Transcrivons ici quelques-uns des résultats obtenus

Sylvabelle (1777) ... 9'' 56'" 0»

Schrœter (1790) .... 9 55 33

BeeretM*dler(1834-35) 9 55 23.5

Airy (1834-1835). ... 9 55 28.7

Schmidt (1862) 9 55 24.2

La moyenne de tous ces nombres serait 9'' 55'° 41'. 2. On remarquera que l'accord est bien loin d'être aussi satisfaisant que pour les déterminations de la rotation de Mars : c'est que le disque de cette dernière planète offre des taches dont la permanence est certaine, de sorte que, plus le nombre des observations va croissant, plus on approche d'obtenir la rotation vraie. Dans Jupiter, outre que les accidents sont variables, il paraît cerlain que la durée de la rotation dépend de leur position ou de leur distance équatoriale.

l'obtenir, sont généralement des taches situées à une certaine distance de l'équateur. Plus cette distance diminue, plus la période de rotation s'accourcit. C'est ainsi que Cassini a trouvé 9'' 51" (en 1690-1691) pour une tache voisine du centre; puis 9'' 50" (en 1692) pour une tache voisine de l'équateur. En 1779, W. Herschel a pareillement trouvé 9^51"45^ puis 9'' 50" 58=; il s'agissait d'une tache équatoriale.

Il semble donc que la rotation du globe de Jupiter, telle du moins que nous permettent de la déterminer les bandes et les taches de son disque, suit une loi qui présente de l'analogie avec celle que les taches solaires nous ont montrée pour la rotation du Soleil : la vitesse du mouvement va en décroissant avec la latitude. L'analogie est plus complète encore, si l'on remarque avec M. J. Schmidt que « les diverses parties d'une même tache donnent des durées de rotation qui difTèrent de 50 secondes » , ce qui tient évidemment aux déplacements ou aux mouvements propres de ces parties \

La rotation a été généralement déduite de l'observation des taches claires ou des taches sombres, c'est-à-dire des parties les plus brillantes ou les plus noires des bandes ; ce sont les accidents qui offrent la plus grande permanence ; mais les bandes elles-mêmes, leurs extrémités, les points de leurs divisions ont servi quelquefois. La figure 154 qui donne divers aspects successifs du disque de Jupiter, à 1 heure d'intervalle, permet aisément de reconnaître et de mesurer le mouvement progressif des taches ou celui des bandes, entraînées les unes et les autres par la rotation.

On voit, en résumé, que le jour sidéral sur Jupiter a une durée qui ne dépasse guère les 2/5 du nôtre; ou, si l'on veut, la vitesse angulaire de rotation est près de 2 fois et demie celle

1. Cet astronome a observé, en juin 1865, des taches de Jupiter, les unes situées dans l'hémisphère nord et donnant 9'' 54"" pour la rotation, les autres dans riiémisphère sud et donnant 9'' 51"'. Outre la différence des latitudes, en existerait-il une aussi, à latitudes égales, pour les deux hémisphères?

LE AIONDE SOLAIRE.

de la rotation terrestre; mais, la vitesse linéaire ou de déplacement de chaque point de l'immense globe est, à latitude égale, bien plus considérable encore qu'un point du globe terrestre. A l'équateur, par exemple, cette vitesse atteint 748 kilomètres par minute, 12 460 mètres ou plus de 3 lieues par seconde ; c'est 27 fois au moins celle d'un point de l'équateur de la Terre. La force centrifuge qui résulte de ce

Fig. 154. Rotation de Jupiter. Mouvement des taches et des bandes, dans un intervalle d'une heure. Observations du 13 octobre 18ô6, par J. Chacornac.

mouvement rapide suffit, selon Laplace, pour diminuer de x^ la pesanteur équatoriale.

Un mot maintenant des jours et des nuits, des saisons ou de la climatologie de Jupiter, en tant du moins qu'elle dépend des éléments astronomiques de l'orbite et de la rotation.

L'axe autour duquel tourne le globe de Jupiter est presque perpendiculaire au plan de l'orbite (l'angle vaut 86" 54'). Il y a donc peu de différence, dans le cours d'une année de la planète, entre les durées du jour et celles de la nuit aux diverses latitudes. De l'équateur où ces durées sont nécessairement égales et constantes (chacune est de 4'' 57" 50'), jusqu'à la

latitude, boréale ou australe, de 86° 54', elles varient lentement ; et le plus long jour ou la plus longue nuit de ces deux zones qui atteignent presque les pôles, n'excède pas les 9'' 56™ de la rotation. A la vérité deux étroites zones polaires, d'un peu plus de trois degrés chacune, ont des jours ou des nuits qui dépassent la durée delà rotation : à chacun des pôles même, le Soleil reste visible pendant une demi-année de Jupiter pour disparaître absolument pendant un intervalle de temps aussi long, c'est-à-dire pendant près de six années terrestres.

