DU 6 MARS 18C

Cette modeste éclipse n'a pas offert les mômes particularités que celle du ler juin i863. (Voir notre tome r)

Le ciel de Paris est décidément peu propice aux ob* servations astronomiques; il semble que la capitale du monde moderne n'ait plus « d'acconamodements avec le ciel ; » car il est fort rare que nos désirs soient satisfaits, et que nos projets s'accomplissent. L'atmosph^i^ se purifie et s'embellit de ses plus illusoires coquetteries lorsque nous n'avons pas besoin d'elle, tandis (^^ précisément aux heures où sa transparence nous serait le plus tttiloi on la voit se couvrir malencontreusemeo^

iftCLIPSBS, 143

) voiles obscurs et de froids brouillards. C'est ce dont ras venons d'être témoin mercredi dernier, jour des 3ndres. Le printemps, gaiement travesti, nous avait )UTi depuis plusieurs jours, et la tiède aurore de Tété mplissait déjà l'atmosphère, lorsque le matin même e VécUpse attendue, les nuages d'hiver sont revenus Qvrir le carême et assombrir le ciel. Peu s'en Mut, a vérité, que Téclipse n'eût été éclipsée à son tour. Cette éclipse annulaire de Soleila dû être visible dans me grande partie de TEurope. La ligne de l'édipse ^otrale passe par le Maroc, le nord de FAlgérie, l'Italie méridionale, la Turquie, la Hongrie, la Russie. Les plus grandes phases ont dû être visibles en Espagne, en France, en Angleterre, en Belgique. Espérons que celle vaste étendue n'a pas été couverte de nuages, et queTéclipse n'aura pas eu le même sort que celle du i^ mars i858, où nos bons voisins les Anglais s'amu^ aèrent tant aux dépens des trains de plaisir organisés ^ur se trouver sur la route de l'éclipsé centrale.

Pour Paris, Téclipse de Soleil n'était que partielle, loais assez étendue toutefois, puisqu'elle atteignit les 7S9 miilièir.es du diamètre du Soleil. Le premier contact s'est effectué à 8 h. aS m. du matin. La plus grande ^^ase a eu lieu à 9 h. 40 m. La fin, à 11 h, 3 m. Nous hvoQs observée à notre petit Observatoire du Panthéon, ^preimère éclaircie n'a découvert le phénomène qu'à lb- la m. Jusqu'à ce moment il avait été complètement ■^possible de rien distinguer, et quoique la clarté difrépandue dans l'atmosphère par le Soleil, ne fût '^^ que la moitié de son état normal, il est bien cerque personne ne se serait douté que cette diminu-»

a44 DERNIERS TRAVAUX DB L'ASTRONOMIB.

tion de lumière fût due au passage de la Lune sur le Soleil plutôt qu'aux nuages. Cette remarque peut servii à expliquer comment des éclipses presque totales ont parfaitement pu passer inaperçues, et comment les dateâ historiques ne les mentionnent point. Elle peut égalée ment servir à nous montrer que les habitants de Mars^j dont c'est là le jour accoutumé^ voient plus clair qu'on ne le croirait au premier abord.

Pendant toute la durée de l'éclipsé, le Soleil n'a pas été un seul instant dégagé des brouillards^ et nous l'avons constamment observé directement, sans nous servir de verre coloré, môme en employant de forts grossissements. Les nuages faisaient l'office de verres obscurateurs. H est certain qu'en de telles conditions atmosphériques une éclipse de Lune n'aurait pu être suivie.

