LE MONDE

chose près avec ce dernier p Pallas, MDsi qu'on peut le voir s'élève angulairement à 34 dej deux cinquièmes de l'angle di 11 reste, pour terminer ces gi nètes, à dire un mot des durées

ptifuuy-

du Soleil. Ces durées sont com[ solaires moyens, c'est-à-dire et 6 ans 3 mois et 28 jours, q

1. Ces iDclinaisons considér&bloB t planètes ultra-zodiacala ; nu grand n< eo effet, parle fait de celte inclinaiso zone oii se meuvent les planètes prina

années, de Flore et de Maximiliana. Il arrive, comme pour les distances moyennes, que certaines petites planètes consécutives font leurs révolutions en des temps presque égaux. Pour Égérie et Astrée, la différence n'est pas d'un demi-jour; pour Eurydice et Clytie, elle n*est guère plus d'un quart, et enfin, Leto et Bellone accomplissent leurs mouvements de translation. Tune en 1688^295 et l'autre en 1688^546, c'est-à-dire avec une différence de 6 heures 2 minutes environ. C'est une conséquence directe d'une des lois de Kepler, de celle qui lie les durées des révolutions aux distances moyennes des planètes au foyer du système.

Passons maintenant en revue quelques-unes des principales petites planètes, et voyons si Ton est parvenu à obtenir quelques données sur leurs dimensions et leurs constitutions physiques.

Festa est la plus brillante du groupe entier. Elle est visible à l'œil nu par un ciel bien pur, et sa lumière d'un jaune pâle est cependant plus blanche que celles des trois planètes découvertes avant elle.

Elle met trois ans et huit mois à accomplir sa révolution entière autour du Soleil, à une distance moyenne de 90 millions de lieues. Comme son orbite est relativement peu allongée, il n'y a guère entre ses distances extrêmes qu'une différence de 1 600 000 lieues de 4 kilomètres.

Son diamètre réel, mesuré par Maedler, est de 123 lieues environ. Ce n'est pas la vingt-cinquième partie du diamètre de la Terre, de sorte que la surface de notre globe comprend près de sept cents fois celle de Vesta. Voilà donc une planète, dont la superficie entière n'est guère que la neuvième partie du continent européen. Enfin le

volume de la Terre est à peu près 1 8 000 fois celui de Vesta.

Junon offre Faspect d'une étoile de huitième grandeur : c'est dire qu'elle est invisible à l'œil nu. Sa couleur est rougeâtre et l'éclat de sa lumière subit des variations^ dont rintensité n'est pas moins remarquable que la rapidité. Ce phénomène n'est pas particulier à Junon : on l'observe dans Vesta, qui devient parfois très-éclatante, dans.Cérès et dans plusieurs autres petites planètes. Comment expliquer ce phénomène ? Les savants ont fait, à ce sujet, diverses hypothèses. Les uns supposent que les diverses faces de ces petits corps ne réfléchissent pas la lumière solaire avec la même intensité, que quelquesunes sont formées de facettes cristallines, ou encore possèdent une lumière propre. D'autres croient que les petites planètes sont des corps très-peu réguliers, nous présentant par conséquent tantôt des faces très-étendues, tantôt des faces plus étroites. Qu'on admette l'une ou l'autre de ces hypothèses, elles n'en reposent pas moins toutes sur le fait d'une rotation réelle. Peut-être en étudiant avec soin les périodes de ces variations, parviendra-t-on à déterminer les durées des mouvements rotatoires. Celui des observateurs contemporains qui s'est le plus distingué par le grand nombre de petites plcmètes qu'il a découvertes, M. Goldschmidt, a commencé ces intéressantes recherches.

Junon s'éloigne du Soleil, à son aphélie, de près de 128 millions de lieues, à son périhélie de 75 millions et demi; sa distance moyenne est dès lors de 101 millions de lieueâ, et il existe une différence de près de 52 millions de lieues entre ses distances extrêmes à l'astre central. Son orbite est, comme on voit, très-différente du cercle.

Maedler évalue à 146 lieues son diamètre, qui est ainsi

22 fois moindre que celui de la Terre. Sa surface est un peu plus grande que celle de Vesta.

Elle parcourt son orbite en 1592 jours 1/3, ou en 4 années terrestres et 4 mois.

La 56* des petites planètes dans Tordre des distances, et, on Ta vu, la première dans Tordre des découvertes, Cérès, parait comme une étoile rougeâtre dont Téclat est intermédiaire entre ceux de Junon et de Vesta.

Un illustre observateur, Schrœter, avait cru trouver dans Tapparence vaporeuse de son disque la preuve de Texistence d'une atmosphère très-étendue. Le même fait semblait se présenter pour Pallas , et il en concluait que chacune de ces deux planètes est entourée d'une enveloppe gazeuse de 200 lieues d'épaisseur. Depuis, on a reconnu qu'il y avait là un effet d'irradiation dû à Timperfection de son télescope.

Cérès tourne en 1680 jours 3/4 (4 ans 7 mois environ) autour du Soleil, dont elle est à une moyenne distance de 103 millions de lieues. Mais à sa distance minimum, elle est plus rapprochée de 1 7 millions de lieues qu'à son plus grand éloignement. La chaleur et la lumière reçues par un astre dont la distance au foyer solaire varie dans des proportions aussi considérables, varient elles-mêmes d'intensité dans des limites £Lssez étendues. Mais comme on ne sait rien de la constitution physique de Cérès, ni de Tétat de sa surface, on ne peut guère tirer de ces données de conclusions certaines, relatives aux variations réelles de la température de la planète.

