CHAPITRE III

I. Rotation diurne d'L’ranus. — II. Inclinaison des axes et limite des saisons dans les grandes plant- tes. — III. Zones et climats de Jupiter. — IV. Zones et climats d«- Satume. — V. Brièveté des Jours et des nuits dans les grandes planètes. — VI. Légèreté de leurs parties constituantes. — VII. Leurs mers et leurs océans doivent se composer d’un liquide plus léger que l’eau. — VIII. Années jovicnne, saturnienne et uranienne. — IX. Effets de la rotation diurne sur la distribution des nuages. — X. Ce' effets sont plus remarquables dans les grandes planètes. — XI. Ils se manifestent par les bandes. — XII. Aspect de Jupiter au télescope. — XIII. Vues télescopiques de Jupiter, d’après Herschel et Madlcr. — XIV. La forme do Jupiter est elliptique. — XV. Découverte des limes de Jupiter. — XVI. Brièveté de ses mois. — XVII. Ses éclipses de lune. — XVIII. Aspect des satellites de Jupiter vus au télescope. — XIX. Vus de Jupiter. — XX. Système de Saturne. — XXI. Son atmosphère et ses Innés.

Des observations aussi satisfaisantes, aussi concluantes que les précédentes, n'ont pas encore été faites pour l rauus ; mais, malgré l'insuffisance des ol»ervations en ce qui touche cette planète, il est très-probalilc qu’elle aussi tourne sur un axe en 9 heures et demie.

Ainsi donc, tous ces globes immenses, dont les distances au Soleil soûl de ."> à 30 fois plus considérables que celle de la Terre, ont, comme la Terre, un mouvement de rotation et, par suite, des jours et des nuits: toutes les parties de leurs surfures se présentent successivement, comme celles de la Terre, au centre commun de la lumière et de la chaleur ; seulement, l’intervalle qui règle l’alternative des jours et des nuits, celle séparation de la lumière d’avec les ténèbres, que la bienfaisance de Dieu jugea bonne pour les races terrestres, n’a pas été jugée bonne pour les races qui habitent ces globes éloignés. La longueur moyenne du jour dans ces planètes est d'environ 3 heures, tandis qu'elle est de 12 heures sur la Terre.

I*ar conséquent, les créatures qui les peuplent doivent être constituées de façon à réclamer des périodes plus fréquentes de repos et de sommeil, des périodes plus courtes de veille, de travail et d’activité, que les créatures terrestres.

Pour Jupiter et pour Saturne, la position de l'axe de rotation a été

LES PLANETES

déterminée ; mais clic no l’a pas encore clé pour les doux autres planètes du même groupe.

L'axe de Jupiter s’incline sur le plan de son orbite de manière à former un très-petit angle de 3 ° 5' 30", tandis que la Teire a une inclinaison de -23° 28' 30".

Comme cette inclinaison limite la température des saisons, l’étendue des zones et les variétés des climats, il s'ensuit que, dans Jupiter, ces phénomènes doivent être fort différents de ceux de la Terre. La hauteur du soleil, à midi, n’y varie pas de plus de G degrés, quelle que soit la latitude; par conséquent, il n’en peut résulter aucune variation bien sensible dans la température des saisons. C’est donc un printemps perpétue! qui règne dans celte planète.

Les tropiques de Jupiter ne sont qu’it trois degrés nord et sud de son équateur, et les cercles polaires (12), qui ne comprennent que les parties de la planète où le soleil demeure au-dessus ou au-dessous de l’horizon (rendant une révolution complète, sont à trois degrés des pôles.

En un mot, les phénomènes diurnes dans Jupiter sont, en tout temps, à (>eu près les mêmes que sur la Terre au moment des équinoxes.

Saturne offre une; analogie plus étroite avec la Terre. La direction du mouvement diurne, dans cette planète, forme avec le plan de son orbite un angle qui diffère peu de celui que l'écliptique forme avec l’équateur terrestre; il est de 26° Th’ 40*. Les saisons de Saturne, ses zones et ses climats sont, par suite, absolumput semblables à ceux de la Terre. Les phénomènes tropicaux et polaires sont les mêmes.

