CHAP. VI. — APPARENCE DES PLANÈTES

i^Sff, nombre bien peu difierent de 9^ 55^ cpie Ton adopte aujourd'hni.

On remarque que les bandes sont moins sombres anx deux eitrésHtés, dans le voisinage dn limbe; cette drconstance est ÔRpoTtante^ elle semble indiquer d'après M. Herscbel que la pla- . nète a tœ atmosphère d^une épaisseur considérable, râSéchissant plos de hmièie que la surface solide elle-même, et que là ou les bandes paraissent plus sombres c'est le corps de la planète , comparatrrenient noir qui deyient en partie visible.

Jupiter a un diamètre qui varie de 30' à 46*, suivant ses distances à la terre; on sait qu'il a quatre satellites, qui accomplissent leurs révolutions dans des plans peu inclinés sur son orbite, 3 en résulte qu'à chaque révolution ils s'éclipsent dans l'ombre de la planète ; cependant le quatrième satellite, à raison de sa «Mstance plus grande , et de son inclinaison qui est aussi un peu jius grande, accomplit quelquefois ses révolutions sans p«iétrer dans le vaste cône d'ombre. A chaque révolution ils passent ans» entre le soleil et Thémisphère éclairé de la planète, alors leur opacité absolue devient évidente par le petit cercle noir qa'ils projettent sur le disque brillant de Jupiter.

Saturne est, sans contredit, la plus remarquable des vingttrois planètes qui composent maintenant notre système solaire, (^le sanble faite plus encore que les autres pour nous donner une idée des infinies merveiDes dii ciel; non pas par sa grandeur, puisque son diamètre est à peine dix fois plus grand que celui de notre planète, mais par l'admirable architecture qui la constîtne, par le nombreux cortège des satellites qui l'afccompagnent dans un ordre surprenant ; et, surtout par ces anneaux concentriques , solides, immenses, moins épais que les Alpes, et vingt fois plus grands que la terre, qui, suspendus, isolés, se balancent autour du globe central. Quand nous pouvons observer cette planète eBe est neuf ou dix fois plus loin de notis que le soleil ; «■est l'astre le plus éloigné de la terre où la puissance actuelle ^ tâesGopes nous fesse découvrir des preuves certaines de l'état ^oKde de ki matière constituante ; car les preuves nous manquer P^HirUranus qui est à une distance double de Saturne, et à plus forte raison pour Neptune qui est à une distance triple ; noas ^ sofutt lîen de leur constitution physique parce que nous ne pouvw rien dbd-gner à k «ar&ce de kur dis<i«e, sinon lam-

plitude qui nous permet de conclure que leur diamètre réel est environ quatre fois et demies le diamètre de la terre.

Les figures 20 et 21 (Pl. 31 b) représentent le globe et Tanneau de Saturne, la première est empruntée à M. Herschel, la seconde à M. Hind {the Solar system^ etc., décembre 1851) ; nous les avons rapprochées à dessein, parce qu'elles font voir Tanneau dans des ppsitions différentes et aussi parce que la figure de M. Hind, de vingt ans postérieure à celle de M. Herschel, représente les dernières et remarquables découvertes qui ont été faites durant cette période.

Donnons d'abord une idée de la structure et des dimensions de Tensemble; la figure 20 montre le globe de Saturne et la perspective de Tanneau tel qu'il se présentait alors à robservateur ; on voit qu'il est composé de deux parties concentrique, situées dans le même plan et séparées par un petit intervalle qui eât indiqué par la ligne noii*e; Tune est Vanneau extérieur^ l'autre Vanneau intérieur \ ils sont parfaitement circulaires, c'est la perspective qui leur donne l'apparence elliptique. On appelle largeur de l'anneau la moitié de l'excès du diamètre extérieur sur le diamètre intérieur ; ainsi la laideur de l'anneau extérieur semblerait, d'.après la figure, être à peu près le tiers de celle de l'anneau intérieur, c'est dans le dessin primitif ou dans la gravure une incorrection (que j'ai reproduite), car les mesures anciennes, les mesures récentes et celles de M. Herscbel lui-même, indiquent que la largeur de l'anneau extérieur est im peu plus de la moitié de celle de l'anneau intérieur ; quant à \ épaisseur de l'anneau elle n'est point indiquée , parce qu'elle est en eflfet trop petite pour être visible ; on en a maintenant une double preuve, car il arrive tous les quinze ans à peu près que le plan de l'anneau coïncide avec celui de l'orbite de la terre , et qu'alors il est vu de champ ; or, dans cette situation, en 1833 et en 1848 il n'a pas été possible de distinguer la moindre trace de l'anneau; l'elhpse brillante qu'il présentait à l'observateur quand il y avait encore assez d'obliquité s'est amincie de plus en plus, sans perdre de son éclat; elle est devenue presque une ligne droiie, enfin l'image s'est évanouie malgré la puissance des meilleurs instruments.

