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

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

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

substances minérales, bien avant d'en connaître la composition, d'une part en pierres, d'autre part en 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 chimistesmodernesappellent 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 empêchent d'employer à l'état métallique proprement dit. M. Henri Sainte-Caire Deville 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'étain, ressemblent plutôt à des pierres qu'à des 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 à ce point de vue des applications qu'il faut se placer pour accepter la division des pierres en pierres précieuses et en pierres proprement dites. I. Pierres précieuses. — La première qualité

PIERRES

d'une pierre, dite précieuse, est la dureté, qui protège le poli naturel ou artificiel de ses faces contre 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, surtoutlorsqu'elles sont incolores, une limpidité parfaite. Les pierres tout à fait transparentes sont dites d'une belle eau.

Plusieurs des groupes dans lesquels nous avons divisé les espèces minérales (V. Minéralogie) fournissent des pierres précieuses.

1er groupe. Corps simples non métalliques. — Le carbone à l'état de diamant. 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 haute température, mais lentement, et le résultat de la combustion est de l'acide carbonique. C'est la plus dure de toutes les substances minérales. Il n'est usé que par sa propre poussière. Il a pour densité 3.52. Il a un éclat gras, particulier, surtout avant la taille, lorsqu'on en a nettoyé la surface. Les octaèdres bien réguliers sont taillés en aillants. 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 être les 2/9 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 dessous. Ses quatre faces appelées pavillons alternent avec d'autres plus étroites taillées sur leurs arêtes et se raccordent par 1 intermédiaire de facettes plus petites avec celles du dessus.

Lorsque les cristaux naturels sont plats, on leur donne la forme appelée taille à 7-oses. Cette taille se compose d'une face large appelée culasse, surmontée d'une couronne composée de 6 à 32 facettes triangulaires.

En général, le diamant n'est pas taillé sans avoir passé par les mains du cliveur, qui le fixe au oout 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 l'ébruleur, qui l'use en le frottant contre un autre, de manière à ébaucher la forme qu'on désire lui donner. Quant au polissage, la dernière opération, il s'exécute sur des disques de fer qui tournent sous l'action de machines à vapeur avec une vitesse de 20U0 tours par minute, et qui sont enduits dégrisée délayée dans de l'huile d'olive. L egrisoe est obtenue d'habitude par la pulvérisation de cristaux de diamants tellement enchevêtrés que la masse, appelée boort, ne peut plus se prêter au clivage ni à la taille, ou au moj en des éclats donnés par l'opération du clivage, lorsqu'ils sont trop petits pour ètro taillés utilement.

Le diamant se rencontre en cristaux disséminés dans des Bables formés principalement de quartz. Lei 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 à peu près épuisées. Celles du Brésil s'eundenl depuis la ville de Conceicâo jusque bien audelà de Diamantina. La terre appelée cascalho est une sorte de vase grise ou rougeâtre, empâtant des galets de quartz, d'oligisto et d'une tourmaline noire appelée FeijàO. Dans toutes ces mines

on creuse des excavations dans le sol, et on lave les masses de terre qu'on en retire. On exploite de même le lit des rivières, après en avoir détourné le cours.

Les mines du cap de Bonne-Espérance, découvertes en 1867, à 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 bleuâtre, mêlée de fragments de roches dures, et d'un grand nombre d'espèces minérales, calcédoines, grenats, pyroxène, etc. La terre diamantifère remplit de grands trous, qui sont comme percés dans des roches schisteuses.

L'unité de poids du diamant est le carat, qui équivaut à 205 milligrammes. Un brillant de 1 carat vaut de 120 à 220 fr.. suivant ses qualités ; un de 2 carats de 400 à 700 fr., un de 3 carats de 600 à 1200 fr., etc. Longtemps la règle de Tavernier, célèbre voyageur qui fit une lortune immense dans le commerce des pierreries, vers la fin du xvne 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 Piègent, qui pèse 136 carats 4/4, qui 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 3,125,000 fr., et auquel l'inventaire des pierreries de la Couronne attribuait en 1791 une valeur de 12,000,000 fr. ; le KohiOîoor, la plus belle des pierres de la couronne d'Angleterre, qui pèse 103 carats 3/4 ; lÉtoile du sud, qui pèse 134 carats 7/16.