Le diamètre de Cérès a été mesuré plusieurs fois. Mais les résultats ne s'accordent guère : tandis qu'il est de 1 85 lieues, suivant Schrœter, de 65 lieues seulement d'après W. Herschel, Argelander l'évalue à 90 lieues. En adop-

mk LE MONDE SOLAIRE.

tant ce dernier nombre, on trouve que la surface de Cérès n'est que la 1300' partie de celle du globe terrestre, de sorte qu'il faudrait environ 46000 volumes égaux au sien pour former le volume de la Terre.

Arrivons à Pallas, qui tourne en 1683 jours et demi autour du Soleil, dans une orbite presque aussi allongée que celle de Junon, très-inclinée sur le plan de notre orbite et à une distance moyenne de 105 millions de lieues : les distances de Cérès et de Pallas ne diffèrent que de 1 16 000 lieues. A son aphélie, Pallas s'éloigne du Soleil jusqu'à 130 millions de lieues, tandis qu'à son périhélie, elle en est à peine à 80 millions.

Vue à l'époque de sa moyenne distance à la Terre, Pallas a l'aspect d'une étoile de 7" à 8' grandeur , d'une belle couleur jaune. Son dia-

I^^. T9. - Dimens-OB» comparée» de U Terrs ™a*„„ „„* évfllll^ H 9-tfi el(lMpIinèle»Junon, Cérès, PalUs et V«ia. mètre CSl CvaiUB a £W

lieues (Lamont). C'est la plus considérable de toutes les petites planètes, bien que son diamètre soit encore 1 3 fois moindre que le nôtre, sa surface 168 fois moindre et son volume 2177 fois plus petit que le volume de notre sphéroïde. Tous ces nombres, on le comprendra, sont approximatifs, et je les donne surtout pour qu'on arrive à se faire une idée un peu nette de l'importance relative des corps célestes du système solaire. La figure 79 aidera, je le pense, à ce résultat.

Les quatre planètes sur lesquelles nous venons de donner quelques détails sont parmi les plus considérables

du groupe. La petitesse de presque toutes les autres est telle, qu'on n'a pu. mesurer directement leurs diamètres; elles apparaissent dans les lunettes comme des points lumineux sans diamètre sensible. Il est probable que les moins gros de ces astres microscopiques ont à peine quelques lieues de rayon, ce qui rend leur étendue superficielle inférieure à celle d'un de nos plus petits départements. M. Lespiault, à qui j'emprunte cette comparaison, ajoute qu'un bon marcheur ferait aisément dans sa journée le tour de quelques-uns de ces globes en miniature.

Pendant combien d'années encore trouvera-t-on des petites planètes faisant partie de l'anneau et circulant entre Jupiter et Mars? C'est une question assez difficile à résoudre. Il est probable qu'on connaît aujourd'hui, je ne dirai pas les plus gros, mais ceux que leurs distances à la Terre rendeiït le plus aisément visibles. La découverte des autres devient donc de plus en plus difficile, et l'accroissement de leur nombre est en partie subordonné au perfectionnement des instruments d'optique et des cartes célestes.

Toutefois, d'après des considérations de mécanique céleste, M. Le Verrier est arrivé à assigner à la masse totale des astres qui composent l'anneau des limites telles, qu'en supposant à ces corps une densité égale à celle de notre globe, il en résulterait que les petites planètes connues ne forment guère que la dix-huit centième partie de la masse totale. Cela porterait leur nombre à environ cent cinquante mille. Mais, en admettant que ce nombre soit grandement exagéré et en le réduisant au dixième de sa valeur, on voit que c'est par milliers néanmoins qu'il faut compter cette véritable légion de corps célestes.

On entend si souvent, depuis une vingtaine d'années,

266 LE MONDE SOLMRE.

parler des découvertes de nouvelles planètes, qu'où sera peut— être curieux de connaître les méthodes, les procédés employés à cet effet par les observateurs.

Et d'abord, qu'on le comprenne bien, ce n'est point le hasard qui préside à ces travaux. Depuis la découverte de Piazzi jusqu'à notre époque, c'est grâce h des recherches spéciales et systématiques qu'on est parvenu à enrichir de la sorte le monde solaire. Voici comment :

Ce n'est pas, je l'ai déjà dit, par son aspect qu'une planète se distingue, au milieu de la voûte étoilée, de la multitude des points lumineux qui l'environnent, surtout lorsqu'il s'agit d'astres très-petits, dont le diamètre est insensible. C'est par son mouvement propre, par son déplacement prQgr,essif qu'on parvient à la reconnaître. Pour cela, que faut-il? Des cartes célestes très-minutieuses, donnant les très-petites étoiles, et dont une révision incessante permette de constater l'apparition d'étoiles nouvelles. Tel est le premier instrument de travail, indispensable pour une telle recherche. L'astronome qui entreprend la confection des cartes célestes exécutées avec ce détail et cette précision est donc le collaborateur forcé de celui qui découvre les planètes. Ajoutons que souvent ces deux collaborateurs ne font qu'un.

