L'ANNEAU DES

BEÉDBRES

PILANEMES

s « petites planètes ». — Si, au cours d'un , nous étions partis du Soleil, nous aussivement Mercure, Vénus, la Terre et

Mars, au lieu de rencontrer une planète unique, rons un véritable « essaim » de petites planètes irnant autour du Soleil à une distance moyenne qui, € e nous l'avons dit, remplit la lacune que prévoyait la loi de Bode E On en connaît aujourd’hui près de 1 000.

Rien que pendant l’année 1919, on en a découvert frente-sir ! Képler avait eu la notion de l'existence des petites planètes; bien avant Bode, il avait assigné la place qu'elles devaient occuper entre Mars et Jupiter, et avait traduit sa conclusion dans la phrase latine suivante : /ntra Martem et Jovem interposui planetam. Toutefois, ce ne fut qu'en 1801 que le premier de ces astéroides fut découvert par le bénédictin italien Piazzi,

DIAMETRES comparés de la Lune et des quatre plus importantes des PETITES PLANETES.

qui le nomma Cérés : il gravite autour du Soleil en 1681 Jours. L'année suivante, en 1802, Olbers en découvrit un autre qu'il nomma Pallas et qui gravite en 1684 jours ; deux ans après, Junon était découverte par Harding, et sa révolution durait 1593 jours terrestres. Puis Vesta, la plus brillante de toutes, fut découverte par Albers en 1807; puis vinrent Astrée, puis Hébé, puis Amphitrite, puis Calliope, puis /ris, etc.

Aujourd'hui, une année ne se passe pas sans qu'on ne découvre quelques petites planètes nouvelles. Comme on a épuisé, pour elles, tous les noms connus de la mythologie, on ne les désigne plus que par des numéros « matricules »; et c'est par la photographie et la photographie stéréoscopique que l'on découvre ces petits astres.

Ces astéroides sont tous très petits. Vesta, le plus grand d'entre eux, n’a guère que 400 kilomètres de diamètre; Cérès, 350; Pallas, 270; Junon, 200. Il en est qui comme Echo, Atalante ou Maïa ne mesurent pas plus de 25 ou 30 kilomètres de diamètre, et, sans doute, en existe-t-il, en nombre insoupçonnable, de beaucoup plus petits encore que, ni nos instruments à vision directe, ni nos lunettes photographiques

ne peuvent actuellement nous faire connaître.

Leur petitesse fait que leur diamètre, vu dans les lunettes, échappe à la possibilité d’être mesuré par les micromètres ; et les connaissances que nous avons de leurs dimensions ne résultent la double mesure de leur éclat et de leur distance. La plus ide de ces petites planètes, Vesta, a une superficie qu sse pas celle de l'Europe !

Des mondes aussi petits ne peuvent avoir qu'une atmosphère

très raréfée, à « lu peu d'importance de la masse attirante qui devrait ret lécules gazeuses autour d'elle. La pesanteur, à leur s st extrèmement faible. Ainsi sur Cérés, l’un des plus gros, un tile lancé à la vitesse de 570 mètres à la seconde {celle d'ur le carabine rayée) ne retomberait

Jamais sur la planète.

Parmi ces petites planètes, il en est une, découverte en 1898

à l'observatoire de Berlin par M. Witt et baptisée par lui du nom d'Éros, qui présente un intérêt tout particulier, grace à l'allongement spécial de son orbite elliptique.

Du fait de cet allongement, elle peut passer entre Mars et la Terre. C’est donc la planète qui se prête le mieux à la mesure de la parallaxe solaire.

Sur l'initiative du regretté Maurice Læœwy, naguère directeur de l'Observatoire de Paris, une campagne internationale a été entreprise par tous les observatoires qui contribuent à exécuter la carte photographique du Ciel, afin d'étudier les passages d'Eros. Son passage est des plus intéressants, car, dans les circonstances les plus avantageuses, du fait de l'allongement de son orbite, Eros passe à une distance de la Terre qui n’est que le sixième de notre distance au Soleil, tandis que celles de Vénus ou de Mercure en sont, chiffres ronds, le quart et le tiers.

