DECOUVERTE DE NEPTUNE. — ELEMENTS DE L ORBITE. — SATELLITE

A ime distance moyenne du Soleil, d'un milliard 110 millions de lieues, c'est-à-dire de plus de Irente fois le rayon de l'orbite de la Terre, circule la plus éloignée des planètes connues du monde solaire. L'orbite presque circulaire qu'elle décrit autour du foyer commun est si étendue, que la planète ne met guèi'e moins de 165 ans à accomplir sa révolution totale.

Cette planète est Neptune. Trente ans à peine nous séparent de l'époque où elle a été vue pour la première fois, de sorte qu'elle n'a encore parcouru sous nos yeux qu'un peu plus de la sixième partie de son orbite. La date récente de sa découverte et l'immense éloignement où la planète se trouve de la Terre expliquent donc aisément le peu de données qu'on possède sur Neptune. Mais un autre genre d'intérêt vient en partie compenser cette insuffisance : je veux parler de la méthode même qui a servi de base à la découverte de la planète, et qui en fait jusqu'à présent un objet unique dans les annales de l'astronomie.

On sait que parmi les corps, aujourd'hui connus, dont l'ensemble forme le système solaire, huit seulement avaient été

distingués par les anciens de la multitude des points brillants qui parsèment la voûte céleste ; les dimensions des uns, le Soleil, la Lune et la Terre, le mouvement propre des autres. Mercure et Vénus, Mars, Jupiter et Saturne au milieu des constellations, furent les caractères particuliers de cette distinction. Plus tard, le télescope agrandit le champ de la vision de l'homme et pei^mit à l'astronomie moderne de joindre au groupe de ces huit astres un nombre assez considérable d'astres nouveaux. Uranus, les petites planètes, les satellites de Jupiter, de Satui^ne et d'Uranus furent successivement rangés dans la famille primitive. Mais, pour découvrir tous ces corps célestes, quelle fut la méthode employée? Une attentive et minutieuse révision de toutes les parties du ciel étoile, la comparaison des cartes célestes et du champ d'un instrument d'optique, la reconnaissance fortuite du déplacement d'un point lumineux. Dans tout cela, nulle prévision fondée sur la théorie, aucune idée préconçue sur la future découverte, due au zèle persévérant des chercheurs et à d'heureux hasards.

La méthode qui a présidé aux recherches et à la reconnaissance définitive de Neptune fut tout autre.

Je dirai plus loin quels sont les principes des mouvements des astres autour de leurs foyers de révolution, comment ils agissent et réagissent les uns sur les autres, de manière à troubler la régularité de leurs mouvements, comment les perturbations observées se rattachent aux lois mêmes qui le régissent. Or, dans le nombre de ces perturbations, il en était dont l'explication théorique ne semblait pas possible, et que les astronomes avaient essayé en vain de rattacher aux influences des corps célestes connus. Les tables construites pour la planète Uranus ne s'accordaient point avec les observations, et la marche de cet astre était troublée par une cause inconnue.

Cette cause était néanmoins depuis quelque temps soupçonnée par Bouvard, l'astronome qui avait calculé les tables

d'Urauus. Mais la solution complète du problème fut l'œuvre d'un savant aujourd'hui célèbre, de M. Le Verrier'. C'est à lui que revient l'honneur d'avoir déterminé par des calculs, tout entiers basés sur la théorie de la gravitation universelle, les éléments approximatifs d'une planète jusqu'alors inconnue, à l'action de laquelle il fallait attribuer les anomalies apparentes de la marche d'Uranus : <( M. Le Verrier, dit Arago, a aperçu le nouvel astre sans avoir besoin de jeter un seul regard vers le ciel ; il l'a vu au bout de sa plume ; il a déterminé par la seule puissance du calcul la place et la grandeur approximatives d'un corps situé bien au delà des limites jusqu'alors connues de notre système planétaire, d'un corps dont la distance au Soleil surpasse 1100 millions de lieues, et qui, dans nos puissantes lunettes, offre à peine un disque sensible. Ainsi, la découverte de M. Le Verrier est' une des plus brillantes manifestations de l'exactitude des systèmes astronomiques modernes. Elle encouragera les géomètres d'élite à chercher avec une nouvelle ardeur les vérités éternelles qui restent cachées, suivant une expression de Pline, dans la majesté des théories. » Le résultat des recherches théoriques de M. Le Verrier fut publié le 31 août 1846. Moins d'un mois après, le 23 septembre, un astronome de Berlin, M. Galle, découvrit Neptune à peu de distance de la position assignée.

