MI

Ces oltservations générales sur l'aspect du disque de Jupiter deviendront plus claires, plus intelligibles, si l’on se reporte aux dessins télescopiques de la planète, figures l à 6. Dans la ligure 1, on donne une vue télescopique du disque d’après sir John llerschcl, qui la prit, avec le réflecteur de 20 feel (6™, 08 ), à Slough, le 23 septembre 1 832. Les autres vues ont été prises ]wr Mailler, en 1835 et 1830, aux dates indiquées.

Les deux taches l'eprésentées ligures 2, 3 et 4 , sont celles qui permirent de déterminer le temps de la rotation. Elles furent d’abord observées par Madler, le 3 novembre 1834. L’effet de la rotation sur ces taches se manifestait si bien que leur changement de position par rapport au centre du disque était, dans le court espace de cinq minutes, tout à fait sensible. Une troisième tache, lieaucoup plus ténue que celles-ci, fut aussi remarquée, les distances dont elles se trouvaient séparées l'une de l’autre étant d’environ 24 degrés de la surface de la planète. On estima que le diamètre de chacune des deux taches représentées dans les diagrammes était de 3 680 milles ( 1 472 lieues', et l’on put observer quelquefois que leur distance entre elles s’accroissait d’un demi-degré ou de 330 milles ( 132 lieues) dans un mois. la*s surfaces de ces taches doivent, par conséquent, avoir été presque égales au quart de la surface totale de la Terre. Les deux lâches ne cessèrent d’être parfaitement visibles depuis le 3 novembre 1834, où elles furent d'abord observées, jusqu'au 18 avril 1835 : mais, pendant cet intervalle, la bande sur laquelle elles se trouvaient primitivement placées avait entièrement disparu. Elle devint graduellement plus faible en janvier ( vuij. fig. 4 ) , et s’évanouit tout à fait en février. Les taches cependant gardaient toute leur intégrité. Après le mois d’avril, la planète, entrant en conjonction (14), se perdit dans la lumière solaire, et quand elle reparut, en août, après la conjonction, les taches avaient également disparu.

On poursuivit les observations; celles des 16 et 17 janvier 1836 donnèrent lieu aux dessins des ligures 5 et 6. L’aspect du disque était alors totalement changé. Les deux ligures 5 et 6 représentent les hémisphères opposés de la planète.

On remarqua que les deux taches, entraînées par la rotation autour de

- Dig i t i z e d t

JL'tO oalc

la planète, devenaient invisibles à 55-57 degrés «lu centre du disque. A quelle «-ause attribuer ce phénomène? Il est très-probable que les taclres ne sont autre chose que des ouvertures pratiquées dans la niasse des nuages qui flottent au-<lessus de l’atmosphère de la planète. Alors leur disparition, lorsqu’elles s’éloignent du centre du disque, serait due à leurs parois lat«v rales, lesquelles, par leur profondeur, intercepteraient la vue du fond. Qu'on suppose un chemin de fer établi dans une tranchée profonde ; si l’on se place au sommet de la tranchée et qu’on s’en retire à quelque «listance, on perd la vue du chemin qui s’étend au fond. Il en serait de même dans l'espèce.

On observa aussi <|ue les taches avaient un mouvement propre, d’une vitesse très-modérée, et possédant une direction contraire à la rotation de la planète. O mouvement persista avec une grande uniformité en mais et «■n avril, après la disparition de la bande.

lai vitesse du mouvement particulier des biches à la surface de la planète était, suivant les calculs, de 3 il d milles ( 1 lieue 20 à I lieue (10) par heure.

Quoique, jusqu’aux premiers jours de novembre, Mailler n’eût pas observé les deux taches noires, elles avaient été vues et examinées antérieurement par Schwabe, qui remarqua qu’elles subissaient des changements curieux. Ainsi, l'une d’elles disparaissait pendant un certain temps, et une masse de points clairs prenait sa place ; puis elle reparaissait comme auparavant.

