SATELLITES DE MARS

à l'autre. Antérieurement, elles ont pu être presque en contact. Y.n fait, la Lune serait née de la Terre, par la force centrifuge de rotation, selon la théorie de Laplace.

Si, au lieu de remonter dans le passé, nous anticipons sur l'avenir, nous trouvons que, d'après les mêmes principes, le mois et le jour tendent à devenir égaux et à durer 50 de nos jours actuels.

L'auteur termine son mémoire en remarquant que le a satellite anormal » (le Mars -~ le plus proche — qui tourne plus vite que la planète « olfre une confirmation de ces vues, car il semble probable que son extrême petitesse Ta conservé comme un témoignage durable de la période primitive de la rotation de Mars autour de son axe ».

A cette théorie du mathématicien anglais sur l'évolution des satellites et surtout à son application au x)remier satellite de Mars, M. Daniel Kirkwood. l'astronome américain, a répliqué dans les termes suivants (» :

La masse du satellite intérieur de Mars est à celle de notre Lune (approximativement) dans le rapport de 1 à 30 000 000. Par conséquent, il ne peut produire aucune marée sensible sur la planète. C'est, en fait, de cette absence de marées que M. Darwin infère la distance constante du satellite. Alors, quelle est la cause qui a allongé la durée de rotation de Mars de moins de 8 heures à près de 25?

M. Darwin a répondu (-) :

Mon mémoire n*est qu'un extrait d'un long travail, actuellement sous presse. Je puis cependant répondre à la question posée par M. Kirkwood, comment la théorie des marées explique le fait que le jour martien est plus long que le mois du satellite intérieur, qu'un tel résultat dérive nécessairement des effets du frottement des marées solaires. J'espère pouvoir étudier numériquement le cas particulier de Mars.

D'autre part, à proi)os de ces satellites, M. E. Ledger a étudié les marées et les éclipses qu'ils peuvent causer à la surface de la planète ('). « L'exiguïté (le leur masse, dit-il, nonobstant leur proximité, interdit la formation de marées sensibles, et ils ne jouissent pas de la proi)riètè qui leur a été imaginée d'empêcher la stagnation des mers martiennes. » Quant à leur lumière, on peut estimer à J^ de celle de la Lune celle du premier satellite, et celle (lu second à une clarté vingt fois plus faible, soit ^io . ^^^^ peu. Phobos reste sur l'horizon d'un lieu donné pendant 5 heures et demie à la fois, sur les- (juelles il peut être éclipsé pendant 53 minutes. Deimos reste au-dessus de l'horizon pendant GO heures de suite, pendant lesquelles se produisent deux éclipses, et quelquefois trois.

;•) The O bscwator y, SQi)iemhrc 1871), p. 147. --/) /r/., novembre 1871), p. 204 —(•)/(/., novembre 1879, p. VJ\.

eu. 1879. — J.-C. Adams, F. Tisserand. — Incliîiaison des satellites (').

Les orbites des deux satellites de Mars sont légèrement inclinées sur le plan de l'équateur de la planète. Le professeur Adams s'est demandé si cet état de choses est permanent. Le plan de l'orbite de Mars est incliné de 27** à 28** sur son équateur. Si donc les plans des orbites des satellites conservent une Inclinaison constante sur l'orbite de la planète, comme il arriverait si la force perturbatrice du Soleil était la seule tendant à altérer ces plans, leur inclinaison sur le plan de l'équateur martien, et encore plus leur inclinaison l'un sur l'autre, deviendrait, avec le temps, considérable.

M. Marth a calculé (') les mouvements des nœuds des orbites des satellites sur l'orbite de la planète dus à l'action solaire et a conclu que, s'il n'y a aucune force dépendant de la structure interne de Mars qui contrarie ou modifie l'action solaire, les nœuds des orbites seront en opposition l'un sur l'autre dans un millier d'années, et alors l'inclinaison mutuelle des orbites des satellites s'élèvera à 49^

Dans ce cas, la presque coïncidence actuelle entre l'équateur et la planète et les plans des orbites des satellites serait fortuite et passagère. Mais c'est bien improbable.

S'il n'y avait aucune force perturbatrice extérieure, l'aplatissement d'une planète ferait rétrograder les nœuds de l'orbite d'un satellite sur le plan de l'équateur de la planète, tandis que l'orbite conserverait une inclinaison constante sur ce plan. Laplace a montré que, si Ton i)rcnd en considération à la fois l'action du Soleil et l'ellipticité de la planète, on trouva que l'orbite du satellite se meut de manière à conserver une inclinaison presque constante sur un plan fixe passant par l'intersection de l'équateur de la planète avec le plan de l'orbite de la planète, et se trouvant entre ces plans, et que les nœuds de l'orbite du satellite ontun mouvement rétrograde presque uniforme sur ce plan fixe.

L'auteur entre dans le détail du calcul appliqué aux satellites de Mars et étudie l'effet de l'aplatissement delà planète sur les orbites de ses deux satellites. Il trouve que le mouvement des nœuds des orbites des satellites produit par Tellipticité de la planète surpasse de beaucoup celai qui peut être produit par l'action du Soleil, de sorte que les plans fixes pour les deux satellites sont seulement légèrement inclinés sur l'équateur de Mars.

D'après les mesures du diamètre de la planète et des plus grandes élon-

f ) On the ellipticitij of Mars, and ils effecton the motion of the satellites (M ontkly Notices, novembre 1879, p. 10).

(') Axtronomische Nachrichterx^ ii» 2280.