De 9 h^ ao m. à loh. les nuages étant devenus moins épais; on put seulement constater la teinte blafarde particulière aux éclipses de Soleil et la coloration quelque peu sinistre des objets, des maisons, des arbres. On a souvent exagéré cette modification dans la lumière solaire; elle est néanmoins sensible. Des observateurs de l'éclipsedu 12 mai 1706 rapportent que < suivant le progrès ou la diminution de Téclipse les objets changèrent de couleur, qu'au huitième doigt (quand les deai tiers du diamètre du Soleil étaient sous la Lune) ils étaient d'un jaune orangé, et qu'au moment où il n'f avait plus de visible que la 25« partie du diamètre du Soleil, les objets parurent d'un rouge tirant sur Teau vinée. » Halley a rapporté un fait analogue observé pendant rédipse totale de 171 5. Le 28 juillet i85i, M. Airy, à Gottenbourg, vit l'atmosphère s'empourprer

ÉCLIPSES. a45

an zénith quelque temps avant le commencement de Vëclipse totale. La plus grande partie du ciel était cou* verle de nuages. Pendant Téclipse du iB juillet 1860, tous les objets prirent à Alger une teinte jaunâtre d'un aspect livide. Pour expliquer ces Ikits on a été jus* qu'à supposer que le bord et le centre du Soleil n'ont pas la même teinte. Aragoen chercha Texplication dans notre atmosphère même, en disant que pendant Téclipse il y a une certaine quantité de lumière qui est réfléchie par les couches atmosphériques de Thorizon qui. reçoivent encore la pleine lumière du Soleil, tandis que ^ns le lieu de Tobservateur l'atmosphère n*en reçoit plus t^'une certaine partie. Alors l'atmosphère ambiante change notablement de couleur; car tout le monde Ta remarqué, les rayons venant des couches voisines de i^horizon diffèrent toujours par la teinte de ceux que (es couches d'air élevées réfléchissent. A la dernière éclipse ce changement a été peu sensible, et on le comprendra focilementen remarquant que l'air, étant couvert de nuages sur une grande étendue, étaitlui-méme moins accessible à la différence des quantités de lumière.

L'astre — non radieux — du jour offrit bientôt la forme du mince croissant que revêt la Lune quatre )o\iTs avant et après la néoménie, lorsqu'elle apparaît à l'orient le matin et à l'occident le soir au mî- Ueu du silence des crépuscules. On appréciait facilement que le disque lunaire obscur glissant sur le disque lumineux était un peu plus petit, et en arrivant au centre, aurait laissé un très-mince anneau blanc autour de lui. En effet, le demi-diamètre vrai de la lune était de i5' 38% 5 et le demi-diamètre vrai, du

%iù DBRNIEBS TRAVAUX DB l'ASTRONOMIE.

Soleil de 16' 9", o. Si les centres eussent coïncidé Paris, nous aurions donc eu le spectacle d'un anneau 1 laire de 3o' 1/% seulement dépaisseur. On sait que grandeur apparente des disques solaire et lunaire vari^ d'un jour à Fautre, oscillant de part et d'autre de Taire moyenne, qui serait celle d'un cercle de i mètre de dian mètre tenu à 120 mètres d'un observateur. Tantôt le\ Soleil et tantôt la Lune empiètent sur ce disque. A la grande éclipse totale de Soleil du 18 août 1868, qui donncifa certainement des résultats très-importants à la physique solaire, et dont nous rendrons compte dans notre tome lU, le demirdiamètre du Soleil sera de i5' 5o", 7, et celui de la Lune de 16' 44", 4. Aussi la durée de la totalité sera-t-elle maximum.

Lorsque le bord oriental du disque lunaire eut dépassé le milieu du disque solaire, quelque temps après la première éclaircie à 9 b. 3o m., nous reconnûmes que le bord intérieur du croissant solaire était échancrë dans sa partie supérieure (image renversée), ce qui formait un contraste très-sensible avec le limbe extérieur, qui n'était autre que le bord du Soleil, et gardait sa parfaite régularité. Dans la crainte que c'eût été là un effet d'optique, nous nous servîmes de différents oculaires. Avec un grossissement de 3oo fois, il devint facile de constater que ces échancrures appartenaient au corps de la Lune, et avaient pour cause les montagnes de cette région de notre satellite se projetant en noir sur le disque lumineux. Une demi-heure après la plus grande phase, ces échancrures n'étaient plus visibles; — du moins il nous fut impossible de les apercevoir pendant une éclaircie.