Il est à espérer que les améliorations récentes, apportées par lord Rosse à la construction des télescopes à réflexion, permettront aux observateurs de' déterminer les positions des axes dTranus et de Neptune, et la ligne de rotation de celte dernière planète.

D’après les découvertes faites jusqu’ici, il semblerait qu’une vitesse de lutation comparativement plus grande et des intervalles plus courts de lumière et de ténèbres, seraient le trait saillant qui distinguerait du groupe terrestre le groupe îles grandes planètes.

lin autre trait distinctif est la légèreté comparative de la matière dont est formé ce même groupe. On se souvient que, dans nos dissertations

sur le groupe terrestre, nous avons fait voir que la densité de la matière dont se composent la Terre, Vénus et Mars est, chez ces trois planètes, à peu près semblable, qu’elle égale 5 fois '/, la densité de l’eau, et qu’elle équivaut à peu près à celle du minerai de fer, tandis que la densité de Mercure est égale à celle de l’or. Maintenant, au contraire, il semble que la densité de Jupiter excède de très-peu celle de l'eau, que celles dTrnnus et de Neptune égalent complètement celle de ce liquide, tandis que Saturne est si léger qu’il flotterait sur l’eau comme un globe de sapin.

On doit admettre que, parmi les merveilleux résultats auxquels la sagacité de l’homme <>st jiarvenue, le moins étonnant n’est pas cettp analyse rigoureuse b laquelle des mondes si distants ont été soumis, analyse telle qu’on peut prononcer avec assurance, avec certitude, sur l’un au moins des caractères physiques de leurs parties constituantes. Dans plusieurs cas même, la science est allée plus loin; elle a montré que les densité de Jupiter et de Saturne ne peuvent être uniformes, mais qu elles doivent graduellement s’accroître, comme celle de la Terre, de la surface au centre ; et de ce fait, il résulte que la densité moyenne de la matière superficielle de ces planètes doit être fort inférieure ît celle do l’eau.

En conséquence, leurs océans, leurs mers se composent d’un liquide beaucoup plus léger que l’eau. Dans Jupiter, les calculs démontrent que ce liquide doit être trois fois plus léger que l’éther sulfurique, — le plus léger des liquides connus, — et tel, en un mot, que le liège pourrait à peine tlotter au-dessus.

Mil.

La rotation rapide de ces planètes, jointe à la durt-e considérable de leur révolution autour du Soleil, leur donne des années composées d’un grand nombre de jours. L'année jovienne (ou de Jupiter) égale presque 12 années terrestres ou, plus exactement, 4,332 '/io «le nos jours. Mais comme les jours, dans Jupiter, sont plus courts que les jours terrestres (dans le rapport de 1 ii 2,42), il s'ensuit que l’année jovienne se compose de 10,485 jours joviens.

L’année saturnienne (de Saturne) est égale à 29 '/, années terrestres ou, plus exactement, à 10,759 jours terrestres; et comme 1e jour saturnien est plus court que le jour terrestre (dans le rapport de 1 à 2,3). il s’ensuit que l’année saturnienne se compose de 24,746 jours saturniens.

Ainsi, chacune des saisons de Saturne, — printemps, été, automne, hiver, — égale 7 anné-es terrestres, plus 6 mois.

T, 'année dTrnnus équivaut à 84 années terrestres ou à 30,687 jours terrestres; et le jour uranien, suivant toute probabilité, étant plus court

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que le jour terrestre dans le rapport de 1 à 2 il s'ensuit que

l'année uranienne se compose de 77,336 jours uraniens.

Si l’axe d’Urenus est incliné sur le plan de son orbite comme celui de Saturne, les saisons de cette planète sont semblables à celles de la Terre ; mais leur durée est fort différente, puisque leur longueur embrasse 21 années terrestres, ou 19,334 jours uraniens

I ne des conséquences météorologiques les plus remarquables de lu rotation diurne de la Terre, c’est le système de courants atmosphériques qui. dans l’un et l’autre hémisphère, se dirigent, en général, parallèlement il l’équateur et qui, par leur permanence, par la régularité qu’ils affectent dans les latitudes inférieures, ont, de tout temps et depuis que des navires sillonnent les mers, facilité les relations commerciales au point de mériter le titre de iratle-tciiuls (vents du commerce) ou vents alizés. Ces phénomènes et leurs causes physiques seront plus au long expliqués dans une autre partie de cet ouvrage. Ici l’on ne veut appeler l'attention que sur les effets qu’ils produisent sur les strates ou couches supérieures de l’atmosphère.

