alternent avec d'autres plus étroites taillées sur leurs arêtes et se raccordent par l'intermédiaire de facettes plus petites avec celles du dessus.

Lorsque les cristaux naturels sont plats, on leur donne la forme appelée taille à roses. Cette taille se compose d'une face large appelée culasse, surmontée d'une couronne composée de 6 Ji 32 facettes triangulaires.

En général , le diamant n'est pas taille sans avoir passé par les mains du clieeur, qui le fixe au bout d'un bâton au moyen d'un mastic fusible à une chaleur douce, y grave, dans une direction déterminée, une entaille assez profonde au moyen d'un autre diamant à arête tranchante, et, plaçant ensuite une lame affilée d'acier dans l'entaille, donne avec une baguette de fer un coup sec sur le dos de cette lame; la pierre se fend.

Quelquefois le clivage n'est pas nécessaire; alors le diamant naturel est remis à Vébruleur, qui l'use en le frottant contre un autre, de manière à ébaucher la forme qu'on désire lui donner. Quant au poUssaoe , la dernière opération , il s'exécute sur des disques de fer qui tournent sous l'action de machines à vapeur avec une vitesse de 2000 tours par minute, et qui sont enduits à'égrisée délayée dans de l'huile d'olive. L'égrisée est obtenue d'habitude par la pulvérisation de cristaux de diamants tellement enchevêtrés que la masse, appelée boorl, ne peut plus se prêter au clivage ni à la taille, ou au moyen des éclats donnes par l'opération du clivage, lorsqu'ils sont trop petits pour être taillés utilement.

Le diamant se rencontre en cristaux disséminés dans des sablns formés principalement de quartz. Les mines de l'Inde forment des bandes isolées sur la pente orientale du Dekhan et du plateau d'Amarakantaka, au bord du pays élevé. Elles sont h peu près épuisées. Celles du Brésil s'étendent depuis la ville de Conceicio jusque bien audelà de Diamantina. La terre appelée cascalho est une sorte de vase grise ou rougeàtre, empâtant des galets de quariz, d'oligiste et d'une tourmaline noire appelée Feijlto. Dans toutes ces mines

le cours.

Les mines du cap de Bonne-Espérance, découvertes en 18(i7, ."i 1200 kilomètres du Cap, sur la limite de la colonie de ce nom et des Etats libres du fleuve Orange, consistent en une terre onctueuse un peu bleuJtre, mêlée de fragments de roches dures, et d'un grand nombre d'espèces minérales, calcédoines, grenats, pyroxène, etc. La lerre diamantifère remplit de grands trous, qui sont comme percés dans des roches schisteuses. L'unité de poids du diamant est le rarat, qui équivaut à 205 milligrammes. Un brillant de I carat vaut de 120 à 220 fr., suivant ses qualités ; un de 2 carats de 400 à 700 fr., un de 3 carats de GOO à l'.'OO fr., etc. Lonetemps la règle de Tavernier, célèbre voyageur qui fit une lortune immense dans le commerce des pierreries, vers la fin du xvii" siècle, a passé pour une loi acceptée par le commerce. Elle disait que pour évaluer le prix d'un brillant, il fallait élever au carré le nombre de carats que pèse la pierre, et multiplier ce produit par le prix du premier carat. Aujourd'hui, les mines du Cap fournissent un si grand nombre de grosses pierres, que le prix de celles-ci est devenu très inférieur à celui que donnerait le calcul précédent. Parmi les plus gros diamants se distinguent: le Régent, qui pèse 136 carats V*i Q"' est d'une taille parfaite, d'une limpidité admirable, qui a été acheté dans l'Inde pour Louis XV, par le Régent, moyennant une somme de 3, 1 25,000 fr., et auquel l'inventaire des pierreries de la Couronne attribuait en 1791 une valeur de 12,ii00.000 fr. ; leKohi-Noor, la plus belle des pierres de la couronne d'Angleterre, qui pèse 103 carats 3/4 ; l'Étoile du sud, qui pèse 134 carats 7/16.

4" groupe. Oxydes. — Ce groupe donne les plus belles pierres de couleurs. L'alumine, l'oxyde d'aluminium, Al'-O^, corindon des minéralogistes, cristallise en rhomboèdres, en prismes hexagonaux, en doubles pyramides à G faces. Le corindon a un éclat qui le rapproche du diamant, à la suite duquel il se place immédiatement au point de vue de la dureté. Coloré en rouge carmin par un oxyde de chrome, il poi te le nom de rubis oriental et atteint dans le commerce des prix fort élevés. Coloré en bleu, il est appelé saphir oriental ; c'est encore une pierre de grand prix. Coloré en jaune, il devient la topaze orientale, en violet, ['améthijste orientale. La densité du corindon est de 4.1. L'alumine combinée à de la magnésie forme un aluminate, appelé spinelle, d'une manière générale, quelle que soit la matière colorante qu'il renferme : on le nomme ru'4s spinelle, lorsqu'il est coloré en rouge de feu, comme le rubis oriental ou proprement dit, par le même oxyde de chrome ; rubi< h'dais, lorsqu'il est d'un rouge rose tirant sur le bleuâtre. Le spinelle cristallise en octaèdres réguliers ; il a pour densité 3.57, et pour dureté 8.

G" groupe. Silicates. — L'émeraude est la p^Ius belle pierre qui appartienne à ce groupe. C'est un silicate d'alumine et de glucine, cristallisé en prismes hexagonaux, d'un beau vert d'herbe, quelquefois d'une transparence parfaite, ayant une densité égale à 2.07, une dureté intermédiaire enire celle de la topaze, qui est 8. et celle du quartz qui n'est que de 7. La coloration verte est communiquée au silicate par quelques millièmes d'oxyde de chrome. Par lui-même, ce silicate est incolore, quelquefois verdàtre, ressemblant à l'eau vue par transparence sous une certaine épaisseur. Cette dernière variété est appelée ai^wemnrine. Les variétés rousses ou tirant sur le jaune sont confondues sous le nom de béryls.

Un silicate d'alumine et de chaux, contenant

PIERRES

:! équivalents de chaux, 1 d'alumine, et 3 de silice, dans lequel cependant une petite quantité de cliaux est remplacée par du protoxyde de for, a une belle couleur orangée, tirant sur le jaune par transparence ; c'est V hyacinthe [Jncinla lahetla des Italiens). La densité en est d'environ 3. G, la dureté d'environ 7. L'hyacinthe fait par

sous le nom d'agalc, et plus spécialement sous ceux de cornalines (agates rouges), sardoines (d'un jaune orangé), chfi/soprases (d'un vert pomme), agates oai/x (agates offrant des anneaux concentriques de couleurs variées). Les onyx i plusieurs couleurs sont recherchées pour le travail des amée.i. Les silex sont des agates à pâte encore

tio du groupe des grenats, dont le nom rappelle moins cristalline, plus compacte ; ils forment des la couleur de plusieurs d'entre eux, celle du gre- nodules, des bancs, dans les couches do plusieurs nadier; mais il y a des grenats verts. Les plus terrains ; lorsqu'ils ont été longtemps charriés par employés sont d'un rouge violet, velouté, ou cra- les eaux, ils s'arrondissent et prennent la forme de moisi foncé : ce sont les grenats orientaux, ou {/alels. Imprégné d'oxydes métalliques qui le rensi/rians, et non syriens, comme on dit quelque- | dent tout à fait opaque, le quartz est appcAéjnspe,

fois i tort. Leur composition se rattache au même type chimique que celle de l'hyacinthe ; mais la chaux est, dans une espèce, à peu près complètement remplacée par du protoxyde de fer. Les grenats syrians font partie des escarbouclfs des anciens. Ils sont réunis par les minéralogistes aux grenats vermeilles du commerce, pierres d'un rouge un peu orangé, sous les noms <!ïulmandins ou à'almandin''s.

La silice combinée à l'alumine et à la magnésie, mêlée d'un peu d'oxyde de fer, produit le saphir iFeau, qui est d'un beau bleu comme le saphir, mais dans une seule direction, et qui devient gris ou presque incolore dans les autres. Deux équivalents de magnésie, remplacée en partie par du protoxyde de fer, un seul équivalent de silice, telle est la composition du périilot ou olivine, pierre d'un vert olive clair, et de peu de valeur. Une combinaison de silice, d'aluuiine et de fluor, où le fluor est regardé par la plupart des auteurs comme uni b du silicium, cunstitue la topaze, matière qui cristallise en prismes droits h base rhombe surmontés d'octaèdres de même section. C'est une pierre d'un jaune d'or, passant à, l'orangé, dont la densité est 5.62, la dureté 8 : elle a un clivage très net. Quelques variétés sont d'un beau rose, ou rouges, et fournissent des rubis. On appelle é/«/ee5 destopazes qu'on chauffe au moyen d'amadou dont on les enveloppe; cette opération les fait passer du jaune au rose.