taJpsw, %^7

L'abaîseement du thermomètre au milieu de l'édipse D'à offert aucun indice exact de Tinfluence directe du Soleil, à cause des variations atmosphériques, des êclaircies et des nuages. Une couche inférieure de nuées transparentes marchait du nord-est au sud-ouest, 8QU& la direction d'un vent fort. Une couche supérieure paraissait loarcber en sens contraire, mais s'avançait en réalité dans le même sens sous un vent très-faible. A partir de lo heures, les nuages inférieurs marchaient moins rapidement. A ii heures, on ne distinguait plus lebord occidental de la Lune, le ciel était encore couvert, et une petite neige fine s'envola en giboulée. Il fut impossible d'observer les taches du Soleil, n y en avait trois Tavant^veille, dont deux en groupe.

Quinze jours après la publication des observations précédentes, M. Le Verrier présenta le résultat de celles qu'il a dirigées à Marseille et à Ëboli (Italie).

Deux astronomes de l'Observatoire de Paris qui s'étaient rendus à Ëboli, au sud de Salerne^ là où Téclipse élait annulaire, ont été réduits à télégraphier, à midi, au directeur de l'Observatoire : « Déception complète, pluie persistante. » A Marseille, le ciel a été beau par un vent de mistral; les contacts ont été observés avec ^âsezd'exactitude. M. LeVerrier annonce n'avoir pu apercevoir le disque de la Lune sur le fond du ciel, aucune ^storsion des conies ne s^est manifestée, l'examen attentif de la partie obscure de la périphérie, tout près du prolongeaient des cornes, n'a laissé entrevoir aucune protubérance lumineuse.

On avait fait de grands préparatifs à Tobservatoire <ie Marseille pour l'observation de cette éclipse; mais

^48 DERNIBHS TRÀTAtnC DB L'ASTRONOMIB.

en somme les résultats ont été à peu près négatifs, et M. Moigno résume les observations faites sous la direction de M. Le Verrier par ces trois mots caractérisés ; Bienl rienl rien 1

M. Janssen avait reçu du Bureau des longitudes la mission de se rendre à Trani, pour y faire des observations physiques pendant la durée de Féclipse annulaire. Le temps, peu propice d'abord, lui fut ensuite favorable, c L'écIipse est observée, écrit*ilà M. Paye, mais par un bonheur vraiment inouï. Depuis huit jours pluie constante à Trani. J'étais dans une position critique. Fallaitil me déplacer et me porter rapidement de l'autre côté des Apennins, ou subir mon sort à Trani? J'avais demandé télégraphiquement aux observateurs de Salerne quel était leur temps et j'avais tout préparé pour le Yoyage> qui était difficile, à cause de la neige tombée sur la montagne. La réponse fut défavorable. Je reste donc et fais mes dispositions par acquit de conscience. Le soir et la nuit même du 5 au 6, la pluie n'a cessé de tomber, et je fus obligé de régler les axes optiques de mes lunettes sur une lumière éloignée; puis tout i coup le vent change, le ciel se dégage et le Soleil se lève radieux. Je fis alors rapidement en quelques heures ce qui eût demandé plusieurs jours. De toutes les personnes qui devaient m'aider, deux seules sont venues : on était convaincu de Tinutilité d'un déplacement. J'ai donc sacrifié de notre programme tout l'accessoire, et me suis fortement attaché au plus important, à savoir : le spectre des bords, comparé à celai do centre, et le spectre de Tauréole. » i

L'observateur avait choisi dans ses cartes plosiearf i

tcupsxs. si49

groupes inoontedtablement Bolaires, et, les ayant sous les yeux, il lui était facile de constater une augmentation d'intensité. Or, pendant toute la durée de Téclipse, aucune augmentation sensible et nettement accusée d'intensité n*a été observée. Ainsi, la lumière envoyée par les bords de la photosphère, pour une région d'une demi-minute d'épaisseur angulaire, ne présente pas, au point de vue de Fabsorption élective, une composition moyenne sensiblement différente de celle du centre. Quoique M. Janssen ne puisse affirmer que la lumière de Vextréme bord ne présente aucune différence, il est très-remarquable qu'à une distance si faible du bord, les grands instruments n'accusent rien de sensible.