A la vérité, il n'est pas nécessaire d'explorer le ciel entier. 11 suffit d'examiuer les régions voisines de l'écliptique, parce que l'orbite d'une planète venant nécessairement couper deux fois par révolution la trace même de l'orbite de la Terre, il suffit d'observer l'astre à l'un ou à l'autre de ces passages.

La figure 80 reproduit, à une échelle réduite, l'une des cartes construites par un observateur distingué, M. Chacomac, à qui l'astronomie doit, outre de nombreuses ob-

servations de divers genres, la découverte de 8 petites planètes. -

Toutes les étoiles des treize premières grandeurs s'y trouvent marquées. Muni d'une carte de ce genre et d'une lunette astronomique assez puissante pour permettre de voir dans le ciel toutes les étoiles inscrites dans la carte,

Fig. 80. — Cane £cliplique. d'sprùs l'allas de H. Chaconmc.

l'observateur qui voudra se livrer à la recherche des petites planètes, procédera de la façon suivante :

11 disposera au foyer de sa lunette 6 fils se coupant deux & deux à angles droits et éloignés l'un de l'autre, de façon à embrasser dans le ciel précisément le même espace qu'un des petits carrés de la carte. Puis il braquera son instrument sur la région du ciel représentée par la portion de

ses LE MONDE SOLAIRE,

la carte qu'il veut explorer, de façon à comparer successivement tous les carrés aux parties correspondantes du ciel.

Il peut ainsi s'assurer s'il y a identité dans le nombre et les positions des étoiles marquées et des étoiles observées. Vient-il à trouver dans la lunette un point lumineux qui ne soit pas marqué sur la carte ? De deux choses l'une : la carte étant bien faite, il se peut que le nouvel astre soit une étoile d'éclat vartable, et qui n'était pas visible à l'époque de la construction ; ou bien, il a affaire à une

Fig. 81 . — Dccouverte d'une petite ptanHe >u moyen cJe» caitM èdiptiquet.

planète nouvelle. Comment distinguer ces deux hypothèses également possibles? En examinant si l'astre nouveau reste invariablement fixé au même point, ou au contraire, s'il se meut relativement aux étoiles voisines. Le mouvement propre d'une planète est en général asset sensible, pour que l'observateur puisse le constater dans la nuit même de l'observation.

Dans ce dernier cas, il a trouvé une nouvelle planète, ou, peut-être, une comète. Je ne puis entrer ici dans le détail des manœuvres délicates qui ont pour objet la vérification du mouvement propre. La figure 8 1 qui représente,

à gauche la carte même, à droite le champ de l'instrument, suffira à donner une idée du résultat. On peut y voir le point lumineux qui, par ses positions successives sur le champ étoile du ciel, indique la présence d'un astre appartenant à notre monde solaire.

Il n'est pas besoin de dire, je suppose, tout ce que de telles recherches, d'ailleurs si laborieuses, exigent de patience et de perspicacité \

1. En 1861 y le nombre des découvertes de petites planètes s'est élevé à 9; en 1862, il n'était plus que de 5, et l'on n'en a trouvé que 6 nouvelles pendant les années 1863 et 1864. En supposant que le zèle des chercheurs ne se soit pas ralenti, il y a dans ces nombres l'indice d'une marche décroissante dont l'explication se trouvera peut-être dans ce fait, que les petites planètes actuellement découvertes étant les plus considérables du groupe, les antres échappent de plus en plus à l'observation par la faiblesse de leur éclat. L'hypothèse de leur grand nombre ne serait donc pas détruite pour cela.

Distances de Jupiter à la Terre et au Soleil. — Ses dimensions réelles et apparentes. — Mouvement de rotation; les jours et les nuits. — Années et saisons sur Jupiter. — Bandes obscures et brillantes du disque; atmosphère. -^ Les satellites; leurs mouvements et leurs distances. — Éclipses des satellites. *- Leurs dimensions réelles.

De la région du monde solaire où nous venons de voir que circulent les plus petits astres de notre système, nous passons sans transition à la plus volumineuse de toutes les planètes, au colossal Jupiter.

A Fœil nu, Jupiter apparaît comme une étoile de première grandeur, dont Téclat variable avec sa distance à la Terre est quelquefois assez grand pour donner des ombres aux objets pendant les nuits sans lune. Sa lumière est calme: elle ne scintille que dans des cas très-rares. Mais si, pour l'examiner, on vient à se servir d'une lunette uu peu puissante, le point lumineux se change par le grossissement en un disque nettement terminé, le plus souvent accompagné de trois ou quatre petites étoiles qui oscillent en des temps assez courts autour de la planète centrale : ces quatre étoiles sont les satellites de Jupiter.

Vénus, Mercure et Mars, nous l'avons vu, sont privés de compagnons ; la Terre n'en a qu'un. Jupiter, avec ses quatre lunes, que la puissante attraction de sa masse

oblige à circuler autour de lui, va donc nous présenter le spectacle d'un petit monde, analogue au monde solaire dont il fait partie, et qu'il semble reproduire sur une plus petite échelle.

Pour arriver, en partant du Soleil, jusqu'au monde de Jupiter, il faut franchir une distance qui dépasse cinq fois la distance moyenne du Soleil à la Terre, et qui vaut près de trois fois et demi celle de Mars: c'est à peu près 198 millions de lieues de 4 kilomètres. Mais l'orbite décrite par la planète autour du foyer commun diffère plus du

cercle que l'orbite de la Terre. Sa distance est donc variable, et tandis qu'au minimum elle n' atteint que i88 millions de lieues, elle s'élève au maximum à 207 millions : différence, près de 20 millions de lieues.