4e groupe. Oxydes. — Ce groupe donne les plus belles pierres de couleurs. L'alumine, l'oxyde d'aluminium, A1203, corindon des minéralogistes, cristallise en rhomboèdres, en prismes hexagonaux, en doubles pyramides à 6 faces. Le corindon a un éclat qui le rapproche du diamant, à la suite duquel il se place immédiatement au point de vue de ia dureté. Coloré en rouge carmin par un oxyde de chrome, il porte le nom de rubis oriental et atteint dans le commerce des prix fort élevés. Coloré en bleu, il est appelé saphir orientul ; c'est encore une pierre de grand prix. Coloré en jaune, il devient la topaze orientale, en violet, ['améthyste 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'às spinelle, lorsqu'il est coloré en rouge de feu, comme le rubis oriental ou proprement dit, par lo même oxyde de chrome ', rubis bdais, 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.

6e groupe. Silicates. — L'émeraude est la plus 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.G7, une dureté intermédiaire entre 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 verdâtre, ressemblant à l'eau vuo par transparence sous une certaine épaisseur. Cette dernière variété est appelée aiguemarine. Les variétés rousses ou tirant sur le jaune sont confondues sous le nom de béryls.

Un silicate d'alumine et de chaux, contenant

PIERRES

3 équivalents de chaux, 1 d'alumine, et 3 de silice, dans lequel cependant une petite quantité de chaux est remplacée par du protoxyde de fer, a une belle couleur orangée, tirant sur le jaune par transparence ; c'est Y hyacinthe (Jacinta labella des Italiens). La densité en est d'environ 3. G, la dureté d'environ 7. L'hyacinthe fait partie du groupe des grenats, dont le nom rappelle la couleur de plusieurs d'entre eux, celle du grenadier; mais il y a des grenats verts. Les plus employés sont d'un rouge violet, velouté, ou cramoisi foncé : ce sont les grenats orientaux, ou si/'ïans, et non syriens, comme on dit quelquefois à 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 escarboucles des anciens. Ils sont réunis par les minéralogistes aux grenats vermeilles du commerce, pierres d'un ronge un peu orangé, sous les noms d'ulmandins ou d'almandines.

La silice combinée à l'alumine et à la magnésie, mêlée d'un peu d'oxyde de fer, produit le saphir d'eau, 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 péridot ou olivine, pierre d'un vert olive clair, et de peu de valeur. Une combinaison de silice, d'alumine et de fluor, où le fluor est regardé par la plupart des auteurs comme uni à du silicium, constitue la tnpaze, matière qui cristallise en prismes droits à base rhombe surmontés d'octaèdres de môme 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 bi ûlces des topazes qu'on chauffe au moyen d'amadou dont on les enveloppe; cette opération les fait passer du jaune . u rose.

Des silicoborates d'alumine, de fer, de chaux, de potasse, de soude, de lithine, renfermant en outre du fluor, cristallisés en prismes hexagonaux, quelquefois en prismes à neuf pans, à extrémités dissymétriques, forment les tourmalines, dont certaines colorées en rouge sont taillées et vendues comme rubis, sous le nom de l'ubellites. 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-cendres, 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 porte le nom de quartz ou cristui 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 à des cordes solides vont fouiller dans des 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, coloré en brun par des matières charbonneuses. Le quartz coloré en violet a reçu le nom d'améthyste.