Neptune est invisible à l'œil nu. Il a, dans les télescopes, l'aspect d'une étoile de huitième grandeur. Son mouvement apparent est d'une lenteur extrême (21''. 55 par jour). Il ne

1. Il est juste de dire, pour échapper atout reproche de partialité à ce sujet, qu'un géomètre anglais d'un mérite incontesté, M. Adams, avait abordé, en même temps que M. Le Verrier, le grand problème de mécanique céleste dont il s'agit. Ses conclusions étaient à peu de chose près les mêmes, el, de la part des deux savants géomètres, le mérite est égal. Mais le travail de M. Adams n'ayant été publié qu'après la découverte de l'astre, n'eut pas naturellement le même retentissement. Une telle coïncidence est d'ailleurs un témoignage de plus à joindre en faveur de la perfection des théories astronomiques et de la puissance du calcul.

met pas moins de 60 127 jours à accomplir l'une de ses révolutions sidérales; c'est à peu près 165 ans. Depuis l'époque de sa découverte, Neptune n'a pas encore parcouru le cinquième de l'orbite qu'il décrit autour du Soleil. Cette courbe offre l'immense développemeut de près de 7 milliards de lieues, de sorte que la vitesse réelle de la planète est d'environ 464 000 kilomètres par jour ou de S^4 par seconde. C'est naturellement la plus faible des vitesses planétaires connues.

Comme toutes les autres planètes, Neptune se trouve tantôt plus rapproché, tantôt plus éloigné de la Terre. A l'époque de ses conjonctions, il peut se trouver distant de nous de 1 180 millions de lieues, tandis que sa distance minimum, dans les oppositions, peut s'abaisser à 110 millions de lieues au-dessous de la première. Ses dimensions apparentes varient donc en sens inverse de ces distances, et la figure 191 montre entre quelles limites oscille le diamètre de son disque \

Quant aux dimensions réelles, elles sont assez considérables, et font de Neptune la troisième planète du système solaire, dans l'ordre de la grosseur. Son diamètre apparent mesure en effet 2". 6 à sa distance moyenne de la Terre. A la distance 1 il deviendrait 78". 10 ; par conséquent, le diamètre réel est 4.387 fois aussi grand que le diamètre de la Terre ; il mesure 14 000 lieues de 4 kilomètres, ce qui donne à la périphérie une longueur de 44 000 lieues. La surface du globe de Neptune est plus de 19 fois celle de la Terre, et son volume 84 fois le volume de celle-ci.

En se rapportant à la figure 4, page 32, on voit à quelle faible dimension se réduit le diamètre apparent du Soleil, vu de la distance de Neptune. L'intensité de la chaleur et de la lumière reçues par cette planète n'est plus, à cette distance

1. Ce dis([ue n"a offert jusqu'ici aucune trace sensible d'aplatissement. On n'y peut non plus distinguer aucune tache, de sorte que la durée de la relation de Neptune reste inconnue.

énorme, que la millième partie de la chaleur et de la lumière reçues par la Terre. Mais comme on ne sait rien des conditions physiques et atmosphériques, ni de la rotation de Neptune, il n'est permis d'en rien conclure sur l'état climatérique de la planète.

A une distance à peu près égale à celle de la Lime à la

Terre, c'est-à-dire de i 00 000 lieues environ, un satellite dé- /' crit autour de Neptune ^ , en

Fig. 191. Dimensions .ippaientcs de NepUine <^ JOUrS «1 UeUrOS, UllC OrOltC à ses distances cxircmes et à sa moyenne circulaire qui a pcrmis aUX distance do la Terre.

géomètres de calculer la masse de la planète centrale. Cette masse, égale à environ la dixsept mille cinq centième partie de celle du Soleil, équivaut à 18 fois 1/2 la masse de la Terre. De là, pour la matière qui

compose le globe de Neptune, une densité qui ne surpasse guère le cinquième de la densité moyenne de la Terre ; rapportée à la densité de l'eau, elle est égale à 1.15. C'est, à peu de chose près, le poids spécifique du succin , un peu plus que

Fig. 192. Neptune et la Terre ; Cclui do l'caU dc la mCr et Un pCU

dimensions comparées. • i • i i i mi ht •

moms que celui de la houille. Mais si, comme il est présumable, la densité des couches va en croissant de la surface au centre, il en résulte que les couches

1. Cette découverte est due à l'astronome Lassell, qui a cru voir plus tard un second satellite. Comme ce dernier astre n'a point été revu, nous ne le mentionnons Cfue pour mémoire. Des observateurs ont cru reconnaître aussi que Neptune est entouré d'un anneau; mais il est aujourd'hui certain que cette apparence, qui s'était déjà présentée pour Uranus, doit être considérée comme une illusion d'optique.

M. Lassell nous écrit de Malte, où il a l'ait à l'aide de son magnifique télescope de si intéressantes observations, que, dans sa pensée, le second satellite de Neptune n'a pas plus d'existence réelle que l'anneau supposé.

suporficiolles doivent être plus légères encore. Le spectre de Neptune, étudié par M. Vogel, a paru à ce savant différer essentiellement du spectre solaire ; « son très-faible éclat, ditil, ne permet pas d'y reconnaître les raies de Fraunhofer, ni de mesurer avec exactitude la place des bandes obscnres. Il semble néanmoins ressortir de ces mesures que le spectre de

suietiile Fig. 193. Orbite du salellile de Neptune.

Neptune est identique à celui d'Uranus. » Quant à la pesanteur à la surface de la planète que nous venons d'étudier, elle est un peu moins forte qu'à la surface de la Terre (environ les 953 millièmes). Un corps, dans la première seconde de sa chute, parcourrait donc sur Neptune, s'il tombait dans le vide, une distance égale à 4'". 674; sa vitesse acquise serait, à cet instant, 9'". 348.