Des silicoborates d'alumine, de fei>, de chaux, de potasse, de soude, de lithine, renfermant en outre du fluor, cristallisés en prismes hexagonaux, quelquefois en prismes 5. neuf pans, à extrémités dissymétriques, forment les tourmaltn'S, dont certaines colorées en rouge sont taillées et vendues comme rubis, sous le nom de ruhellites. Les tourmalines sont généralement très allongées suivant l'axe de leurs prismes ; lorsqu'elles ont été chauffées, elles présentent des pôles électriques contraires aux extrémités opposées de cet axe pendant leur refroidissement. On les appelait autrefois tire-cejtdres, à cause de leurs propriétés électriques.

La silice libre de toute combinaison, acide silicique des chimistes, se rencontre dans la nature sous deux états différents. Cristallisée en prismes hexagonaux terminés par des pyramides à six faces, elle porto le nom de quartz ou cristal de roche. Les cristaux de quartz ont quelquefois des dimen sions énormes; on en peut juger par celui qui est exposé à l'entrée de la galerie du Muséum d'histoire naturelle. Pline citait déjà, ces grandes cavités appelées poches à cristaux, que des hommes attachés k des cordes solides vont fonillerdansdes fentes de rochers, sur les parois d'horriblesabîmes, pour en extraire des morceaux d'un volume et d'un poids souvent considérables. La vallée de Viesch (Valais) est sous ce rapport une localité encore célèbre actuellement. Le quartz y est un peu enfumé, colore en brun par des matières charbonneuses. Le quartz coloré en violet a reçu le nom A'nmcthyste. Cette matière n'est pas toujours cristallisée, ou no I est qu imparfaitement. Elle forme quelquefois une pâte à demi cristalline, translucide, connue 2' Partie.

et donne des matières de couleurs agréables, et capables de recevoir un beau poli. Enfin, des grains de quartz, quelquefois extrêmement petits, sont d'ordinaire l'unique élément des sahles. Reliés entre eux, cimentés par des dissolutions calcaires ou siliceuses, ils constituent les grès, souvent disséminés au milieu des sables qui leur ont donné naissance, mais souvent aussi restés seuls debout, semblables à des ruines gigantesques, après l'ablation des sables emportés par dos cours d'eau. Le cristal de roche, les agates, les silex, les jaspes, les sables, toutes ces matières sont formées de la même silice insoluble dans les acides, excepté dans l'acido fluorhydrique Ht dans les solutions bouillantes des carbonates alcalins; elles ont pour dureté 1, pour densité 2.()5, i moins qu'elles ne contiennent beaucoup de matières étrangères. Elles sont attaquables par la potasse en fusion. Sous un second état, la silice a une dureté moindre ; sa densité ne dépasse pas 2.2 ; elle devient soluble non seulement dans la potasse en fusion, mais dans les dissolutions bouillantes de potasse ou des carbonates alcalins. Elle porte le nom d'opale. Certaines opales fissurées d'une manière particulière montrent, sous l'influence de la lumière, ces jolis phénomènes optiques dits phénomènes des réseaux ; elles fournissent les jolies pierres à reflets irisés, appelées op'iles nobles.

On trouve encore dans les silicates quelques autres pierres qu'on peut appeler /«er/rs d'ornementation,ne servant plus, en général, que dans Vornementation de luxe. Telles sont la serpentine, hydrosilicate de magnésie, dont les nuances rouges ou d'un vert tantôt clair, tantôt foncé, s'entremêlent agréablement ; le lapis-lazuli, saphir des anciens, silicate dalumine, de chaux, de soude, avec soufre et fer, d'une dureté médiocre, dont le fond, d'un beau bleu d'azur, est souvent semé de cristaux de pyrite d'un jaune d'or; les pagodites ou agatmalolilhes, dont les Chinois fabriquent des statuettes ou des figurines grotes(iues,

T groupe. Les carbonates. — Solubles avec effervescence dans les acides. Le calcaire ou carbonate do chaux (CaOCO-) cristallise en rhomboèdres, en prismes hexagonaux, en scalénoèdres et sous des formes prodigieusement variées, que les cristallographes savent tirer suivant des lois très simples d'un rhomboèdre de I0j°,5', celui qu'on obtient, du reste, en cassant les cristaux de cette substance, quels qu'ils soient. Il a pour dureté i, pour densité 2.7. Il forme des masses considérables, de véritables couches. Les marbres propremont dits ne sont autre chose que des masses de calcaire en cristaux très petits, mais où l'on aperçoit, quand ils sont fraîchement cassés, des petites facettes de clivage. Les beaux marbres blancs de Paros ressemblent souvent h des morceaux de sucre. Il en est qui sont encore plus compacts. Les cuuleurs que leur communiquent certains oxy des métalliques ou d'autres matières étrangères, les divers mélanges de ces couleurs, y ont fait dis tinguer un grand nombre de variétés qui portent des noms célèbres : le vert antiqw ou vert de Florence (calcaire mêlé do serpentine); lo marbre Sainte-Anne, d'un gris bleu; le griotte,A'm\ rouge

PIERRES

brun parsemé de taches d'un rouge de sang ; les campons, à texture schistoide, etc.

On ne peut oublier de mentionner, k la suite des marbres, ces belles variétés de calcaire translucide, à texture fibreuse, qu'on appelle albâties ou onyx (onyx calcaire).

8' groupe. Phosphates, — Une seule pierre mérite

modifiés par des plans latéraux, se divisent en lamelles hexagonales, en simples paillettes même, répandues au milieu des argiles et des sables qui proviennent de la démolition des roches cristallines. Le mica se reconnaît dans le granité, dont il est un élément essentiel, à son éclat brillant, vif, h ce qu'on peut l'enlever aisément, au moins en

d'j être signalée : la turquoise orientale, d'un bleu : partie, à l'aide d'un canif, en lamelles minces, céleste passant au vert-pomme. C'est un phosphate flexibles, élastiques, tandis que l'orthose forme

d'alumine hydraté, qui ne se présente jamais que sous la forme de rognons ou d'incrustations.

II. Pierres proprement dites. — Un certain nombre ont une importance considérable, en ce qu'elles sont les éléments essentiels des roches, c'est-à-dire de ces masses dont se compose l'écorce solide du globe; plusieurs sont employées dans l'agriculture.

6* groupe. Si'icates. — Ceux dont la composition est la plus simple sont des silicates de magnésie et de fer. Dans la section précédente, nous avons défini le péridot. C'est un élément des roches, ainsi que d'autres silicates où la silice, unie aux mêmes bases, ne se trouve plus, à leur égard, dans les mêmes proportions. Les pyroiènes

des lamelles brillantes aussi, mais résistantes, à contours différents. Quant au quartz, il se présente en grains d'aspect vitreux, semblables à des fragments de sel gris.

Le dernier groupe de silicates important à connaître est celui du talc; c'est un silicate de magnésie hydraté, qui a de l'analogie avec les micas, lorsqu'il est cristallisé", mais il est flexible, sans être élastique; il est beaucoup plus tendre; il se raye avec l'ongle ; il est très onctueux au toucher : ses variétés compactes sont appelées stéatites et fournissent la craie de Uriançnn, dont se servent les tailleurs pour écrire sur le drap; pulvérisées, elles donnent la poudre de gants .

'' groupe. Carbonates. — Le calcaire en est

sont des silicates de magnésie et de fer contenant l'espèce la plus importante. C'est un des éléments 2 équivalents de silice pour 1 des bases principaux des terrains stratifiés, qui sont formés

réunies. Les formes cristallines des pyroxènes dérivent d'un prisme oblique à base rliombe. L'espèce la plus importante de ce groupe est le pyroxène ougile, qui est noir en masse, d'un vert foncé lorsqu'on le regarde en lames très minces.

surtout de calcaires, d'argiles, de marnes, mélange d'argile et de calcaire; toutes ces roches alternent entre elles et avec des sables et des grès. 11 forme aussi les stalactites, ces pyramides renversées qui pendent du sommet d'un grand nombre de grottes, les

L'augite fond au chalumeau, mais elle est insulu- stalagmites où se dépose le carbonate de chaux ble dans les acides, tandis que le contraire a lieu que les stalactites n'ont pas retenu, les pisolithes, pour le péridot. L'augite et le péridot entrent sortes de dragées i couches concentriques, abandans la composition d'un grand nombre de laves , données par des eaux chargées de calcaire, lorset de roches volcaniques. Près de l'augite se place qu'elles sourdent tumultueuses d'ouvertures prala hornblende, matière également noire contenant l tiquées dans les roches qu'elles ont traversées; aussi un peu d'alumine, mais un peu plus riche ] enfin les dépôts de la plupart des eaux inconen silice, cristallisant comme les pyroxènes en j stantes, qui, après avoir parcouru des couches de prismes obliques à base rhorabe, mais d'angle dif- carbonate de chaux, viennent couler au grand air feront. La hornblende concourt à la composition sur un sol moins perméable, de beaucoup de roches éruptivcs appartenant soit | Quelquefois le carbonate de chaux est associé à au groupe des granités, soit à celui des porphyres i du carbonate de magnésie. Les deux carbonates noirs ou mélaphyres. composent ensemble la dolomie, dont les bancs