Cette matière n'est pas toujours cristallisée, ou ne l'est qu'imparfaitement. Elle forme quelquefois une pâte à demi cristalline, translucide, connue 2e Partie.

sous le nom d'agate, et plus spécialement sous ceux de cornaliw* (agates rouges), sardoines (d'un jaune orangé), chrysoprases (d'un vert pomme), agates onyx (agates offrant des anneaux concentriques de couleurs variées). Les onyx à plusieurs couleurs sont recherchées pour le travail des camées. Les silex sont des agates à pâte encore moins cristalline, plus compacte ; ils forment des nodules, des bancs, dans les couches de plusieurs terrains ; lorsqu'ils ont été longtemps charriés par les eaux, ils s'arrondissent et prennent la forme de galets. Imprégné d'oxydes métalliques qui le rendent tout à fait opaque, le quartz est appelé j/ispe, 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 sables. 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 des 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'acide fluorhydrique et dans les solutions bouillantes des carbonates alcalins; elles ont pour dureté 7, pour densité 2.ti5, à 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 opdes nobles.

On trouve encore dans les silicates quelques autres pierres qu'on peut appeler ferres d'ornementation, ne servant plus, en général, que dans l'ornementation 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 d'alumine, 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 agalmatoliihe*, dont les Chinois fabriquent des statuettes ou des figurines grotesques,

7e groupe. Les carbonates. — Solubles avec effervescence dans les acides. Le calcaire ou carbonate de chaux (CaOGO-) 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 105", 5', celui qu'on obtient, du reste, en cassant les cristaux de cette substance, quels qu'ils soient. Il a pour dureté 4, pour densité "J.7. Il forme des masses considérables, de véritables couches. Les marbres proprement 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 à des morceaux de sucre. Il en est qui sont encore plus compacts. Les couleurs que leur communiquent certains onydes métalliques ou d'autres matières étrangères, les divers mélanges de ces couleurs, y ont fait distinguer un grand nombre de variétés qui portent des noms célèores : le vert antique ou vert de F/o rence (calcaire mêlé de serpentine); le marbre Sainte-Anne, d'un gris bleu; le griotte,d'un rouge

P1EKRES

PIERRES

les

brun parsemé do taches d'un rouge de sang campans, à texture schistoide, etc.

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

8e groupe. Phosphates. — Une seule pierre mérite d'y être signalée : la turquoise orientale, d'un bleu céleste passant au vert-pomme. C'est un phosphate 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.

6e groupe. Si'icntes. — 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 pyroxènes sont des silicates de magnésie et de fer contenant 2 équivalents de silice pour 1 des bases réunies. Les formes cristallines des pyroxènes dérivent d'un prisme oblique à base rhombe. L'espèce la plus importante de ce groupe est le pyroxène augite, qui est noir en masse, d'un vert foncé lorsqu'on le regarde en lames très minces. L'augite fond au chalumeau, mais elle est insoluble dans les acides, tandis que le contraire a lieu pour le péridot. L'augite et le péridot entrent dans la composition d'un grand nombre de laves et de roches volcaniques. Près de l'augite se place la hornblende, matière égilement noire contenant aussi un peu d'alumine, mais un peu plus riche en silice, cristallisant comme les pyroxènes en prismes obliques à base rhombe, mais d'angle différent. La hornblende concourt à la composition de beaucoup de roches éruptives appartenant soit au groupe des granités, soit à celui des porphyres noirs ou mélaphyres.

Les silicates d'alumine simple comprennent le disthène, souvent bleu, cristallisé en prismes doublement obliques, et l'andalousite,dont les prismes droits à section de losange empâtent fréquemment, sous le nom de niacles, les schistes où ils sont disséminés.

Plus complexes sont les silicates appelés feldspath*. Ils sont composés de 1 équivalent d'alumine, de 1 équivalent de potasse ou de soude, et de chaux, quelquefois mélangés d'une petite quantité do fer, rarement de magnésie, le tout associé à G équivalents de silice dans l'orthose et Valbite, à 4 1/2 ou à 5 dans ïo/igoclase, à 3 dans le labrailor.