Que résulte-t-il de cette variation dans la distance? C'est que Jupiter vu du Soleil présenterait un diamètre apparent tantôt plus grand, tantôt plus petit que sa valeur moyenne. Eh bien, le môme phénomène a lieu pour les observateurs situés sur la Teire, mais dans des proportions beaucoup plus grandes. Qu'on jette les yeux sur la figure 82, et l'on aura une idée des variations de

grandeur que nous offre le disque de Jupiter, vu aux époques de ses distances moyenne et extrêmes de la Terre.

La raison de cette différence entre les diamètres apparents du disque se conçoit aisément. L'orbite de Jupiter, comme celle de Mars, enveloppe Torbite terrestre, et la marche des deux astres le long de leurs trajectoires les amène tous les treize mois environ en ligne droite avec le Soleil et du même côté : Jupiter est alors en opposition et sa distance à la Terre se mesure par la différence des deux astres au Soleil. Dans des périodes de même durée, les deux planètes se trouvent encore en ligne droite, mais de part et d'autre du Soleil : c'est la conjonction de Jupiter, et la distance des deux planètes se mesure alors en ajoutant leurs distances respectives au Soleil. Comme d'ailleurs, ces distances mêmes peuvent être tantôt plus petites, tantôt plus grandes, il en est de même pour celles qui séparent la Terre de Jupiter aux moments de l'opposition et de la conjonction.

A son plus grand éloignement de la Terre, Jupiter peut se trouver à 245 millions de lieues de nous, et il s'en approche quelquefois jusqu'à 150 millions. C'est près de 100 millions de lieues de différence entre ces distances extrêmes qui d'ailleurs se présentent rarement ; moyennement, Jupiter est lors de ses oppositions à 1 59 millions de lieues, et pendant ses conjonctions à 235 millions: différence, 76 millions de lieues, c'est-à-dire précisément, comme on devait le prévoir, le diamètre de l'orbite de la Terre.

Par les nombres qui précèdent, on peut juger de l'immense développement de la courbe décrite dans l'espace par le géant du monde planétaire. Aussi, pour parcourir ce chemin de 1 milliard 214 millions de lieues, lui faut-il près de 12 années. C'est une vitesse moyenne de 280200 lieues par jour, ou 1 1 675 lieues par heure.

Les exemples de mouvement que nous avons à la surface de la Terre, ne peuvent nous donner aucune idée d'une telle masse parcourant avec une vitesse vingt-ijuatre fois aussi grande que celle d'un boulet de canon, sans se ralentir jamais, les abîmes du ciel.

Nous savons quelle est l'iramensité du volume de la Terre, quand nous le comparons aux objets que nous avons l'habitude de voir auprès de nous : combien donc Jupiter Qons paraîtra-t-il plus volumineux encore, si nous son-

Kig. 83. — Jupiter et la Terre ; dimenaiona comparées.

geous qu'il vaut i400 fois notre globe. Ce nombre est une ronsi^quence de la mesure du diamètre réel, qui se déduit lui-même des deux éléments de la grandeur apparente et de la distance.

La fig. 83 donne une idée exacte des dimensions comparées de la Terre et de la planète que nous allons explonT. Son diamètre, plus de onze fois aussi grand que le diamètre terrestre, mesure 33 790 lieues, ce qui donne Iiour la longueur de la circonférence équatoriale de Jupiter, H 2 440 lieues. Vu à la distance de la Lune, cet.im-

mense globe nous apparaîtrait avec un diamètre 34 fois 1/2 aussi grand que celui de notre satellite, et la surface de son disque embrasserait, sur la voûte céleste, douze cents fois l'espace qu'occupe la pleine Lune.

La forme du globe de Jupiter n'est pas celle d'une sphère parfaite : c'est un ellipsoïde aplati, comme la Terre, aux pôles de rotation. Mais tandis que l'aplatissement du sphéroïde terrestre n'est guère que 5^, celui du globe de l'immense planète s'élève à ^, de sorte qu'il y a entre le diamètre polaire, le plus petit de tous, et le diamètre équatorial, une différence totale de 1990 lieues, ce qui fait 995 lieues pour la dépression de chacun des pôles.

Aussi la forme elliptique du disque est-elle très-sensible dans les lunettes : elle s'aperçoit au premier coup d'œil, sans qu'on ait besoin de recourir à aucune mesure. Les divers dessins qui accompaignent notre description donnent d'ailleurs une idée juste de cette forme.

S'il est vrai, comme les expériences de physique et les faits géologiques le confirment, que les planètes soient des corps dont l'état primitif lut l'état fluide, la forme elliptique de leur méridien n'est qu'une conséquence de leur rotation. Parler de l'aplatissement d'une sphère, c'est donc faire naître l'idée d'un mouvement de cette sphère autour d'un axe qui passe par son centre.

Vénus, la Terre, Mars ont des mouvements de rotation : Jupiter est-il dans le même cas ? Oui, et la vitesse de sou mouvement jointe à sa faible densité expliquent à merveille la grandeur de l'aplatissement, tel que nous l'avons transcrit, et qu'il résulte de nombreuses mesures.