Les silicates d'alumine simple comprennent le tiennent aussi une assez large place dans la chardisthène, souvent bleu, cristallisé en prismes dou- i pente du globe.

blement obliques, et l'andalousite, dont les prismes 8' groupe. Phosphates. — Le plus important droits à section de losange empâtent fréquemment, 1 est le phosphate de chaux. Cristallisé, il prend le sous le nom de ncacles, les schistes où ils sont dis- [ nom û'apatite, et se rencontre en prismes liexaséminés. I gonaux. ayant une dureté à peu près égale k celle

Plus complexes sont les silicates appelés i de l'acier. Il contient du fluorure ou du chlorure fddspaths. Ils sont composés de 1 équivalent de calcium. Terreux, il imprègne des coquilles, ou d'alumine, de 1 équivalent de potasse ou de soude, constitue des amas quelquefois assez volumineux, et de chaux, quelquefois mélangés d'une petite | et remplit des poches, où il se mêle souvent à des quantité de fer, raren^ent de magnésie, le tout argiles et à des débris d'ossements. En masse, il associé à G équivalents de silice dans Vorlhose et j est quelquefois cristallin, plus souvent compact Valbitc, à 4 1/2 ou à 5 dans ïongoclase, à 3 dans i ou terreux, et ne peut se reconnaître que par 1 ale labrailor. | nalyse. Il joue un grand rôle dans la préparation

Ils se clivent tous suivant deux directions planes 1 des engrais. qui font entre elles un angle do Ou» (orthose) et 9" groupe. Sulfa'es. — Le seul vraiment abond'environ 87° (les autres feldspaths). L'orthose dant est le sulfate de chaux hydrate (CaOSO ,2H0 cristallise en effet en prismes obliques k base appelé yi/pse. Le gypse cristallise en prismes oblirhombe; les autres feldspaths en prismes dou- , ques à base rhombe qui se clivent avec la plus blement obliques. La dureté de tous est d'envi- grande facilité parallèlement au plan de syrnétrie; ron 6; ils sont fusibles, quoique difficilement au il suffit d'appuyer un peu dans cette direction sur chalumeau. Les feldspaths sont des éléments es- un cristal une lame tranchante pour obtenir dos sentiels des granités, des gneiss; ils constituent feuillets aussi minces qu'on le veut. Dans les carnele fond de la pâte des porphyres, des roclies vol- res de gypse des environs do Paris, on trouve de caniqucs. Ceux du dernier système s'y reconnais- i nombreux cristaux souvent volumineux, qui ont la sent aux stries dont sont couvertes leurs faces. | forme de deux lentilles accolées dans une grande Deux autres grands groupes de silicates entrent i partie de leur étendue^ laissant entre leurs parties encore dans la composition des roches. L'un est libres un angle rentrant; elles se clivent perpen-

celui des micas, silicates d'alumine et de potasse, renfermant les uns peu ou point, les autres une grande quantité de magnésie, et généralement du fluor, quelquefois de la lithine, etc. Ils sont caractérisés par la facilité avec laquelle leurs cristaux, qui sont des prismes droits k base rhombe

diculairement à leurs surfaces convexes ; les feuillets obtenus par ces clivages ressemblent à des fers de lance. Le gypse présente dos bancs quelquefois d'une grande épaisseur et d'une grande étendue; lorsqu'on en casse un morceau, on voit briller les clivages des petits cristaux qui le composent et

PIPERAGEES

<\m le font ressembler au sucre candi. On reconnaît facilement ces masses à leur peu de dureté; elles se rayent avec l'ongle.

Cette matiùre porte vulgairement le nom de pierre à plâtre. Chauffée, elle perd son eau ; si la température à laquelle on l'a soumise ne dépasse pas 100°, elle peut, après avoir été réduite en poudre et gâchée avec une quantité d'eau convenable, reprendre l'eau qu'elle avait perdue par calcination, et, une fois remise dans l'air sec, durcir et se consolider de nouveau. C'est à cause de cette propriété qu'on l'utilise comme ciment destiné à relier les matériaux des maisons et des édifices ; préparée pour cet usage, c'est-à-dire chauffée, puis broyée à l'aide de meules, elle porte le nom de plâtre *.

Parmi les autres sulfates naturels, on peut mentionner celui de baryte, la barytine ou spath pesant, dont les cristaux se clivent par le choc suivant les faces d'un prisme droit à, base rhombe, ce qui les fait placer parmi les spaths ; leur poids, considérable pour une pierre, puisque leur densité

Toutes ces parties de la plante: racine, tige, feuilles, renferment de nombreuses glandes i huiles essentielles, et une quantité prodigieuse d'oxalate de chaux cristallisé en aiguilles ou en prismes obliques, courts.

Les fleurs des Pipéracées sont groupées en chatons grêles, cylindriques, presque toujours opposés aux feuilles. Tantôt les fleurs sont hermaphrodites, c'est-à-dire qu'elles présentent des étamines et un pistil ; tantôt elles sont unisexuées, c'est-àdire qu'elles ne présentent que des étamines ou qu'un pistil. A la base de chaque fleur, ou trouve une bractée écailleuse; celle-ci peut être plus ou moins éloigiice delà fleur; la fleur elle-même est tantôt sessile, tantôt plus ou moins longuement pédicellée. Dans une fleurhermaphrodite, on trouve ordinairement deux, trois ou six étamines {deux dans les Poivriers, Irois dans les Peperomia et six dans les Zipi>elia), et au centre de ces étamines un seul pistil composé d'un ovaire uuiloculaire surmonté d'un stigmate sessile généralement lobé.

est d'environ 4.5, légitime l'épithète de pesant. \ Lorsque les fleurs sont unisexuées, on observe, à Cette substance est intéressante, parce qu'elle ' la surface des chatons, des étamines en nombre accompagne beaucoup de minerais et surtout les variable, entremêlées de pistils. Chaque pistil ne sulfures de plomb et de zinc, dont elle forme j contient qu'un ovule dressé, orthotrope, bitégusouvent ce qu'on appelle la gangue dans les filons. ; mente.

' ' En mûrissant, le pistil devient une baie presque

j sèche : chaque fruit ne renferme qu'une graine.

Usages des Pipéracées. — Les Pipéracées sont

Etym : originaires des régions chaudes de l'Amérique, des

lies de la Sonde et de l'Inde; elles sont peu nora-

[Ed. Jannettaz PIGEONS. — V. Gallinacés.

PILES. — V, Électricité.

PIPÉRACÉES. — Botanique, XXIV de piper, nom latin du poivrier.

Définition. — Les Pipéracées sont des végétaux , breuses en Afrique. Les espèces ligneuses vivent dicotylédones à fleurs incomplètes sans calice ni : en Asie et les herbacées en .Amérique, corolle, à étamines hypogynes, à ovules ortliotro- Le genre qui fournit le plus d'espèces utiles à pcs, bitégumentés. Les Pipéracées unies aux Sau- l'homme est le genre Piper ou Poivrier. rurées forment un groupe très particulier de végé- Chacun connaît le poivre noir et le poivre blanc, taux que beaucoup d'auteurs rapprochent des usités comme condiments sur toutes les tables; tels Gymnospermes. j qu'ils sont vendus dans le commerce, le poivre

Caractères botaniques. — La graine des Pipé- noir est le fruit tout entier du poivrier noir (Piper racées demeure toujours enfermée dans le l'ri;\i, ' nigriim), et le poivre blanc est ce même fruit par- <iuelles que soient les préparations que l'on fasse [ tiéllement décortiqué. Pour obtenir le poivre noir, subir au péricarpe. Le tégument séminal est tou- ' on cueille les baies du Piper nigrum un peu avant jours réduit aune mince lame de "parenchyme 1 leur maturité; on les fait ensuite sécher au soleil, conié; il protège un embryon très petit, dicotylé- en les étendant sur des toiles. Pour obtenir le doné, à suspenseur presque nul, qui plonge tout [ puivre blanc, il suffit de cueillir ces mômes baies entier au sein d'une masse albumineuse lenticu- après leur complète maturité, de les laisser rnalaire. L'embryon et l'albumen qui l'entoure sont ! cérer dans l'eau, puis alors seulement de les faire enchâssés dans la région supérieure d'un nucelle ■ sécher au soleil ; la partie charnue du péricarpe volumineux, hypertrophié pendant la maturation, | s'exfolie alors sous le simple frottement, en rouet transformé, lui aussi, en une masse albumineuse. lant les fruits entre les mains. Le poivrier noir De là vient que le poivre est cité comme présen- j croit spontanément dans les Indes orientales ; on tant deux albumens. Dans le périsperme ou albu- le cultive au Malabar, à Java et à Sumatra. Lorsmen nucellaire, on trouve, outre les matières qu'il s'agit d'clablir une plantation de poivrier noir, grasses et les essences volatiles, une quantité 1 on plante d'abord dans le terrain préparé, et à des considérable de cristaux d'oxalate de chaux. distances convenables, des boutures d'un arbuste

On ne connaît guère que les racines adventives ! destine à protéger les jeunes pieds de poivriers; des Pipéracées ; leur forme extérieure rappelle quand les boutures sont reprises et ont poussé celledes racines de certaines orchidées. One section quelques branches, on plante deux pieds de poitransversale, pratiquée au travers d'une do ces ra- I vrier auprès de chacune d'elles; on laisse les cines, montre que leur faisceau est complètement ^ plants en cet état pvndant trois ans ; au bout de dépourvu de productions ligneuses secondaires. ' ce lemps, on les taille et on les étale horizontale- C'est là un des nombreux points d'analogie invo- ment; c'est alors seulement que le poivrier coniques par les auteurs, pour montrer les rapports mence à fleurir et à donner des fruits; le môme

des Pipéracées avec les Aracées.

