Description particirlière des dilTérentes plsnètes

Mercure est la plaiiëte la plus voisine du Soleil, dont il est éloigné d'environ 6 0000QO de myriamètres; sa révolution de translation dure 88 jours, et sa rotation 24 heures 5 minutes. C'est la planète qui a le plus rapide mouvement dans son orbite : elle parcourt 18 000 myriamètres par heure. Newton pense que la lumière y est sept fois plus intense que sur notre globe, et que la température y est supérieure à celle de Teau bouillante. Son diamètre apparent varie de 5 secondes à 12 secondes. Son diamètre réel est de 540 myriamètres; son volume est le 16* de celui de la Terre, et sa densité, qui est supérieure à celle de toutes les autres planètes, égale environ trois fois celle de notre globe. On suppose qu'il y a des montagnes de 16000 mètres d'élévation. On lui attribue aussi une atmosphère très-dense. Engagé souvent dans les rayons solaires, il se distingue difficilement à la vue simple; on l'aperçoit seulement quelquefois un peu après le coucher du Soleil ou un peu avant son lever. Il offre des phases diverses, c'est-à-dire que sa lumière nous parait plus ou moins étendue, suivant sa position. On le vbit quelquefois parcourant, sous la forme d'une petite tache noire, le disque du Soleil : ces passages de Mercure n'ont pas lieu pour nous k toutes les révolutions, à cause de l'inclinaison de son orbite sur le plan de l'écliptique, et nous ne pouvons les voir que lorsque la planète est à l'un de ses nœuds ; ils arrivent régulièrement après des périodes de 6, 7, 13, 46 et 263 ans.

Vénus y à environ 11000000 de myriamètres du Soleil, nous offre un très-bel éclat, parce qu'elle est la planète la plus rapprochée de nous. Le soir, elle se montre vers le couchant, et y devient visible avant toutes les étoiles; on continue à la voir briller dans le ciel pendant trois ou quatre heures après le coucher du Soleil. Le matin, elle apparaît

i6 COSMOGRAPHIE CÉLESTE.

vers l'orient trois ou quatre heures avant le lever du Soleil, et se montre encore après toutes les étoiles : on la nomme tour à tour^ suivant les époques où on la voit, étoile du Soir^ Vesper, étoile du Berger ^ ou bien Lucifer^ Phosphore, étoile du Matin. Son diamètre apparent varie beaucoup (de I minute à 10 secondes); son diamètre réel est de 1260 myriamètres; son volume égale les -^ de celui de la Terre. Sa révolution autour du Soleil dure 225 jours; et sa rotation, 23 heures 21 minutes. On a cru y observer une atmosphère semblable à la nôtre, et des montagnes de 34000 mètres d'élévation, c'est-à-dire quatre fois plus hautes que celles de la Terre. La chaleur et la lumière doivent y être deux fois plus considérables que sur notre globe. Vénus est, de toutes les planètes, celle qui nous présente les phases les mieux caractérisées : à la conjonction supérieure, nous la voyons sous la forme d'un petit cercle : alors la partie éclairée par le Soleil est entièrement tournée vers la Terre. A la conjonction inférieure, lorsqu'elle est placée entre le Soleil et la Terre, elle tourne vers nous sa partie obscure, et disparaît entièrement, à moins qu'on ne la voie se projeter sur le disque solaire sous la forme d'un point noir; dans les autres positions, elle nous présente un croissant, ou un demi-cercle, ou un ovale lumineux, ou enfin un disque arrondi ; mais ce n'est pas «ous cette dernière forme qu'elle nous paraît le plus brillante, parce qu'alors elle est trop loin de nous; & mesure qu'elle se rapproche de la Terre, la portion éclairée qui est visible pour nous diminue, mais en méfne temps le diamètre apparent augmente; Vénus offre son aspect le plus brillant, lorsque son élongation est de 45 degrés et qu'elle approche ou qu'elle commence à s'éloigner de la conjonction inférieure. Le passage de Vénus devant le disque du Soleil est un phénomène intéressant; quand elle passe en face du centre de l'astre, ce passage dure jusqu'à 7 heures 52 minutes. Ces sortes d'éclipsés sont fort rares : elles ne reviennent qu'au bout de 113 ans et demi; alors il y en a deux,

DES PLANÈTES. il

qui se succèdent à 8 ans de distance : le prochain passage de Vénus sur le Soleil aura lieu en 1 874, et le suivant en 1882.