L'observation a permis, dès longtemps *, de constater le mouvement de rotation de Jupiter par l'étude des taches

1. C'est Cassini qui a mesuré, le premier, en 1665, la daréede ce mouvemeDt. Après lai, il faut dter W. Hersckel, Airy, Béer et llsdler.

que présente sod disque. Voici deux rues de la planète, prises par Béer et Msedler à 37"' 1 5*" d'intervalle, qui font voir clairement le déplacement apparent de deux taches obscures produit par le mouvement de rotation :

C'est en dix heures environ (9*'-55'"), que l'immense globe tourne sur lui-même. Un point situé à l'équateur de Jupiter parcourt donc, en vertu de ce mouvement.

Fig. 85- — iDClioiisoD de l'aie de Jupiter nir le plu de l'otbiie.

1 2 586 mètres ou trois lieues et demie par seconde. C'est une vitesse 27 fois aussi grande que celle d'un point de l'équateur terrestre.

La rotation de Jupiter a pour conséquence l'alternative.

en chacun des points de sa surface, du jour et de la nuit. Mais comme l'axe de rotation est fort peu incliné sur le plan de Forbite *, il y a peu de différence entre la durée des jours et celle des nuits, durée qui s'élève au maximum à 5 heures, pour le majeure partie des points de la surface et pendant tout le cours de la longue année de Jupiter. Deux zones fort étroites situées aux deux pôles comprennent les lieux de la planète où le jour et la nuit atteignent et dépassent la durée de la rotation. Aux pôles mêmes, le Soleil est en vue pendant près de six années et reste ensuite couché pendant une pareille période.

Les saisons sont aussi fort peu variées sur Jupiter, du moins pour un même lieu. L'été règne pendant toute Tannée dans les zones voisines de l'équateur, tandis que les régions tempérées jouissent d'un printemps perpétuel, et que les régions qui entourent les pôles subissent un hiver pour ainsi dire continu. On ne sait rien d'ailleurs sur la vraie signification climatérique ou météorologique de ces saisons. A la distance où Jupiter se trouve du Soleil, la lumière et la chaleur de l'astre radieux n*ont plus qu'une faible fraction de leur intensité à la distance de la Terre; tout au plus la vingt-cinquième partie. Cette diminution, inhérente au seul accroissement de la distance, se trouvet-elle compensée par des conditions physiques particulières, par une densité plus grande de l'atmosphère, une haute capacité calorifique ou lumineuse des matières composant le sol? Le globe de Jupiter possède-t-il une chaleur interne assez considérable pour porter la température de la croûte extérieure à une élévation qui supplée à la faiblesse relative de la chaleur solaire ? Ce sont autant de questions sur lesquelles la science est muette encore.

1 . L'angle d'inclinaisoD est presque droit. Il se mesure par près de 87 degrés.

L'année de Jupiter, avons nous dit, dure près de douze années de la Terre : en réalité cette durée est de 4232^ ^, ou H ans 1 0 mois 1 4jours 1 9 heures. Il en résulte qu'évaluée en rotations sidérales de la planète , Tannée de Jupiter comprend 10478 de ces rotations, ou si Ton veut, 10 477 jours solaires joviens. D'après ces nombres, on trouve aisément qu'entre le jour sidéral et le jour solaire de Jupiter, il n'y a guère plus de 3 secondes de différence, 3 de nos secondes bien entendu.

Vu de la Terre, Jupiter ne présente pas de phases sensibles : sa grande distance, ce fait que son orbite enveloppe au loin celle de notre globe, donnent la raison de cette absence de phases qui d'ailleurs ne peut détruire en rien ce que nous venons de dire de la succession des nuits et des jours. On a eu effet des preuves décisives de l'opacité de la planète, et l'on sait qu'elle ne brille pas de sa lumière propre. Rappelons-nous que Mars, moins éloigné de la Terre et du Soleil que Jupiter, offre de faibles phases.

Occupons-nous maintenant de Jupiter au point de vue de sa constitution physique. Ce qu'on en sait se déduit de la vue des bandes ou taches d'intensités diverses qui strient le disque de la planète dans le sens de l'équateur ou des parallèles au mouvement de rotation. Déjà les dessins que nous avons donnés montrent ce que sont ces taches ; mais, pour en avoir une idée plus juste, nous reproduisons ici (planche XVI) un magnifique dessin de M. Warren de la Rue.

De larges bandes grisâtres sillonnent le disque au nord et au sud de l'équateur : entre ces deux bandes^ un espace plus brillant marque les régions équatoriales^ et de part et d'autre, vers les régions polaires, on aperçoit une suite de stries parallèles aux premières, et tantôt sombres.

tantôt lumineuses. L'éclat du disque est notamment plus faible aux pôles.

Avec un grossissement insuffisant, les bandes semblent parfaitement longitudinales, mais dans des conditions d'optique meilleures, il est aisé de voir qu'une foule d'irrégu- Imtés, de taches transversales en forme de dentelures, se croisent en plusieurs sens, au milieu des bandes mêmes.

Une circonstance importante, c'est que les bandes sombres n'atteignent pas les bords du disque qui paraissent plus brillants sur tout le contour visible de la planète.