La tige est grêle et sarmenteusc ; elle se compose de nombreux faisceaux monocentres qui semblent, au premier abord, dispersés sans ordre et que 1 on a comparés à ceux des Monocotylédones : en général, tout autour de cette tige, on trouve un cercle plus on moins épais de faisceaux secondaires. Les faisceaux centraux seuls se rendent dans les feuilles. La surface de la tige est fréquemment revêtue d'une mince couche de liège à cellules très aplaties.

Les feuilles sont opposées ou verticillées, sim-

plant fleurit plusieurs années consécutives.

Los fruits du Piper trioinim, originaire de l'Aiie, et ceux des Piper cilrifulium, cr.icitum, amulagn, originaires d'Amérique, sont employés aux mêmes usages que ceux du Piper nigrum.

Le poive lun'i est l'épi entier, cueilli bien avant la maturité, du Piper longum, arbrisseau des montagnes de l'Inde. La saveur de ses fruits est encore plus brûlante que celle du poivre noir.

Les feuilles du Piper tietel sont aromatiques et amères ; les habitants de l'Asie équatoriale les mêlent avec de la noix d'arec et de la chaux pour

A^^ ^' /^""'^''es, épaisses, à nervures faiblement composer un masticatoire dont ils font un usage réticulées rappelant la nervation des Tamus et continuel. Ce mélange est utile pour exciter les celle des Aroidées. facultés digestives dans ces pays chauds et liu

PLANETES

mides ; mais l'abus du bétel devient pernicieux à la longue ; il donne aux dents la couleur noire de l'ébène et rend les gencives sanguinolentes.

La racine de Vnva (Piper methijstticum), broyée et mâchée, puis mêlée avec du suc de coco, sert i préparer une liqueur très enivrante et narcotique; cette racine est employée en Angleterre comme sudoritlque. L'ava est cultivé dans les îles tropicales de l'océan Pacifique.

Le i"ruitdu cuhébe (Cubeba officmalis), nommé poii:ye à queue ou cuhébe, est fort usité en pharmacie ; on l'emploie en poudre, ou bien on en extrait une huile volatile des plus actives. Il est originaire de Java.

Lesfeuillesdu m'it>co{Arthfmteelonffata),pHnte originaire du Pérou, servent aux mêmes usages que le cubèbe. [C.-E. Bertrand.]

PISCICULTURE. — V. Pèche.

PLAIES. — V. Accide/its.

PLANÈTES. — Cosmographie, Vil. — On donne le nom de planètes aux corps célestes qui circulent périodiquement autour du soleil, en décrivant des orbites dont nous donnerons plus loin la définition géométrique.

Vues de la terre, qui en est une elle-même, les planètes ont l'aspect des étoiles ; mais elles s'en distinsiuent par un caractère qui a été remarqué par les plus anciens observateurs : tandis que la multitude des étoiles n'ont d'autre mouvement sensible que celui qui entraîne toute la voûte céleste d'orient en occident, et leur fait décrire une révolution en un jour sidéral (•,':! heures 5G minutesl, les planètes sont douées de mouvements propres et indépendants du mouvement diurne, auquel elles participent d'ailleurs. Le sens des mouveipents propres apparents des planètes est, en général, contraire à celui de l'ensemble du ciel : il a donc lieu d'occident en orient.

De là, dès la plus haute antiquité, la distinction des étoiles en étoiles fixes et étoiles errantes ou planètes (ce mot vient en effet du grec planéit's, de pianos, errimt). Mais les astronomes anciens, qui ignoraient le vrai système du monde, appliquaient le nom de planètes à tous les astres doués d'un mouvement propre : le Soleil, la Lune étaient pour eux des planètes, tandis que la terre, qu'ils considéraient comme immobile au centre du monde, n'en était pas une. Ils en comptaient sept en tout, et par conséquent ne connaissaient que cinq véritables planètes : Mercure, Vénu«, Mars, Jupiter et Saturne. Le nombre des planètes connues dépasse aujourd'hui deux cents, ainsi qu'on le verra plus loin.

A l'œil nu, il n'y a d'autre moyen assuré de distinguer les planètes des étoiles fixes, en dehors de la constatation du mouvement propre, que de bien connaître les configurations ou constellations formées par les principales étoiles : la présence d'une étoile de première ou de seconde grandeur en une région où n'existe point habituellement d'astres de cet éclat, indique à peu près certainement une planèie. On peut ajouter, maïs ce n'est point un caractère absolu, que les étoiles fixes scintillent fortement, tandis que les planètes ont une lumière tranquille presque entièrement dépourvue de cette sorte- de mouvement vibratoire.

Vues au télescope, les planètes (au moins les plus considérables) paraissent sous la forme de disques lumineux de dirimètres sensibles; quelques-unes présentent des phases comme la lune. Les étoiles fixes, au contraire, ne se montrent jamais dans les lunettes que comme de simples points lumineux. L'immensité de leurs distances, comparées k celles des planètes et du soleil, est la raison de cette différence d'aspect, comme c'est aussi la raison de leur apparente fixité.

Enfin, un dernier caractère qui distingue les étoiles des planètes, c'est que les premières

brillent, comme le soleil, d'une lumière qui leur est propre. L'éclat des planètes est emprunté à la lumière que le soleil leur envoie, et qu'elles rolléchissent vers nous. D'où il résulte que la terre, vue des planètes, doit se présenter également sous l'aspect d'une étoile.

Voyons maintenant quels sont le nombre, l'ordre et les mouvements réels des planètes, et comment ces mouvements rendent compte de leur» mouvements apparents.

Le Soleil est le centre commun autour duquel circulent toutes les planètes. Dans l'état actuel de la science, voici l'énumération de ces corps, dans l'ordre de leurs distances croissantes à l'astre central :

Mercure,

Vénus,

La Terre,

Mars,

20G petites planètes ou planètes télescopiques,

Jupiter,

Saturne,

Uranus,

Neptune.

Ainsi, le système planétaire se compose de 214 planètes principales, divisées en trois groupes : le premier groupe comprend les quatre planètes les plus voisines du soleil, qu'on désigne aussi par le nom de planètes moyennes à cause de leurs dimensions; le troisième groupe est formé des quatre plus grosses qui sont aussi les plus éloignées : ce sont les gmsses planètes ; enfin, les 2u6 planètes télescopiques forment le second groupe qui sépare nettement les deux premiers, puisque sans exception toutes circulent dans l'intervalle compris entre Mars et Jupiter.

Dans ce qui précède, il n'est question que des planètes proprement dites, de celles qu'on appelait autrefois planètes principales. Mais plusieurs d'entre elles sont accompagnées de corps célestes plus petits, qui circulent autour d'elles, comme elles le font elles-mêmes autour du Soleil. On les appelait autrefois plnnète serotidairfs. mais on leur donne plus communément aujourd'hui le nom de sate/litfs.

La Terre a un satellite qui est la Lune.

Mars a deux satellites.

Jupiter en a quatre, Saturne huit, Uranus quatre et Neptune un.

Il y a donc vingt satellites connus dans le système, de sorte que le monde planétaire se compose en réalité, sans compter le Soleil, de ".'34 corpscélestes. Nous n y comprenons pas, bien entendu, les comètes qui forment une famille à part.

Orbites- des planètes. Lois- de Képln-. — C'est à Copernic (1543) qu'est due la découverte du double mouvement de la Terre : mouvement uniforme de rotation autour d'un axe invariable ; mouvement de circulation ou de translation autour du soleil. Ce grand homme étendit aux planètes la loi du mouvement de circulation reconnu pour la terre même, et il put ainsi rendre compte de toutes les circonstances de leurs mouvements apparents, en bannissant de la science les hypothèses compliquées de l'ancienne astronomie. Toutefois, il conserva celle qui attribuait aux orbites des planètes la forme circulaire (le cercle étant pour les anciens la courbe parfaite, l'orbite par excellence) et qui supposait que les astres se meuvent avec une vitesse rigoureusement uniforme.