Le spectre de Tauréole ne put être observé ; par suite de la vive illumination de Tatmosphère, même pendant la centrante, le spectroscope donnait un spectre trèslumineux jusqu'à trois ou quatre minutes du bord de la Lune où devait se produire Tauréole.

M. Bérigny a"adressé précédemment à l'Académie des observations de température faites à Versailles pendant Téclipse du Soleil du i5 mars i858, et desquelles il résulte que le ciel s'étant alors presque privé de nuages, la température a été presque proportionnellement en diminuant depuis le commencement jusqu'au milieu de celte éclipse et qu'à partir de cette dernière phase elle ^ augmenté rapidement.

Ces observations de demi-heure en demi-heure sont insuffisantes, et en raison des oscillations atmosphériques de cette matinée, il aurait été nécessaire de les faire au moins de lo minutes en lo minutes.

L*autettr croit pouvoir en induire un phénomène în«

ftSo DBRlflEBS TEÂTAUX VB L'ACTRONOMIB.

verse, soit qu'une éclipse de Soleil ait lieu par up. â découvert, soit qu'elle arrive par un temps couvei|9 j[ d'autres termes, pendant une éclipse de Soleil par. j| del serein, la température baisserait, tandis qu'elle aa|[| menterait par un ciel chargé de nuages.

Cette année*ci, il a paru curieux à M. Bérigny de xm chercher les résultats que produirait Téclipse du 6 4i ce mois, le ciel étant couvert et le vent N. E.

A cet effet, il a observé de 7 h. du matin à midi, di demi en demi-heure, deux thermomètres, Fnn situé Â Fombre, Fautre exposé à la lumière du jour.

En examinant le tableau qu'il donne à rAcadémie^ on voit que la température du thermomètre à l'ombre a baissé de 7 à 8 heures du matin ; qu'elle a augmenté proportionn^ement depuis le commencement jusqu'à la fin de l'écIipse, et que notamment, à 9 heures i/a, c'est-à-dire dix minutes avant sa plus grande phase, il y a eu un maximum de température; on remarque aussi que le même phénomène s'est.à peu près produit pour le thermomètre exposé à la lumière du jour.

Mais si la marche de ce thermomètre n'a pas été aussi régulière que celle de l'autre, il faut attribuer cette irrégularité à quelques rayons de Soleil pâle qui sont parvenus, de temps en temps, à percer la couche de nuages.

S'il en était ainsi, ajoute M. Bérigny, ce serait là, sinon une loi nouvelle, du moins un fait nouveau qui d^ n^ande son explication et appelle d^autres observatioBS.

En voici une qu'il soumet à l'appréciation des météorologistes : avant que le Soleil soit obscurci par l'ombre de la Lune, la couche de nuages qui est interposée entre nous et notre satellite avait une certaine température,

GOMÈTBd. »5l

et comme l'effet de Téclipse ne se manifeste pas assez longteoips pour refroidir cette coudie que le Soleil a échauffée progressivement le matin, cette progression se manifeste sur notre globe.

On connaît les effets de la variation de la lumière sur Finstinct des animaux. Â propos de TécUpse dont nous venons de parler, nous ajouterons que des personnes demeurant aox Tuileries nous ont affirmé avoir vu les moineaux et les pigeons du jardin s*enfuir aux approches de la totalité, et traverser la rue de Rivoli comme Us ont lliabitude de le faire le soir, en langant dans l'air leurs petites notes du crépuscule. .