Ils se clivent tous suivant deux directions planes qui font entre elles un angle de 90° (orthose) et d'environ 87° (les autres feldspaths). L'orthose cristallise en effet en prismes obliques à base rhombe; les autres feldspaths en prismes doublement obliques. La dureté de tous est d'environ <;; ils sont fusibles, quoique difficilement, au chalumeau. Les feldspaths sont des éléments essentiels des granités, des gneiss; ils constituent le fond de la pàtc des porphyres, des roches volcaniques. Ceux du dernier système s'y reconnaissent aux stries dont sont couvertes leurs faces.

Deux autres grands groupes de silicates entrent encore dans la composition des roches. L'un est celui des micas, silicates d'alumine et de potasse, renfermant les uns peu ou point, les autres un" grande quantité de magnésie, et généralemenl du fluor, quelquefois de la lithine, etc. Ils sont caractérisés par la facilité avec laquelle leurs cristaux, qui sont des priâmes droits à base rhombe |

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, à ce qu'on peut l'enlever aisément, au moins en partie, à l'aide d'un canif, en lamelles minces, flexibles, élastiques, tandis que l'orthose forme 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 hydrate, 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 raie avec l'ongle ; il est très onctueux au toucher : ses variétés compactes sont appelées stéatites et fournissent la craie de Briang^n, dont se servent les tailleurs pour écrire sur le drap; pulvérisées, elles donnent la poudre de gants.

Ie groupe. Carbonates. — Le calcaire en est l'espèce la plus importante. C'est un des éléments principaux des terrains stratifiés, qui sont formés 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. Il forme aussi les stalactites, ces pyramides renversées qui pendent du sommet d'un grand nombre de grottes, les stalagmites où se dépose le carbonate de chaux que les stalactites n'ont pas retenu, les pisolithes, sortes de dragées à couches concentriques, abandonnées par des eaux chargées de calcaire, lorsqu'elles sourdent tumultueuses d'ouvertures pratiquées dans les roches qu'elles ont traversées; enfin les dépôts de la plupart des eaux incrustantes, qui, après avoir parcouru des couches de carbonate de chaux, viennent couler au grand air sur un sol moins perméable.

Quelquefois le carbonate de chaux est associé à du carbonate de magnésie. Les deux carbonates composent ensemble la dolomie, dont les bancs tiennent aussi une assez large place dans la charpente du globe.

8e groupe. Phosphates. — Le plus important est le phosphate de chaux. Cristallisé, il prend le nom d'apatite, et se rencontre en prismes hexagonaux, ayant une dureté à peu près égale à celle de l'acier. Il contient du fluorure ou du chlorure de calcium. Terreux, il imprègne des coquilles, ou constitue des amas quelquefois assez volumineux, et remplit des poches, où il se mêle souvent à des argiles et à des débris d'ossements. En masse, il est quelquefois cristallin, plus souvent compact ou terreux, et ne peut se reconnaître que par l'analyse. Il joue un grand rôle dans la préparation des engrais.

!Je groupe. Sulfa'es. — Le seul vraiment abondant est le sulfate de chaux hydraté (CaOSO\2HO) appelé gypse. Lo gypse cristallise en prismes obliques à base rhombe qui se clivent avec la plus grande facilité parallèlement au plan de symétrie; il suffit d'appuyer un peu dans cette direction sur un cristal une lame tranchante pour obtenir des feuillets aussi minces qu'on le veut. Dans les carrières de gypse des environs de Paris, on trouve de nombreux cristaux souvent volumineux, qui ont la forme de deux lentilles accolées dans une grande partie de leur étendue, laissant entre leurs parties libres un ans;le rentrant; elles se clivent perpendiculairement à leurs surfaces convexes; les feuillets obtenu! par ces clivages ressemblent à des fers de I" ce. Le gypse présente des 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

PIPÉRACÉES

PIPERACEES

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

Cette matière porte vulgairement le nom de pierre à plân-e. 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 banjtine 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 est d'environ 4.5, légitime l'épithète de pesant. Cette substance est intéressante, parce qu'elle accompagne beaucoup de minerais et surtout les sulfures de plomb et de zinc, dont elle forme souvent ce qu'on appelle la gangue dans les filons.