De toutes ces circonstances, connue de beaucoup «l’autres qu'il développe dans le cours de ses nombreuses et longues observations, Mudler conclut qu’il est hautement probable, sinon absolument certain, que ces masses immenses de nuages ont une permanence de forme, de position et «le disposition, il laquelle rien n'est comparable dans l’atmosphère terrestre, et que cette permanence peut être jusqu’il un certain point expliquéo par la longueur considérable des saisons et les variations fort peu prononcées qu’elles subissent. Il pense que probablement les habitants des lieux situés sous des latitudes supérieures à 10 degrés ne voient jamais le firmament, et sous des latitudes inférieures, rarement.

Il «st probable aussi que le brillant fond jaune dont est généralement revêtu le disque de Jupiter se compose de nuages qui réfléchissent la lumière avec lieaucoup plus de puissance que les niasses les plus denses «■clairées par le soleil dans notre atmosphère. Quant aux bandes plus épaisses et aux taches observées sur le disque, elles seraient des parties de l’atmosphère, ou libres de nuages et à travers lesquelles la surface de la planète est plus ou moins visible, ou bien «les nuages d’une densité et d’un pouvoir réfléchissant inférieurs à la densité, à la puissance de réflexion des nuages qui flottent sur l’atmosphère générale, et qui forment ce fond où se voient les bandes et les taches.

LES PLANÈTES

[/atmosphère de Jupiter ne s’étend pas, au-dessus de la planète, à une hauteur extraordinaire. Ce qui le prouve, e’est le bord très-accentué, bien tranché du disque. Si la hauteur de l'atmosphère gardait avec le diamètre de la planète quelque prtqiortion considérable. In lumière des bords du disque s'affaiblirait graduellement, et les iioids seraient nébuleux, mal définis. C'est l'inverse qui a lieu.

Mil.

l'nedes conséquences les plus remarquables du mouvement de rotation mouvement d’où résulte, pour les habitants de la Terre, les alternatives de jour et de nuit, c'est que la Terre, au lieu d'être une sphère parfaite, a pris la forme d'un sphéroïde allongé, c’est-à-dire celle d'un globe aplati aux |iôles. On a déjà expliqué ee phénomène.

Si la rotation diurne de la T cire était plus rapide, cet aplatissement polaire serait plus considérable. En un mot, le degré d’aplatissement, ou la proportion suivant laquelle l'axe polaire est plus court que le diamètre équatorial, dépend de la durée de la rotation, de telle sorte que, cette durée étant connue, la proportion peut être calculée, et réciproquement.

Si donc la rotation des grandes planètes est plus rapide (et l’on a vu quelle l’était bien davantage) que celle de la Terre, ne s’ensuivra-t-il pas que leur forme sera celle de sphéroïdes oblongs, et que leur degré d’aplatissement sera plus grand que celui de la Terre? L’observation continue pleinement cette prévision.

Le disque de Jupiter, grossi de trente fois seulement, est évidemment ovale ; l’axe plus petit de l’ellipse coïncide avec l’axe de rotation et est per- I>endirulaire à la direction générale des Itandes. Comme dans l’exemple de la Terre, le degré d’aplatissement de Jupiter est celui qui se produirait sur un globe de même grandeur, dont la rotation serait semblable à celle que possède la planète.

A la moyenne distance de la Terre, les diamètres apparents du disque obtenus par des mesures micrométriques (15) exactes sont :

Milles. Lieues.

Diamètre équatorial 38. i" = 91 080 — 36 831

Diamètre polaire 35.6” = 85110 = 34 081

Diamètre moyen 88 645 = 33 438

Le diamètre polaire est, par conséquent, inférieur au diamètre équatorial dans le rapport de 350 à 38-1, ou de 100 à 108 environ, lt’autres calculs donnent le rapport de 100 à 106. — Telle est précisément la proportion que produirait une rotation semblable à eellc qu'on assigne à Jupiter.

NIY.

Quelque agréable que puisse et re la lumière de lu lune en l'absence du soleil, cette compagne du globe n'est pas indispensable à notre bien-être ; et, parmi les planètes du groupe intérieur, la Terre seule a été dotée de ce suppléant de la lumière solaire.