On n'a vu, pendant les années ^i 865 et 1866^ que deux comètes nouvelles, dont voici la description astronomique et historique.

La première comète de i865, fort remarquable par sa grandeur et par son éclat, n'a été visible que dans l'hémisphère austral. Les astronomes du Cap de Bonne- ^spérance, notamment M. Mac-Lear, Tout aperçue dès le soir du 18 janvier. Au Brésil, le professeur Copsex, du collège de San Joao del Rei, témoigne que le ai janvier son attention fut appelée sur une brillante traînée de lumière dans le pud-ouest, vers la constellation du Taureau. Quoique la comète ne fût d'abord visible que

a5a DBEiiiBRS miiviux de l'astronomie.

pendant un temps très-court, à cause du mauvais état du ciel et de sa faible élévation au-dessus de rhorizon, il fut néanmoins convaincu que c^était la queue d'une comète, opinion vérifiée parles observations ultérieures. Jusqu'au 26, son observation fut très-difficile; mais dès lors elle se montra brillante, presque dans la même position ; par ces observations faites au Sextant on put voir que son ascension droite était de 20 h. 8 m. et sa distance polaire de i54'' 14'. La queue était parfaitement droite, s'élargissant graduellement depuis le noyau et bien définie jusqu'à son extrémité, près de laquelle une étoile brillait distinctement. Cette étoile servit à me* surer la longueur exacte de la queue, et l'on trouva a6^ Le noyau n'était pas plus brillant qu'une étoile de la troisième grandeur, et, vu au télescope, ne paraissait pas entouré d'une chevelure considérable. On voyait une petite étoile à travers la partie la plus dense de la queue. Le 28 au soir, la distance d'Âchemar était de 35*" 12', et celle de Canopus de yo*" 23'; ce qui donne pour VJR. 21 h, 10 m. et pour la D. P. I49^ La longueur et l'aspect de la queue étaient les mêmes que

D'autre part, le capitaine Mouchez (en rade de Rio de Janeiro) notifie à la même date que le noyau était caché derrière la montagne de Corcorado, et que la queue montait sur l'horizon, un peu inclinée vers le sud et bien opposée au Soleil, et pouvant avoir de 40^ 5o m. de degré de largeur et 8 à 9 degrés de longueur. Cétait un long jet de lumière, comme un rayon de Soleil couchant passant par un trou de nuage« L'inclinaison de la queue sur l'horizon, du côté du sud, était

COMÈTES. !l53

d'environ y S à 80 degrés; elle offrait presque la même largeur sur toute son étendue.

Au Cap de Bonne-Espérance, on annonçait la même apparition. Apparue dès le 18 janvier à l'horizon de la Tille du Cap, la comète s'éleva graduellement chaque ioar, et devint bientôt parfaitement visible aux yeux de tous. A la date du ao au soir, la queue de l'astre, uniforme, sans divisions comme sans rayons, d'une longueur de i5 degrés dans la ligne du Soleil, se terminait dans le même parallèle que a Gruis. La partie supérieure de la queue avait une légère courbure du côté du nord. A 8 h. 4^ m* de ce même jour, l'ascension droite instrumentale était de 2i>^a"'3i', ia distance polaire de iSooig'io', et par conséquent la déclinaison sud de 40^ 19' 10'. Cette comète, ajoutait le télégramme, ne présente rien de la grandeur imposante de celle qui apparu en i843, ni de celle de juin 1861. Comme éclat, elle est à peu près égale à celle de Donati, telle qu'elle ^t apparue dans cet hémisphère en i858.

 Santiago (Chili) M. Moesta avait observé la comète dès le 18. Nous notifierons de ses observations la suivante : le ao février, la queue mesurait a5o de long; et sa largeur ne dépassait pas i» 3o. On pouvait aussi distinguer une seconde queue très-pâle qui se détachait de la queue principale au nord.