[Ed. Jannettaz.]

PIGEONS. — V. Gallinacés.

PILES. — rV. Électricité.

PIPÉRACÉES. — Botanique, XXI. — Etym :

de piper, nom latin du poivrier.

Définition. — Les Pipéracées sont des végétaux dicotylédones à fleurs incomplètes sans calice ni corolle, à étamines hypogynes, à ovules orthotropes, bitégumentés. Les Pipéracées unies aux Saururées forment un groupe très particulier de végétaux que beaucoup d'auteurs rapprochent des Gymnospermes.

Caractères botaniques. — La graine des Pipéracées demeure toujours enfermée dans le fruit, quelles que soient les préparations que l'on fasse subir au péricarpe. Le tégument séminal est toujours réduit à une mince lame de parenchyme corné; il protège un embryon très petit, dicotylédoné, à suspenscur presque nul, qui plonge tout entier au sein d'une masse albumineuse lenticulaire. L'embryon et l'albumen qui l'entoure sont enchâssés dans la région supérieure d'un nucelle volumineux, hypertrophié pendant la maturation, et transformé, lui aussi, en une masse albumineuse. Le là vient que le poivre est cité comme présentant deux albumens. Dans le périsperme ou albumen nucellaire, on trouve, outre les matières grasses et les essences volatiles, une quantité considérable de cristaux d'oxalate de chaux.

On ne connaît guère que les racines adventives des Pipéracées ; leur forme extérieure rappelle celle des racines de certaines orchidées. Une section transversale, pratiquée au travers d'une do ces racines, montre que leur faisceau est complètement dépourvu de productions ligneuses secondaires. C'est là un des nombreux points d'analogie invoqués par les auteurs, pour montrer les rapports des Pipéracées avec les Aracées.

La tige est grêle et sarmenteuse ; elle se compose de numbreux faisceaux monocentres qui semblent, au premier abord, dispersés sans or.lre et que Ton a comparés à ceux des Monocotylédones : en général, tout autour de cette tige, on trouve un cercle plus ou 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, simples et entières, épaisses, à nervures faiblement réticulées rappelant la nervation des Tamus et celle des Aroïdées.

Toutes ces parties de la plante: racine, tige, feuilles, renferment de nombreuses glandes à 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, on trouve une bractée écailleuse; celle-ci peut être plus ou moins éloignée de la fleur; la fleur elle-même est tantôt sessile, tantôt plus ou moins longuement pédicellée. Dans une fleur hermaphrodite, on trouve ordinairement deux, trois ou six étamines (deux dans les Poivriers, trois dans les Peperomia et six dans les Zippelia), et au centre de ces étamines un seul pistil composé d'un ovaire uniloculaire surmonté d'un stigmate sessile généralement lobé. Lorsque les fleurs sont unisexuées, on observe, à la surface des cliatons, des étamines en nombre variable, entremêlées de pistils. Chaque pistil ne contient qu'un ovule dressé, orthotrope, bitégumenté.

En mûrissant, le pistil devient une baie presque sèche: chaque fruit ne renferme qu'une graine.

Usages des Pipéracées. — Les Pipéracées sont originaires des régions chaudes de l'Amérique, des îles de la Sonde et de l'Inde; elles sont peu nombreuses en Afrique. Les espèces ligneuses vivent en Asie et les herbacées en Amérique.

Le genre qui fournit le plus d'espèces utiles à l'homme est le genre Piper ou Poivrier.

