LA PLANÈTE JUPITER

(Suite.

Voj'. p. ù[>7.)

L'Annuaire (ht bureau des longitudes, dans le tableau des éléments physiques du système solaire, donne la durée de rotation des planètes principales. On y trouve pour Jupiter le nombre: 9 heures 55

minutes. C'est, en effet, la moyenne, à peu de chose près, de tontes les déterminations anciennes et modernes de cet élément.

Il est, à coup sûr, intéressant de connaître, avec quelque précision, le résultat des recherches auxquelles se sont livrés les astronomes pour calculer les durées des rotations planétaires. Mais les recherches elles-mêmes, dans leurs détails, offrent encore un plus grand intérêt, pensons-nous, que le résultat final. La raison en est aisée à comprendre, et elle est particulièrement frappante pour la planète que nous étudions.

Comment, en effet, peut-on reconnaître et calculer le mouvement do rotation d'un corps céleste ? 11 faut pour cela, que des particularités physiques se montrent sur le disque, que, ces particularités, faciles obscures ou brillantes, aient une certaine permanence, afin que, de l'étude de leurs mouvements apparents à la surface, on puisse conclure avec certitude le mouvement qui les entraîne, eu le dégageant des modifications de position nu de forme qui leur sont propres. C'est ainsi que l'observation des taches solaires a permis d'abord de constater le mouvement du globe incandescent sur son axe, puis la durée approximative de la rotation. Des observations plus précises et plus multipliées ont prouvé que, les lâches ne sont pas absolument tix.es, qu'elles varient de forme, d'étendue, de position; que suivant leur.-, distances à l'équateur solaire, elles donnent des nombres différents pour la durée de la rotation, etc. toutes circonstances qui se sont trouvées du plus haut intérêt pour la constitution pbvsique du soleil.

Des questions toutes semblables vont se présenter pour Jupiter. Son disque, vu au télescope, est parsemé, le dessin de M. Tacchnii en fait foi, d'un grand nombre d'accidents, b indespius ou moins régulières, taches obscures ou brillantes, propres h l'étude, du mouvement en question. Les bandes, à elles seules, grâce à leurs irrégularités, auraient permis d'en calculer la durée, qui est assez rapide pour que, dans l'intervalle de deux ou trois heures, le déplacement d'un de leurs points soit sensible, et sans que leurs déformations en masquent la loi. Nous avons sous les yeux deux dessins de Jupiter laits par un habile observateur que la science a eu tout récemment In douleur de perdre, M. J. Chacornac. Le premier représente la planète vue le \ 3 octobre 1850, à 8 h. où m. du soir ; le second donne son aspect, le même jour, à S) h. 50m., c'est-à-dire précisément une heurt plus tard. L'une des bandes est partagée en divers fragments de forme très-caractéristique, très-reconnaissables entre eux; la mesure micrométrique de la position de plusieurs points, position qui a varié très-sensiblement dans le court intervalle des deux observations, suffisait évidemment pour obtenir une détermination approchée de la rotation de Jupiter.

Mais ee ne sont pas les bandes, ce sont des taches particulières, dont quelques-unes ont offert un degré de permanence remarquable, qui ont servi à dé-

terminer la rotation de Jupiter. Cette découverte date de l'année 1665 et elle est due à Dominique Cassini. Il est intéressant d'en connaître les détails; voici comment ils sont donnés par Cassini II dans les Éléments d'astronomie.

« Au mois de juillet de l'année 1605, mou père découvrit divers changements, tant dans les trois bandes obscures de Jupiter que l'on y aperçoit ordinairement que dans le reste de son disque, et il y vit naître des brillants, comme on en avuautrefois dans le Soleil. 11 découvrit aussi, dans la partie septentrionale de la bande la plus méridionale, de Jupiter, une tache qui paroissoit se mouvoir sur son disque apparent de l'orient vers l'occident, et qui, après avoir cessé de paraître, revenoit sur le disque apparent et au même point où on l'avoit vue dans la révolution précédente, après un intervalle de 9 h. 56', ce qu'il reconnut par un grand nombre de révolutions observées pendant les six derniers mois de l'année 1665, et les six premiers mois do l'année 1666. Cette tache paroissoit plus large vers le centre que vers la circonférence, où elle se rétrécissoit, de sorte qu'elle se pordoil de vue avant que d'arriver au bord de Jupiter ; son mouvement paroissoit plus vif près du centre que vers lesbords, ce qui fait connoîlre qu'elle étoit adhérente à la surface de Jupiter, et qu'elle toueuoit sur son axe par un mouvement qui, considéré du centre de Jupiter, se faisoit de l'occident vers l'orient. Cette tache, après avoir été visible l'espace d'environ deux années, cessa do paraître jusqu'au commencement de l'année 1672, qu'on l'aperçut de nouveau, dans la même forme et dans la même situation à l'égard du centre de Jupiter, où on l'avoit vue eu 1665 1006 et 11567- Comparant les intervalles de six années, ou trouva sa révolution de 9 li. 55' 51", et continuant ces observations, jusqu'à la lin de l'année 1074, on trouva que ses révolutions étaient de 9 h. 55' 53" 1/2, plus lentes de deux secondes 1/2 que par la première comparaison.»

Ou voit, par ec court exposé de la découverte, que toutes les circonstances du mouvement du rotation et des apparences qui les manifestaient avaient été parfaitement notées par le célèbre astronome : sens et durée du mouvement, variation de la vitesse apparente, disparition de la tachevers les bords, fait sur lequel nous reviendron-'; plus loin, parce qu'il est important pour la constitution de l'atmosphère de Jupiter.

