CHAPITRE vin

De Satume, de ses satellites et de son anneau.

SiTUBHS se ment d'occident en orient, dana une période de 10759 jonn : la dur^ de sa rérolntion sjaodiqae -est de 378. jonrs. Son monvement , qni a eu lieu à fort peu près dans le plan de l'^cIipUqne , est assujetti i des in^alît^ semblables i celles des mouvemens de Mars et de Jupiter. Il devient rétrograde ou finit de l'être , lorsque la planète , avant ou après son opposition, est distante de isi" du soleil : la dur^ de cette rétrogradation est à peu près de cent trente-neuf jours, et l'arc de sa rétrogradation est d'environ sept degrés. Au moment de l'opposition , le diamètre de Saturne est i son maximum; sa grandeur moyenne est d'environ 5o". Saturne présente un phénomène unique dans le système da monde. On le voit souvent au milieu de deux petits corps qui semblent lui adhérer, et dont la figure et la grandeur sont très variables : quelquefois ils se transforment dans un anneau qui semble entoarer la planète ; d'autres fois , ils disparaissent entièrement et Satume alors paraît rond comme les antres planètes. En suivant avec soin ces singulières apparences , et en les combinant avec les positions de Satume relativement au soleil et à la terre , Hujgbens a reconnu qu'elle sout produites par un anneau circolaire large et mince qui envii^onne le globe de Satume , et qui en est séparé de toutes parts. Cet- anneau incliné de 3i*,85 au plan de l'écliptique , ne se présente jamais qu'obli^e-

ment 4 la terr« , soas la forme d'âne ellîpae dont U largtxa. , lorsqu'elle est la plos grande , est à peu près la moitié de sa longneur. L'ellipse se rétrëcît de plus en pins , à mesure que le rayon visuel; mené de Saturne à la terre , s'abaisse sur le plan de l'annean dont l'arc postérieur finit par se cacher derrière la planète, tandis ({ue l'arc antérieur se confond arec elle ; mais son omlve projetée sur le disque de Saturne y fonùe nne bande obscure que l'on aperçoit dans de fortes lunettes, et qui prouve que Saturne et son anneau sont des corps opaques éclairés par le soleil. Alors on ne distingue pins que les parties de l'annean qui s'étendent de chaque c6té de Satnme : ces parties dimïnnent peu i peu de largeur; elles disparaissent enfin quand la terre est dans le plan de l'anneau dont l'épaisseur est trop mince pour être aperçue.- L'anneau disparaît encore quand le soleil, venant i rencontrer son plan , n'ë. claire que ' sou épaïsseor. Il continue d'être invisible tant que son plan se trouve entre le soleil et la terre ^ et il ne reparaît que lorsque le soleil et la terrese troavei^ du même c6té de ce plan, en vertu des monVemens respectifs de Saturne et du soleil.

Le plan de l'anneau reacontraut l'orbe solaire à chaque demi-révolution de Saturne , les phénomènes -de sa duparition et de sa réapparition se renouvellent à peo pris tons les qninxe ans , mais avec des circonstasces souvent d^rentes : il peut y avoir dans la même année deux apparitions et deux réapparitions , et jamais davantage.

' Dans le temps où l'anneau disparaît, son épaisseor nous renvoie la lumière du soleil , mais en trop peUte quantité pour être seuNble. Ou conçoit cependant qne pour l'apercevoir, il suffit d'augmenter la force des té-

lescopcs. Cat ce qa'Herachell a é^roavi dona b dernière dûpuition âe l'aaaean : il n'a jamaû ceaêé de le voir, lora^'fl avait dwpam pour les antres obserrateon.