I,es planètes du groupe extérieur sont rependant beaucoup plus riche* ment doti-es sous ce rapport; chacune d'elles possède tant de satellites qu'elles jouissait , pendant leurs nuits, d'un perpétuel clair de lune.

Quand Galilée dirigea le premier télescope vers Jupiter, il observa quatre |>etites étoiles dans la ligne équatoriale de cette planète. D'aliord il les prit pour des étoiles fixes ; mais bientôt il fut détrompé. Il les vit alternativement s’approcher, puis s'éloigner de la planète, passer derrière, puis devant elle, osciller à sa droite et à sa gauche, à des distances limitées et toujours les mêmes. Galilée ne larda pas à conclure que c’étaient là des corps qui tournaient autour de Jupiter, dans des orbites, à des distances limitées, et que chacun d’eux successivement comprenait l’orbite des autres en lui ; en un mot, qu’ils formaient une miniature du système solaire, dans laquelle toutefois Jupiter lui-même remplissait le rôle du Soleil. Lorsque le télescope eut été perfectionné, il devint évident que ces corps étaient de petits globes se rattachant à Jupiter par les mêmes liens que la Lune se rattache il la Terre ; enfin, que c’était un système de quatre lunes accompagnant Jupiter autour du Soleil.

lai période de leurs révolutions est on ne peut plus remarquable. Celle de ces lunes qui est la plus voisine de Jupiter accomplit sa révolution en 42 heures. Uans ce peu de temps, elle passe par toutes ses phases ; elle se montre à l'état de croissant faible, à l'état hémisphérique, gihlieuse et pleine. On doit rappeler cependant que les jours, dans Jupiter, au lieu d'être de 24 heures, ne sont pas même de 10 heures. Cette lune, par suite, a chacun de ses mois égal à un peu plus de quatre jours joviens. Chaque joui’ elle accomplit un quartier; ainsi, le premier jour du mois, elle passe du croissant le plus faible à la demi-lune ; le second, de la demi-lune à la pleine lune ; le troisième, de la pleine lune au dernier quartier, et le quatrième, elle revient en conjonction avec le Soleil . Ct*s changements ont lieu avec une telle vitesse qu'on doit vraiment les voir s’opérer.

I.e mouvement apparent de cette lune dans le firmament de Jupiter est évalué à plus de 8 degrés par heure : celui de notre lune serait pareil, si elle se mouvait dans un espace égal à son propre diamètre apparent en un peu moins de quatre minutes. Elle pourrait alors être l’aiguille d’une gigantesque horloge céleste.

is LES PLANÈTES

Le second satellite accomplit sa révolution en 85 heures terrestres environ, ou à peu près 8 jours joviens et demi. II passe, par suite, d’un quartier à l'autre en 21 heures, ou environ 2 jours joviens, son mouvement apparent dans le firmament de la planète étant d'environ 4.25 degrés par heure ; notre lune offrirait un spectacle semblable si elle se mouvait sur un espace égal à 9 fois son propre diamètre par heure , ou sur son propre diamètre en moins de 7 minutes.

Les mouvements et les changements de phase des deux autres satellites sont moins rapides. Le troisième parcourt scs phases en 170 heures environ, ou 17 jours joviens, et son mouvement apparent est d’environ 1 degré par heure. Le quatrième et dernier accomplit Ses changements en 400 heures, ou 40 jours joviens, et son mouvement apparent est d’un peu moins de 1 degré par heure, le mouvement apparent de notre lune étant double.

Ainsi, les habitants de Jupiter ont quatre mois différents : l’un est de 4, l'autre de 8, celui-ci de 17, et celui-là de 40 jours joviens.

Les lunes de Jupiter diffèrent de celle de la Terre en ce qu’elles se meuvent toutes dans le plan de l'équateur de la planète , iluquel plan le Soleil ne peut jamais s’écarter de plus de 3 degrro environ. Pendant un temps considérable, avant et après les équinoxes joviens, le Soleil est si près de l’équateur de la planète que chacune des lunes, qui n'abandonnent jamais cet équateur, doit nécessairement, à chaque révolution, passer entre le Soleil et la planète. Il suit de là que, pendant un long intervalle avant et après chacun des équinoxes, des éclipses solaires seront produites, à chaque révolution, par chacune des quatre lunes. Ces éclipses, toutefois, ne seront visibles que dans des latitudes peu élevées. Les habitants des latitudes plus haute, dans l’un et l’autre hémisphère, seront trop éloignés de la direction commune des lunes et du Soleil, ou, ce qui revient au même, du plan de l’équateur jovien, pour que la ligne visuelle menée au Soleil ne soit pas interrompue, brisée par les 'unes.

