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les Héléromères de la famille des Ténébrionites. Trois espèces rentrent dans le genre, «avoir : les S. clavicorne Lin. {Dermcslcs , Ilispa niutica du même auteur, Tenebrio liir- Ikornis Deg., Lat.) , S. crassicorne el tcieticorne, Er. La première se trouve en France et dans la plus grande partie de l'Europe, «ur les pentes inclinées des sablières; la deuxième en Autriche, et la troisième en Allemagne. On ne sait rien concernant leurs mœurs. On doit seulement supposer qu'ils vivent de racines. Ce genre offre les caractères suivants: Antennes avancées, renflées, velues, de dix articles, dernier presque glabre ; mâchoires recouvertes; tibias n'ayant pas d'épines terminales; tarses soyeux on dessous. (G.)

S.XUROTROCERA [cipo], balai; x/pa;, corne), ins. — Genre de l'ordre des Coléoptères snbpentamères, de la famille des Longicorncs et de la tribu des Lamiaires, établi par Ad. Whiie (in new spec. of Long Bulle, p. 8, 11, f. 6), et quia pour type une espèce de l'île de Bornéo, nommée par l'auteur S. Lowii. (C.)

*SAr.SÎA [Sars, nom propre), acal. — Genre de Méduses proposé par M. Lesson pour une petite espèce observée d'abord par M. Sars sur les côtes de Norvège et rapportée avec doute au genre Océanie par ce naturaliste sous le nom d'Oceania tubulosa?. Son ombrelle campanulée, haute de 8 à 9 millimètres, porte en dessous un pédoncule 1res long, tubuleux et mince, renflé à l'extrémité, et du bord de l'ombrelle partent i cirrhes ou tentacules trois fois plus longs et munis de pelotes ou ventouses. M. Lesson, qui place le genre S'arsia dans sa section des Méduses agaricines ou proboscidées, lui assigne les caractères suivants: « Ombrelle demi-sphérique, en cloche, excavée en dessous ; prolongement probosciforme, long, cylindrique, claviforme au sommet; quatre tentacules très longs, atténués, partant de quatre cotylets. » Cette Méduse a été également observée par M. Thompson sur les côtes d'Angleterre et d'Irlande. (Dm.)

SASA, Vieill. ois. — Synon. d'OpislIiocomus, Hoffm., nom latin du genre Hoazin. (Z. G.)

SASAPIIV. MAM. — L'un des synonymes vulgaires de la Sarigue. Voy. le mot di- DELPHË. (E. D.)

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SASSAFRAS, dot. i-ii. — Genre de la famille des Laurinées, tribu des Flaviflores , établi par Nées {Ih-ogi-., 17), et dont les principaux caractères sont: Fleurs dioiques, nues. Périanthe membraneux, à 6 divisions égales. FI. mâles : Élamines9, disposées sur

2 rangs, toutes fertiles; filets filiformes, les

3 intérieurs munis de 2 glandes; anthères introrses , linéaires , à quatre logetles ; les inférieures latérales, les supérieures couvertes par les valvules ascendantes des logcttes inférieures. Rudiment d'ovaire nul. FI. femelles : Étamines stériles , 9 ou moins, les intérieures souvent unies aux glandules et ne formant qu'un seul corps. Ovaire uniloculaire, uni-ovulé. Style subulé; stigmate discoïde. Baie monosperme.

La principale espèce de ce genre est le Sassafiîas officinal, Sass. officinale, qui a été décrite l'article LAURiiiit. Vo]i. ce mot.

SASSÏA. BOT. PH. — Genre dont la place dans la méthode n'est pas encore fixée. Il a été établi par Molina ( Chili, éd. germ., p. 311) qui y renferme deux espèces, Sas.

tincloria et perdicaria. Elles croissent au Chili.

SATAIVICLE. OIS. — Les matelots nomment ainsi l'oiseau de tempête ou Pétrel.

SATELLITES. Asin. — Voy. astres.

SATIIERIDS. MAM.— Quelques naturalistes ont voulu reconnaître dans le Salherius d'Aristote la 3Iarte zibeline, et d'autres, le Desman. (E. D.)