On crut d'abord remarquer dans les éléments de cette comète une similitude avec les éléments de la comète de 1677, observée par Helvétius, Flamsted et autres; mais l'orbite déduite par Halley des observations de Dantzig doit être trop incertaine pour admettre l'identité.

a54 PBBmBBS TBAYAUX SB L'iLSTEONOltlB.

Cette grande comète passa au périhélie le 14 janner: à cette époque sa queue s*étendait presque en ligno^ droite sur une longueur de iSo». Aux détails que nous 1 avons donnés le 10 mai, ajoutons quelques remarques qui nous sont offertes par les Astronomiche Fiachrichten»

Après son passage au périhélie, le 3o janvier, la comète diminua de clarté, mais son noyau resta brillant au télescope. La queue, longue de sa*, s'étendait jusqu'à Y du Toucan^ et se courbait légèrement vers Fouest. \ Le 3 février la queue ne mesurait plus que 5^. Les jours suivants, l'intensité de la lumière de la Lune empêcha de distinguer la comète. Son noyau perdit sa netteté vers le 9. Le 14» on pouvait parfaitement la distinguer à l'œil nu avant le lever de la lune; sa queue mesurait encore de 2 à 3^ de longueur. Le jour suivant, elle se trouva sensiblement dans les mêmes conditions.

Le 17 février, la comète resta visible à l'œil nu. La queue était dirigée en ligne droite sur l'étoile a du Toucan, et atteignait un point situé sur le milieu de la ligne qui sépare v- du Phénix et P du Toucan. Le aa, la condensation de la lumière dans la comète devint indistincte, et la queue extrêmement faible à l'œil nu. Lea3, elle ne mesurait plus que a».

Le 4 mars, la comète était excessivement faible sous la clarté de la Lune dans son premier quartierl Du 4 au 9, l'état nuageux de l'atmosphère empêcha de bonnes observations. Le i4) par une nuit très-claire, on chercha la comète avant le lever de la Lune,mais on n'en put découvrir aucune trace. Le 16 on la retrouva, mais d'une pâleur extrême. Le jour suivant, elle s'évanouit dans le

cbamp mâmedeslunettes^ et le i8, on ne pouvait plus ladistingaer qa*en la regardant d>li<{uement à traveiB ie tél^^pe (i).

Outre cette grande comète. Tannée 1 865 a vu briller à la fois dans son del deux comètes périodiques, la comète de Faye et celle d'Ëncke.

Le 19 décembre i865, M. Tempel découvrit une nour velle comète, que l'on doit considérer comme appartenant à Vannée 1866, attendu que c'est au mois de janvier que s'est effectué son passage au périhélie. La comète offrait Taspect d'une nébulosité ronde, un peu condensée au centre avec une queue rudimentairov Vk&leurs astronomes ont essayé d'en déterminer Torbite, et ils sont arrivés à ce résultat très-intéressaunt, (\ue la comète de M. Temi)el, quoique douée d'un mouvement rétrograde, est périodique.

Le temps de révolution de cet astre^ serait de 53 ans. D'après M. d'Arrest on pourrait par conséquent la revoir en 1919. Si elle a passé inaperçue en 181 3, c'est que les événements belliqueux de cette époque on^ fait oublier les affaires du ciel. Mais d'autre part la pénoàe ci-dessus n'est pas certaine. En effet, un premier calcul avait donné à M. d'Arrest un temps de révolution

{*) L'orbite définitive parait être la suivante : T == Janv. 14,228 (T. m. de Greenwich.) «= 16045' Q = 260 59 i = ga 37 log7= 8,5375 Bncore une comète qae nous ne reverrons plut.

l56 DXBNIBB8 TBATAUX

bien plus court t SgSo jours (lo ans et 9 mois) seule*

ment. Il avait aussi trouvé, par le même calcul, qut

l'orbite de la nouvelle comète était comprise tout en

tière dans Tintérieur de Torbite de Saturne. C^ résul

tats d'après lesquels cet astre aurait dû se montrera

nous peu à peu tous les onze ans, ne se sont pas con<

firmes quand des observations plus nombreuses et plus

complètes ont permis à M. d'Arrest de calculer les élé*

ments de la comète avec une précision plus grande. La

période de 53 ans est plus probable, mais non absolue.