L’ombre de Jupiter a des proportions si énormes que les trois lunes intérieures ne passent jamais derrière la planète sans en traverser l'ombre. Les trois lunes sont, par conséquent, éclipsées à chaque révolution ; et comme dans le temps où ces lunes s»' montreraient dans leur plein elles sont en opposition directe avec le Soleil , elles sont alors plongées dans l’ombre et éclipsées. En conséquence, les habitants de Jupiter ne voient jamais aucune de ces trois lunes dans son plein.

La quatrième ou la plus distante des lunes de Jupiter est, comme les autres, généralement éclipsée à chaque révolution; mais aux solstices d’hiver et d'été, le Soleil, et, partant, l’ombre de la planète se trouvant suffisamment écartés du plan de l’équateur de cette planète, permettent à

la lune dont il s'agit d’éclairer l'ombre même, et de traverser l'opposition sans entrer dans cette ombre. C'est le seul exemple que présentent ces lunes de pouvoir traverser l'opposition sans aussi traverser l'ombre de la planète; ce sont les seules fois que les habitants de Jupiter jouissent du spectacle d’une pleine lune.

Ces circonstances, jointes il la révolution si rapide des lunes, doivent procurer, on le conçoit, aux peuples de Jupiter, un ensemble de phénomènes célestes fort variés, et compliquer étrangement leur . chronologie. Une éclipse totale de la première lune (la plus rapprochée) doit se produire toutes les '4 2 heures terrestres ou tous les 4 jours joviens ; et durant un temps considérable , soit avant , soit après les équinoxes, une éclipse de soleil totale ou partielle doit se produire dans des intervalles semblables, alternant avec des éclipses de lune, et n’en étant séparée que par une durée île 21 heures terrestres, ou 2 jours joviens.

Les mêmes phénomènes se reproduisent exactement à l'endroit du second satellite, à des intervalles de 3 '/, jours terrestres, ou d'environ 8 ’/, jours joviens; à l'égard du troisième, à des intervalles de 7 jours terrestres, ou 17- jouis; joviens; et à l’égard du quatrième, à des intervalles de 10 ’/, jours terrestres, ou 40 jours joviens. Ils sont toutefois, quanta ce dernier, soumis à une interruption, lois de l’hiver et de l'été joviens, par la raison qu'on a déjà exposée.

I.ns satellites de Jupiter, vus à l'aide d'un télescope ordinaire, ont l'apparence de petites étoiles disposées suivant une ligne conduite par le centre du disque de la planète, presque parallèle à la direction des bandes, et, partant, coïncidant avec celle de l'équateur de la planète.

Le système entier est compris dans une surface visuelle d'environ les deux tiers du diamètre apparent de la lune terrestre. Si donc l’on appli-

Fic. 7.

quait par son centre le disque de la Lune sur le disque de Jupiter, nonseulement tous les satellites joviens seraient couverts, mais celui d’entre eux qui est le plus éloigné de la planète n’approcherait pas même du bord de la Lune de plus d’un sixième de son diamètre apparent.

Si tous les satellites se trouvaient dans le même moment à leurs plus , grandes distances apparentes de leur planète, ils offriraient, relativement au diamètre apparent de la planète, l'aspecft|ue représente la figure 7.

En comparant leurs diamètres réels avec leurs distances, les diamètres

50 LES PLANÈTES

apparents des divers satellites, vus de Jupiter, peuvent être facilement déterminés.

Le premier satellite a un diamètre apparent égal à celui de la Lune; le deuxième et le troisième sont presque égaux et possèdent environ la moitié de ce diamètre. Le diamètre apparent du quatrième satellite équivaut à la quatrième partie du diamètre de la Lune, ou à peu près.