L'Inclinaison de l'anneta sur l'ëcliptiqae se memra par la jOns grande ouTertnre de l'ellipse qu'il nous pr^ sente : la position de ses nœuds avec le plan de l'éclq)tiqae , se conclut facilement de la position de Satome , quand l'apparition on la disparitioQ de l'anneau dépend de la rencontre de son plan par la terre. Tons les phénomènes de ce genre , qui donnent la mime position sidérale des nœnda , ont donc lien par cette rencontre : les autres viennent de la rencontre <ln même plan par le soleil ; on peut ainsi reconnattre par le lieu de Saturne, lorsque l'anneau reparaît ou disparaît, si ce phénomène dépend de la rencontre de son plan , par le soleil on par la terre. Quand ce plan passe par le soleil , U position de ses nœuds donne celle de Satnme TU da centre du 8<detl, et alors on peut déterminer la distance rectitigne de Satnme i la terre , comme on détermine celle de Jupiter au moyen des éclipses de ses satellites. Dans le triante formé par les trois droites qui joignent les centres du soleil , de Satome et de la terre , on a les angles à la terre et au soleil ; d'où il est aisé de conclure la distance du soleil à Satnme, en parties du rayon de l'orbe solaire. On tronre ainsi que Satnme est environ neuf fois et demie pins éloigné de noua , que le soleil, quand son diamètre apparent est de 5o".

Le diamètre apparent de l'anneau, dans la moyenne distance de la planète , est , d'après les mesures précises de M. Arago , égal & 1 18",58 ; sa lai^nr apparente est de i7",858. Sa sorlace n'est pas continue : une bande

noire qui loi ett cafnœntriqoe , la aspire en denxpSTtiei qo) paraiasent former deux uineaùx distincts iotA l'eitàienr e*t mohu large que l'int^ncor. PloNeiua bandes noirci , aperçues par quelques observatears , seiBl>lent mÂme indiquer un pins grand nombre d'anneau. L'obaervation de qnelqoes points brillaqa de l'ansean , a &ît connaître à Herschell , sa rotation d'occidmt en orient, dans une période de <iî,4^7 > âotour d'un axe perpenditmlaïre à son plan , et passant par le centre d« Satome.

On voit antODT de eette {Janète , sept satalUles se moaToîr d'occident en orient dans des orbes presque GÎrcnlaîrea. Les six premiers se meuvent à fort pea près dans le plan de l'anneau : l'orbe du septième approche davantage du plan de l'Àiliptique. Quaad ce satellite est à l'orient de Saturne , sa lumière s'affaiblit au point de le rendre très difficile i ^>eTceToir ; ce qui ne peut venir <fae des tacbes qui couvrent l'hémisphère qu'il nous pr^nte. Mais pour nous offrir constanunent dans la même position , ce phënomène , il faut que ce satellite , en cela semblable à la lune et aux satellites de Jnpiter , tourne sur ioi-méme dans nu temps égal à celui de sa révolution autour de Saturne. Ainsi l'égalité des durées de rotation et de révolution, parait être une loi générale du mouvement des satellites.

Les diamètres de Saturne ne sont pas égaux entre eux : celui qui est perpendiculaire au plan de l'anneau ^ paraît plus petit d'un onzième au moins , que le diamètre situé dans ce plan. Si l'on compare cet aplatissement , i celui de Jupiter , on peut en conclure avec beaucoup de vraisemblance , que Saturne tourne rapidement autour du plus petit de ces diamètres , et que ■ l'anneau se meut dans le plan de son éqnatenr. Her-

schell rient de confirmer ce ràohat , pu des olMervations directes qui lai ont iaît connaître qne la rotation de Satnme a lien , comme tout les monvemens dn iy»< tème planétaire , d'occident en orient , et que sa dorée est de o),43Sï ce qoi difl%ra peu de la dnrëe de la rotation de Jupiter. H est assez remarquable qne cette darée «oit i peu près la mime et an-deasons d'un demijonr pour les deux plus grosses planètes, tandis que les planètes qui leur sont inférieures , tournent tontes sur elles-mimes dans l'intervalle d'un jour i fort peu près. '

Herschell a encore observé à la suiiaoe de Satnme , cinq bandes 1 pen près parallèles à son éqnateur.