II est évident que les courants dont il^s’agit doivent avoir une tendance générale à distribuer les strates de nuages en lignes ou bandes, plus ou moins prononcées, selon leur intensité et leur régularité, et parallèles à l'équateur. Si ces courants aériens étaient beaucoup plus intenses, beaucoup plus permanents et réguliers, si les nuages eux-mémes étaient beaucoup plus volumineux, beaucoup plus permanents qu'ils ne le sont, la distribution des nuages en bandes ou couches à angles droits avec l’axe terrestre (13), serait, on le conçoit, proportionnellement plus prononcée, plus régulière, plus permanente.

I.a rapidité avec laquelle le glolÎK terrestre et son atmosphère sont emportés autour de l’axe terrestre, l'influence que produit la chaleur solaire sur la zone atmosphérique des régions équatoriales, telle est, croit-on, la double cause des courants.

Si la rapidité suivant laquelle est emportée l'atmosphère était beaucoup plus grande, et si l’atmosphère était plus constamment, plus fortement cltargée de nuages, ces effets seraient licaucoup plus sensibles.

La rapidité avec laquelle est emportée l’atmosphère serait plus considérable, si la rotation de la Terre se faisait plus rapidement. 11 en serait de même encore, la vitesse de la rotation demeurât-elle ce qu'elle est, si la Terre était plus volumineuse, parce qu alors l'atmosphère serait, dans un laps de temps identique, emportée autour d’une circonférence proportionnellement plus grande. Mais si l'une et l'autre de ces conditions étaient à la fois remplies, c'est-à-dire, si lu Terre tournait plus rapide-

SONT-ELLES HABITÉES? il

ment autour de son axe et formait en même temps un globe plus considérable, l'atmosphère ne serait i>as seulement entraînée autour de la planète en un temps moins long, mais en outre elle décrirait un cercle plus giand.

Voilà précisément ce qui se] passe dans les grandes planètes. Jupiter, Saturne et Uranus accomplissent chacun environ cinq révolutions sur leurs axes, pendant que la Terre en accomplit deux; et la circonférence de Jupiter est 1 1 fois, celle de Saturne 9 fois, enfin celle d’Uranus au delà de 4 fois plus grande que la ciroonférencc de In Terre, à l’équateur.

La vitesse avec, laquelle la zone équatoriale de l’air est emportée autour de Jupiter est, par conséquent, 27 fois, autour de Saturne 23 fois, et autour d’Uranus environ 7 fois plus grande qu’elle ne l’est autour de b Terre.

Les observations télescopiques montrent aussi, comme il a été dit précédemment, que les atmosphères de ces planètes sont si épaisses et si constamment chargées de nuages que leurs surfaces solides nous sont toujours celées.

On jieut conclure, par conséquent, que la prédominance, dans ces planètes, de courants atmosphériques parallèles à leurs équateurs, est beaucoup plus constante, beaucoup plus prononcée que sur la Terre ; et comme les masses de nuages dont elles sont chargées sont beaucoup plus considérables, lieaucoup plus permanentes, les effets des courants sur la distribution des nuages en strates ou en bandes équatoriales doivent être beaucoup plus sensibles.

L’observation a confirmé cette conjecture d’une façon très-remarquableet fort intéressante. Qu’on jette les yeux sur les six vues télescopiques de Jupiter que représentent les figures 1 à 6, et qui ont été gravées d’après les dessins télescopiques d’Hersehel et de Madler.

Les bandes parallèles à l'équateur jovien sont frappantes. Ces bandes, qu’on aperçut peu après l’invention du télescope, ont reçu le nom de Jupiter' s Betts (Ceintures de Jupiter).