Mais ce qu'il faut noter, dans les observations de Cassini, comme une circonstance vraiment remarquable, c'est la longue permanence de la tache qui a fourni les résultats précédents ; nous voyons déjà que, sur un total d'environ huit années, la tache a été visible pendant cinq ans. Après une nouvelle disparition do deux ans et demi, elle reparut encore pendant environ six mois, à partir de juillet 1667, puis fut de nouveau pendant huit ans invisible, pour être observée de mars 1G85 à octobre 16H7, c'est-àdire deux ans et demi environ. Ces observations

nouvelles donnèrent à Cassini la movenne Ho 9 h. 55' 52" pour la durée Ho la rotation de Jupiter. Lu même tache revint encore en 1692, en 1(194, puis en avril 1708 : rotation 9 h. 55' -48", plus courte de 4 secondes que. la muveiino précédente. Enfin, la même tache noire fut aperçue par MaralJi en 1715. Les divers nombres qui résultent, pour la durée de la rotation de Jupiter, des observations prolongées de Cassini, s'accordent assez entre euv, pour qu'on puisse considérer leurs différences comme dues aux erreurs d'observation.

Hais cet accord remarquable n'existe plus, si, au lieu de considérer la tache silongtemps observée parle célèbre astronome, on déduit la durée du mouvement de rotation d'une autre tache qu'il vit, à partir du 15 décembre 1 690, etdont il suivit les mouvements apparents, jusqu'au mois du février de l'année 1691. Cette tache fit sa révolution en 9 h. 51 minutes. Or « cette nouvelle tache, plus obscure que l'ancienne, étoit adhérente, non pas à la bande la plus méridionale de Jupiter, mais à la bande moins méridionale du côté du centre, dont elle étoit fort proche, » II faut ajouter que, pendant sou apparition, d'ailleurs relativement courte si on la compare à celle de l'ancienne tache, elle fut loin de conserver la même ligure; non-seulement elle changea de forme, mais elle se divisa en trois fragments peu éloignés les uns des autres, pour se réunir de nouveau en forme de tache allongée.

De deux autres taches, observées également en décembre 1600 et janvier 1691, Cassini déduisit une rotation de 9 h. 53 m.; une cinquième, vue en janvier de cette dernière année, lui donna 9 h. ni m. Enfin, « il en parut au commencement de l'aimée 1G92, qui étoient près de l'équinoctial de Jupiter, dont la période n'étoit que de 9 h. 50 m,, et généralement toutes 1rs taches qui passèrent près du centre do Jupiter parurent avoir un mouvement plus vite que celles qui en étoient plus éloignées. »

Voilà un fait d'une grande importance, dont les astronomes n'ont pas manqué de chercher aussitôt, l'interprétation physique. Cassini lui-même se hâte, d'ajouté à la constatation du fait une hypothèse qu'il formule en ces termes : a Ces taches, qui avoient un mouvement plus prompt que les autres, étoient aussi plus près de son équinoctial, qui est parallèle aux bandes ; ainsi, suivant l'analogie dos bandes do Jupiter avec nos mers, on pourrait comparer le mouvement de ces taches à celui des courants, qui sont plus grands près do l'équateur do la terre que dans tout autre endroit. »

Avant de rapporter les explications do ces inégalités imaginées depuis par d'autres astronomes, citons les observations qui les ont confirmées. Ilersehel, dans sonmémoirede 1781 sur Jupiter, a trouvé, pour la rotation de Jupiter, déduite d'une même tache obscure vue enl778, 9h. 55' 40" et 9 h. 5i' 55", c'est-iidireenmoyenno9h.55' 16". C'est, à 32 secondes près, le nombre de Cassini. Mais eu 1779, une tache claire équalorialc a fourni au même astronome une rotation

do 9 h. 51' 45" et de 9 h. 50' 48". Béer et Meedler, ont lait, du 4 novembre 1854 au 19 avril 1855, une série d'observations de deux taches qui ont donné une moyenne de 9 h. 55' '26" et M. Airy, à la même époque, a trouvé un nombre qui n'est inférieur que de 2 secondes à celui des astronomes allemands. Mais les taches observées avaient une latitude boréale de 5 degrés.

Il paraît donc certain que la durée de la rotation de Jupiter, telle qu'on la trouve dans les Éléments astronomiques de Y Annuaire du Bureau des longitudes ne peut et ne doit s'appliquer qu'aux taches extra-équatorialcs de la planète, que cette, durée est moindre pour les taches voisines de l'équateur et qu'ainsi entre Jupiter et le Soleil, il y a une analogie évidente en ce qui concerne leurs mouvements de rotation.

Mais tandis que la loi des variations de durée que présentent lus rotations des taches solaires est connue et a pu être formulée par MM. Carrington, Spœrer, Faye, il n'en est pas de même pour les taches visibles sur Jupiter. Il v a là une lacune qu'il serait important do combler, qui tient sans doute à la rareté des accidents ayant, sur le disque de la planète, une suffisante permanence, et aussi à la difficulté' des mesures micrométriques. Mais tant que cette étude ne sera point faite avec quelque rigueur, il est aisé do comprendre que toute interprétation physique de phénomènes mal définis sera au moins prématurée. L'examen des conjectures émises au sujet de la constitution physique de Jupiter va montrer que cette réserve n'a rien que de légitime.

Amkdék Guili.exis.

— L;i ^uilr; prochainement. —