La Terre vient après Vénus, de laquelle on la verrait à peu près sous le même aspect que Vénus nous offre elle-même. Nous avons déjà dit qu'elle est à environ 15000000 de myriamètres du Soleil. Elle fait sa révolution autour de cet astre en 365 jours 6 heures.

Les planètes plus voisines du Soleil que la Terre sont dites inférieures. Mercure et Vénus sont les seules dans cette position.

Toutes les autres planètes sont supérieures. La première qui se présente dans cette série est Mars y à environ 23000000 de myriamètres du Soleil. Cet astre offre une couleur sombre, d'un rouge foncé, qui parait due à une épaisse atmosphère; on voit, sur son disque, des bandes et des taches d'une grande étendue. Son diamètre apparent varie de 4 secondes à 18 secondes. Son volume est à peu près le 7* de celui de la Terre. Sa révolution autour du Soleil dure 687 jours (environ un an et 10 mois). Il est le plus brillant vers le temps de son opposition , car il se trouve alors le plus près* de la Terre; à mesure qu'il se rapproche du Soleil, son éclat diminue pour nous, et vers la conjonction on ne peut le voir à l'œil nu. Ses phases se présentent sous la forme d'un ovale plus ou moins allongé, et non sous celle d'un croissant, comme paraissent généralement Vénus et Mercure; car, à mesure que les planètes sont éloignées du Soleil, nous en pouvons apercevoir plus complètement la partie éclairée, et les phases sont même insensibles pour toutes les planètes supérieures plus éloignées que Mars. La chaleur et la lumière ne doivent être sur cette planète que les ^ de celles de la Terre. Sa révolution sur elle-même se fait en 24 heures 39 minutes. On distingue, aux p6les de sa rotation, des taches brillantes que l'on suppose formées par des amas de neige et de glace; en effet, ces taches disparaissent quand cette partie de l'astre a été exposée longtemps

48 COSMOGRAPHIE CSLESTE.

aux rayons solaires, et sont le plus étendues après les longues nuits des hivers polaires de Mars. On a reconnu que l'aplatissement de Mars, vers les pôles, est d'environ ^ du diamètre de la planète.

Les planètes qui viennent après Mars sont désignées par le nom de planètes tèlescopîques, parce qu'on ne peut les voir qu'avec un instrument d'optique; on les appelle aussi astéfXjMeSj pour indiquer que ce sont de très-petits astres. Le nombre connu de ces planètes est de 56 (au commencement de 1859). Elles ont été découvertes successivement dans ce siècle :

CérèSy par Piazzi, en 1801 ;

PailaSf par Olbers, en 1802 ;

/imon, par Harding, en 1804;

VestUf par Olbers, en 1807, etc.

(Voir le tableau des planètes télescopiques , page 23 bis.)

Ces planètes sont très -petites : Pallas, qu'on croit la plus grosse, n'est que le 52* de la Terre. Leur distance au Soleil varie de 34 à 50 millions de myriamètres. Le temps de leur révolution est compris entre 3 ans et 105 jours (Flore) et 5 ans et 223 jours (Euphrosine). On a cru reconnaître Texistence d'une atmosphère étendue autour de Cërès et de Pallas. Les orbites des planètes télescopiques sont généralement très-inclinées sur l'orbite de la Terre, et l'inclinaison de Pallas s* élève même à près de 35 degrés.

Le rapprochement de ces planètes et leur volume, si petit comparativement aux autres, ont fait penser à quelques astronomes que ce sont des fragments d'une planète plus considérable , qu'une cause extraordinaire aurait brisée en différents morceaux.