Or, c'est là en eflfet ce qui doit arriver, si l'on admet avec W. Herschel, Béer, Maedler et Arago, que les bandes brillantes ne sont autre chose que des amas de nuages, tandis que les bandes obscures correspondent à des régions où la sérénité et la transparence de l'atmosphère laissent voir les parties solides de la planète. Les couches de nuages vues de face réfléchissent une grande quantité de lumière ; mais sur les bords, leur intensité lumineuse est diminuée par l'obliquité. Au contraire, les couches d'air transparentes au milieu du disque semblent plus brillantes vers les bords, parce que les rayons qui partent du sol ont alors à traverser des épaisseurs de plus en plus considérables.

Indépendamment des bandes obscures et brillantes, on aperçoit des taches qui affectent des formes variées : c'est par l'observation de ces points, qui ont quelquefois l'apparence des taches solaires, qu'on a déterminé la durée de la rotation. Les taches et les bandes varient d'ailleurs de forme et de position : on a même vu, à plusieurs époques, disparaître entièrement l'une ou l'autre des deux grandes bandes obscures. C'est ce qui est arrivé en i83t et 1835 pour la bande boréale.

Il est donc extrêmement probable qu'il s'agit là de phé-

nomènes atmosphériques, et le parallélisme des couches de nuages s'explique tout naturellement par le sens et la vitesse de la rotation. Les régions équatoriales de Jupiter sont sans doute le théâtre de grands courants aériens, qui ont beaucoup d'analogie avec les vents alizés de notre planète, avec cette différence toutefois, dit Arago, que le sens dans lequel se meuvent les bandes nuageuses est inverse de celui que suivent les vents alizés terrestres.

La variabilité de position des taches irrégulières indique un mouvement propre ; mais, d'après Béer et Maedler, la vitesse de leur déplacement s'élève au plus à 35 lieues par jour : c'est celle d'un vent léger sur notre Terre. Il n'y a donc pas lieu d'imaginer les violentes tempêtes, les ouragans qu'on avait supposés d'abord. Tout fait croire, au contraire, que les phénomènes météorologiques se produisent sur Jupiter avec une grande régularité : la longue année de la planète, la faible et lente variation de ses saisons, la densité sans doute considérable de son atmosphère , l'intensité de la pesanteur à sa surface, sont autant de faits qui concourent à produire une grande stabilité atmosphérique.

La masse de Jupiter vaut 338 fois celle de notre globe, tandis que son volume, nous l'avons vu, dépasse 1 400 fois celui de la Terre. Cela suppose, pour la matière dont il est formé, une densité moyenne moindre du quart de la densité terrestre. C'est un tiers en plus de celle de l'eau : et comme il est probable que la densité des couches du sphéroïde va en croissant de la surface au centre, on peut aisément en conclure que les couches formant le sol ont au plus la densité de l'eau. La surface de Jupiter est-elle donc à l'état liquide? C'est ce qu'aucune autre observation ne permet de décider : on en est à cet égard réduit aux conjectures.

Quatre point lumineux, quatre petites étoiles accompagnent sans cesse Jupiter dans sa révolution de douze aunées. Elles sont aisées à observer avec de faibles lunettes.

D'une heure à l'autre leurs positions varient, et elles semblent osciller de part et d'autre du disc[ue , en suivant des lignes à peu près parallèles à la direction des bandes, c'est-à-dire à l'équateur de Jupiter. Ce sont ses lunes on satellites. On voit d'ailleurs fréquemment ces points lumineujt disparaître, un, deux et jusqu'à trois à la fois. Il peut même arriver qu'aucun des quatre ne soit visible : jupiler apparaît alors isolé, privé de ses compagnons. Mais c'est un cas qui se présente rarement'.

De l'observation attentive des évolutions des quatre sa-

Fig. S6. — Jupiter el ms quatre utellites.

tellites, on a conclu que ce sont autaut de corps secondaires qui font, en des temps différents et à diverses distances, une série indéfinie de révolutions autoiu* de I» planète principale.

En les considérant dans l'ordre de leurs distances, ou r calculé que les durées de leurs révolutions sont les suivantes :

Premier aatellita 1 jour, 18 heures, SS miantee. Deuxième — 3 — 13 — 14 —

Troisième — 7 3 43 —

Quatrième — 16 — 16 — 33 —

1 ■ Une observation de ce genre a ixi récemment fkila par H. Dawe>.

En comparant ces durées à celle de la révolution de la Lune, on voit que les mouvements des satellites de Jupiter sont beaucoup plus rapides que celui du satellite de la Terre : cette rapidité est d'autant plus sensible que leurs distances au centre de la planète, et par suite les longueurs de leurs orbites sont aussi plus considérables que

Fig. 87. — Le monde de Jupiter. Orbites des satellites.

celle de la Lune. Mesurées à partir du centre de Jupiter, ces distances sont en effet de 108 260 lieues pour le premier satellite, de 172 200 lieues pour le second, de 274700 pour le troisième, enfin de 403 130 pour le dernier: il s'agit là des distances moyennes des centres des astres, c est-à-dire des rayons des orbites*.

1. Pour avoir les distances des satellites aux points les plus voisins de la snr&ce de Jupiter, il faudrait en retrancher la longueur du rayon de la planète, c'est-à-dire de 17 à 18 000 lieues. Le premier satellite est alors un peu moins éloigné que la Lune.

Les orbites des deux premiers satellites sont presque circulaires ; celles des deux autres sont de forme plus allongée. Mais, à l'échelle où la figure 87 montre le monde de Jupiter, ces allongements deviennent insensibles à l'œil.