SATHYRION. mam.— Le Sathyrion d'Aristote était un petit Mammifère que BufTon pense devoir être le Desman. (E. D.)

SATUREIA. BOT. PH. — Genre de la famille des Labiées , tribu des Saturéinces, éiabli par Linné {Gen. n. 707). L'espèco type, Salureia ftor/ensis (vulgairement iSarielle), est une herbe qui croît principalement dans l'Europe méridionale. On la cultive comme plante condimentaire ; sa saveur est aromatique et très agréable.

SATl]RÉIi>iÉES. Salureineœ. bot. ph.— Une des tribus de la famille des Labiées {voy. ce mot), qui a pour type la Sarriette oa Salureia. (Ad. 3.)

SATUKl^E. astuon. — C'est, après Ju|)iter, la plus considérable, par son \olunie et par sa masse, de toutes les plauètes: les trois anneaux qui entourent Saturne et les huit satellites qui circulent autour de lui ea

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font le plus riche des systèmes secondaires qui composent notre monde solaire.

Saturne, qui est la sixième des planètes principales dans l'ordre des distances au Soleil, était connu dos anciens; il est visible à l'œil nu, comme une étoile de première grandeur, d'un éclat moins vif cependant que celui de Jupiter; sa lumière n'est pas scintillante. Son mouvement apparent, bea;icoup plus lent que celui des autres planètes supérieures, oITre naturellement les mémos alternatives : tantôt il est direct, tantôt il estnul,et Saturne semble alors siationnaire; tantôt il est rétrograde. Tous les 378 jours, il se retrouve dans une même situation par rapport au Soleil et à la Terre : telle est la durée moyenne de sa révolution synodique.

Saturne met plus de 29 ans (10759 J™ 22) à accomplir chacune de ses révolutions autour du Soleil. Le plan de son orbite est incliné de 2» 30' sur l'écliptique, et son excentricité est de 0,056, plus du triple de l'excentricité de l'orbite terrestre. L'immense courbe décrite par cette planète offre un développement qui n'est pas moindre de 8 milliards 860 millions de kilomètres, d'où il résulte que sa vitesse moyenne de translation est de 9 kilomètres et demi par seconde, vitesse à peu près trois fois moindre que celle de la Terre. Voici d'ailleurs les distances de Saturne au Soleil exprimées en rayons moyens de l'orbite de la Terre et en millions de kilomètres :

En rations de l'or- EiimiU'wns

bUe terrestre. de kilomèircs

Distance périhélie.. . . 9,004G 1330

— moyenne. . . 9,53S8 1411

— aphélie. . . . 10,0730 1 491

On voit que la différence entre les distances extrêmes s'élève à 160 millions de kilomètres, et surpasse ainsi la distance même du Soleil à la Terre. Quant aux distances de Saturne à notre planète, elles varient plus encore, selon les positions respectives des deux astres sur leurs orbites. Dans les oppositions Igs plus favorables, Saturne est à sa plus courte distance de la Terre, c'est-à-dire à 296 millions de lieues environ. Dans les conjonctions, au contraire, Saturne s'éloigne de nous jusqu'à 400 millions de lieues : la différence des distances extrêmes atteint donc et même dépasse 100

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millions de lieues. Il en résulte, pour le diamètre apparent et pour l'éclat de la planète, des variations correspondantes qui rendent l'étude télescopique du disque de Saturne, de ses anneaux, de ses satellites, plus ou moins facile.

Le disque de Saturne ne laisse jamais voir de phase apparente. Sa forme est très sensiblement aplatie aux extrémités du diamètre qui est son axe de rotation. L'aplatissement, d'après les plus récentes mesures, paraît compris entre 1 dixième et 1 neuvième : c'est le plus considérable des aplatissements planétaires. W. Herschel, ayant mesuré et comparé les diversdiamètrcsdudisque, avait cru néanmoins constater que le plus gran,*! detousélait celui qui aboutit à une latilucJ/ de 45 degrés, à égale disiance de l'équatcuy et de chaque pôle. La forme de Saturne eû^ donc différé beaucoup de celle d'un ellipsoïde régulier, et cette anomalie avait paru à l'illustre astronome de Slough être la conséquence de l'attraction réciproque de la matière de l'anneau et de celle dont le globe de Saturne est formé. Mais les mesures qui ont été effectuées depuis n'ont pas confirmé ce fait, et Bessel a, en outre, prouvé que l'attraction ne pouvait avoir déterminé cette forme singulière. De nouvelles mesures ont en effet confirmé la régularité de forme du globe de Saturne, au moins dans les limites que permettent de préciser les observations micrométriques.