Ce reste des anciennes erreurs astronomiques fut détruit par Kepler, qui donna les lois des mouvements planétaires, formulées dans trois énoncés célèbres, que nous allons reproduire ici.

La première loi de Kéj.ler est relative à la. forme des orbites. Elle établit que •

PLANETES

L'orbite décrite par chaqut planète est vne courbe plane, une ellipse dont le centre du Soleil occupe un des foyers.

Il résulte de 1;\ que la distance d'une planète au foyer commun, au Soleil, ne reste pas constante dans le cours de chacune de ses révolutions. Cette distance est minimum, quand la planète se trouve à l'une des extrémités du grand axe de l'ellipse : c'est la distance pèriliélie. Elle est maximum, quand la planète occupe l'autre extrémité du grand axe : c'est alors la distance ap/iélie. C'est enfin la distance moyenne, si la planète est à l'une ou à l'autre des extrémités du petit axe de l'orbite.

Toutes les orbites planétaires sont des ellipses. Mais ces ellipses, outre qu'elles n'ont pas les mêmes dimensions, ne sont pas semblables.

Elles se rapprochent ou s'éloignent plus ou moins de la forme circulaire, c'est-à-dire sont plus ou moins allongées, plus ou moins excentriques. L'élément qui les différencie de la sorte est ce qu'on nomme en géométrie l'excentricité, c'est-à- ■dire le rapport entre la distance du foyer au centre de l'ellipse et le demi-grand axe. Plus est petit le nombre qui mesure l'excentricité, plus l'orbite approche du cercle ; plus il est grand, plus la courbe s'éloigne de la forme circulaire. Parmi les huit planètes des groupes extrêmes, c'est Vénus et Neptune qui ont l'excentricité la plus faible. Mars et Mercure qui ont la plus forte. Un grand nombre, parmi les petites planètes, ont des orbites très excentriques.

La seconde lot de Kepler est relative à la vitesse de chaque planète sur son orbite, pendant le cours d'une de ses révolutions. Cette vitesse n'est pas constante ; elle varie avec la distance au Soleil, de plus en plus grande quand cette distance diminue,

Seconde loi de iCùpler : éy;ilité des .-tires décrites eii temps égaux.

de l'aphélie au périhélie; de plus en plus petite, quand la distance va en croissant, du périhélie h l'aphélie. Imaginons que l'orbite soit partagée en un certain nombre de parties dont chacune soit parcourue par la planète dans un même intervalle de temps; et qu'on joigne le foyer ou le Soleil aux points de division par autant de lignes droites ou de rayons vecteurs. On aura ainsi autant de triangles à bases curvilignes (tels que PP,S, PjPjS, P»PsS, fig. 1) qu'il y a de divisions dans l'orbite. Or, Kepler a démontré que les surfaces ou aires de tous ces triangles sont égales. La seconde loi doit donc s'énoncer en ces termes :

Les aires décrites ou balayées par les rayons vecteurs d'une planète autour du foyer solaire, sont égales en temps égaux, ou sont proportionnelles aux temps employés à les décrire.

Les deux premières lois de Kepler régissent les mouvements de chaque planète isolée sur son orbite respective; elles ne disent rien sur les rap-

ports que peuvent avoir ces orbites, de sorte qu'elles subsisteraient alors même qu'une seule planète circulerait autour du Soleil- Il en est autrement de la troisième loi, qui exprime les rapports existant entre les dimensions dos grands axes et les durées des révolutions de toutes les planètes du système.

Supposons qu'on prenne pour unité des distances célestes la moyenne distance de la terre au Soleil, c'est-à-dire le demi-grand axe de l'orbite de notre planète, et qu'on exprime à l'aide de celte unité les moyennes distances des autres planètes, voici les nombres qu'on trouvera pour les huit planètes principales:

Mercure 0.387

Vénus 0.723

La Terre 1 .1100

Mais 1.524

Ju|Ht.T 5.203 ,

S:.tiMiif 9.539

Iraii.n 10.183

NeptuiP' 30.037

Comparons à ces nombres ceux qui expriment, en jours moyens, les durées des révolutions des mêmes planètes. Nous trouverons la série suivante :

Neptu

Cela posé, élevons au carré tous les nombres de la seconde série ; élevons pareillement au cube tous les nombres de la première. Puis cherchons le rapport entre un cube quelconque et le carré correspondant, c'est-à-dire divisons le premier par le second. Nous trouverons le même quotient pour toutes les planètes. C'est ce rapport constant qui donne lieu à l'énoncé suivant de la troisième loi de Kepler :

Les carrés des temps des révolutions sidérales des planètes autour du Soleil sont proportionnels aux cubes de leurs moyennes distances, ou, ce qui revient au môme, aux cubes des grands axes de leurs orbites.

De cette formule découle immédiatement une importante conséquence : c'est qu'il suffit de connaître les durées des révolutions des planètes pour en déduire leurs moyennes distances au Soleil, ou les dimensions des grands axes. Dès lors, qu'une seule de ces distances soit mesurée en valeur absolue, et aussitét toutes les autres s'en déduisent par un calcul facile. C'est ce résultat que les astronomes du dernier siècle sont parvenus à obtenir en calculant la distance du Soleil à la Terre, par l'observation des passages de Vénus sur le disque de l'astre. Depuis, on a pu perfectionner la méthode, trouver la distance du Soleil avec plus d'exactitude, et enfin calculer ainsi les dimensions réelles de toutes les orbites planétaires, celles de tout le système.

Telle est la grande découverte due an génie de Kepler. Ses conséquences ont été immenses. Après Kepler, en effet, Newton est venu qui a fait voir que les trois grandes lois dont on vient de lire l'énoncé ne sont que les corollaires d'une loi plus générale, de la loi de gravitation qui préside aux mouvements de tous les corps célestes. La gravitation est la force qui maintient les planètes dans leurs orbites autour du Soleil, qui fait mouvoir les satellites autour des planètes, et la pesanteur n'est autre chose que l'une des manifestations de cette force universelle.

Pour achever ce qui concerne les mouvements réels des planètes autour du Soleil, nous dirons que les plans des orbites planétaires sont peu in-

PLANETES

PLANÈTES

clinés les uns sur les autres. En rapportant ces inclinaisons au plan de l'orbite de la Terre, c'ejtà-dire à l'écliptique, on trouve les angles suivants pour les huit planètes principales. Nous y jognons les nombres qui mesurent les excentricités :

Inclinaison.

Exccntricit

Jupiter

Saturne

tM9'

qi'on admet le double mouvement de translation de cette planète d'une part et de la Terre de l'autre, ces deux mouvements s'eJfectuant dans le même sens, c'est-à-dire d'occident en orient. Un coup d'œil jeté sur la figure 2 suffira pour faire saisir la raison des conjonctions, des stations et rétrogr'Jations apparentes qu'on vient de décrire. Vénus (ou Mercure) étant en V quand la Terre est en T, toutes deux en ligne droite avec le Soleil S, il y a conjonction inférieure. Le mouvement de la planète sur son orbite est plus rapide que celui

Les faibles inclinaisons des orbites font que les mouvements des planètes, sur la vovite céleste, tels que nous les observons de la Terre, s'effectuent dans une région très limitée du ciel. Ils s'écartent peu de part et d'autre de l'écliptique, et la zone où les planètes se trouvent ainsi renfermées est celle qui est connue depuis l'antiquité sous le nom de zodiaque et dont la largeur est d'environ 18 degrés. Il faut dire toutefois que quelquesunes des petites planètes ont des inclinaisons notablement plus fortes, de sorte que, dans leurs mouvements, elles s'écartent de l'ancien zodiaque.

Stations et rétrogradations des mouvements planétaires. Revenons maintenant aux mouvements apparents des planètes, et voyons comment les circonstances qu'ils présentent reçoivent leur explication de leurs mouvements réels combinés avec celui de la Terre même.

Considérons d'abord les deux planètes les plus voisines du Soleil, Mercure et Vénus, dont les orbites sont enveloppées par l'orbite de la Terre. On les nomme pour cette raison ilanèt'S inférieures.

Deux fois par révolution, Vénus se trouve avoir même longitude que le Soleil, et comme le plan de son orbite est très peu incliné sur l'écliptique, la planète devient invisible à ces deux époques, parce que sa lumière se confond dans les rayons du Soleil. Le même phénomène s'observe pour Mercure. On nomme conjonctions ces deux positions particulières : conjonction supérieure celle qui a lieu quand les planètes se trouvent au delà du Soleil, conjonction inférieure quand elles passent en deçà. Dans ce dernier cas, il arrivera que la planète traverse en apparence le disque du Soleil, et peut y être observée sous l'aspect d'un petit disque noir. Ces derniers phénomènes ont lii-u, pour Vénus, environ deux fois par siècle, à huit ans d'intervalle , en juin et décembre ; pour Mercure, les passages sont plus fréquents et se reproduisent deux fois environ tous les treize ans, dans les mois de mai et de novembre.