En effet, l'année de Jupiter, nous l'avons vu, ne dure pas moins de 4332 de nos jours, ou un peu moins de 12 années.

Fig. 155." Inclinaison de l'axe de rotation de Jupiter sur le plan de l'orbite.

Cette longue période comprend 10478 rotations, 10 478 jours sidéraux et par suite 10 477 jours solaires. Il n'y a donc guère que 3 secondes de différence entre le jour solaire de la planète et son jour sidéral.

Astronomiquement parlant, les saisons de Jupiter sont donc très-peu variées, à cause de la faible inclinaison du plan de son orbite sur celui de son équateur. L'été règne pendant la longue période de sa révolution dans les zones équatoriales, tandis que les régions tempérées jouissent d'un printemps perpétuel, et qu'enfin un hiver presque continu est le lot des zones polaires. Pour se faire une idée de ce qu'y sont les aller-

natives des saisons, il faut se rappeler d'ailleurs que chacune d'elles dure près de trois de nos années, que l'été et le printemps durent ensemble plus de 6 ans, l'automne et l'hiver environ 5 ans et 7 mois.

La masse de Jupiter a été déduite du mouvement de ses satellites et trouvée égale à nr4 7T3 ^^ la masse du Soleil' . Si l'on adopte pour la masse de la Terre le nombre jîwïïotjj déduit de la nouvelle parallaxe 8". 86, on voit que la masse de Jupiter vaut environ 310 fois la masse de notre globe. Sa densité est 0.2426, si l'on prend pour unité la densité du globe terrestre, et 1 .37, si on la compare à celle de l'eau : c'est à peu de chose près la densité de la houille. Enfin, la pesanteur à la surface a, sur Jupiter, ime intensité égale à 2.495 fois celle de l'intensité de la pesanteur terrestre. Si l'on admet avec Laplace, que le globe de Jupiter n'est pas homogène, que la densité des couches qui composent le globe de la planète va, comme celle des couches terrestres, en croissant de la surface au centre, les couches superficielles n'y sont sans doute pas plus denses que l'eau. Il est donc fort possible que la surface de Jupiter soit liquide, si la température toutefois n'est pas assez failjle pour y maintenir à l'état solide les substances légères dont nous parlons. On ne doit pas oublier, en effet, qu'à la distance où Jupiter se trouve du Soleil, l'intensité de la lumière et de la chaleur reçues par la planète n'est plus que les 37 millièmes de l'intensité de la chaleur et de la lumière solaires, au moment où elles arrivent à la surface de notre globe. Jupiter est donc 27 fois moins échauffé et éclairé que

1. Laplace donnait, dans la Mécanique céleste, le nombre 700770-9, d'après les observations du 4= satellite. Des observations plus précises ont donné depuis, par la même méthode, à M. Airy -nj4^'i:77. Bessel a trouvé ïu^jtt,, Jacob -nj4'7rï7; Môller, d'après les perturbations de la comète de Faye, titjVttD) ^^ le professeur Kruger, d'après les perturbations de Thémis, nJîTTsï- ^^^ ^^^^ derniers résultats ne diffèrent pas entre eux de la 1000' partie de leur valeur moyenne. Nous avons écrit, en nombre rond, d'après V Annuaire YéïU) dans noire tableau de la page 231.

la Terre ; mais cela ne peut s'entendre évidemment que de l'insolation aux limites des atmosphères des deux planètes, et il faudrait, pour tirer de là quelques conséquences vraisemblables sur la météorologie de Jupiter, connaître la constitution de son enveloppe atmosphérique et aussi celle du sol lui-même. Ceci nous amène à dire ce qu'on peut préjuger de cette constitution, dans l'état actuel des connaissances astronomiques.

§ 3. CONSTITUTION PHYSIQUE DE JUPITER. — ZONES LUMINEUSES ET BANDES OBSCURES.