Voici quelles sont les dimensions réelles de Saturne. Son diamètre équalorial est 9,652, quand on prend pour unité celui de la. Terre; le diamètre polaire est 8,614. Cela fait 61 600 kilomètres pour le rayon delà planète, 386 000 kilomètres pour le développement de la circonférence de son équateur, et 6600 kilomètre» pour la dépression polaire. En surface, Saturne vaut 84 fois la Terre, en volume, environ 7 16 fois, à peu près les 3 cinquièmes du volume de Jupiter et la 1780""^ partie de celui du Soleil.

D'après les mouvements de ses satellites, on a calculé sa masse, qui ne surpasse pas la 3500^ p%tie de la masse du Soleil et vaut seulement 92 fois la masse de la Terre. De là, pour la densité- moyenne du globe de Saturne, le nombre assez faible 0,120, qui. rapporté à l'eau, donne à peu prés Irs deux

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liois (le son poids pour le poids siu-iifique «le laniiitière constitutive (ir ci'lie planète. Il est donc fort possible qiR< Saturne soit à rét:!t liquide. Quant à l'intensité delà pesanteur à sa surface, elle surpasse d'un dixième la pesanteur à la surface de la Terre. Un corps qui tombe dans le vide y parcourt donc 5'", 4 dans la première seconde de sa chute et, au bout de ce temps, sa vitesse acquise est égale à lO^.S.

Saturne est sillonné de bandes, les unes blanches ou lumineuses, les autres plus on moins sombres, parallèles à son équatenr. Quelques irrégularités observées dans leur structure par W. Herschel, en 1794, ont permis à cet astronome de reconnaître son mouvement de rotation et d'en mesurer la durée, qu'on a fixée depuis, par de nouvelles mesures, à 10 heures 29 minutes 27 secondes. Ainsi à la surface de Saturne, les jours et les nuits se succèdent à des intervalles moyens d'un peu plus de cinq de nos heures; c'est du moins la durée qu'ils ont à l'équateunnême. Comme d'ailleurs l'axe de rotation est incliné d'environ 64 degrés sur le plan de l'orbite, que la longueur de l'année satur- Diennecompreud24 631 rotations complètes, ou 24 630 jours solaires, il en résulte que c'est seulement à des intervalles d'environ 12 300 jours que se succèdent les époques des solstices et celles des équinoxes; les saisons sur cette planète ne comprennent chacune guère moins de sept de nos années. Pendant tout ce temps, les durées relatives des jours et des nuits aux diverses latitudes varient lentement, bien que leurs écarts extrêmes soient proportionnellement plus considérables que sur la Terre. Les variations de température qui sont la conséquence des positions successives des différents points du globe de Saturne relativement au Soleil, et toutes les circonstances météorologiques liées à ces variations, sont assez difficiles à imaginer pour nous, en l'absence de données suffisantes sur l'élément capital en pareille matière, j'entends sur la constitution physique et chimique de l'enveloppe atmosphérique de la planète. L'existence des bandes parallèles à l'équateur, bandes qui ' changent, suivant les époques, de position, de grandeur, de teinte, indiquent bien probablement des niasses nuageuses disposées ainsi par l'elTet de la vitesse de rotation et

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des courants aériens qui en sont la conséquence. Quant à l'existence même de lalmosphère de Saturne, elle est démonliéo par des observations pisiiives : M. Jansscrj, en étudiant la lumière de la planète par l'analyse spectr;ile, a constaté dans le spectre la présence de raies indiquant ime absorption par la vai)eur d'eau; le P. Secchi en a vu d'autres qui ne coïncident avec aucune des raies telluiiques ou produites par l'absorption de l'atmosphère terrestre, et il en a conclu que l'atmosphère de Satnrna renferme d'autres gaz que la nôtre. Enfin, M. Chacornac, en observant le passage d'un des satellites. Titan, sur le disque de la planète, a remarqué que la lumière des bords est plus Tinteuse que celle des parties centrales, comme il arrive sur la planète Mars, mais ce qui est l'inverse de ce qu'on voit sur Jupiter.

