ASAPH HALL. — D&CODVBRTE DES SATELLITES
originale; tandis que, si c'était la planùle Europa, elle devait se trouver le soir même un peu au sud-est de Mars.
Cette nuit du 17 fut merveilleiisemeot claire, et à peine Mars était-il levé au-dessus des brumes de l'horizon, que l'équalorialfut impatiemment pointé sur lui. Aucun aalellile n'était visible, ce qui était de bon migure. A 4* du malin, l'astronome, radieux, vit la petit point lumineux émerger tranquillement des rayons de la planète, comme le calcul l'annonçait ; c'était bien un satellite de Mars.
Ce n'est pas tout. En observant ce satellite et en suivant son mouvement, M. Hall ne tarda pas à en remarquer un second, encore plus petit et plus proche de lu planète!
La nouvelle fui télégraphiée aux principaux astronomes du globe, el, maigre le scepticisme qu'elle excita d'abord, elle ne tarda pas à être confirmée par toutes les observations ullérioures.
Ces deux petits satellites ont été suivis, à l'aide des grands instruments, pendant les mois de septembre el d'octobre 1877; puis on les perdit de ^Tie, i mesure que Mars s'éloigna de la Terre. On les retrouva en 1879, lorsque la planète revint dans notre voisinage, el l'on put môme les observer à l'aide d'instruments moins puissants, car, lorsqu'on sait qu'une chose existe, on la voit beaucoup plus facilement que lorsqu'on ignore son existence. On les .1 encore retrouvés pendant l'opposition de 1881, el depuis on les suit pendant toutes les oppositions.
Ces deux petites lunes ont reçu de leur découvreur les noms de Dbiuos |la Terreur) et Puonos (la Fuite), on souvenir de deux vers de Vlliaiîc d'Homère (LiT.XV),qui représentent Mars descendant sur la Terre pour venger la mort de son tils Ascalaphe i
I plus proche ; Deimos te second. Voici les élé-
Phobos est le premier, 1 monts de leurs orbites :
Demï-iliamètre de Mars = ,1301 kilomètres.
Distance de Phobos — 2,77 demi-diamètres de Mars.
= 3 321 kilomètre a.
Distance de Deimos ^ lj.92 dcmi'dlamâtres de Mars.
= 23 281 kilom6lres.
Ces distances sont comptées du centre de la planète. Si nous en retranchons le demi-diamétre de Mars, il reste, pour la distance de la surface de la planète à la surface des satellites, moins de 6000 kilomètres pour le premier et moins de 20 000 pour le second.
Fi.ias(AiiioK. — Msrê. 17
Le diamètre angulaire de Mars étant de 9", 57, les plus grandes élongations ne sont que de 13* pour le premier et de 32' pour le second.
La révolution du premier s'effectue dans la période étrangement rapide de 7*" 39«> 15% et celle du second, dans la période également très rapide de 30*» 17"" 54% période à peu près égale à quatre fois la première, ce qui indique un lien de parenté entre les deux satellites. Leurs orbites sont, toutes deux, presque circulaires, à peu près dans le plan de Téquateur martien, et inclinées Tune et l'autre de 26» environ sur l'écliptique. — Nous avons représenté ce petit système sur notre fig. 157 : c'est ainsi qu'ils circulent actuellement dans le plan de Téquateur de Mars.
A cause de Texiguïtô de ces satellites et de leur voisinage de la planète,
N Orbite apparente des satellites de Mars, pour une lunette astronomique.
il faut d'excellents instruments pour les distinguer. Toutefois, comme un objet qu'on sait exister est plus facile à découvrir qu'un objet dont on ignore l'existence, des instruments fort inférieurs à Téquatorial de Washington suffisent aujourd'hui pour periueltre d'observer ces deux points lumineux, et même pour mesurer leur position.
L'analogie avait déjà fait soupçonner l'existence de ces satellites, et plusieurs astronomes, W. Herschel, d'Arrest, etc., avaient môme passé de longues heures à les chercher. On avait dit : la Terre a un satellite, Jupiter e.n possède quatre, et Saturne huit ; -Mars, qui se. trouve entre la Terre et Jupiter, pourrait bien en avoir un ou plutôt deux. C'est Kepler lui-même qui, le premier, a tenu ce raisonnement, dès l'année 1610, et Voltaire a suivi cette tradition dans Micromcgas.
Ces deux globules célestes sont si petits qu'il est impossible de leur trouver aucun diamètre appréciable, et qu'on ne peut obtenir quelque estimation de leur volume probable, qu'en mesurant avec soin la quantité de lumière qu'ils réfléchissent. C'est ce qui a été fait à l'Observatoire de Harwird- College, par le professeur Pickering, et il résulte de ces mesures photométriques, confirmées du reste par les estimations des autres observateurs,
ASAI'll UAI.l.. — liÉCOUVEHTK UIÎS SATELLITES,
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qu'en admeUant que leur sui-race sitit analogue à celle do la planÎJle ellemême, leurs diamètres ne surpassent pas dix ;\ douze kilomètres. Le premier, PhoboH, est le plus brillant et probalitemenl le plus gros des deux ; il n'offre que la faible éHal d'une étoile de 10' jii-andeur, et le second, seulement celui d'une étoile de 12"; cependant le second est phis facile à découvrir, parce qu'il est plus éloîgnfi de la planète et muîns éclipsé dans se» rayons. Il n'en est pas moins bien remarquable que ces deux points lumineux, dont le diamètre ne surpasse guère celui de Paris, soient visildcs à quinze et vingt millions de lieues de distance dans les instruments dus au gënie de l'bomme ('} !