Le disque de Jupiter, comme on peut s'en rendre compte en examinant les dessins de son disque que reproduisent nos figures, et notammcntla planche XVI, fac-similé d'un magnifique dessin de M. Warren de la Rue, est généralement sillonné de bandes grisâtres, plus ou moins sombres, séparées par des espaces plus lumineux. Leur nombre, leurs positions, leur étendue ne restent pas toujours les mêmes : on en a vu quelquefois jusqu'à huit, -tandis qu'à d'autres époques une seule persistait; cette dernière, la plus large de toutes, et qu'on voit presque toujours, est située dans l'hémisphère boréal, et trèsvoisine du centre de la planète. Une autre bande obscure, située dans l'hémisphère austral, et aussi près du centre, est également presque permanente. Cependant l'une et l'autre ont disparu à la fois : Helvétius, W. Herschel ont observé Jupiter, le premier en 1647, le second en 1793, sans que son disque offrît aucune trace de bandes.

Les bandes principales sont presque toujours parallèles à l'équateur de Jupiter; et parmi les autres, plus étroites ou plus éloignées de la partie centrale, et qui d'ailleurs apparaissent ou disparaissent parfois en quelques heures, les unes sont parallèles à cette même direction, les autres afTectent

une direction plus ou moins inclinée à la première. Enfin, outre ces zones de forme longitudinale, on voit de temps à autre des taches particulières, de formes variées : c'est à l'aide de ces taches, le plus souvent adhérentes aux bandes obscures, et qui en forment les accidents, qu'on a déterminé la durée du mouvement de rotation, et l'on sait que certaines d'entre elles sont restées visibles pendant des années. Si même on en croit Cassini et Maraldi, l'une d'elles, observée en 1665 pour la première fois et disparue deux ans après, reparut au même point en 1672, en 1677, en 1685, et ce serait encore la même

Fig. 156. Taclic observée par D. Cassini pendant iiii nUervallo de vini^t années; observations de 1665 à 1677.

tache que Maraldi revit en 1713, c'est-à-dire 48 ans après sa première apparition constatée.

La planche XVI donne l'aspect que présentait Jupiter le 13 octobre 1856; elle montre son disque traversé par deux larges bandes obscures situées de part et d'autre de l'équateur, et séparées par une zone brillante. Deux autres zones brillantes, dont l'une est sillonnée de bandes beaucoup plus étroites, limitent les deux premières du côté des pôles. L'éclat lumineux du disque vers ces dernières régions est notablement plus faible que dans la zone équatoriale, ainsi que dans les deux zones brillantes limitant les bandes sombres de la planète. Ces phénomènes sont fort intéressants : mais qu'en peut-

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on conclure relativement à la constitution physique de Jupiter? Il y a un premier point qui ne semble pas contestable, c'est que le parallélisme à peu près constant des bandes, dans le sens de l'équateur et des parallèles de la planète, s'explique par le mouvement de rotation, par la vitesse angulaire considérable de ce mouvement. En vertu de ce mouvement même, s'il y a à la surface de Jupiter des parties fluides, liquides ou gazeuses, on conçoit que la vitesse avec laquelle elles sont entraînées, tende aies disposer en longues bandes semblables à celles qu'on observe ; et, comme c'est à l'équateur que la vitesse absolue est la plus grande, c'est là aussi que ces masses de\Tont s'accumuler en plus grande partie. C'est ce que l'observation constate en effet. Voici quelle est, d'après W. Herschel, la cause physique des bandes de Jupiter. Le passage suivant, extrait d'un de ses Mémoires publié en 1793, est cité par Arago dans sa notice sur l'illustre astronome :

« Je suppose, dit-il, que les bandes brillantes et les régions polaires de Jupiter dont la lumière surpasse celle des bandes faibles ou jaunâtres, sont les zones où l'atmosphère de cette planète est le plus remplie de nuages. Les bandes faibles correspondent aux régions dans lesquelles l'atmosphère, complètement sereine, permet aux rayons solaires d'arriver jusqu'aux portions solides de la planète où, suivant moi, la réflexion est moins forte que sur les nuages. »