A partir de la conjonction supérieure, la planète s'éloigne progressivement du Soleil vers l'orient ; son mouvement est alors direct; puis il se ralentit peu à peu et la planète Aeyïenistatioyinmre. Sa distance apparente à l'orient du Soleil atteint un maximum qui est d'environ 48" pour Vénus, 29° pour Mercure. Puis elle rétrograde, c'est à-dire se rapproche peu à peu du Soleil, jusqu'au moment do la conjonction inférieure.

Dans toute cette partie de son mouvement, la pl.inète reste à l'orient du Soleil, et dès lors n'est visible qu'après son coucher. Elle passe ensuitr, en conservant son mouvement rétrograde, à l'ocrident de l'astre, et redevient visible le matiji avant son lever. Lorsqu'elle a atteint un point où son mouveinent apparent s'est ralenti au point de devenir nul, la planète, de nouveau ste/!o«fiaire, est à son maximum à'élomjation occidentale. A partir de là, elle se rapproche du Soleil par un mouvement direct, jusqu'à ce qu'elle parvienne à unn nouvelle conjonction supérieure.

Rien de plus aisé à comprendre que ces oscillations périodiques d'une planète inférieure, dès

' Eiplicati

I des movivements apparents d'une planète inférieure.

de la Terre sur la sienne ; les rayons visuels menés à Vénus s'écarteront donc de plus en plus du Soleil, jusqu'à la position Vj, où ils resteront sensibl^ement parallèles; peu après, Vénus paraîtra s'arrêter pour reprendre ensuite un mouvement apparent de sens contraire. L'inverse aurait lieu si l'on partait des positions T et V, où la terre et Vénus sont en ligne droite avec le Soleil, mais de chaque côté de l'astre, c'est-à-dire d'une conjonction supérieure.

Les mêmes mouvements et les mêmes positions relatives des planètes inférieures rendent compte de l'apparence qu'elles ofTrent à l'observateur.

et (basesd'une plauctc luféricure.

PLANETES

lorsqu'on les examine au tcloscopc. On les volt alors, tantôt sous forme de croissant délié, tantôt sous colle d'un disque, plus ou moins complètement éclairé ; elles présentent en un motdes phases semblables aux phases de la Lune (flg. 3).

Les mouvements apparents des autres planètes telles que Mars, Jupiter, Saturne, etc., c'cst-ii-dire des planètes plus éloignées du Soleil que ne l'est la Terre, en un mot des planâtes supérieures, s'expliquent avec la môme facilité.

Deux fois par révolution. Mars (que nous prendrons pour exemple) se trouve en ligne droite avec le Soleil et la Terre. Si la planète est au dcMi du Soleil par rapport i nous, sa longitude est la même que celle du Soleil, et l'on dit qu'elle est en conjonction. Si c'est la Terre qui est entre le Soleil et Mars, la longitude de celle-ci diffère de celle du Soleil de 180°; on dit alors qu'elle est en o/)|)osition.

Soit alors M (flg. -i) la position de Mars, etT celle de la terre. Pendant que Mars, se mouvant d'occident en orient, parcourra les arcs Mïn, mm', mm" de son orbite, la Terre ira dans le mémo sens en i, t, t"...; mais le mouvement de la Terre étant

. 4. — ExplicutioQ des mouvements apparents d'u nète supérieure.

: pla-

plus rapide que celui de Mars, les rayons visuels Im, t'm', etc., iront aboutir sur la voûte céleste en des points situés à droite de la position primitive de la planète : celle-ci paraîtra donc rétrograder dans le ciel. .Mais ce mouvement do rétrogradation apparente ira en diminuant de vitesse ; un moment arrivera où les rayons visuels t"m", t"'m"' conserveront leur parallélisme. Alors Mars semblera stationnaire. Une semblable station avait eu lieu avant l'opposition, comme on peut s'en rendrecompte par la similitude des positions des deux planètes. Après la station qui suit l'opposition, les rayons visuels divergent de nouveau, mais en sens contraire : le mouvement de Mars devient direct et sa vitesse croit jusqu'à l'époque de la conjonction, où cette vitesse est maximum. Puis il continue d'être direct, tnais avec une vitesse décroissante jusqu'à la station qui précède l'opposition suivante.

L intervalle de temps qui s'écoule entre deux conjonctions ou deux oppositions pour les planètes sui)érieures, ou entre deux conjonctions do même nom pour les planètes inférieures, ist ce qu'on nomme la révolution tsyno(Hqiie de la planète, qu'il ne faut pas confondre avec la révolution sidérale. Celle-ci s'entend du temps que met la planète à accomplir une révolution entière au même point de son orbite. Nous avons donné les révolutions

sidérales des huit planètes principales, lesquelles vontde 87 jours environ pourMercureà 165 années pour Neptune. Les valeurs des révolutions synodiques sont entièrement différentes, parce qu'elles s'entendent des mouvements apparents vus de la Terre : voici en effet leurs valeurs moyennes pour les mêmes planètes :

direct. rétrograde.

93 jours 23 jours

Durée de ta révolution

.Mercure 1 16 jours

Vénus 584 —

Mars 780 —

Jupiter 3S9 —

Saturne .'JTS —

i;ranus 369 —

Neptune 367 —

Monographie des planètes principales. — Entrons maintenant dans quelques détails sur les diverses planètes du système, sur ce qu'on sait de leur constitution physique, de leurs dimensions, de leurs masses, de leurs mouvements de rotation.

Meucuke. — Cette planète, avons-nous dit, observée au télescope, présente des phases. En étudiant les irrégularités présentées par les cornes du croissant, on a constaté qu'elle tourne sur ellemême, et que la durée de cette rotation est de i'\ heures 5 minutes. Son diamètre est environ les 38 centièmes du diamètre do la Terre, ce qui donne à Mercure un volume de 18 :i 19 fois plus

petit que celui de notre globe : c'est la moins volumineuse des huit planètes principales.

Mercure parait doué d'une atmosphère très donse. Son disque, très lumineux, mais d'une observation difficile, a paru traversé par une bande grisâtre, qu'on croit coïncider avec la zone équatoriale. Sa masse n'est pas la quatre-millionième partie de la niasse du Soleil, un peu moins de la treizième partie de celle de la terre. Mais sa densité dépasse celle de notre globe (l.3"6).

Les échancrures du croissant de Mercure ont fait supposer qu'il existe à sa surface de très hautes montagnes.

VÉNUS. — Mêmes apparences de phases que Mercure. En étudiant les irrégularités de son croissant et les tacites que le télescope a periuis d'observer à la surface du disque, on a conclu que Vénus tourne sur elle-même en 23 heures 21 minutes. Son diamètre apparent est de dimensions très variables, en raison des irrégularités considérables que présentent ses distances à la Terre, lesquelles varient entre 10 millions et 64 millions de lieues.

Elle a presque les mômes dimensions que la terre. Son diamètre est 0.954 ; son volume 0.868. On a cru remarquer, comme pour Mercure, un aplatissement aux pôles de rotation ; nuis la mesure en est incertaine. La masse de Vénus est un peu plus des trois quarts de la masse terrestre ; sa densité est 0.905, celle de la Terre étant 1.

PLANETES

On a la preuve que Vénus est entourée d'une | difficiles. On a constaté néanmoins l'existence k atmosphère assez élevée et assez dense. La vivacité la surface de taclies obscures qui paraissent perde sa lumière rend les observations de son disque | niaTientes.

Mabs. — Les distances de Mars à la Terre varient dans des limites très étendues, qui donnent lieu à des'variations inverses dans les dimensions apparentes de son disque. Dans certaines oppositions, Mars n'est plus éloigné de nous que de 14 000 000 lieues, tandis qu'à l'époque des conjonctions cette distance atteint près de lUOOOOOOOde lieues.

Vu au télescope, le disque de Mars présente des phases : à l'époque des quadratures son disque ressemble au disque lunaire deux ou trois jours avant ou après son plein.

Son diamètre n'est que les 54 centièmes de celui de la Terre ; son volume est 0.157, un peu moins du sixième du volume de notre globe. Mars tourne sur lui-même en ii heures 37 minutes ; ce mouvement de rotation a pu être mesuré avec une grande précision, grâce aux taches permanentes qui parsèment son disque. Ces taches ont d'ailleurs fourni les données les plus intéressantes sur sa constitution physique, qui aune grande analogie avec celle de la Terre. Elles se distinguent en taches lumineuses, de teinte légèrement rougcâtre, qui sont sans doute les terres ou les continents de la planète, et en taches sombres d'un gris bleuâtre qui en sont les mers. En outre, on observe aux deux pôles de rotation

des taches blanches très lumineuses, dont l'étendue varie avec les époques ou saisons de chaque

hémisphère de Mars. Elles s'étendent en hiver et diminuent en été : on croit donc que ce sont des accumulations de neige ou de glaces, comme en présente notre globe dans les deux zones polaires boréale et australe.