Jupiter j la plus grosse des planètes, est à environ 81000000 de myriamètres du Soleil; il emploie II ans et 315 jours îi parcourir son orbite, et sa rotation s'opère en 9 heures 55 minutes; son mouvement sur son axe est 26 fois plus rapide que celui dfe la Terre. Il est très-aplati vers

ks pôles (^ de 'son diamètre moyen). C'est, avec Vénus, la planète qui offre le plus brillant éclat et le plus grand diamètre apparent : ce diamètre, à la distance moyenne, est de 37 secondes. Son volume est 1 400 fois celui de la Terre. On voit, sur son disque, de grandes zones parallèles et obscures, dont rétendue et la position varient ; on les attribue à l'existence de vents réguliers , qui disposeraient et réuniraient en vastes bandes les vapeurs équatoriales de Jupiter, suspendues dans une très-grande atmosphère. On a, de plus, remarqué sur cet astre certaines taches sombres, semblables k des traînées de nuages, que des vents transporteraient avec des vitesses et des directions différentes. La chaleur et la lumière doivent y être 27 fois moindres qu'à la surface de la Terre.

SaturnCy à 148 000000 de myriamètres du Soleil, fait sa révolution en 29 ans et 173 jours, et sa rotation en 10 heures 30 minutes; son aplatissement polaire est de ^^ de son diamètre moyen. Il présente dans sa forme une étrange anomalie : l'axe de son équateur, quoique plus grand que celui de ses pôles, n'est pas son axe maximum; son plus grand axe fait avec celui de Téquateur un angle d'environ 45 degrés. Son volume est 735 fois celui de la Terre. A la distance moyenne, son diamètre moyen est de 18 secondes. Malgré sa grosseur, il n'offre, à cause de son grand éloignement, qu'une lumière pâle et plombée. La chaleur et la lumière doivent y être 80 fois moindres que sur la Terre.

Comme Jupiter, Saturne a des bandes parallèles vers son équateur, et il montre aussi de grandes taches sombres.

Cette planète est accompagpée d'un immense anneau, que Galilée aperçut, dit-on, le premier, etque Huyghens vit enfin distinctement, dans le xvn* siècle ; cet anneau a très-peu d'épaisseur (16 myriamètres environ) : aussi, quand il ne présente en face de la Terre que cette dimension, il devient à peu près invisible pour nous; il est réellement composé de deux anneaux concentriques, ^parés l'un de l'untre par un intervalle d'environ 270 myriamètres; l'intervalle entre la

planète et l'anneau intérieur est de 3000 Ynyriamètres ; le diamètre extérieur du double anneau est de 30000 myriamètres, et le diamètre intérieur, de 21 500 myriamètres'. Cette étrange ceinture offre des aspects très-divers : lorsque son plan est à la fois tourné vers le Soleil et la Terre, nous en voyons la surface éclairée, qui apparaît sous la forme d*une ellipse; lorsqu'au contraire le plan de Tanneau passe entre le Soleil et nous, la partie obscure est tournée de notre côté, et l'anneau est invisible : il projette alors une ombre* sur le 'globe de Saturne, et y forme une bande obscure. Les deux anneaux tournent ensemble en 10 heures 32 minutes. Ils paraissent environnés d'une grande atmosphère. Les anneaux de Saturne ne paraissent pas former un système invariable : toutes les portions de ce système ont subi, depuis qu'on les observe, des changements notables ; elles semblent se rapprocher de la planète , et Ton croit qu'elles s'y absorberont.

Uranus, à 293000000 de myriamètres du Soleil, fait sa révolution en 84 ans et 27 jours. Le temps de sa rotation n*est pas connu. Il est environ 82 fois aussi gros que la Terre. La chaleur et la lumière doivent y être 400 fois moindres que sur notre globe. A cause de son grand éloignement, on ne peut guère le voir sans lunette. W. Herscbel le découvrit en 1781, et l'appela d'abord astre de George.