L'espace total embrassé par cet intéressant système mesure, comme on voit, une longueur diamétrale de près d'un million de lieues.

L'étude des phénomènes qui sont propres au monde de Jupiter offre un grand intérêt. Parmi ces phénomènes, citons principalement les éclipses.

Jupiter projette à l'opposé du Soleil, comme tous les corps célestes non lumineux par eux-mêmes, un cône d'ombre dont l'axe est toujours situé dans le plan de l'orbite, et dont la largeur est tout à la fois en rapport avec les dimensions de la planète et avec sa distance au Soleil. D'autre part, les trois premiers satellites circulent autour de Jupiter dans des plans peu inclinés sur le plem même de son orbite, de sorte qu'à chacune de leurs révolutions ils traversent le cône d'ombre pure : il y a pour eux éclipse totale du Soleil , et pour Jupiter, éclipse des satellites. De la Terre , on aperçoit très-nettement les disparitions des trois satellites dans l'ombre de Jupiter, ainsi que leurs sorties ou émersions. Le quatrième satellite subit aussi des éclipses ; mais à cause de l'inclinaison plus grande du plan de son orbite, ces éclipses sont moins fréquentes. Quelquefois , il n'effleure que la partie supérieure du cône d'ombre , et ne subit ainsi qu'une éclipse partielle.

Les nuits de Jupiter sont donc écltdrées par quatre lunes qui se trouvent tantôt isolées, tantôt réunies audessus de l'horizon, et qui peuvent présenter à la fois les phases diverses de notre satellite. La plus voisine paraît

aux habitants de la planète centrale sous des dimensions à peu près égales à celles de la Lune vue de la Terre. Elle subit régulièrement une éclipse totale toutes les fois qu'elle est pleine, c'est-à-dire à des intervalles de 42 heures environ, ou de quatre jours de Jupiter. Le second et le troisième satellite dans Tordre de la distance, vus de Jupiter, offrent à l'observateur des diamètres apparents égaux, un peu supérieurs à la moitié de celui de notre Lune : leurs éclipses ont lieu, pour le second, toutes les 85 heures, — 8 jours et demi de Jupiter — et pour le troisième, à des intervalles successifs de 171 heures, qui font 17 jours et un tiers de la planète centrale.

Les lunes de Jupiter, à chacune de leurs révolutions, passent entre la planète et le Soleil. Au moment de chaque nouvelle lune, il arrive donc aussi que leurs cônes d'ombre atteignent la surface de Jupiter, et produisent pour les lieux qu'ils parcourent, des éclipses de Soleil, soit partielles, soit totales. Ces phénomènes sont visibles de la Terre, et la planche XVI représente Jupiter, au moment où l'ombre d'un satellite paraît sur le disque sous la forme d'un petit cercle noir, tandis que l'astre lui-même se détache comme un cercle brillant sur les bandes grisâtres de la planète.

Les trois premiers satellites ne subissent jamais d'éclipses simultanées, comme le prouve une loi découverte par Laplace sur les mouvements de ces corps et sur leurs I>ositions relatives. Cette conséquence n'est applicable qu'aux éclipses vraies, c'est-à-dire aux passages des satellites dans le cône d'ombre de Jupiter. Mais pour un observateur placé sur la Terre, un satellite peut disparaître sans subir une éclipse : il suffit qu'il se trouve caché par le disque de la planète. Enfin, comme nous l'avons dit plus haut, il peut arriver que pendant la disparition des trois

satellites, le quatrième se projette en avant sur Jupiter même. Alors la planète paraît isolée et prÎTée de tous ses compagnons.

La Sgure 88 permet aisément de comprendre les diverses positions que les satellites peuvent prendre par rapport à la Terre. L'un d'eux est éclipsé, l'autre se voit sur le

Fig- 88- — ËctipMi ot [«sskges des ntclllies de Jupiter, vtu de li Tarn.

disque et y projette son ombre, un troisième est cach»' par la planète; le quatrième enfin est entièrement visible.

On vient de voir quelles sont les' dimensions des quatn' satellites, vus de Jupiter et comparés à la grandeur apparente de notre Lune. Mais il ne faut pas confondre les

diamètres apparents avec les diamètres réels. Il résulte des mesures effectuées par les astronomes que le diamètre du premier satellite mesure 982 lieues de 4 kilomètres, celui du second 882 lieues, du troisième i 440 lieues, du ([uatrième 1232. Ainsi le troisième et le quatrième dans l'ordre de la distance sont les deux premiers dans l'ordre de la grosseur. Un seul est un peu plus petit que la Lune : tous les autres sont plus volumineux; à eux quatre ils forment un volume total neuf fois et demi aussi grand que celui de notre satellite, près de la cinquième partie

du volume de la Terre. Enfin, le volume du plus gros dépasse des deux tiers le volume de la plauète Mercure.

Voilà donc des astres secondaires plus importants, sous le rapport des dimensions, que l'une des planètes moyennes, et à plus forte raison que cette multitude de petits corps qui circulent entre Jupiter et Mars.