Le globe de Mars est sensiblement aplati aux pôles de rotation.

La présence d'une atmosphère vaporeuse a été constatée par l'étude de taches mobiles qui se promènent au-devant des taches permanentes.

La masse de Mars est la deux-millionième partie de la masse du Soleil, la neuvième partie environ de la masse de la Terre. Sa densité no dépasse guère les sept dixièmes de la densité terrestre.

Mars a deux satellites qui circulent, le plus voisin en 7 heures et demie, le plus éloigné en 30 heures un quart autour de la planète. Leur découverte, toute récente, est due à l'astronome américain Asaph Hall (août 1877).

Les petites planètes. — Les anciens ne connaissaient, la Terre comprise, que six planètes. La septième fut découverte en 1781 par Herschel ; c'est la planète Uranus ; et ce n'est qu'en 1846 que Le Verrier calcula, avant l'observation, les éléments d'une huitième planète principale, qui fut Neptune.

Mais, dès le 1" janvier 1801, la première des 206 petites planètes aujourd'hui connues, Cérès, fut découverte par Piazzi, et bientôt Pallas, Junon etVesta vinrent augmenter le nombre de ces petits astres, qui tous circulent dans l'intervalle des orbites de Jupiter et de Mars. Presque tous les ans, leur nombre s'accroît par des découvertes nouvelles.

11 y a donc, entre les deux groupes des planètes moyennes, que nous venons de décrire, et des ^'rosses planètes, une sorte d'anneau formé de cette multitude de planètes, la plupart si petites qu'elles sont tout à fait invisibles i l'œil nu. Au télescope même, à part celles que nous venons de nommer, elles paraissent comme de simples points lumineux; aussi ne sait-on rien de leur I constitution physique.

Leurs orbites sont renfermées dans une zone dont la largeur est d'environ 4f) millionsde lieues, et les durées de leurs révolutions sont comprises entre 3 ans et 6 ans et demi environ.

Un astronome du xviii" siècle, Titius, trouva entre lesdistances desplanètes au Soleil une relation empirique, qui parut assez remarquable pour qu'on lui donnât le nom de loi. Voici en quoi elle consiste. On écrit la série des nombres suivants :

PLANETES

dont chaque terme (le second excepté) so forme en doublant le précédent. A cliaque terme, on ajoute le nombre 4, et alors on a la suite :

Les planètes connues du temps de Titius étaient Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, dont les distances au Soleil sont assez exactement représentées par les nombres 4, 7, 10, IG, 52 et 100. La découverte d'Uranus, dont la distance serait exprimée avec la même unité par le nombre rj2, parut confirmer encore l'existence de la loi en question.

Seulement, il y avait une lacune ; le nombre 2tl ne correspondait alors h aucune planète connue.

On supposa qu'il devait y avoir, entre Mars et Jupiter, une planète qui avait jusqu'alors échappé aux observations. Et, en effet, les découvertes successives de Gérés, puis de Pallas et de Junon, répondirent à l'hypothèse, car leurs distances moyennes au soleil pouvaient se représenter approximativement par le nombre 28. On crut

(lu'elles provenaient d'une planète unique dont elles étaient des fragments. Toutefois la découverte de Vesta, puis celles des nombreuses planètes télescopiques, qui vinrent successivement prendre la place do la lacune primitive, ne permirent point de considérer la loi formulée comme rigoureuse.

En outre, Neptune, dont la distance réelle est exprimée par le nombre 308, est bien éloigné d'occuper la position marquée par le terme 388, qui devrait caractériser la planète située au delà d'Uranus. La loi de Titius n'est donc qu'une relation appro-

Sb^

^,igrr>|iulfii|i;i?SgB^X

■ Jupiter ■

chée, empirique; mais elle est bonne h retenir, et, comme moyen mnémonique, elle permet de retrouver aisément les distances relatives des planètes principales au Soleil. On l'appelle aussi loi de Hoite, du nom d'un astronome allemand qui l'a exposée après Tiiius.

Jui'iTEB. — C'est la plus grosse de toutes les planètes. Son diamètre on effet dépasse onze fois le diamètre de la Terre, et son volume est près de 1 400 fois(l 31)0) aussi considérable que le volume de notre globe.

Sa niasse, mille fois moindre que la masse solaire, est égale à 309 fois la masse terrestre, ce qui donne pour sa densité moyenne un peu moins du quart de ladensitédela Terre.

En observant Jupiter au télescope (fig.

8), on aperçoit sur son disque des bandes alternativement sombres et lumineuses, disposées parallèlement et dont la forme et l'aspect sont continuellement variables. Les bandes brillantes sont considérées comme des accumulations de niasses vaporeuses, de nuages qui réfléchissent fortement la lumière solaire, et les intervalles obscurs qui les séparent comme des parties plue transparentes de l'atmosphère laissant voir le sol de la planète. Elles sont fréquemment parsemées les unes et les autres de taches plus sombres, dont on peut suivre le mouvement sur le disque et qui ont permis de constater et de mesurer la rotation de Jupiter. On a trouvé ainsi que son globe tourne en a heures 65 minutes autour d'un axe à peu près perpendiculaire à la direction des bandes. La rapidité de ce mouvement de rotation explique parfaite-

upe ; tes baades de son disque.

ment la disposition des zones nuageuses dans une direction parallèle à l'équateur de Jupiter. Elle rend compte aussi de l'aplatissement du globe , aplatissement qui est assez considérable pour qu'on le î"°"^'^'^ d'un premier coup d'œil; en mesurant le diamètre équatorial et le diamètre polaire, on trouve que leur rapport est celui des nombres I"etl6; cet aplatissement de jL. est ainsi près de n fois aussi considérable que l'aplatissement terrestre.

L'année de Jupiter, on l'a vu plus haut, est ■égale à environ 12 années terrestres. Elle ne comprend pas moins de 10,477 jours solaires de la

planète. La faible inclinaison do l'équateur sur le plan de l'orbite doit produire des variations très petites et très lentes dans la durée relative des jours et des nuits, comme aussi dans les climats et dans les saisons.

Jupiter est entouré de quatre satellites : on les voit, dans les lunettes, comme de petites étoiles qui oscillent de part et d'autre du disque de la planète, et qui subissent de fréquentes éclipses, soit en passant derrière le globe de Jupiter, soit en pénétrant dans le cône d'ombre que ce globe projette dans l'espace h l'opposé du Soleil. Ces quatre satellites circulent à des distances du cen-

PLANETES

tre de Jupiter équivalentes à 6, 9, 15 et 27 de ses rayon? équatoriaux. Les durées de leurs révolutions sont les suivantes :

I" satellite, lo I j. 18 h. 27 m.

2" — Europa 3 13 H

3" — Ganymède 7 3 43

i" — Callisto 16 16 3»

Le plus petit, qui est le second, est seul moins gros que la Lune. Le plus gros, Ganymède, dépasse des deux tiers le volume de la planète Mercure.

Sati'rne. — Après Jupiter, dans l'ordre des distances au Soleil, nous rencontrons Saturne, qui met SlV^innées 1/2 environ à accomplir sa révolution sidérale. Pour les dimensions, c'est la seconde des planètes ; son diamètre, en effet, n'est pas inférieur à 9 fois 1/2 le diamètre terrestre, et son

volume vaut 700 fois le volume de la Terre. Enfin, sa masse, égale à la 3 500* partie de la masse solaire, un peu moindre que le tiers de celle de Jupiter, est environ 92 fois plus forte que celle d» notre globe.

C'est certainement la plus curieuse des planètes : non seulement, avec ses huit satellites, Saturne forme un sj'stème planétaire en miniature ; mais il est environné à distance par un étrange appendice, unique dans le monde solaire. C'est un anneau, ou mieux un assemblage d'anneaux concentriques entièrement indépendants du globe de la planète et tournant autour de lui, à peu près dans le plan de son équateur.

Vu au télescope, l'anneau de Saturne se présente sous des aspects différents, suivant l'époque et la position relative que la planète occupe par rapport à la Terre. Tantôt il apparaît comme une double

Saturne et ses anneaux

anse lumineuse débordant le disque de Saturne, tantôt son ellipse se rétrécit dans le sens de rotation, tantôt il devient invisible ou à peine perceptible comme une ligne lumineuse très étroite : il est aisé de se rendre compte de ces apparences par les effets de la perspective.

Le globe de Saturne est fortement elliptique : son aplatissement aux pôles n'est pas moindre de j^. Sa surface, examinée au télescope, laisse voir des bandes grisâtres parallèles à l'anneau, et certaines taches qui ont permis, par leur mouvement de progression, de mesurer la durée de la rotation de la planète, qui est d'environ 10 heures 1/2. C'est à peu près aussi la durée de la rotation du système des anneaux.