Dans un Mémoire précédent, W. Herschel attribuait à des vents réguliers, dont la cause serait analogue à celle qui produit les alizés terrestres, la réunion en bandes parallèles des nuages de l'atmosphère équatoriale de Jupiter. Il y a un fait d'observation qui confirme jusqu'à un certain point l'exactitude de cette hypothèse. C'est celui-ci : les bandes obscures et les zones brillantes ne sont visibles que dans les régions centrales, elles s'affaiblissent près des bords du disque. D'après Béer et Msedler, les taches s'évanouissent l*" 25'" environ après leur passage au centre, c'est-à-dire, quand elles

occupent une position dont la difTérence de longitude avec le centre est d'environ 54° ; cela suppose une atmosphère trèsdense, en admettant que la cause d'atfaiblissemeut de la visibilité des taches provienne de l'interposition de couches atmosphériques de plus en plus profondes. La lumière réfléchie par les parties diaphanes de l'atmosphère doit en effet aller en croissant à mesure que les rayons visuels traversent plus obliquement les couches, c'est-à-dire à mesure que l'œil observe des régions plus voisines des bords. Le contraire arrive pour les nuages ou les parties opaques de l'atmosphère de Jupiter : elles paraissent d'autant moins brillantes que les rayons solaires les éclairent plus obliquement. Ainsi, d'une part, les taches et bandes obscures semblent moins sombres à mesure qu'elles s'éloignent du centre, et les zones brillantes perdent de leur éclat vers les bords. La différence d'éclat des unes et des autres diminue, et finit par devenir assez faible pour qu'on ne puisse plus les distinguer.

En résumé, l'explication des bandes lumineuses et obscures est assez satisfaisante, si l'on regarde les zones brillantes comme des masses de nuages, et les autres comme les parties transparentes de l'atmosphère. Mais, est-ce la partie solide de Jupiter qu'on aperçoit à travers celle-ci, et, dans ce cas, que sont les taches plus sombres, plus ou moins permanentes, qui ont servi à mesurer la rotation ? Si ce sont des parties liquides par exemple, de la surface, pourquoi ne s'accordent-elles pas toutes à donner la même durée pour le mouvement de rotation ; pourquoi accusent-elles une rotation d'autant plus rapide qu'elles sont plus équatoriales?Le mouvement propre que cette différence de vitesse a forcé d'attribuer aux taches, a été expliqué par l'existence de contre-alizés analogues aux vents supérieurs qui régnent, sur notre globe, au-dessus de la région des alizés proprement dits.

Cassini avait insisté sur le fait de la rotation plus rapide des taches, à mesure qu'elles sont plus rapprochées de l'équateur :

« Au commencement de l'année 1692, dit-il, il parut des taches qui étoient près de l'équinoxial de Jupiter, dont la période n'étoit que de 9 heures 50 minutes, et généralement toutes les taches qui passèrent plus près du centre de Jupiter, parurent avoir un mouvement plus vite que celles qui en étoient plus éloignées. Ces taches qui avoient un mouvement plus prompt que les autres, étoient aussi plus près de son équinoxial, qui est parallèle aux bandes ; ainsi, suivant l'analogie des bandes de Jupiter avec nos mers, on pourroit comparer le mouvement de ces taches à celui des courants, qui sont plus grands près de l'équateur de la Terre que dans tout autre endroit. »

Fontenelle, puis W. Herschel admirent, pour l'explication de la formation des bandes, l'existence des vents alizés dans Jupiter. Le principal effet de ces vents est de réunir les vapeurs équatoriales en bandes parallèles. De plus, ils entraînent les taches ou nuages accidentels avec des vitesses variables. De là, les diverses valeurs obtenues pour la durée de la rotation. Arago, en rapportant cette opinion, fait une réserve sur la direction de ces vents qui, d'après lui, souffleraient dans une direction opposée à celle des alizés terrestres, puisque ces derniers, tendant vers l'ouest, ralentiraient le mouvement de rotation au lieu de l'accélérer. Pour résoudre cette difficulté, il suffit d'admettre que ce sont les alizés supérieurs ou contrealizés qui déterminent le mouvement propre des taches ^ .

1. C'est l'hypothèse qu'on adopte aujourd'hui, et elle explique en effet le phénomène dont il s'agit ici. Mais nous ferons remarquer que, même en considérant les alizés proprement dits comme ceux qui donnent lieu au mouvement propre des taches, on peut rendre compte du même phénomène. Si les taches sont des accidents atmosphériques ayant un mouvement propre, comme tous les astronomes le pensent, ce n'est pas la rotation du globe de Jupiter qu'on détermine, mais la rotation des nuages ou mieux la différence de durée de la rotation de Jupiter et du mouvement propre du nuage. Or, si l'on suppose que ce nuage se forme à une latitude donnée, puis soit entraîné vers l'équateur par une cause analogue à la cause des vents alizés terrestres, son mouvement de rotation éprouvera un retard, mais ce retard

En résumé, tout ce qu'on doit inférer de l'étude des bandes et des taches dont le disque de Jupiter est sillonné, c'est que cette planète est entourée d'une atmosphère sans doute trèsdense, et dans laquelle des masses de vapeur analogues à nos nuages sont en suspension. Quelques-uns de ces accidents ont une durée parfois très-longue, et leurs mouvements propres sont assez lents : des taches examinées par Béer et Msedler n'étaient pas animées d'une vitesse supérieure à 35 lieues par 24 heures; c'est la vitesse d'un vent léger sur notre Terre. La stabilité de l'atmosphère de Jupiter est due sans doute aux faibles et lentes variations des saisons, et aussi à la grande intensité de la pesanteur à sa surface.