Les mouvements apparents do ces satellites dans le ciel de Mars sont particulièrement curieux. Le satellite extérieur tourne, arons-nDus dit, autour de sa planète, en ^0 lieures 17 minutes 54 secondes, tandis que la planète tourne sur elle-même en 24 heures 37 minutes 23 secondes, il en résulte que ce petit globe paraît marcher très lentement de l'Est à l'Ûuest dans le ciel de Mars.
La différence entm la période du satellite extérieur et la rotation de Mars étant de â heures 41 minutes, ce satellite emploie en apparence 131 heures pour accomplir son circuit dans le ciel de Mars ; c'est une période de 5 jours martiens plus 8 heures, et c'est là un petit mois dont les habitants doivent se servir pour leur calendrier.
Tout autre est le mouvement du satellite le plus proche. Comme il accomplit sa révolution entière de l'Ouest à l'Est en 7 heures 39 minutes, et que la planète tourne dans le môme sens en 24 heures 37 minutes, il se lève à l'Occident et se couche à l'Orient après avoir traversé le ciel avec une vitesse correspondante à la différence des deux mouvements, c'est-à-dire en 11 heures environ ('). (^'est là un exemtde unique dans le système du monde.
Quelle est la grandeur apparente de ces dL-ux lunes, vues de la planète?
Chacun suit qu'un objet éloigné à la dislance de 57 fois son diumèlrc,
(') <c En admettant pour le satellite extérieur un diamètre de 0',031, écrivait M. Hall lul-mâmo iMonthlij Notices, fév. 1878, p. 207], cet angle correspond, à la distaDce de notre Lune, it un cercle de 187 pieds (= 57 nibtres), de sorte que la proposition d'éla- Iquer avec les babiiants de la Lune neans a. cbimerical project. > méridien, écrit M. Hall {Monthly ut une miittLode trâs exacte de déteru du facteur 29, qui, dans le cas de Martiens ont un facteur iiifâricur k \.
blir un système de signaux lumineux pour n'est pas du tout uu projet chimérique : « la by i ('] ■ En observant les passages de cette lune Notices, id., p, 208), les astronorneB do Mars oi miner les longitudes martiennes, puisqu'au liei notre Lune, multiplie l'i^rreur d'observation, le Cependaiu, on no peut guère douter que les astronomes difSculléa, dues peut-£tre surtout 4 une dense atmosphère et à et puis, ce n'est pas une sinécure que d'observer trois passages ai
oient aussi leurs le furtti réfraction ; léridiea parjourl •
apparaît avec une grandeur apparente de 1 degré, et qu'an objet éloigné à 570 fois son diamèlre'sous-lend un angle dix fois plus petit, ou de 6 minutes. Le premier satellite do Mars étant à 6000 kilomètres de la surface de la planète et ayant, selon toute probabilité, 12 kilomètres de largeur, est éloigné à 500 fois son diamètre et offre par conséquent un disque de 7 minutes environ.
C'est un peu moins du quart du diamètre apparent de notre Pleine Lune, lequel est de 31 minutes.
C'est en même temps le tiers du diamètre moyen du Soleil, vu de Mars, ce diamètre étant de 21 minutes.
Le second satellite, éloigné à 20000 kilomètres de la surface de Mars, est réduit à un petit disque de 2 minutes et demie.
La lumière renvoyée par ces deux satellites aux habitants de la planète doit être extrêmement faible. Le satellite extérieur n'offre en effet, môme au zénith, qu'un disque égal au quinzième environ de celui de notre Pleine Lune, ce qui équivaut à une surface 225 fois plus petite. D'un autre côté, la lumière reçue du Soleil varie, suivant la position de Mars, de la moitié au tiers de celle que reçoit notre astre des nuits. Il en résulte que la clarté de Deimos doit être comprise entre les fractions j\^ et ëîï de celle de notre clair de lune. Phobos doit être trois fois plus large, offrir un disque de 6 à 7 minutes et donner une clarté dix fois plus forte, c'est-à-dire comprise entre 4V ^^ gV ^^ l'intensité de notre clair de lune. Ce sont là deux lunes minuscules.
La découverte de ces satellites a permis de déterminer avec précision la masse de la planète, jusqu'alors assez incertaine. M. Hall a trouvé, relativement à celle du Soleil, âôira .w» ce qui donne relativement à la Terre : 0, 105 ( * ) .
Le spectacle de Mars vu de chaque satellite, surtout du premier, doit être admirable, et son éclat merveilleux. Vu de Phobos, il occupe près d'un quart
(*) Les principales déterminations de la masse de Mars antérieures à la déduction très précise tirée du mouvement des satellites étaient :
1802. Delambre, par les perturbations de la Terre ( valeur adoptée par Laplace ). ^-.^ ■
1813. Burckhart, par le môme procédé '. vison?
1828. Airy, en corrigeant Delambre par les observations de Greenwich ^luiiV}
1853. Hansen et Olufsen, toujours par les perturbations de la Terre »,^q^
1858. Le Verrier, par le môme procédé 9994700
1876. Le Verrier, par les perturbations de Jupiter 28i2'26
On voit que la valeur la plus approchée était celle de Hansen et Olufsen.