De tous les corps du système, sauf la Lune peut-être, Jupiter offre à l’observateur le spectacle le plus grandiose. Malgré son énorme distance, telle est sa prodigieuse grandeur qu’on le voit sous un angle visuel à peu près double de relui de Mars. Un télescope (l'un pouvoir donné, par conséquent, le montre avec un disque quatre fois plus considérable : aussi a-t-il subi l’examen des observateurs les plus éminents, et ses aspects ont-ils été décrits avec les plus complets détails. Son diamètre apparent dans l'op-

li LES PLANÈTES

l>osition ( lorsqu'il est au méridien, à minuit) égale environ la quarantième partie de relui de la Lune; il en résulte qu'uu téleseope d’un grossissement

Six vue* télescopiques do Jupiter.

1. 23 septembre 1832. — 2. 23 décembre 1834.— 3. 23 décembre 1834. — 4. 2 janvier 1830. — 5. 16 janvier 1836. — 0. 17 janvier 1836.

de quarante fois le présente il l’observateur aveo un disque égal à celui •de la pleine lune vue à l’reil nu.

P»...a . — .1 ( éia-;k'

A l'aule d’uu télescope d'uu grossissement de quatre ou cinq fois, on peut voir la planète avec un disque sensible ; d'un grossissement de trente fois, on voit ses bandes les plus prononcées ; d’un grossissement de quarante fois, on voit la planète avec un disque aussi gios que relui de la pleine lune vue à l’œil nu ; mais pour apercevoir les bandes plus délicates, plus déliées, qui s'étendent à des distances plus glandes de l’équateur, il faut non-seulement que la planète soit examinée dans des circonstances favorables de position et d’atmosphère , mais s'aider d’un télescope excellent, dont le grossissement soit de deux cents à trois cents fois.

La planète, ainsi vue, apparaît avec un disque d'une teinte jaunâtre, fort brillante vers l’équateur et devenant grise vers les pèles, mais y conservant toutefois quelque chose de sa teinte jaune. Sur ce fond jaune se détachent des bandes d'un gris foncé, semblables par leur forme, par leur disposition, aux bandes de nuages qu’on observe si souvent au ciel par une belle et calme soirée, après le coucher du soleil, lai direction générale de ces bandes est parallèle ii l’équateur de la planète, sauf quelques exceptions. Toutes ne sont pas également évidentes, egalement prononcées. Deux d’entre elles surtout sont, en général, sensibles ; elles se trouvent au nord et au sud de l'équateur, séparées par une zone lumineuse jaune, qui fait partie du fond même du disque. Ces bandes principales s'étendent d’ordinaire autour de la planète, et se montrent, sans considérablement changer de forme, pendant une révolution complète de Jupiter. Les choses, toutefois, ne se passent pas toujours ainsi ; il est arrivé, quoique rarement, qu’une de ces bandes, complètement brisée en un certain point, offrait il l’observateur une extrémité si nette, et en même temps si invariable, qu’elle lui permettait de. parfaitement déterminer la durée de la rotation de la planète. Les bonis de ces bandes principales sont parfois saillants, unis et même quelquefois surtout ceux qui sont plus éloignés de l’équateur) hérissés, inégaux, s’élançant en brus et en pointes.

Dans les parties du disque plus distantes de l’équateur, les bandes sont lieaueoup moins accentuées, plus étroites et moins régulières dans leur parallélisme ; on ne peut les voir que rarement, à moins d'être un observateur consommé, et armé de bons télescopes, t'e qui cependant, lorsqu'on emploie des instruments d’une puissance inférieure, ce qui semble, près îles pèles . n’étre qu’une ombre obscure , d’une couleur jaune- grisâtre, se résout, quand on fait usage d'un bon télescope, en un système de jolies bandes parallèles étroitement juxtaposées, se resserrant davantage au voisinage du pèle, et tinissant par se confondre.

Là) général, toutes les bandes, soit au laird est. soit au laird ouest, vont diminuant graduellement, jusqu’à ce qu’elles disparaissent à la fois au lainl lui-même.

Quoique toutes ces bandes aient une stabilité beaucoup plus grande que

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les nuages de notre atmosphère et soient même plus permanentes qu'il n’est besoin pour déterminer exactement la rotation de la planète, elles sont néanmoins tout à fait dépourvues de cette permanence qui caractériserait la configuration «biographique de Mars, par exemple. Les bandes, au contraire, sont sujettes k de lentes, mais évidentes variations ; de sorte que, après un laps de quelques mois, l’apparence du disque n’est plus du tout la même.