Arrivousmaintenant au système d'anneaux qui entourent Saturne et qui en fuut>éiitablement le corps céleste le plus original du monde planétaire. Un mot d'abord de l'histoire de sa ilécouverte.

Avant la découverte des lunettes et leur application aux recherches d'astronomie physique, on ne connaissait de Saturne que ses mouvements et sa place dans le système planétaire. Galilée fut donc bien étonné, lorsque, ayant dirigé ses lunettes, encore peu puissantes comme on le sait, sur Saturne, cette planète lui apparut, non sous la forme d'un disque ainsi que se voit Jupiter, mais comme une étoile triple : « Lorsque j'observe Saturne, dit-il lui-même dans une lettre du 13 novembre 1010, avec une lunette d'un pouvoir amplificatif de plus de trente fois, l'étoile centrale paraît la plus grande, les deux autres situées, l'une à l'orient, l'autre à l'occident, et sur une ligne qui ne coïncide pas avec la direction du zodiaque, semblent la toucher. Ce sont comme deux serviteurs qui aident le vieux Saturne à faire son chemin et restent toujours à ses côtés. Avec une lunette de moindre grossissement, l'étoile paraît allongée et de la forme d'une olive. » Plus tard (1612), Galilée vit Saturne parfaitement rond, ce qui tenait à la coïncidence de son observation avec l'époque de la disparition de l'anneau. L'illustre astronome ne sut donc ce que pouvait signifier l'apparence singulière

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que ses premières observations donnaient à Saturne. Hévélius ne fut pas plus heureux, bien qu'il fût parvenu à distinguer plus nettement les appendices qui formaient comme deux anses reliées au globe de Saturne. C'est Huygeiis, à partir de 1696 seulement, qui trouva enGn l'explication véritable d"un phénomène unique dans les annales des observations astronomiques ; il reconnut l'existence d'un anneau entourant la planète à distance, et dont les apparences devaient varier à mesure que, par les mouvements respectifs de Saturne et de la Terre, notre planète se trouvait à des distancesangulaires variables du plan de ce système. Il détermina d'ailleurs l'inclinaison de ce plan sur. celui de l'écliptique.

A partir de cette époque, les observations de Saturne, rendues plus faciles par le perfectionnement des lunettes, se succédèrent sans relâche, et l'on arriva à une connaissance complète des phénomènes que produisent pour nous ses anneaux.

Tout autour de son globe, et à peu près dans le plan de son équateur, s'étendent trois anneaux d'inégales largeurs et d'une épaisseur relativement très mince. L'anneau extérieur, le plus éloigné de la planète, est séparé de l'anneau intermédiaire par un vide qui rend ces deux appendices indépendants l'un de l'autre, tandis que l'anneau intérieur, le plus rapproché de Saturne, paraît contigu au second. Leurs nuances sont aussi très diverses; l'anneau intermédiaire, le plus brillant des trois, est plus brillant que le globe de Saturne; l'anneau extérieur offre une teinte grisâtre à peu près de la même nuance que les bords obscurs du disque. Tous les deuxsont opaques et projettent sur Saturne une ombre très prononcée.