On peut se figurer sans peine tous les étranges, tous les intéressants phénomènes noeturnes <^ui se manifestent aux habitants de Jupiter lorsque les grandeurs diverses de ces quatre lunes s'unissent à la succession rapide de leurs phases, aux rapides mouvements apparents de la première et de la seconde.

Les mouvements des trois premiers satellites sont ordonnés de telle façon que jamais ils ne peuvent à la fois se trouver du même côté de la planète; d’où résulte que, quand l’un fait défaut au firmament jovien, (H-udant la nuit, l’un au moins des autres doit y briller. Les nuits, en conséquence, ont toujours un clair de lune, hormis pendant les éclipses, et sont souvent éclairées à la fois par trois lunes de grandeurs apparentes diverses et dans des phases différentes.

l)e toutes les planètes appartenant soit à ce groupe, soit au groupe terrestre, celle qui ouvre à l’étonnement le champ le plus vaste est Saturne ; Saturne, globe prodigieux, d’un volume neuf cents fois environ plus considérable que la Terre, qu’entourent deux, au moins (et probablement un plus grand nombre), deux anneaux minces, plats, d’une matière solide, et en dehors desquels se meut un groupe de huit lunes ! Saturne, dont le système si compliqué se meut d’un mouvement commun si précis, tellement bien ordonné, qu’aucune de scs parties ne trouve d’obstacle à sa marche autour du Soleil, que chacun de ses. rouages fonctionne sans que rien vienne l’entraver !

l.cs anciens ne connurent du système saturnien que le corps central, c’est-à-dire la planète seule; la découverte des appendices annulaires, «•elle des satellites, est l’œuvre des modernes.

La distance de Saturne au Soleil est tellement énorme que si tout»: l’orbite terrestre, dont le diamètre mesure près de 200 000 000 de milles ( 80 millions de lieues), (‘tait remplie, comblée par un soleil, ce soleil, vu de Saturne, aurait un diamètre apparent environ vingt-quatre fois plus grand (seulement) que le Soleil réel, vu de la Terre. Un boulet de canon, v parcourant 500 milles (200 lieues) par heure, mettrait environ 200 aus, et un train de chemin de fer, faisant 50 milles (20 lieues) à l'heure,

SONT-ELLES HABITÉES? r.i

mettrait environ 2 000 ans pour aller de Saturne au Soleil. 1 .1 lumw-iv qni, par seconde, franchit environ 200000 milles (80 000 lieues-. met 1 lieure 15 minutes à franchir une telle distance. Et pourtant, a cette distance, la gravitation solaire transmet ses ordres; elle est oltéie avec la plus grande promptitude, avec, la précision la plus parfaite.

Le diamètre de l'orbite de Saturne ayant 1800 000 000 < 1 *- milles (720 millions de lieues), sa circonférence est de 5050000 (Min d>- milles (2milliards 260 millions de lieues); la planète s’y meut en 1075V jours. Son mouvement par jour est, par conséquent, de 525 l lO milles. . t pu»heure, de 21 880 milles (8 752 lieues).

Tout ce qui a été dit précédemment sur l’atmosphère, lu rotation diurne et leurs conséquences, sur les courants atmosphériques, les vents alixés <■( la figure oMongue de Jupiter, on peut l'appliquer, sans modification importante, 5 Saturne.

Le tte planète est entourée de huit lunes. Quatre d’entre elle-, comme les lunes de Jupiter, se distinguent par leur proximité de la plani le. ear il en est trois dont les distances sont considérablement moins grandes- q<acelle de la lune terrestre h la Terre, et la quatrième en est à peu près a cette distance. Des quatre autres lunes, la plus éloignée est dbc fois plus loin de Saturne que la lune terrestre ne l’est de la Terre, et la plu- vn|>prochée est environ une fois plus distante que notre lune.