Le tableau suivant contient les principales dimensions de l'anneau, il a été dressé par M. Hind d'après la discussion qu'il

CflAP. VI. — APPARENCE DES PLANÈTES. 285

a faite des mesures micrométriques les plus exactes et les plus

récentes.

kilomètres.

Diamètre extérieur de l'anneau extérieur 277 i 28

Id, intérieur de l'anneau extérieur • • 243 9i 5

Largeur de Tanneau extérieur 16 607

Diamètre extérieur de l'anneau intérieur 238 280

IJ. intérieur de l'anneau intérieur f 84 313

hr^ de l'anneau intérieur. 26 983

Imifrvalle des deux anneaux. •• 2 817

Diamètre du globe de Saturne . • . • 124 340

Interralle compris entre le globe et Panneau intérieur, 29 98G

La solidité de Tanneau résulte de sa forme nette, inyariable et aussi de son opacité qui est déiflontrée par les ombres qu'il projette sur le disque de la planète ; ombres que nous observons sous divers aspects, suivant Tobliquité de Tanneau sur Técliptique; elles sont représentées dans la figure 20, ainsi que l'ombre portée par le globe sur Vanneau.

La 6gure 21 représente Saturne tel que M. Dawes l'a observé le 29 noYcmbre 1850; on y voit les deux découvertes remarquables qui ont été faites dans ces derniers temps, savoir : la découverte de la séparation de l'anneau extérieur en deux parties^ et la découverte d'un nouvel anneau sombre qui est compris entre le globe de Saturne et l'ancien anneau intérieur.

Plusieurs observations anciennes et modernes avaient déjà f^t soupçonner une séparation dans l'anneau extérieur, mais ce Fait sur lequel on conservait encore quelque incertitude, a été oûs hors de doute en septembre 1843 par MM. Dawes et Lassel, ivec un excellent télescope portant alors un grossissement le 450, et construit par M. Lassel lui-même ; c'est cette nou- -elle division qui est figurée vers les deux extrémités du grand liamètre de l'ellipse, la moindre largeur est en dehors, eue est nriron la moitié de la plus grande.

L'existence de Fanneau sombre avait pareillement été souponnée et ensuite indiquée d'une manière précise en 1838 par II- Galle, de Berlin ; mais en 1850, au mois de novembre, resque le même jour, M. Bond aux Etats-Unis et M. Dawes ^ Angleterre, ont fait des observations qui tranchent toute ifficulté à ce sujet. La figure 21 représente la forme et les di-

mensions de ce aouvel appendice de Saturne, fieulemeni M. I>ai^^e y a remarqué une division à peine perceptible que le dessin n^ montre pas. Ainsi en définitive Saturne a cinq anneaux dans h plan de son équateur : Fancien anneau intérieur qui est canniTi< la base de l'édifice, en dedans deux «nneaux aombres et ei dehors deux anneaux brillants.

Cette construction qui parait si instable, si peu ivsîstaaafle , se maintient cependant depuis des fliièdes, emportée par une TÎtesse énorme dans lorbite de la planète et retenue seulement par l'attraction mutuelle des pièces détachées qtn la x;omposenx. Il est probable que les sateUites, circulant à des distances varia* bles, dans des plans peu inclinés sur celui des anneaux, joœut un rôle important dans cet équililure; on dent les coBsidisrer comme des contre-poids mobiles que les lois du meuvemeant portent où il faut pour empêcher que Tédifice ne s'écroule. On ae oonnaissait que sept de ces lunes de Saturne, mais une Innûème a été découverte en 1848, le 18 sept^oiibre, presque en ménae temps par M. Bond à l'Observatoire de Cambridge (Eftals-Uiiis), et par AL Lassel dans son Observatoire privé, près de liverpool, avec Tinstrument précieux qui est son ouvrage «et dMit nous venons de parler plus haul.

Jusqu'à présent on n a pu découvrir aocun Aétueiat de Ja constitution physique des autres planètes (voy. le tableaa de la page 144); Uranus et Neptune sont trop loin; les qiÔBie aatres que Ton appelle ultra^zodiacales ou extra^xùdiaoaleÊ^ <Hit des distances vaidables qui restent très-voismes de la deoûr^lîstaixse de Jupiter, mais elles sont trop petites*

154. Apparenees des eiméUm (Pi.. 31 B, FiG. 8, 9, 20)« — Les comètes appartiennent à notre système , le scdeil est le castre de leurs mouvements; comme il est le «entce du mou^vement de la terre et des planètes. Ces astres s^appekdent aatieCoîs astres errants : à cause de rirrégularité apparente de leur mouvement qui les emporte d^une constellation à l'autre avec des vitesses souvent prodigieuses; à cause de leur courte durée, quelquefois comparable à celle d'nn météore qui parait subitement avec un vif édat et qui s'évanouit dans l'eqiace sqnès use course rapide. Newton a fait voir que malgié ces appur^OK^es les comètes sont soumises aussi aux lois rigoureuses de la gravitation universelle , qu'il n'y a rien d'irrégidier) jien d'impréva

