DU SOLEIL

nom de protubérances roses. Une cause quelconque, entr'ouvrant Tenveloppe lumineuse du Soleil,, laisserait voir à nu une portion du globe obscur ; de là ces taches mystérieuses. Ou bien , du noyau partent des éruptions gazeuses qui tra* Tersent Tatmosphère transparente , dissipent et éteignent partiellement les nuages lumineux de la photosphère. Suivant Herschel, cette substance par laquelle le Soleil brille ne doit être ni un liquide , ni un fluide élastique : sans cela les cavités des taches seraient bientôt remplies. Les belles expériences d'Arago sur la polarisation de la lumière ont d'ailleurs fait voir positivement que la lumière émise par le Soleil est projetée, non par un corps solide, mais par un corps gazeux. Cette substance doit donc être analogue à nos nuages ou 11 des vagues lumineuses , et flotter dans Tatmosphère transparente de l'astre. D'après quelques astronomes, les taches solaires, quand elles sont très-considérables , seraient une cause d*une diminution de la chaleur émise parle Soleil, et éHes pourraient causer sur notre Terre même des changements de température.

Des expériences faites au moyen de la photographie sur la chaleur relative des diverses parties du Soleil ont permis de reconnaître que la température des régions équatoriales de cet astre est beaucoup plus élevée que celle de ses régions polaires. D'après d'autres expériences photométriques, on a calculé que trois centimètres de la substance du Soleil transportés à la surface de la Terre éclaireraient autant que 12 000 bougies ; et la Terre, transportée au Soleil , en recevrait une chaleur 30 000 fois plus forte que celle qu'elle en reçoit actuellement.

On a présenté deux hypothèses sur le mode de propagation de la lumière : 1* l'hypothèse de Y émission^ par laquelle on suppose que le Soleil et les corps lumineux en général envoient une substance qui franchit l'espace et traverse les corps transparents; 2® l'hypothèse des ondiUations , par laquelle on suppose qu'un fluide très-subtil, nommé éther,

8 COSMOGRAPHIE GËLESTE.

est répandu partout, et que les vibrations des molécules des corps lumineux se transmettent de proche en proche à travers ce fluide , comme les vibrations du son à travers l'air. Cette dernière opinion est aujourd'hui généralement admise.

Quelques astronomes ont regardé comme un reste de lumière condensée autour du Soleil la lueur blanche , faible et très-allongée, qu'on nomme lumière zodiacale : on l'aperçoit lorsque le Soleil est un peu au-dessous de l'horizon, et elle présente la forme d'un fuseau très-étroit ou d'une pyramide dont la base s'appuie sur l'astre. Ce fuseau ou cette pyra* mide de lumière n'est guère visible dans nos climats qu'au mois de mars , après le coucher du Soleil , et au mois de septembre , avant son lever.

Les rayons lumineux du Soleil sont en même temps des rayons calorifiques. On a calculé que la quantité totale de chaleur que cet astre émet en tout sens autour de lui serait capable de. fondre par jour une couche de glace de 2 myriamètres d'épaisseur, qui l'envelopperait de toutes parts. Le peu de place qu'occupe la Terre dans l'espace , fait qu'elle ne reçoit guère que la deux billionième partie de cette énorme quantité de chaleur.

m. DES PLANETES.

1. DESCRIPTION GÉNÉRALE DE LEURS MOUVEMENTS. — 2. DESCRIPTION PAR- TICULIÈRE DES DIFFÉRENTES PLANÈTES. — 3. RÉFLEXIONS GÉNÉRALES SUR LEUR SITUATION ET LEURS DIMENSIONS.

4 , Description générale des monvements des planètes.

Les planètes décrivent une orbite et ont un mouvement de translation autour du Soleil , qui les attire en vertu de la loi de la pesanteur ou de Vattraction universelle , découverte par Newton. Cette attraction , appelée aussi gravitation ou force centripète^ attire les corps célestes les uns vers les autres, en raison directe de leurs masses et en raison inverse du carré des distances ; c'est-k-dire que , si Ton suppose deux corps placés à une certaine distance Tun de l'autre, et qu'on suppose k l'un dev^ fois autant de masse qu'à l'autre, il l'attirera deiuc fois plus qu'il ne sera lui-même attiré ; et que, d'un autre côté, si un corps était placé, par exemple , deux fois plus loin qu'il ne l'est du centre qui l'attire, il serait qibatre fois moins attiré ; s'il était qiuitre fois plus éloigné , il serait seize fois moins attiré , etc. Or, le Soleil , qui a incomparablement plus de masse que les autres corps du système solaire, les attire vers lui avec d'autant plus d^intensité qu'ils sont plus rapprochés, et cette force les ferait tomber sur lui , si une autre force , commune à tous les corps qui tournent autour d'un centre, ne les en éloignait : celle-ci est la force de projection ou force centrifuge , qui tend sans cesse à éloigner la planète du Soleil , dans la direction de la tangente à l'orbite de cette planète. L'admirable combinaison de cette force avec la première fait décrire aux planètes une orbite autour de l'astre principal du système.

