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casses.

Pendant longtemps cette planète fut confondue avec les étoiles de très-petite dimension. Ce fut en 1781 qu’llerschcl , étudiant le ciel avec son grand télescope, y découvrit un mouvement sensible , lent à la vérité, mais suffisant pour qu’il reconnût que c'était une planète située à une distance énorme du soleil.

Elle met trente mille six cent quatre-vingtsept jours, ou quatre-vingt-quatre ans vingthuit jours et sept dixièmes de jour à achever sa révolution dans un plan presque identique à celui de l’écliptique, et à la distance moyenne du soleil de 666,833,000 lieues. Sa vitesse n’est que de quatre-vingt-quatorze lieues par heure.

Son diamètre apparent est de 4". On n’a pu jusqu'à présent y reconnaître de rotation ; mais il est probable qu’elle tourne sur ellemême. comme Saturne et Jupiter, dans l'espace de neuf à dix heures. Son volume est soixante-dix-sept fois plus considérable que celui de la terre. Son diamètre est de douze mille deux cents lieues, et cependant elle est à peine visible à l’œil nu.

Sa densité est à peu près les neuf dixièmes de celle de notre globe. Un corps qui pèse 1 sur la terre ne pèse que 0,93 sur Uranus , et il ne tomberait à sa surface que de quatorze pieds trente-six centièmes dans la première seconde.

Satellites d’Vranus.

A part les deux satellites inférieurs de Saturne , ceux d’Üranus sont les objets de notre système planétaire , les plus difficiles à apercevoir. L'existence de deux d’entre eux est hors de doute, et l’on soupçonne celle des quatre autres. Ces deux satellites offrent des particularités très-remarquables et tout à fait inattendues. Contrairement à l’analogie qui s’observe dans tout le système solaire, aussi bien pour les satellites que pour les planètes principales, les plans de leurs orbites sont

UAANUS.

presque perpendiculaires à l'écliptique, ayant sur ce plan une inclinaison de 78" 88’; et leurs mouvements sont rétrogrades; c’csl-àdirc que si l'on projette sur le plan de l'écliptique les points qu'ils occupent dans l’espace, les points de projection , au lieu de se mouvoir de l'ouest à l'est autour du centre du mouvement, comme c'est le cas pour les planètes et pour tous les autres satellites, se mouvront en sens contraire. Les orbes de ces deux satellites sont exactement ou presque exactement circulaires , et l'on n’a point reconnu que leurs nteuds eussent un mouvement sensible , ou au moins rapide , ni que leurs inclinaisons eussent éprouvé un changement appréciable dans le cours d'une demirévolution de la planète principale autour du soleil.

Ces singularités anomales qui se présentent aux limites les plus reculées de notre système solaire, comme pour nous préparer à voir le fil de toutes les analogies rompu , quand nous passerons à d'autres systèmes , n'étaient appuyées que sur le témoignage de W. Herschcl, qui avait découvert ces satellites, et qui seul avait pu les voir. John Herschel a encore pleinement confirmé sur ce point les observations de son illustre père.

Cet astronome a publié sur ces satellites les données suivantes :

Kn prenant pour unité le demi-diamètre d’iiranus , vu de la moyenne distance de la planète au soleil , les distances moyennes des satellites à son centre , et la durée de leur révolution sidérale , sont :

Diatanre moyenne.

Du nie.

On trouve, relativement aux satellites, les mêmes rapports qui existent entre les durées des révolutions des planètes et leur moyenne distance au soleil , c’est-à-dire que les carrés des temps det révolution » sidérales des satellites , i sont entre eux comme les cubes de leur moyenne distance au centre de leur planète.

Il est encore une autre loi qui parait commune aux satellites, c'est d'employer le même temps pour faire leur révolution , et pour tourner sur leur axe ; en sorte qu'ils offrent toujours la même face à leur planète : c'est ce qui a lieu pour la lune et pour les quatre satellites de Jupiter. On a fait la même observation sur le quatrième satellite de Saturne ; il est par conséquent probable qu’ils partagent tous cette singulière propriété.

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