Les distances des lunes sont, toutefois, estimées plus exactement au respect des planètes qu’elles entourent, par leur expression en demi-diamètres de la planète. Ces distances exprimées ainsi, les lunes de Saturne occupent une échelle de distance beaucoup plus faible que la lune terrestre. La distance de la plus éloignée est égale à 6-4 demi-diamètre- de Saturne, et celle de la plus proche équivaut à un peu plus de :t demidiamètres. La distance de la lune terrestre à la Terre est égale à 60 demidiamètres.

Quelque grandes, toutefois, que soient ces distances, elles « réduisent à une mesure apparente minime, eu égard à l'éloignement du système saturnien. Si le centre de la lune terrestre était appliqué sur le centre du disque de Saturne, le plus éloigné de ses satellites, loin de déimi-der le disque lunaire, n’approcherait pas mente de ses bords ; il s’en faudrait un tiers du demi-diamètre de la l.uue. Ainsi, ([unique le système saturnien s’étende sur un espace d’environ 5 000 000 de milles ( 2 OOd mm de lieues) dans son extrême largeur, tout cet espace serait couvert par le disque de la Lune, ce disque n'eüt-il qu’un diamètre inférieur d'un » i.-rà son diamètre réel.

Ce qui a été dit des phases et des apparences que les lune- Jnpiicc

üi LES PLANÈTES

offrent aux habitants de cette planète s'applique entièrement aux lunes ou satellites de Saturne. Seulement , au lieu de quatre lunes, Saturne en possède huit, tournant sans cesse autour de lui, et présentant tous ces changements mensuels que Tunique satellite de notre glolie nous a rendu familiers.

Les périodes des lunes de Saturne, connue celles de Jupiter, sont courtes, hormis pour les plus distantes de la planète. lui plus voisine passe par toutes ses phases en 22 heures */» , s* la quatrième (en partant de la plus éloignée), en moins de 66 heures. Les trois suivantes ont des mois qui varient de 4 à 22 jours terrestres.

Ces sept lunes se meuvent dans des orlates dont les plans coïncident presque avec le plan, de l’équateur saturnien. II suit de cette disposition qu elles sont toujours visibles dans les deux hémisphères de la planète, lorsqu'elles ne sont pas éclipsées par son ombre.

Le mouvement de la lune la plus proche est si rapide que les habitants de Saturne peuvent le voir s’accomplir, aussi facilement qu'ils verraient marcher l’aiguille d’un chronomètre immense. Elle décrit 360 degrés en 22 heures '/», soit 16 degrés par heure, ou 16 minutes de degré par minute; de sorte que, en deux minutes, elle se meut sur un espace égal au diamètre apparent de notre propre lune.

Le huitième, ou le plus éloigné des satellites, fait, sous plusieurs rapports, exception à la règle, et diffère de tous les autres. Seul, il se meut dans une orbite inclinée de manière à former un angle considérable avec le plan de l’équateur.

La distance énorme qui nous sépare de Saturne n'a pas permis jusqu'ici de déterminer les dimensions de ses satellites. Le sixième (en partant du plus éloigné), nommé Titan, est toutefois reconnu pour être le plus gros, et il parait certain que son volume n’est qu'un peu moins considérable que celui de 1a planète Mars. Les trois satellites qui lui succèdent immédiatement, Rliéa, üioné et Téthys, sont des corps plus petits et ne peuvent être aperçus qu’à l'aide de télescopes d'une grande puissance. Les deux plus voisins, Enceladc et Mimas, exigent , pour être un peu observables, des instruments d'une puissance, d'une perfection complètes, et, en outre, des conditions atmosphériques on ne peut plus favorables.

Les grandeurs réelles des satellites , hormis celle du sixième, n'ayant pas été déterminées, on ne peut rien conclure touchant leurs grandeurs apparentes à la surface de Saturne ; on ne peut que se livrer à des conjectures basées sur les analogies qu’ils offrent avec les autres corps analogues du système. Les satellites de Jupiter étant tous plus grands que la Lune, l’un d’eux excédant Mercure en grandeur, et un autre n’ayant qu'un volume un peu inférieur à celte planète, on peut dire avec beaucoup de probabilité que les satellites de Saturne sont au moins individuellement plus grands dans leuts dimensions effectives que notre lune.

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