Kepler a fait voir que cette orbite est elliptique , et que le

Soleil n*est pas au centre de cette ellipse , mais à Tun de ses foyers ; on appelle excentricité la distance qui le sépare du centre du plan que circonscrit Torbite de chaque planète. Le point où les planètes sont le plus rapprochées du Soleil est le périhélk; celui oU elles en sont le plus éloignées est Vaphélie. Pour la Terre, en particulier, on s'aperçoit facilement qu'elle s'éloigne et s'approche tour h tour du Soleil , car le diamètre de celui-ci nous parait plus ou moins considérable suivant les époques de Tannée : le maximum de ce diamètre est de 32'3ô'\ vers le 1*' janvier; le minimum est de 3rdl'\ vers le 1*" juillet. A sa moindre distance du Sokil, c'est-à-dire dans son périhélie, la Terre est à 15 051 000 m^ riamètres du Soleil ; à sa plus grande distance , c'est-À-dire dans son aphélie, elle en est à 15 566 000 myriaBièires ; la distance moyenne est de 15 308 000 myriamètres.

On nomme périgée le point où un corps céleste est le phis près de la Terre ; apogée celui où il en est le plus éloigné. On comprend par conséquent que le Soleil est dans son périgée quand la Terre est dans son périhélie; et qu'il est dans son apogée, quand elle se trouve dans son aphélie.

Les planètes opèrent leurs révolutions à de grandes distances entre elles» avec des vitesses très-inégales, dans des ellipses plus ou moins allongées ; elles s'éloignent et se rapprochent tour à tour les unes des autres ; chacune a son périgée et son apogée, c'est-k-dire sa plus grande proximité et son plus grand éloignement de la Terre. Ucmomalis d'une planète e&t sa distance h l'aphélie.

On nomme apsides les deux extrémités du grand axe d'une orbite, c'est-à-dire le périhélie et l'aphélie mêmes. La distance moyenne d'une planète au Soleil e&t la moitié de ce grand axe.

VèUmgaMon ou la digression d'une planète est la distance entre le lieu du Soleil et celui d'une planète.

Par l'eSét du mouvement de translation de la Terre, oonbiné avec celui des planètes, elles nous semblent avoir tour

DES PLANÈTES. il

à tour un moiw&inent direct, des sUUiom et un mowoement rétrograde. Quand elles sont situées du même côté que la Terre, elles paraissent suivre une direction parallèle k la nôtre et décrivent alors leur mow)ement direct; puis elles fuient droit devant nous pendant un certain temps, et nous semblent demeurer ^ la même place dans le ciel : c'est ce qu'on appelle leur station; ensuite, les planètes, passant derrière le Soleil, nous paraissent suivre une direction opposée à la première et décrivent leur mouvement rétro^ grade,

La conjonction inférievre d'une planète a lieu quand elle se trouve entre le Soleil et la Terre ; la conjonction supérieure ou Voppositiony quand elle se trouve pour nous derrière le Soleil.

Quoique les planètes tournent en général à peu près dans le même sens, leurs orbites sont cependant inclinées les unes sur les autres de quelques degrés. Les deux points où Torbite d'une planète coupe celle de la Terre s'appellent nœuds.

La latitude d'une planète est sa distance, soit au nord, soit au sud, de l'orbite de la Terre. Sa longitude est sa distance au point du ciel où nous voyons le Soleil au moment de l'équinoxe du printemps, que Ton considère en astronomie comme le commencement de Vannée.

On appelle lieu héliocentrique d'une planète celui où elle se trouverait, observée du centre du Soleil, et lieu géocen^ trique celui où nous la voyons de la Terre , ou plutôt où on la verrait du centre de la Terre. De même, un astre quelconque est dit avoir un mouvement géocentrique ou hèlio^ centriquCy suivant qu'il tourne autour de la Terre ou autour du Soleil ; ainsi, le mouvement de la Lune est géocentrique, et ceux des planètes sont héliocentriques.

On appelle lieu vrai d'une planète, et en général d'un astre quelconque, le point du ciel avec lequel coïnciderait le centre de cet astre, s'il était vu du centre de la Terre ; on

i2 COSMOGRAPHIE CÉLESTE.

appelle lieu apparent celui avec lequel coïDcide le centre de l'astre, vu de la position qu'occupe l'observateur.

Il faut distinguer dans la translation des planètes plusieurs sortes de révolutions :

lo La révolution périodique^ qui est le temps employé par l'astre pour revenir au même point de son orbite, par exemple à un même nœud : — 2* la révolution sidérale^ temps que met la planète à revenir en conjonction avec une même étoile, pour un observateur qui serait placé au centre du Soleil ; — 3® la révolution synodique^ qui marque le retour de la planète à la même position par rapport au Soleil, pour un observateur supposé placé au centre de la Terre ; — 4*' la révolution tropique^ qui mesure le temps après lequel, pour un observateur placé au centre du Soleil, la planète revient à la même longitude en même temps que l'équinoxe du printemps ^

Pour pouvoir assigner la position d'une planète à une époque quelconque, il est nécessaire de connaître sept quantités^ qu'on nomme les éléments de la planète^ et qui sont : l** la longitude du nosud de la planète ; -r- 2® Yinclinaiscm de son orbite' sur l'orbite de la Terre; — 3* la longitvde du périhélie de la planète; — 4° le demi-grand axe de l'orbite; — 5° Vexcentricité du Soleil dans cette orbite ; — 6* la durée de la révolution sidérale de la planète; — 7*" la longitude de la planète à une époque déterminée.