Les bandes de Jupiter, avons-nous dit plus haut, sont variables de forme, de nombre, de position et d'étendue. Il en est de même des taches sombres ou brillantes qu'on aperçoit plus fréquemment dans la zone équatoriale et dans les deux

sera d'autant plus considérable que la latitude du point où le nuage s'est formé sera plus grande. Les taches qui auront des points de départ plus voisins de l'équateur paraîtront se mouvoir plus vite que les autres, et c'est aussi ce que l'observation constate.

A la vérilé, pour savoir quelle est la véritable explication, si c'est à l'existence d'alizés ou de contre-alizés que les phénomènes en question sont dus, il y aurait lieu de procéder à des observations plus précises, que les instruments astronomiques actuels rendraient comparativement plus faciles. En attendant, on ne peut guère que faire des conjectures. Nous avons émis plus haut l'opinion que les phénomènes observés à la surface de Jupiter ont une certaine analogie avec les phénomènes des taches solaires. Cette analogie nous semble tout au moins justifiée en ce qui concerne les mouvements propres des taches, dans l'un ou dans l'autre corps. On a vu que M. Faye explique les tourbillons ou trombes du Soleil par un effet mécanique dû à la différence de vitesse des éléments atmosphériques de latitudes diverses : sur Jupiter, la vitesse linéaire de la rotation est six fois aussi grande que celle d'un point du Soleil situé à égale latitude; la différence de vitesse de deux tranches contiguës est donc plus rapidement croissante ou décroissante, et dès lors la naissance des tourbillons y doit être beaucoup plus facile. Or, les dessins des taches obscures plus ou moins rondes qui se voient parfois dans les bandes, offrent des traces très-visibles d'une forme tourbillonnaire : on en voit plusieurs dans les bandes sombres du disque de la planche XVI bis.

zones obscures qui la limitent dans chaque hémisphère. Cependant les unes et les autres ont une permanence relative ; il serait certainement très-intéressant de faire une étude suivie de leurs variations, de voir si la disparition et la réapparition des mêmes apparences aux mêmes latitudes, aux mêmes longitudes et en définitive parfois aux mêmes points physiques du globe, sont des phénomènes soumis à une certaine périodicité. Dans le cas de l'affirmative, il y aurait lieu de comparer les périodes trouvées, soit aux époques climatologiques ou saisons de Jupiter, soit aux variations de la distance du Soleil ' , soit à la position relative des astres voisins, de ses satellites d'abord, de Mars, de Saturne ensuite. Ces dernières considérations ont une certaine force, si l'on songe que la faible inclinaison de l'axe de rotation, la longueur de l'année et la lente variation qui en résulte pour la position et la distance du Soleil, en chaque point du globe de Jupiter, sont autant d'éléments de stabilité des conditions atmosphéi^iques : chaque climat y jouit pour ainsi dire d'un printemps perpétuel. Les seules causes de perturbation paraissent devoir résider dans les actions extérieures. Un savant anglais, M. Ranyard, a signalé la coïncidence de plusieurs maxima des taches de Jupiter (notamment des taches brillantes telles que les ont observées à diverses reprises en 1838, 1839 et 1860, MM. Huggins, Lassell, Aiî'y, Keith, Murray, Webb, et récemment le professeur Mayer aux États-Unis, M. Gledhill en Angleterre, M. Flammarion en France) avec les périodes des maxima des taches solaires. « Si un examen plus complet des observations de Jupiter, dit-il, confirme le soupçon que Jupiter et le Soleil ont des périodes égales dans les perturbations de leurs surfaces, il faudra en conclure que les variations de

1. Cassini dit quelque part : « On n'a jamais vu tant de nouvelles taches que depuis septembre 1690. » Or, il est à remarquer que Jupiter était à la fois en opposition, ce qui rendait les observations plus aisées, et au périhélie ou à la plus petite distance du Soleil.