L'observation spectroscopique de cette comète a

donné à M. Huggins, comme nous Tavons déjà remaqué,

des résultats dignes d'intérêt. M. Huggins a dirigé un

spectroseope successivement sur la chevelure de forme

ovale, et sur le petit noyau stellaire de la comète, et il

remarqué, avec surprise, que la lumière émanée de la

chevelure fournissait un spectre continu, pendant que

la lumière du noyau offrait des raies brillantes.

n résulterait de cette observation que le noyau de la comète serait lumineux par lui-même et très-probablement formé par une matière gazeuse, incandescente. La chevelure au contraire réfléchirait simplement la lumière solaire; ceendant Pinten^té de son spectre est trop faible pour y constater la présence des raies noires caractéristiques de Fraunhofer. La première grande comète qui nous visitera permettra de reprendre cette observation et d'approfondir ces questions si intéressantes.

l^B l'ASTKONOmB cofTniÊPoikBm* %by

8T «HKTfi».

Nous avons laissé, en 1864, la mine céleste des pelles planètes au chiffre de 80, depuis cette époque onze oouveaux astéroïdes ont été découverts.

La planète 8 1 a été découverte à Marseille par M. Tempel, le 7 octobre 1864, et a reçu le nom de Terpsichore^ qui n'existait pas encore dans cette petite armée céleste. Si Pythagore eût existé de nos jours, il n'eût certaine* ment pas imaginé 80 noms avant d'illustrer la muse de la danse. La distance moyenne de Terpsichore au Soleil est de 2^859, son excentricité de o,ai3, son inclinaison ûe 7« 55' a7*, sa révolution sidérale de 1766 jours.

La planète 82 a été découverte à Bilk, près DusselâoTÎ, par M. Luther, directeur de cet observatoire, le 27 novembre, qui Ta baptisée du nom ù*Alcmène, qui tul, comme on sait, femme d'Amphytrion et mère d'Hercule, devint veuve et épousa Rhadamante, Qls de Jupiter. l/>r8qu'elle mourut, Jupiter la fit conduire aux lies des bienheureux. La distance moyenne de cette planète au Soleil est de 2,755 et sa révolution sidérale de 1670 jours. Bans la soirée du 26 avril i865, M. de Gasparis découvrit à Naples le 83* astéroïde, auquel il donna le nom de Béatrix^ en Fhonneur du Dante, dont on célé<brdit alors les féteJ^. La révolution sidérale de cette pla« nète est de 1882 jours 6 heures, sa distance moyenne au Soleil de 2 rayons terrestres 429; son excentricité ttès-taible 0,084, son inclinaison sur Técliptique de 5«2'u».

t58 DBKfnna tbataux db VAsmomwiB.

Le tkcm de la muse de Thistoire, Ciio, oabliée jnsqi nos jours, ft été donné à la 84® petite planète, qui | découverte par M. Luther, d^à nommé, le 25 août i8fl Sa distance au Soleil est de 2,867, son année i iS3o jours et demi.

M. Peters découvrit la 85* à Clinton (Etats-Unis d'à^ mérique), le 19 septembre i865, et lui donna le i d'/c, fiUe dlnachus, qui fut aimée de Jupiter et dut a métamorphoser « en vache » pour se dérober à la jaloosif de Jnnon. On sait qu'elle ne reprît sa première forme qu*aprè8 s'être échappée de la garde d'Argus (grâce) Mercure], et après avoir parcouru la terre et les eam poursuivie par un Taon l Quelles péripéties 1 La distance de la planète lo au Soleil est de a654, sa révolutiaa sidérale de 1679 jours.