Chacun connaît le poivre noir et le poivre blanc, usités comme condiments sur toutes les tables ; tels qu'ils sont vendus dans le commerce, le poivre noir est le fruit tout entier du poivrier noir [Piper nigrum), et le poivre blanc est ce môme fruit partiellement décortiqué. Pour obtenir le poivre noir, on cueille les baies du Piper nigrum un peu avant leur matui'itô; on les fait ensuite sécher au soleil, en les étendant sur des toiles. Pour obtenir le poivre blanc, il suffit de cueillir ces mêmes baies après leur complète maturité, de les laisser macérer dans l'eau, puis alors seulement de les faire sécher au soleil ; la partie charnue du péricarpe s'exfolie alors sous le simple frottement, en roulant les fruits entre les mains. Le poivrier noir croît spontanément dans les Indes orientales ; on le cultive au Malabar, à Java et à Sumatra. Lorsqu'il s'agit d'établir une plantation de poivrier noir, on plante d'abord dans le terrain préparé, et à des distances convenables, des boutures d'un arbuste destiné à protéger les jeunes pieds de poivriers; quand les boutures sont reprises et ont poussé quelques branches, on plante deux pieds de poivrier auprès de chacune d'elles ; on laisse les plants en cet état pendant trois ans ; au bout de ce temps, on les taille et on les étale horizontalement; c'est alors seulement que le poivrier commence à fleurir et à donner des fruits; le môme plant fleurit plusieurs années consécutives.

Les fruits du Piper triovum, originaire de l'Asie, et ceux des Piper cih'ifolium, cru&itum, amalago, originaires d'Amérique, sont employés aux mêmes usages que ceux du Piper nigrum.

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

Les feuilles du P*per betet sont aromatiques et amères ; les habitants de l'Asie équatoriale les mêlent avec de la noix d'arec et de la chaux pour composer un masticatoire dont ils font un usage continuel. Ce mélange est utile pour exciter les facultés digestives dans ces pays chauds et bu-

PLANETES

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

La racine de Ynva (Piper methysticutri)t broyée et mâchée, puis mêlée avec du suc de coco, sert à préparer une liqueur très enivrante et narcotique; cette racine est employée en Angleterre comme sudoritique. L'ava est cultivé dans les îles tropicales de l'océan Pacifique.

Le fruit du cubèbe [Cubeba officinalis), nommé poivre à queue ou cubèbe, est fort usité en pharmacie ; on l'emploie en pondre, ou bien on en extrait une huile volatile des plus actives. Il est originaire de Java.

Les feuilles du matico [Art hante elongata), plante originaire du Pérou, servent aux mêmes usages que le cubèbe. [C.-E. Bertrand.]

PISCICULTURE. — V. Pêche.

PLAIFS. — V. Accidents.

PLANÈTES. — Cosmographie, VII. — 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 distinguent 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 (23 heures 5G minutes), les planètes sont douées de mouveoients propres et indépendants du mouvement diurne, auquel elles participent d'ailleurs. Le sens des mouvements 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 planètes, de pianos, errant). 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, Vénus, 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 planète. On peut ajouter, mais 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 diamètres 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 a celles des planètes et du soleil, est la raison de cette différence d'aspect, comme c'est aussi la raison de loin- 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 réfléchissent 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 leurs mouvements apparents.

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

Mercure,

Vénus,

La Terre,

Mars,

200 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 grosses 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 pbmè'es 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 planète secondaires, mais on leur donne plus communément aujourd'hui le nom de satellites.

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 planétairese compose en réalité, sans compter le Soleil, de 234 corps célestes. Nous n'y comprenons pas, bien entendu, les comètes qui forment une famille à part.

Orbites des planètes. Lois de Kepler. — 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 colle 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 Kepler est relative à la forme des orbites. Lllc établit oue :

PLANETES

PLANÈTES

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

Il résulte de là 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 périhélie. Elle est maximum, quand la planète occupe l'autre extrémité du grand axe : c'est alors la distance aphélie. 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 cette distance est égale à la moitié du grand axe.