la planète sont sous la dépendance de quelque changement cosmique et ne sont point des effets de marée , ainsi que le D' Wolf l'a suggéré pour le Soleil. »

Les bandes Jirillantes, aussi bien que les bandes sombres, ne se distinguent pas seulement les unes des autres par l'intensité lumineuse, mais aussi par des couleurs particulières. La figure 157 représente Jupiter, d'après un dessin de M. Lassel, où ce savant a noté les couleurs caractéristiques de chaque zone. La bande équatoriale était d'un brun orangé, les bandes obscures couleur pourpre, et une bande située au

Fig. 157. Jupiter le 30 décembre 1871, d'après un dessin dc W. Lassel.

nord de l'équateur afTectait une teinte de vert-olive brillant. Notre planche XVI bis montre Jupiter avec la diversité de teinte que lui a trouvée en janvier 1872 M. Tacchini. Les calottes polaires y ont une teinte bleuâtre ou gris cendré que les divers observateurs s'accordent à leur donner, quelle que soit l'époque de l'observation. Il parait qu'il n'en est pas de même des bandes. La zone brillante équatoriale, notamment, est sujette à des variations de teinte qu'on n'a point encore cherché à expliquer. Eu octobre 1869, cette bande qui était antérieurement blanche et la plus brillante partie du disque, selon

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M. Browning, était devenue plus sombre que deux bandes blanches au nord et au sud et paraissait colorée d'une teinte d'un jaune verdàtre. Puis elle passa au gris, à une couleur cuivrée; puis en octobre 1870, à une teinte d'ocre bien caractérisée. Ces variations curieuses correspondent probablement à des changements atmosphériques que l'analyse spectrale parviendra peut-être un jour à définir' .

On a cherché tout récemment, par l'analyse du spectre de la lumière deJupiter,àobtenirsurla nature del'enveloppe gazeuse de la planète quelques données plus positives. Voici ce qu'ont trouvé deux observateurs versés dans ce genre de recherches, MM. Huggins et Miller : <( On voit, disent-ils, dans le spectre de Jupiter des raies qui indiquent l'existence autour de cette planète d'une atmosphère absorbante. Une bande foncée correspond à quelques raies atmosphériques terrestres, et indique probablement la présence de vapeurs semblables à celles de l'atmosphère de la Terre. Une autre bfmde n'a pas sa correspondante parmi les raies d'absorption de notre hémisphère, et nous signale la présence de quelque gaz ou vapeur n'existant point dans l'atmosphère terrestre. » D'après M. Vogel, c'est une question de savoir si cette bande obscure (dans le rouge, longueur d'onde 617.9) résulte de la présence d'un corps spécial à l'atmosphère de Jupiter, ou si elle provient du mélange des gaz dont elle est formée selon des proportions différentes de celles de l'air. « Userait encore possible, dit-il, que la composition des deux hémisphères fût la même, mais que leur

1. La photographie pourra aussi foui-nir d'utiles indications. Un dessin de Jupiter, fait avec soin par M. Browning, dans la matinée du 24 octohre 1870, montre laLandc équatorialc, de couleur d'ocre, marquée de trois taches ovales et blanches. Or, une photograpliie faite le même jour, dans l'Observatoire de M. Warren de la Rue, à quelques minutes d'intervalle, ne donne rien à cette même place. Le négatif est absolument transparent dans toute la zone en question, indiquant ainsi que sa lumière n'avait exercé aucune action sur la surface sensible du collodion. A d'autres époques, la môme zone élait tout à fait opaque (V. Monlhli/ notices, n" de décembre 1870).

action sur les rayons solaires différât seulement, par suite des circonstances de température et de pression, tout autres à la surface de Jupiter de ce qu'elles sont sur notre planète. »

Le même savant ajoute : « Le spectre des bandes sombres du disque de Jupiter est caractérisé surtout par une absorption uniforme, très-marquée, que subissent les rayons bleus et violets. On ne voit point apparaître à ces places-là de nouvelles bandes d'absorption, mais les raies y sont plus marquées et plus larges qu'ailleurs, ce qui prouve nettement que les portions obscures à la surface de Jupiter sont plus profondes que les portions avoisinantes. La lumière solaire pénètre plus profondément, en ces endroits-là, dans l'atmosphère de la planète et y subit une altération plus marquée. Cette remarque vient à l'appui de l'opinion généralement admise que les bandes brillantes sont des amas opaques de nuages. »