L'année 1866 s'est ouverte par la découverte de fat d6e petite planète, faite le 4 janvier à l'observatoire de Berlin par M. Tieljen dans des circonstances assez ca^* rieuses* Cet observateur cherchait à déterminer la po* jûtiûn de la planète précédente par celle d'une étoile voisine, lorsqu'il reconnut, après une heure d'observation, que la distance des deux astres n'avait pas .changé : ils marchaient tous deux, car l'étoile de comparaison se trouvât elle-même être une planète. L'auteur lui donna le nom de Sémélé, fille de Cadmus, qui ^t également aimée de Jupiter. Il faut convenir en passant que toutes ces petites divinités sont bien placées entre Mars et Jupiter : car le père des dieux parait avoir eu dans le temps une très-grande tendresse pour la plupart d'entre elles. Les éléments de cette petite planète ne sont pas connus.

PITHH F&âNÈTBfl* ft59

On a ba|>ti6é du nom de Syipie la 87* de oes petites planètes, découverte le 16 mai i866. Sylvie n'a laissé aucune trace dans les annales de la mythologie; mais, en revunche^ elle a intrigué quelque peu certains astronomes. C'est la plus rapprochée de Jupiter. Sa distance au Soleil est égale à 3,493, celle de la Terre étant i ; sa période est de 6 ans et demi. La marche de ce petit astre était d'abord mystérieuse, et l'astronome a été quelque temps avant de pouvoir la posséder entièrement.

La 88e, Thisbé^ plus facile à saisir, a permis à Tob* servation attentive de déterminer rapidement les éléments qui la caractérisent. Quoique plus jeune que la précédente^ elle est mieux connue. On sait que sa distance à l'astre central est de 2,77 rayons terrestres, que sa révolution »dérale s'effectue en 1684 jours, que son excentricité est de o,i65 et son inclinaison de 5^ 14' 58\ £lle a été découverte par M. Peters, le 20 juin 1866.

A Marseille, le nouveau télescope Foucault à miroir argenté a servi à la découverte de la 69» planète, faite par M. Stepban. Cette planète gravite à la distance de 2,534 du Soleil ; sa révolution sidérale est de i473 jours; son excentricité de o,2o5; son inclinaison de iS*' iS'g^ Bile a reçu le nom de Julia.

U planète Antiope, ou 90, a encore été découverte ^ Bilk, par M. Luther, qui en est aujourd'hui à sa sei-

lième planète. C'est le i* octobre 1866 que ce petit

astre vint se placer au rang des astéroïdes. Il offrait, au

moment de sa découverte, rédat d'une étoile de

!!• grandeur.

Bnfin la dernière petite planète, découverte en 1866,

^t la 91e, que M. Borelly reconnut et noomia Egine,

ft60 I^BBIflBIS TBÂTAn W L'AfiraOlfOMIl*

le 4 novembre 1866. Ses éléments, comme ceux <k la 900, ne sont pas encore connus, les observations faites jusqu'à ce jour ayant été insuffisantes. Sa distance ao Soleil est égale à a,558, un peu plus de a fois 1/2 celle de la Terre ; la durée de sa révolution sidérale est de 1494 jours i/a.

Ainsi, tandis que Tannée i863 n'avait ajouté que deuz astéroïdes à la liste déjà établie (78 et 79), et Tannée 1864 trois nouveaux (80, 81 et 8a), Tannée i865 en a ajouté trois autres (83, 84 et 85), et Tannée 1866 sis nouvelles planètes.

En résumé, ajouterons*nous pour terminer ce der* nier chapitre, entre Mars situé à la distance moyenne de 57 millions de lieues du Soleil, et Jupiter, qui vogiie à la distance de 190 millions de lieues du même foyer, le monde des petites planètes circule sur une large zone d*orbites différentes, dont la plus rapprochée est ceUe de Flore (83 millions de lieues du Soleil), et dont la plas éloignée est celle de Sylvie (129 millions de lieues du même resplendissant foyer).