Neptune^ à environ 469000000 de myriamètres du Soleil, fut découvert en 1846, par M. Galle, de Berlin, sur les indications et les calculs de M. Le Verrier, qui devina l'existence de cette planète en cherchant à expliquer les perturbations d'Uranus. Celui-ci éprouve, en effet, des inégalités que l'action de toutes les planètes connues jusqu'alors ne pouvait expliquer entièrement ; il était donc naturel de supposer qu'il existait quelque autre planète, non encore aperçue,

4. M. Bond a reconira, en 4850, Texistenco d'an troisième anneau, situé à l'inlérienr de ce double ancien anneau et qui n'est pas brillant comme celuici , mais obscur.

dont Faction dût produire sur Uranus. ces perturbations mystérieuses. Neptune fait sa révolution autour du Soleil en 165 ans; son mouvement de rotation n'a pas été constaté. Son volume est 110 fois plus considérable que celui de la Terre. La lumière et la chaleur y sont 1000 fois moindres que sur notre planète.

3. Réflexions générales sur la situation et les dimensions des planètes.

Telles sont les planètes connues. Elles sont, en général, et en regardant les planètes télescopiques comme une seule, écartées les unes des autres suivant une loi désignée sous le nom de loi de Bode, d'après le célèbre astronome qui l'a fait connaître; en voici le principe : si l'on écrit les nombres suivants, qui, à partir du second, vont en doublant : 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384, et qu'à chacun on ajoute 4, on a les nombres 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100, 196, 388, qui expriment assez exactement, en dixièmes de la distance de la Terre au Soleil, les distances successives des planètes; ainsi, en supposant la distance de la Terre au Soleil divisée en dix parties égales, la distance de Mercure à cet astre en contiendra à peu près 4; celle de Vénus, 7; celle de Mars, 16; la distance moyenne des télescopiques, considé* rées comme une seule, 28 ; la distance de Jupiter, 52 ; celle de Saturne, 100; celle d'Uranus, 196; celle de Neptune, 388. Cependant ce dernier nombre est un peu trop fort pour exprimer l'éloignement de la planète.

On peut dire, d'une manière générale, que les intervalles entre les planètes principales vont en doublant à mesure qu'on s*éloigne du Soleil.

Pour donner une idée des grosseurs et des distances des corps planétaires, sir John Herschel dit que, si le Soleil est représenté par un globe de 2 pieds de diamètre , Mercure pourra l'être par un grain de moutarde, à une dislance de 164 pieds; Vénus, par un pois, à 284 pieds; la Terre, par

22 COSMOGRAPHIE GËLEST£.

un pois un peu plus gros, k 430 pieds; Mars, par une grosse tête d*épingle, à 654 pieds; les planètes télescopi* ques, par de petits grains de sable, à une distance de 1000 à 1 200 pieds ; Jupiter, par une orange moyenne, k 2200 pieds ; Saturne, par une petite orange, k 4000 pieds; Uranus, par une grosse cerise, k 8200 pieds. On peut ajouter que Neptune, dans cette comparaison, sera figuré assez exactement par une prune, k 14 500 pieds.

La translation est d^autant plus rapide que les planètes sont plus voisines du Soleil; la rotation, au contraire, s'accroît avec la distance de ces astres et en même temps avec leur grosseur.

Les orbites des grandes planètes sont généralement renfermées dans une bande de 18 degrés de largeur, et la partie de la voûte céleste qui comprend ces 18 degrés s'appelle zodiaque. Les orbites de quelques-unes des planètes téïescopiques s'avancent de quelques degrés au delk de cette zone.

Les deux tableaux suivants résument les principaux éléments des planètes et du Soleil.

Le premier comprend le Soleil et les huit plus grosses planètes ; le second, les planètes télescopiques. On y verra successivement les figures par lesquelles on est convenu de désigner les corps planétaires ; les distances moyennes des planètes au Soleil; la durée de leur révolution sidérale autour de cet astre; la durée de leur rotation, quand elle est connue; l'inclinaison de leur orbite sur l'écliptique; leur volume, leur masse et leur densité S comparés k ceux de la Terre.

4. On Terra, dans le Complément ^ par qaels moyens on est parrenu i déterminer ce Yolume, cette masse et cette densité, ainsi qne les distances.

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