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 Y excentricité, c'est-àdire 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. En grand nombre, parmi les petites planètes, ont des orbites très excentriques.

La seconde loi 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, •Pi, T»

Fi.'. 1. — Seconde loi de Kepler : égalité des aires décrites en temps éjaux.

de l'aphélie au périhélie; de plus en plus petite, quand la distance va en croissant, du périhélie à 1 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, P,P,S PtP5S,ng. 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 aur temps employés à les décrire.

Les deux premières lois de Kepler régissent les mouvements de chaque planète isolée sur son or-

bite respective, elles ne disent rien sur les rapports que peuvent avoir ces orbites, de sorte qu'elles subsisteraient alors même qu'une seuleplanète circulerait autour du Soleil. 11 en est autrement de la troisième loi, qui exprime les rapports existant entre les dimensions des grands axes et les durées des révolutions de toutes les planètes. 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 1 aide de cette 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 1.000

Mars 1.524

Jupiter o.^03

Saturne

Uranu< 19.183

Neptune 30.037

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

Mercure .

Aénus.. .

La Terre , Mars

Jupiter 4 33l.ïS5

Saturne 10,759.220

Uranus 3u,6S6.s21

Neptune 60,126.720

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 parle 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 planète-: autour du Soleil son' 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 aussitôt 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 au 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'està-dire a l'écliptique, on trouve les angles suivants pour les huit planètes principales. Nous y jo; ■ •gnons les nombres qui mesurent les excentricités:

Inclinaison. Excentririt ■-.

Mercure 7° 0' 0.20560

Vénus 3» 24' 0.0068i

La Terre 0" 0' 0.01677

Mars 1° 51' 0.09396

Jupiter 1° 19' 0.04825

Saturne 2" 3u' 0.05607

Uranus 0° 46' 0.0463 i

Neptune 1" 47' 0.00896

Les faibles inclinaisons des orbites font que les mouvements des planètes, sur la voûte 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 18degrés. Ilfautdire 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 ''ircunatances 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 tda?ièt>?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 lieu, 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 delà 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 devient statiotinaire. 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'aumoment de la conjonction inférieure.

Dans toute cette partie de son mouvement, la planète reste à l'orient du Soleil, et dès lors n'est visible qu'après son coucher. Elle passe ensuite, en conservant son mouvement rétrograde, à l'occident de l'astre, et redevient visible le matin avant son lever. Lorsqu'elle a atteint un point où son mouvement apparent s'est ralenti au point de devenir nul, la planète, de nouveau staltonaaire, esi à son maximum d'élongation occidentale. A partir de là, elle se rapproche du Soleil par un mouvement direct, jusqu'à ce qu'elle parvienne à une nouvelle conjonction supérieure.

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

qu'on admet le double mouvement de translation de cette planète d'une part et de la Terre de l'autre, ces deux mouvements s'effectuant 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 rétrogradations 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

Pig. % — Explication des mouvements apparents d'un1 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 Vf, où ils resteront sensiblement 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 offrent à l'observateur,

Wg. 3. — HouTements et |<hases (l'une planète Inférieure.

PLANETES

lorsqu'on les examine au télescope. On les voit alors, tantôt sous forme de croissant délié, tantôt sous celle d'un disque, plus ou moins complètement éclairé ; elles présentent en un mot des phases semblables aux phases de la Lune (fig. 3).

Les mouvements apparents des autres planètes telles que Mars, Jupiter, Saturne, etc., c'est-à-dire des planètes plus éloignées du Soleil que ne l'est la Terre, en un mot des planètes supérieures, s'expliquent avec la même 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 delà du Soleil par rapport à 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 enopposition.