On nomme époque un instant déterminé auquel on rattache le lieu moyen d'un astre dans le cours de ses mouvements, de sorte qu'on peut, en partant de cet instant, trouver le lieu moyen de l'astre pour un moment quelconque. Le Bureau des longitudes prend pour époque, dans toutes ses tables, le I»' janvier, à minuit.

Kepler a fait voir que les planètes sont soumises aux trois grandes lois suivantes :

4 . Yoy. plus loin ce qui est dit de la longitude au cliapitre m de la Cosmo»

graphie târrestrt.

V Les orbites sont des ellipses dont le Soleil occupe le foyer commun.

2** Les espaces marqués par une ligne tirée du Soleil à une planète, dans les différents points de son orbite, sont égaux^ quand les temps employés à les parcourir sont égaux; ou bien, les espaces parcourus par la droite qui joint le centre du 5oleil au centre d!une planète sont proportionnels aux temps employés à les parcourir, ou bien encore, les rayons vecteurs (droites qui vont du Soleil à une planète) décrivent des aires des surfaces) proportionnelles aux temps. Ainsi, k mesure que le rayon vecteur devient plus long par suite de la forme elliptique de Torbite, la planète marche moins vite dans son orbite, et l'angle décrit dans un temps donné diminue, mais Taire demeure la même, parce qu'elle est plus allongée ; d*un autre côté^ si le rayon vecteur devient plus court, Tangle augmente et l'aire devient plus large; de sorte que Taire décrite en deux jours, par exemple, est constamment deux fois plus grande que celle qui est décrite en un jour.

3® Les carrés des temps des révolutions des planètes sont entre eux comme les cubes de leurs distances moyennes au So^ leil. Ainsi, pour comparer entre elles les deux planètes les plus voisines du Soleil, on trouve que le carré de la révolution de Mercure autour du Soleil est de 7744 jours; le carré de celle de Vénus est de 50 625 jours. Ce dernier nombre est six fois et demi plus considérable que le premier. Or, le cube de la distance moyenne de Venus au Soleil est aussi six fois et demi le cube du grand axe de Torbite de Mercure.

Mais pourquoi chaque planète décrit^elle une orbite elliptique, plutôt que circulaire ? Si, à Torigine du mouvement de la planète, Timpulsion qui Ta lancée dans Tespace eût égalé exactement Taction attractive du Soleil, et eût d'ailleurs agi perpendiculairement à la direction de cette force, la première courbe décrite par la planète eût été un arc de cercle, et Torbite de ce corps eût été circulaire. Mais cette

i^ GOSHOORAPBIE CÉLESTE.

orbite ne se rencontre pas dans notre système, parce qu'il n*y avait qu'une seule impulsion susceptible de lui communiquer un mouvement circulaire, tandis qu'il y en avait une foule d'autres capables de lui imprimer des mouvements elliptiques ; dans la première seconde du mouvement, en efiet, le corps peut avoir été lancé avec une impulsion ou plus forte ou plus faible que l'attraction du Soleil ; et si, dans la première seconde, le corps a parcouru un arc d'ellipse, il doit, à toute éternité, en vertu de l'inertie de la matière, décrire une ellipse.

Les mouvements des planètes subissent, avec le temps, des altérations plus ou moins considérables, qui, k la longue, finissent par les écarter sensiblement des ellipses ôbservées d'abord : ainsi, les nœuds se déplacent peu à peu, les inclinaisons des plans de leurs orbites varient progressivement; la position de leur périhélie et de leur aphélie change d'année en année. Toutes ces déviations, qu*on désigne par le nom de perturbations ou à'inégalités, sont dues à l'attraction que les diverses planètes exercent les unes sur les autres. Cependant les mouvements moyens et les grands axes restent constamment invariables; et ces perturbations, après tout, sont très-faibles, parce que, comparées au Sorleil, les masses des planètes sont fort petites, et que, par conséquent, leurs attractions réciproques sont très-peu sensibles relativement h la puissance centrale qui régit leurs mouvements.

D'ailleurs, les inégalités des mouvements planétaires sont toutes périodiques f c'est-à-dire qu'elles se reproduisent avec la même valeur après un temps plus ou moins long.

Indépendamment de leur mouvement de translation^ les planètes ont un mouvement de rotation sur elles-mêmes; on l'explique, en supposant qu'à l'origine chacune a reçu une impulsion dont la direction n'a point passé par le centre de gravité de l'astre.

DES PLANÈTES. i5