L'anneau intérieur, au contraire, est obscur et transparent. Il se détache devant le globe de Saturne comme une bande sombre, mais au travers de laquelle on aperçoit la partie lumineuse du disque. 11 y a donc autour de Saturne trois anneaux distincts; en outre, le premier et le troisième oITrent des subdivisions qui porteraient à cinq le nombre de ces appeiidices singuliers. Mais ces subdivisions accusent-elles de réelles séparations? c'est ce qu'on ne peut affirmer encore. Voici les dimensions principales du système annulaire :

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La largeur de l'anneau extérieur est d» 3940 lieues de 4 kilomètres. Le vide compris entre le premier et le second anneau mesure 850 lieues, et celui-ci, le plus large des trois, a 7900 lieues. Quanta l'anneau obscur, sa largeur est de 3480 lieues; de sorte que la largeur totale des trois ajipendices est d'à peu près 16 000 lieues dépassant ainsi le rayon de Saturne. Herschel évaluait à 100 lieues environ l'épaisseur du système. ;

L'anneau, ou mieux le système des anneaux de Saturne tourne sur lui-même et dans son plan, qui est à peu près celui de l'équateur de la planète, en 10 heures et demie. Ce mouvement et sa vitesse sont, du reste, comme l'a fait voir Laplace, des conditions nécessaires de l'équilibre d'une telle masse, soumise à l'attraction du globe central et n'ayant avec lui aucun contact ni point d'appui. D'ailleurs cet équilibre n'est possible et stable qu'autant que la section de l'anneau, de forme elliptique, présente, en plusieurs de ses points, des inégalités de largeur ou de courbure. C'est en effet ce que l'observation a constaté : le centre de gravité du système ne coïncide pasavec celui de Saturne, et il en résulte de lentes oscillations dans leurs positions relatives. Otto Struve, par une étude comparée des mesures des anneaux, faites par les astronomes des derniers siècles à diverses époques et des siennes propres, est arrivé à cette conclusion que le système annulaire de Saturne asubi de remarquableschangements.

La largeur des anneau; !::-"ants va en croissant sans cesse, surtout celle de l'anneau intérieur, de sorte que l'intervalle qui les sépare de la planète diminue sans cesse. Il reste à savoir si ces changements se produiront toujours dans le même sens, ou s'ils seront suivis de modifications inverses ramenant les choses dans l'état primitif. On ij,'nore d'ailleurs complètement la naturo physique de ces appendices singuliers : sonlce des corps solides, liquides, gazeux? La transparence de l'anneau obscur, le plus voisin de Saturne, militerait en faveur do ce dernier état. Les anneaux brillants no sont-ils pas formés de masses nuageuses ayant un pouvoir réfléchissant considérable, et paraissant, à la distance où nous sommes, comme des masses continues V Ou encore,

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geli);i l'iiypolhî'so proposée iiar Ciissiiii H fl.ins ses E cmcnts d'astror.o)nie, les amicaux iK! sout-ils pas formés parla téunioii il'iine nmltiliuie de corpuscules, de petits satellites indépendants, faisant leurs révolutions autour de la planète à peu près dans le même plan, et si pressés, qu'à la distaiice où nous sommes de Saturne, l'cnscinljlf! nous paraît former un tout coiiliuu? Toutes ceshypolhèses ont été également soutenues, sans qu'on puisse encore décider formellement laquelle doit l'emporter sur les auirc». pour l'explication de ce système étrange.

Quoi qu'il eu soit, on ne peut s'empêcher de considérer les appendices annulaires de Saturne comme une confirmation de l'Iiypothèse par laquelle Laplacc, remontant, à l'origine du monde planétaire, a cherclic à donner une idée de sa formation et de son développement progressif. Les planètes et les satellites auraient été formés successivement par des zones nébuleuses détachées à la longue du noyau nébuleux primitif, et condensées en noyaux secondaires distincts. Les anneaux de Saturne seraient les derniers témoignages qui subsistent encore de ce mode de formation; un jour viendra peut-être où ils seront disloqués en plusieurs niasses indépendantes qui Gtiiront par accroître le nombre des satellites.

Aujourd'hui, les satellites de Saturne sont déjà au nombre de 8, de sorte que, sous ce rapport, c'est la planète la mieux douée de toutes. Voici les noms de ces 8 sateliiics avec les durées de leurs révolutions, et leurs dislances au centre de la planète évaluées, soit en rajons de Saturne, soit en lieues kilométriques :

Durée des révohUions.