W, Herschel a étudié les variations d'éclat de chaque satellite, variations qui ont lieu dans chaque période de révolution. Il a cru pouvoir conclure de ses observations que cette variabilité est due à la nature des faces que chacun de ces corps présente successivement à la Terre. Comme il arrive pour la Lune, ce serait toujours la même

face d'un satellite qui serait tournée vers la planète , et la durée de sa rotation sercdt précisément égalç à celle de sa révolution. Les disques des troisième et quati*ième satellites oflTrent des taches qu'on voit représentées dans le dessin précédent (fig. 89).

Du reste, les lunes de Jupiter ne se distinguent pas seulement par leurs dimensions et par l'éclat de leur lumière, mais encore par une différence de couleur. Selon Béer et Mœdler, le premier et le second satellite ont une teinte bleuâtre, surtout quand on les compeu'e au troisième dont la lumière affecte une nuance jaune. Qu'il y ait là ou non un effet de contraste, la différence de couleur n'en est pas moins certaine. Quant au quatrième satellite, sa lumière est bleuâtre comme celle des deux premiers. Puisque leurs surfaces ne font que réfléchir vers nous la lumière du Soleil, c'est probablement à la nature du sol qu'on doit attribuer la différence de couleur observée.

Que sait-on de plus sur les corps qui composent le monde de Jupiter ? Que les masses réunies de la planète centrale et de ses quatre satellites forment la 1047* partie de la masse du Soleil; celle de Jupiter seul équivaut à six mille fois les masses de ses compagnons, ou comme nous l'avons dit plus haut, à 338 fois la masse de notre Terre. Enfin, si l'on prend tous les corps du système solaire, le Soleil excepté, la masse de Jupiter à elle seule vaut près de deux fois et demie les masses réunies des autres.

Distances de Saturne au Soleil et à la Terre. — Dimensions apparentes et réelles. -^ Mouvement de rotation; aplatissement. — Les jours, les nuits et les saisons. — Anneaux de Saturne; mouvement de rotation. — Les satellites de Saturne. — Les phénomènes célestes pour un habitant de la planète.

Si Jupiter est la plus grosse des planètes du monde solaire, Saturne est le plus riche des systèmes secondaires dont ce inonde se compose. Ce n'est plus seulement de quatre, meus bien de huit satellites que la planète centrale est entourée, et si les évolutions de ces huit lunes ne donnent pas lieu à des éclipses aussi fréquentes que dans Jupiter, les habitants de Saturne jouissent d'un spectacle bien autrement étrange , et probablement unique dans le système planétaire : je veux parler des anneaux qui environnant à distance le globe central en circulant sans cesse autour de lui. On le voit : plus nous avançons dans notre exploration du monde solaire, plus nous trouvons matière à admirer l'étonnante variété de constitution des corps qui le peuplent : tantôt ce sont des planètes isolées, comme Mercure, Vénus et Mars, tantôt un groupe de corpuscules célestes comme les planètes télescopiques ; ailleurs, la matière se subdivisant encore nous montre sous l'apparence de la lumière zodiacale ou des étoiles filantes, des

tion correspondante dans les dimensions apparentes de Saturne. La figure 90 montre entre quelles limites ces dimensions oscillent.

Néanmoins, tu de la Terre, Saturne apparaît toujours sous l'aspect d'une étoile de première grandeur, que les instruments d'optique montrent sous la forme d'un globe sphéroidal, entouré, comme on le voit ci-dessus, d'un anneau plus lumineux que la planète.

Continuons à ne considérer que le noyau de ce singulier système. La distance où il est de nous étant connue, il est aisé d'en déduire les réelles dimensions qui, je le répète, fout de Satui'ne la seconde des planètes principales sous le

FIg, 90. — Dimensions apparentes de Saturne, à el moyenne de la. Terrr.

rapport de la grosseur. Comme elle tourne avec rapidité sur un de ses diamètres, elle est fort aplatie aux pôles de rota-, tion, de sorte qu'il y a lieu, en donnant ses dimensions, de distinguer entre l'axe ou diamètre polaire et le diamètre de son équateur. Tandis que ce dernier mesure 1 1 5 07 1 kilomèti'es, ou 28 768 lieues, l'axe polaire n'a que 26 206 lieues. C'est une différence de 2478 lieues, ou 1 239 lieues pour la valeur de l'aplatissement, qui se trouve ainsi compris entre 1/1 i et i/12. Qu'on se rappelle que l'aplatissement terrestre est seulement de 1/300, et produit à chaque pôle la faible dépression de 4 à 5 lieues.

Pour faire le tour-de cet immense globe, en suivant le plus court chemin, un de ses habitants aurait à parcourir

LE MONDE DE SATURNE. Ml

90380 lieues le long de l'équateur, 82165 lieues eu passaot par les pôles. Ces distances soat moindres que sur Jupiter, mais elles sont plus de neuf fois supérieures à celles de notre globe.

tes dimensions de Saturne indiquent pour sa surface environ 40 milliards de kilomètres carrés, et pour son vo-

Tig. 91.— SatunM et U Terre; dimensions comparées.

lume 666000 milliards de kilomètres cubes. C'est 75 fois 'la surface de uotre globe, 618 fois son volume.

Mais la masse de cet énorme sphéroïde est loin d'être en rapport avec sa grosseur, du moins si l'on compare cette masse à celle de la Terre : elle u'est guère que cent fois aussi grande'. Cela suppose une matière sept fois moins lourde que celle qui compose la Terre, par conséquent moins denae que l'eau. En faut-il conclure que la