L'appendice singulier qui constitue ce système est formé de deux anneaux principaux séparés par

un intervalle vide. L'anneau extérieur, plus étroit que l'autre, est légèrement grisâtre ; l'intérieur est plus blanc ou plus lumineux; il est accompagné, sur le bord interne, d'un troisième anneau sombre et comme transparent. Ces anneaux sont-ils formés de matière solide, liquide ou gazeuse ? Quelques savants les considèrent comme composés par l'agglomération d'une multitude de corps qui seraient autant de satellites de la planète.

Quant aux huit satellites de Saturne, ils font leur révolution en des temps qui vont de 22 heures .37 minutes pour le plus voisin de Saturne jusqu'à "9 jours 8 heures 53 minutes pour le plus éloigne. Ce dernier est à une distance de G4 rayons de Saturne du centre du globe central, c'est-à-dire h près d'un million de lieues.

UnANi'S. — A une distance moyenne de 19 fois la distance du Soleil à la Terre, circule Uranus, qui accomplit sa révolution en 84 ans. Le globe de cette planète a un diamètre égal à 4.2, celui de la Terre étant pris pour unité ; son volume est 75 fois plus gros que le volume terrestre. On a récemment observé des taches qui donneraient une durée d'environ 12 heures h la rotation d'Uranus. Quatre satellites circulent autour de lui en des périodes qui vont de ".! jours 12 heures à 13 jours 11 heures. La masse d'Uranus est près de 16 fois celle de la Terre, ou environ la 20 OOo" partie de la masse du Soleil. Sa densité est 0.20'J ou un peu plus du cinquième de celle de notre globe.

Neptune. — C'est la dernière des planètes connues dans l'ordre des distances au Soleil. Klle circule en 165 années dans une orbite dont le rayon moyen mesure 30 fois le rayon de l'orbite terrestre, c'est-

PLANS COTES

à-dire 1 100 millions de lieues. Neptune est invisible à l'ouil nu, mais on a pu, au télescope, mesurer son diamètre apparent et calculer son diamètre réel, qui équivaut à 4 407 rayons équatoriaux de la Terre. Son volume est donc environ 85 fois 1/2 le volume de notre globe ; sa masse, 17,500 fois plus petite que celle du Soleil, est 18 fois 1/2 aussi grande que la masse terrestre. Enfin, sa densité est 0.21(i.

On ne sait rien de plus sur la constitution physique de cette planète. Elle a un satellite dont la période de révolution est de 5 jours 21 heures.

La découverte de Neptune, faite en septembre 18'i(i par un astronome de Berlin, M. Galle, mérite une mention toute spéciale. En efTot, son existence avait été prédite, et les éléments de son orbite approximativement calculés, d'après les seules indications de la théorie de la gravitation universelle. M. Le Verrier {et en même temps que lui, un géomètre anglais, M. Adams),se fondant sur les perturbations que subissait la planète Uranus, en conclut à l'existence d'une planète jusque-là inobservée, calcula les éléments de son orbite, et détermina sa position pour l'automne de 1846 ; c'est sur ces indications de M. Le Verrier que la planète fut en effet trouvée.

En terminant cette description des planètes principales, nous devons ajouter qu'on a observé, pendant l'éclipsé totale de Soleil du 2:i juillet 1878, deux points lumineux que les astronomes considèrent comme deux planètes plus rapprochées du Soleil que Mercure. On soupçonnait l'existence de ces corps, qui ont reçu la dénomination commune de Vu trains.

Si l'on rapproche les uns des autres tous les éléments qui précèdent sur les planètes, on ne peut manquer d'être frappé de la similitude de ceux qui concernent le groupe des planètes moyennes, et pareillement de ceux relatifs aux grosses planètes.

Mercure, Vénus, Mars et la Terre ont des dimensions comparables, des volumes, des masses et des densités peu différentes. Leurs mouvements de rotation ont des durées presque égales.

Jupiter, Saturne, Neptune et Uranus sont considérablement plus volumineux : réunis, leurs volumes valent 1 08(i fois les volumes des quatre planètes moyennes; leurs masses valent encore 220 fois les niasses de celles-ci. Leurs densités sont, au contraire, notablement plus petites, leurs mouvements de rotation plus rapides, et laplatissement de leurs globes plus fort. Toutes sont accompagnées de satellites, tandis que Mars et la Terre sont les seuls qui en aient parmi les planètes du premier groupe.

Toutes ces circonstances, jointes à celle de la séparation des deux groupes par l'anneau des nombreuses planètes télescopiqucs, ont suggéré la pensée que les différences signalées proviennent d'une différence d'origine, et que les grosses planètes sont formées d'autres matériaux que les moyennes ; les époques de leur formation sont aussi probablement différentes. Quant aux petites planètes, la communauté de leur origine ne semble pas douteuse. [Amédée Guilleniin.]

PLANS COTÉS (V. Géométrie descriptive). — Nous avons vu comment on pouvait représenter les figures géométriques, point, lignes et surfaces, sujnoyeii de deux plans de projection. Mais lorsqu'il s'agit de figures non géométriques, tout à fait irréguHères, dans lesquelles les divers points ne sont pas rattachés entre eux par des relations connues, les projections ordinaires sont insuffisantes, la notion du contour apparent est incompréhensible. Ainsi, il est impossible de mettre en projection ordinaire une portion du sol.

On a recours à un système particulier, appelé les projections cotées, qui ne donne que la projec-

tion horizontale des figures et où l'on remplace la projection verticale par des cotes.

Les projections cotées sont constamment employées dans l'étude des tracés de chemins de fer, de canaux, de routes, dans les plans topographiques sur la carte de France dite de l'état-major, etc.

r Le point. — Dans ce nouveau système, un point sera représenté à la manière ordinaire sur u.i plan horizontal, et cette projection sera accompagnée d'une cote ou nombre indiquant la hauteur du point au-dessus de ce plan horizontal.

Ainsi, flg. I, le point a, qui a la cote 3"",4, est parfaitement déterminé puisqu'il se trouve sur une verticale appuyée au point a et ayant 3",4 de hauteur.

2» La droite. — Une ligne droite sera reproae i-

tée par sa projection horizontale ordinaire avec deux points cotés.

Ainsi, fig. 1, la droite bc représente une droite BG de l'espace, telle que le point B se trouve sur une verticale placée en i ayant 1",8 de hauteur, et le point G, sur une verticale placée en c ayant 4", 5 de hauteur.

3° Ligne quelconque. — On voit que, pour représenter une ligne brisée ou une courbe quelconque, il suffira de mener, par les divers peints, des verticales sur un plan horizontal convenablement choisi, de joindre les pieds de ces verticales et d'inscrire, à côté de chacun d'eux, la hauteur correspondante.

Exemple, la ligne brisée defyh, fig. 1.

Le plan horizontal ainsi adopté s'appelle plan rie comparaison. Il est généralement situé au-dessous de tous les points qui sont dits à cotcpositives. Dans le cas où le plan de comparaison serait situé au-dessus de certains points, ceux-ci seraient à cotes négalires. Les cotes exprimées en nombres entiers s'appellent des cotes rondes.

Dans le cas particulier où le plan de comparaison se trouve être le niveau des eaux de la mer, les cotes représentent l'altitude des divers points.

Puisque l'une des projections est graphique et 1 autre numérique, il faut nécessairement que tout dessin coté soit accompagné d'une échelle qui permette de passer de l'une à l'autre.

Ainsi, toutes les parties do la figure I sont i l'échelle de 0°>,005 par mètre, de sorte que la longueur de la ligne 4c, qui est représentée par 0,0311, est en réalité de 6 mètres.

4° Droites particulières. — Une droite horizontale s'indique par deux cotes égales; une droite verticale, par un point sans cote si elle est indéfinie, et par un point avec les cotes des extrémités si elle est limitée.

PLANS COTES

Exemple, fig. 1, l'horizontale Itl et la verticale limitée m.

Problème I. — Trouver la vraie grandeur d'une droite cotée.

Soit proposé de trouver la vraie grandeur de la droite éc, (fig. 1).

On peut résoudre le problème graphiquement et numériquement.

Dans le premier cas, on fait un rabattement du plan déterminé par la droite BC de l'espace et par sa projection bc sur le plan horizontal. Le point B s'obtient en élevant une perpendiculaire iB = l^jS à la ligne bc, et le point C, en élevant une perpendiculaire cC =4'°, 5 à la même ligne. Il ne reste plus qu'à tracer la ligne BC, qui est le quatrième côté d'un trapèze rectangle, dont les deux bases sont verticales.

Dans le second cas, on remarque que la ligne BC est l'hypoténuse d'un triangle BDG dont on connaît les deux côtés de l'angle droit.

En effet, le côté DC est égal à la différence des cotes données,