CHAP. Vf. — APPARENCE lŒS COMÈTES. 287

dns k route qu^elles smrent : qa'après avoir observe un petit

Bomlxe de leurs positions sur la voûte céleste, on peut trouver

leur distanoe au soleil et à la terre , calculer Tinstant de leur

pssage an periliâie y tracer leur orbite et déterminer les vitesses

éfférentes qu^elles doivent y prendre en chaque point. A Fépo-

que même o«i THcwtoxk établissait théoriquement ces lois fonda-

Beotaks, il fmt les confirmer par Texpérience sur la grande

OMuae de I6SO9 Tune des plus extraordinaires qui se soient

MOfttrecs et qvd aurait Àé peut-être Tune des plus effirayantes

âSe^itoii n'eût pas mairqué dans le del tous les points où elle

Aenôl paraître à un instant donné. Immédiatement après son

pmirr au pérîhélie, cette com^, dans l'espace de deux jours,

dépkm une queue immense de 20 millions de lieues de lon-

gQeiir,sGiis-tendant dans le ciel un angle de plus de 50° qui, plus

tad, aptes son développement complet, se montra avec une

Vs^m de 40 millions de Ueues; graine, par conséquent,

conme\a fistance de la terre au soleil.

L'orixite de c^ette ccnnète, calculée par Newton et exactement confinBee par rexpérience, se trouva être une parabcde, courbe xdbne cpd excluait toute idée de retour pour cet astre prodigîesx; mais les principes posés admettaient les dlipses aussi bien qae les autres sections coniques. Il y eut donc une grande anleor parmi les astronomes, ponr observer les comètes et pour Aerdasr si dans le nombre il ne s^en trouverait pas qui eussent des oilntes fimes, et qui dussent par conséquent reparaître à des époques régulières et périodiques. Halley fiit le premier qui eot la bonne fortune de trouver des orbites elliptiques ; ayant calcalé , d'après des observations anciennes , les courbes décrites par les comètes de 1531 et de 1607 , il les rapprocha de la coorbe déorite par la comète de 1682, et reconnut entre les Sèment^ de tAÎes ressemblances, qu'il n'hésita pas à regarder ces ori>ites comme appartenant à un même astre dont les retours devaient avoir lieu après chaque période de 75 ou 76 ans. lloaa donc prédire pour le commencement de 1759 le retour 4e la comète de 1682 ; cette prédiction fut accomplie ; la comète teparut en eflfet le 12 mars 1759. Elle eut bien à subir , il est vrai, quelques pertmbaùons de la part de Jupiter et de Saturne, et par suite quelques retards ; mais Clairaut les avait prévus et cakrolés d'avance avec nne exactitiMie très^étonnante pour cette

époque. Cette comète conserve à juste titre le nom de comète de Halley; sa nouvelle période achevée, elle est revenue fidè* lement en 1835; visible dans Thémisphère austral avant de l'être dans notre hémisphère , elle a été observée par M. Herscbel, au cap de Bonne-Espérance, pendant plusieurs mois. Les figures 9 et 10 (Pl. 31 b), qui la représentent, sont tirées de son ouvrage {Results of astr, obs. mode during the years 1834, 1835, 1836, 1837, 1838, rtf the cape ofGood^Hope^ Londres, 1847). Les nouveaux éléments qui ont été recueillis dans cette dernière apparition, démontrent d'une manière plus décisive encore que c'est bien le même astre qui a été vu dès Tannée 1305; les observations antérieures étant trop peu exactes pour que Ton puisse être sûr qu'elles s'appliquent, en effet, à la comète de Halley. En 1819, une seconde comète périodique a été découverte , par M. Encke , de Berlin ; elle s'appelle comèie d'Encke^ ou comète à courte période^ parce qu'en effet la durée de sa révolution n'est que de 1207 jours ou environ, 3 ans et demi. Plusieurs autres, ayant des périodes diverses, ont été ensuite successivement découvertes et csdculées , mais leur noaibre est bien petit, si on le compare au nombre total des comètes qui sont venues, depuis les temps les plus anciens, effrayer les différents peuples de la terre et exciter le zèle des astronomes et des géomètres. Les catalogues mentionnent 700 ou 800 apparitions, sur lesquelles on a calculé environ 150 orbites, et dans le nombre il n'y en a pas 10 qui apparti^inent à des comètes périodiques.

La constitution physique de ces astres a un haut degré d'intérêt pour la science , soit à cause de leur nombre , soit à cause des phénomènes extraordinaires qu'ils nous présentent. La matière qui les compose est certainement analogue à celle qui con* stitue la terre et les planètes , pidsqu'elle est soumise à la gravitation universelle; cela ne veut pas dire cependant qu'elle doive contenir, à l'exclusion de tous autres, les élànents diinûqucfs que nous connaissons; car rien ne prouve jusqu'à présent que toute espèce de matière pondérable doive se trouver sur la terre, au moins eii échantillon.

Les comètes ne sont point des corps lumineux, elles ne brillent que par la lumière du soleil, qu'elles renvoient, comme les planètes , avec d'autant plus d'abondance qu'elles sont plus voi-