CHAPITRE VIII

De Saturne , de ses satellites et de son anneau.

Oaturne se meut d'occident en orient, dans une période de lùjSq jours : la dure'e de sa révolution synodique est de SyS jours. Son mouvement, qui a lieu à fort peu près dans le plan de l'écliptique, est assujéti à des inégalités semblables à 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 121" du soleil : la durée 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 à son maximum : sa grandeur moyenne est d'environ 5o".

Saturne présente un phénomène unique dans le système du 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 entourer la planète • d'autres fois , ils disparaissent entièrement et Saturne alors paraît rond comme les autres planètes. En suivant avec soin ces singulières apparences , et en les combinant avec les positions de Saturne relativement au soleil et à la terre ; Huyghens a reconnu qu'elles sont produites par un anneau circulaire large et mince qui environne le globe de Saturne, et qui en est séparé de toutes parts. Cet anneau incliné de 3i%85 au plan de l'écliptique, ne se présente jamais qu'obliquement à la terre, sous la forme d'une ellipse dont la largeur, lorsqu'elle est la plus grande, est à peu près la moitié de sa longueur. L'ellipse se rétrécit de plus en plus, à mesure que le rayon visuel mené de Saturne à la terre, s'abaisse sur le plan de l'anneau dont l'arc postérieur finit par se

cacher derrière la planète, tandis que l'arc ante'rieur se confond avec elle; mais son ombre projetée sur le disque de Saturne y forme une bande obscure que Ton aperçoit dans de fortes lunettes , et qui prouve que Saturne et son anneau sont des corps opaques éclaires par le soleil . Alors on ne distingue plus que les parties de l'anneau qui s'étendent de chaque côté de Saturne : ces parties diminuent peu à 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 à rencontrer son plan , n'éclaire que sou épaisseur. 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 teiTe se trouvent du même côté de ce plan, en vertu des mouvemens respectifs de Saturne et du soleil.

Le plan de l'anneau rencontrant l'orbe solaire à chaque demi-révolution de Saturne , les phénomènes de sa disparition et de sa réapparition se renouvellent à peu près tous les quinze an*!, mais avec des circonstances souvent différentes : il peut y avoir dans la même année deux apparitions et deux réapparitions, et jamais davantage.

Dans le temps où l'anneau disparaît^ son épaisseur nous renvoie la lumière du soleil, mais en trop petite quantité pour être sensible. On conçoit cependant que pour l'apercevoir, il suffit d'augmenter la force des télescopes. C'est ce qu'Herschell a éprouvé dans la dernière disparition de l'anneau : il n'a jamais cessé de le voir, lorsqu'il avait disparu pour les autres observateurs.

L'inclinaison de l'anneau sur l'écliptique se mesure par la plus grande ouverture de l'ellipse qu'il nous présente : la position de ses nœuds avec le plan de l'écliptique, se conclut facilement de la position de Saturne, quand 1 apparition ou la disparition de l'anneau dépend de la rencontre de son plan par la terre. Tous les phénomènes de ce genre , qui donnent la même position sidérale des nœuds, ont donc lieu par cette rencontre : les autres viennent de la rencontre du même plan par le soleil ; on peut ainsi reconnaître par le lieu de Saturne, lorsque l'anneau reparaît ou disparaît, si ce phénomène dépend de la rencontre de son plan , par le soleil ou par la terre. Quand ce plan passe par le soleil , la position de ses nœuds donne celle de Saturne vu du centre du soleil , et alors on peut déterminer la distance recliligne de Saturne

à la terre , comme on détermine celle de Jupiter au moyen des éclipses de ses satellites. Dans le triangle formé par les trois droites qui joignent les centres du soleil, de Saturne 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 Saturne , en parties du rayon de l'orbe solaire. On trouve ainsi que Saturne est environ neuf fois et demie plus éloigné de nous , 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. Ara go, égal à ii8",58; sa largeur apparente est de ij",858. Sa surface n'est pas continue : une bande noire qui lui est concentrique , la sépare en deux parties qui paraissent former deux anneaux distincts dont l'extérieur est moins large que l'intérieur. Plusieurs bandes noires , aperçues par quelques observateurs , semblent même indiquer un plus grand nombre d'anneaux . L'observation de quelques points brillaus de l'anneau, a fait connaître àHerschell, sa rotation d'occident en orient, dans une période de 01,437, autour d'un axe perpendiculaire à son plan, et passant par le centre de Saturne.

On voit autour de cette planète , sept satelKtes se mouvoir d'occident en orient dans des orbes presque circulaires. Les six premiers se meuvent à fort peu près dans le plan de l'anneau : l'orbe du septième approche davantage du plan de l'écliptique. Quand ce satellite est à l'orient de Saturne, sa lumière s'affaiblit au point de le rendre très difficile à apercevoir ; ce qui ne peut venir que des taches qui couvrent l'hémisphère qu'il nous présente. Mais pour nous offrir constamment dans la même position, ce phénomène; il faut que ce satellite , en cela semblable à la lune et aux satellites de Jupiter, tourne sur lui-même dans un temps égal à celui de sa révolution autour de Saturne. Ainsi l'égalité des durées de rotation et de révolution, paraît 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 , parait plus petit d'un onzième au moins, que le diamètre situé dans ce plan. Si l'on compare cet aplatissement , à celui de Jupiter ; on peut en conclure avec beaucoup de vraisemblance , que Saturne tourne rapidement autour du plus petit de ses diamètres, et que l'anneau se meut dans le plan de son

équateur. Hei-schell vient de confirmer ce résultat, par des obsena tions directes qui lui ont fait connaître que la rotation de Saturne a lieu, comme tous les mouvemens du système planétaire, doccident en orient, et que sa durée est de 01,428 ; ce qui direre peu de la durée de la rotation de Jupiter. Il est assez remarquable que cette durée soit a peu près la même et au-dessous d'un demi-jour pour les deux plus grosses planètes, tandis que les planètes qui leur sont inférieures, tournent toutes sur elles-mêmes dans l'intervalle d'un jour à fort peu

HerscheU a encore observé à la surface de Saturne, cinq bandes à peu près parallèles a son équateur.