Ces recherches, auxquelles ont collaboré de nombreux observatoires, ont donné comme résultat le nombre 8"S06 pour la valeur exacte de la parallaxe solaire.

On a appliqué les lois de la Mécanique céleste au calcul de la masse totale des astéroïdes qui gravitent entre Mars et Jupiter. Déjà Képler avait calculé qu'il devait y avoir là une planète dont il avait déterminé la masse. La découverte des petites planètes est venue indirectement lui donner raison : existe bien, mais elle est divisée en un nombre considérable de

la masse

masses élémentaires.

Récemment, un savant astronome belge, M. Stroobant, a calculé la masse totale de l'anneau des petites planètes et l'a trouvée égale, à peine, à la centième partie de la masse de Mercure. Quant à leur nombre possible, le même savant a cherché à déterminer, par « extrapolation », le nombre total des astéroïdes inférieurs à la 20° grandeur apparente : il a trouvé que ce nombre doit être compris entre 50 000 et 100000. Et cela nous montre à quel point, dans cette région du système solaire, la matière cosmique est divisée.

D'autre part, une nouvelle petite planète, 4 {inda, possède une excentricité d'orbite qui atteint 0,53 : elle est donc nettement supérieure à celle de quatre comètes « périodiques », au moins. Et, peut-être, y a-t-il là une transition insoupçonnée entre les astéroides et les comètes périodiques faibles, ce qui constituerait un fait d'une grande portée au point de vue cosmogonique.

Les connaissons-nous toutes? Certainement non; car le calcul montre que la masse totale qui gravite entre Mars et Jupiter est au moins mille fois plus forte que la totalité des petites planètes actuellement découvertes et cataloguées.

Ces petits astres auraient-ils donc une origine commune et ne proviendraient-ils pas des débris d’une planète plus grossequi se serait désagrégés, par suite d'un cataclysme cosmique, en plusieurs morceaux qui continuent à suivre l'orbite de la planète originelle?

Quelle a pu ètre la nature de ce cataclysme? explosion volcanique formidable? ou bien, comme nous l'exposerons dans le dernier chapitre de ce livre, rencontre avec un autre astre errant dans le Ciel? C'est là un problème dont nous n'aurons sans doute jamais la solution.

Et une particularité de plus vient augmenter la singularité

de ces astéroides les orbites de quelques-uns d'entre eux

gd —— SC +] Uniles Aston. ©

Moy.Mouv'$S 1000” 300” 800” 700

FIG.105.— REPARTITION des petites planètes suivant leurs DISTANCES au Soleil (d'apres l'abbé Moreux).

sont très inclinées sur le plan de l’écliptique : plusieurs, mème, circulent dans des orbites dont le plan fait un angle de 25 degrés avec celui de l'écliptique : celle de Pallas atteint 35 degrés, celle d'Occlo atteint 48 degrés.

De plus, l'excentricité de ces orbites des petites planètes est

énorme : elle atteint souvent et dépasse même un fiers! Les

LA PLANETE

Comment une petite planète se DÉCELE, au milieu des étoiles, sur un CLICHE photographique

unes semblent solides dans leur masse, les autres paraissent être des globes gazeux. La faiblesse de leurs masses a comme conséquence une attraction extrémement petite, de sorte que les molécules gazeuses susceptibles d'y former une atmosphère y doivent être très raréfiées.

On voit donc combien est passionnante pour l'astronome l'étude de ces astres minuscules.

126. Jupiter. — En continuant à nous éloigner du Soleil, après avoir rencontré l’essaim des petites planètes, nous nous trouvons sur l'orbite de Jupiter.

Jupiter est la plus grosse de toutes les planètes du système solaire : son diamètre réel est 11 fois celui de la Terre, ce qui fait que son volume est 1 295 fois plus considérable que celui de notre globe; mais sa masse n'est que 310 fois celle de la Terre, car sa densité moyenne n'est que le quart de celle du globe terrestre. Quant à l'intensité de la pesanteur à la surface de la planète, elle est 2 fois et demie ce qu'elle est à la surface de la Terre : un corps tombant librement parcourrait 12 mètres au cours de sa première seconde de chute.