Soit alors M (fig. 4) la position de Mars, et T celle de la terre. Pendant que Mars, se mouvant d'occident en orient, parcourra les arcs Mm, mm', mm" de son orbite, la Terre ira dans le même sens en t, t', t"...; mais le mouvement de la Terre étant

■ Explication des mouvements apparents d'une planète supérieure.

plus rapide que celui de Mars, les rayons visuels tm, 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 de 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 rendre compte 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, mais 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 supérieures, ou entre deux conjonctions de même nom pour les planètes inférieures, est ce qu'on nomme la révolution synodique 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 vont de 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 :

Durée

de la révolution

synodique.

Mercure 116 jours

Vénus 584 —

Mars 780 —

Jupiter 399 —

Saturne 378 —

Cranus 369 —

Neptune 367 —

Mouvement

direct. rétrograde.

93 jours 23 jours

Mo7iograplrie des planètes principales. — Entrons maintenant dans quelques détails sur les diverses planètes du système, sur ce qu'on sait de loinconstitution physique, de leurs dimensions, de leurs masses, de leurs mouvements de rotation.

Mercure. — 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 mli heures 5 minutes. Son diamètre est environ les 38 centièmes du diamètre de la Terre, ce qui donne à Mercure un volume de 18 à 19 fois plus

Fig. 5. — Mercure et la Terre; dimensions comparées.

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

Mercure paraît doué d'une atmosphère très dense. 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 masse du Soleil, un peu moins de la treizième partie de celle de la terre. Mais sa densité dépasse celle de notre globe (1.376).

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 taches que le télescope a permis 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 mêmes dimensions que la teire. 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 do Vénus est un peu plus des trois quarts de la masse terrestre ; sa densité est 0.S05, celle de la Terre étant 1.

PLANÈTES

On a la preuve que Vénus est entourée d'une atmosphère assez élevée et assez dense. La vivacité de sa lumière rend les observations de sen disque

difficiles. Ou a constaté néanmoins l'existence à la surface de taches obscures qui paraissent permanentes.

Fig. 6. — Vénus et la Terre; dimensions comparées.

Mars. — 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 1 i 000 000 lieues, tandis qu'a l'époque des conjonctions cette distance atteint près de 100000 000 de 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 24 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 rougeàtre, 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 Pétei due 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 ne 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 1er 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.

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

Leurs orbites sont renfermées dans une zone dont la largeur est d'environ *5 millions de lieues, et les durées de leurs révolutions sont comprises entre 3 ans et 6 ans et demi environ.

Un astronome du xvm* siècle, Titius, trouva entre les distances dcsplanètes au Soleil une relation cmpirque, 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 :

PLANÈTES

dont chaque terme (le second excepté) se forme en doublant le précédent. A chaque terme, on ajoute le nombre 4, et alors on a la suite : 4 7 10 16 28 52 100 196 388...

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, 16, 52 et 100. La découverte d'Uranus, dont la distance serait exprimée avec la même unité par le nombre 192, parut confirmer encore l'existence de la loi en question.

Seulement, il y avait une lacune ; le nombre 28 ne correspondait alors à 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 Céîès, puis de Pallas et de Junon, répondirent à l'hypothèse, car leurs distances moyennes au soleil pouvaient se repré senter approximativement par le nombre 28. On crut qu'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 de 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-

Fig. s. — Jupiter vu au télescope ; les bandes de son difque.

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

Jupiter. — C'est la plus grosse de toutes les planètes. Son diamètre en effet dépasse onze fois le diamètre de la Terre, et son volume est près de 1 400 foisfl 390) aussi considérable que le volume de notre globe.

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

En observant Jupiter au télescope (fig.

8), on aperçoit sur 3on 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 masses vaporeuses, de nuages qui réfléchissent fortement la lumière solaire, et les intervalles obscurs qui les séparent comme des parties plus 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 9 heures 55 minutes autour d'un axe à peu près perpendiculaire à la direction des bandes. La rapidité de ce mouvement de rotation explique parfaite-