DENSITÉS

DURÉES (le rotation.

Mercure

Vénus

25" 36" 4' 24" 37" 23' 9" 55" 37lO' 14- 24'

La Terre

Mars

Jupiter

Saturne

Uranus

INeptune

valeurs possibles, et elles éprouvent dans le cours d'une révolution une conjonction et une opposition. Pendant une partie de leur course elles paraissent marcher dans le sens direct, puis s'arrêtent : c'est leur station; puis elles marchent dans le sens rétrograde, s'arrêtent de nouveau pour prendre le mouvement direct, et ainsi de suite jusqu'à ce que, le mouvement direct l'emportant sur le mouvement rétrograde, elles finissent par revenir au point du départ. -;- Pour exphquer ces apparences, les anciens avaient imaginé de faire parcourir aux planètes des cercles dont les centres parcouraient eux-mêmes d'autres cercles excentriques à la Terre : c'est le système des épicycles et des déférents [Voy. ces mots). Aujourd'hui que l'on sait que les planètes tournent autour du Soleil, ces apparences ne présentent plus aucune difficulté. Elles résultent de ce que, au lieu de voir le mouvement des planètes d'un point lixe, r()bservateur, entraîné par la Terre, voit ce mouvement d'un point de vue qui change à chaque instant.

Pylliagore, chez les anciens, avait déjà enseigné que les planètes lournent non autour de la Terre, mais autour du Soleil : cette idée, reprise, chez les modernes, et développée par Copernic, Galilée, etc., a fini par triompher de l'opiiosition systématique des partisans du système de Ptolémée. Mais ccst à Kepler et à Newton qu'est due la connaissance des véritables lois du mouvement des planètes. Ces lois, connues sous le nom de lois de Kepler, sont les suivantes: «. 1° les planètes décrivent dans l'espace, d'occident en orient, des ellipses dont le Soleil occupe un foyer; 2° leur mouvement est réglé de telle sorte que l'aire décrite par le rayon vecteur mené de la planète au Soleil croît pi-opor-

tionnellement au temps; 3° les carrés des temps des révolutions de deux planètes quelconques sont entre eux comme les cubes de leurs distances moyennes au Soleil ». Newton a fait voir que de la seconde de ces lois il résulte que le mouvement des planètes est produit par une force émanée du centre du Soleil, et de la première, que cette force s'exerce en raison inverse du carré de la distance. Pour concilier les faits observés par Copernic avec les préjugés de son époque, Tycho Brahé avait imaginé de faire tourner les planètes autour du Soleil et le Soleil lui-même autour de la Terre, Mais ce système n'a pas vécu. — Les planètes, dans leur révolution autour du Soleil, sont soumises à certaines irrégularités, dites perturbations {Voy. ce mot), qui résultent des attractions récipi-CRjucs qu'elles exercent les unes sur les autres. Voy. neptuxe.

Pour déterminer la position d'une planète dans res|)aee, il faut connaître ce qu on apixîllc ses éléynents elliptiques. Ces éléments, au nombre de six, sont les suivants : 1° la longitude du nœud ascendant; 2° l'inclinaison de l'orbite (ces deux éléments déterminent dans l'espace la position du plan de l'orbite) ; 3» la longitude du i)érihélie, que fait connaître la jK>sition du grau(l axe ; 4» le demi-grand axe de l'orbite ou distance moyenne de la planète au Soleil oii, ce qui revient au même, la durée de la révolution sidérale ; 5° l'excentricité (ces deux éléments déterminent les dimensions de l'orbite) ; 6° la longitude movcnne de l'é|){K]ue, c.-à-d. la longitude de la planète à l'instant à partir duquel on compte le temps : Gauss, dans son admirable ouvrage Theoria motus corjwrutn cœlcstium, a donné le moyen de calculer ces six éléments, dès que l'on

PLANÈTES

PLANÈTES

connaît la longiliiilo pt la latitude astronomùjues tic la plani-lc pour trois éptRjucs (lilléronlfs.

Nous donnons, dans le premier tableau ci-dessus, les cléments des orbites des planètes principales, et dans un second tableau les éléments des orbites des 510 petites planètes, comprises entre Mare et Jupiter, connues au It) mai 18U1. Pour ces dernières nous nous sommes bornés à une approximation sommaire qui |)crraette au lecteur de se rendre compte de la forme el de la i)osilion de Icure orbites. Quand on les range dans l'ordre de leurs révolutions sidérales, on constate qu'elles se décomposent en groupes s«''parés jar des lacunes nui paraissent exister dans le voisinage de distances au Soleil telles, que les durées correspondantes de l'évolution soient en rapport simple avec celle de Jupiter. Cette dernière étant 4o55 joure, on reconnaît qu'il y a des lacunes pour des révolutions qui en sont le tiers, les deux cinquièmes, la moitié, les trois cinquièmes, les deux tiers. On ne connaît jjas de planète dont la révolution soit moindre que le quart ou suix-rieure à trois quarts. Des 510 ixitites planètes contenues dans le tableau suivant, 70 ont des durées de révolution comprises entre le Quart de celle de Jupiter et le tiers, 125 entre le tiers et les deux cinquièmes, 96 entre les deux cinquièmes et la moitié, 10 entre la moitié et les trois cinquièmes, 2 entre les trois cinquièmes et les deux tiers, 1 entre les deux tici'S et les trois quarts.

DEUXIÈME TACLEAU