La distance moyenne de Jupiter au Soleil est de 775 millions de kilomètres. Comme il décrit une orbite elliptique, cette distance est la moyenne entre la plus grande distance, qui est 807 millions, et la plus petite (périhélie,, qui est de 732 millions de kilomètres. Son diamètre apparent varie donc avec les distances de la Tl'erre et oscille entre 30 secondes et 0 secondes d'angle.

La durée de la révolution sidérale de Jupiter, c'est-à-dire, en somme, la durée de l’année « jovienne » est d'environ 12 ans : 11 ans, 86. L'année y est donc très longue; en revanche, la rotation de la planète autour de son axe est très rapide et se fait en 9 heures, 57 minutes et 37 secondes, presque trois fois plus vite que la rotation de la Terre : un point de l'équateur jovien parcourt ainsi 12 kilomètres et demi par seconde.

L'importance de cette vitesse de rotation se fait sentir par un aplatissement considérable de la planète, aplatissement dû à l'excès de force centrifuge qui résulte de l'excès de la vitesse angulaire.

Cet aplatissement est assez grand pour pouvoir être constaté à l'œil nu, et sans le secours d'aucun instrument de mesure. Quand on en fait la détermination exacte, on trouve, en eflet, qu'il est égal à 1/15.

Jupiter brille au ciel comme une étoile de première grandeur et est à peu près complétement dépourvu de scintillation.

Une particularité de Jupiter est que son axe de rotation est sensiblement perpendiculaire au plan de son orbite : il n'est incliné sur la perpendiculaire à l'orbite que de trois degrés. La conséquence de cette « rectitude » de l'axe de rotation de la planète est que, à la surface de celle-ci, il n'y a, pour ainsi dire, pas de saisons, et que, à peu près pour tous les points de sa surface, la durée du jour est égale à celle de la nuit. Autrement

dit, le régime de l'équinore y règne toute l'année,

A raison de sa grande distance du Soleil, Jupiter ne reçoit de l'astre qu'une quantité de chaleur qui est seulement la ving septième partie de celle qu'en reçoit la ‘Lerre. Cette constatation est importante à faire au point de vue de la constitution de la planète.

En effet, quand on observe Jupiter à la lunette, on est frappé de voir sa surface striée de bandes, alternativement sombres et

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L'ENORMITE du globe de Jupiter par rapport à celui de la Terre On peut remarquer sur la figure l'APLATISSEMENT de la planète,

brillantes, parallèles à son équateur, et dont l'aspect change constamment.

A l'inverse de la planète Mars, dont nous apercevons tous les détails géographiques, Jupiter ne nous montre que les nuages épais dont son atmosphère est remplie, et, pour se présenter à nous sous une forme aussi nettement visible, il faut forcément que ces nuages soient considérables. Jupiter doit donc être entouré d'une atmosphère très dense et très épaisse.

L'analyse spectrale confirme, d'ailleurs, cette conclusion : le spectre de la lumière de Jupiter comporte des raies d'absorption qui indiquent la présence des mêmes gaz que dans le nôtre, ainsi que celle de la vapeur d'eau; mais, en outre, on y voit des raies spéciales, qui semblent déceler dans l'atmosphère de la planète la présence de gaz inconnus dans la nôtre.

Les bandes nuageuses de Jupiter fournissent d'excellents points de repère pour l'observation. Les nuages voisins de l'équateur de la planète tournent plus vite que ceux qui sont pres des pôles. Par la variation des positions de l'ombre portee par les satellites de la planète sur ses couches nuageuses,-on peut présumer quil y a, dans la masse de celle-ci, des mouve ments de convection extrémement violents qui y produisent très probablement, une circulation verticale intense.

La présence d’une atmosphère contenant de la vapeur d'eau

Enregistrement PHOTOGRAPHIQUE de l'ECLAT de Ver et de les deux planètes les plus brillantes du Ciel, (Les deux traits lumineux sont le re sultat d'une pose prolongée.)