S'JO

les premières dues aux mers et aux continents, les secondes dues aux nuages H y aura deux zones sombres situées de part et d'autre de l'équateur, formées par les régions sereines et transparentes des vents alizés; entre elles et au delà se trouveraient des zones brillantes, plus ou moins interrompues, correspondant aux régions de nuages et de ])luie des tropiques. Dans le voisinage des pôles, l'aspect serait trèsvariable suivant les saisons.

Les phénomènes géologiques et volcaniques nous prouvent que l'intérieur de la Terre est à une température très-élevéereste de sa chaleur primitive. Cette température est telle que, d'après les appréciations les plus modérées, à une profondeur de quelques centaines de kilomètres, toutes les substances doivent être en fusion. Sa surface est composée de matières solides ayant uti poids spécifique moins considérable ; les plus lourdes se trouvent à une plus grande profondeur, et souvent, dans les mines, on les rencontre à un état qui prouve qu'elles ont été produites par sul^limation . Sous ce rapport, nous trouvons quelque chose d'analogue avec la disposition des substances qui composent le Soleil. Du reste, la densité moyenne du globe est beaucoup plus grande que celle des matériaux qui constituent son écorce; il faut donc bien que l'intérieur contienne des substances ayant une densité plus considérable. M. Roche pense que, dans les couches les plus voisines du centre, la densité doit être onze ou douze fois plus grande que celle de l'eau. D'après lui, le novau central ne serait pas doué d'une fluidité aljsolue: il n'v aurait qu'une couche liquide, située à luie profondeur ])eu considérable, et dont la présence expliquerait les phénomènes volcaniques. La température plus élevée de la masse intérieure serait due, d'après M. Mallet, à la contraction produite par le refroidissement : la couche superficielle, diminuant de volume, comprime

fortement les couches situées plus près du centre et développe ainsi une grande quantité de chaleur. Sous l'influence com-

Fig. 25o.

binée de la pression, de la chaleur et des actions moléculaires,

Fig. 25i.

la matière qui compose le noyau central doit se trouver à un état bien différent de l'état solide et de l'état liquide, tels que nous les étudions dans les circonstances ordinaires.

IMars. — Cette planète possède aussi une atmosphère, mais si mince qu'elle permet de voir les continents beaucoup mieux que sur Vénus [fig. 9-5o et 2.5 1). Près des pôles, on voit des taches blanches qui vont en croissant et en décroissant, suivant les saisons de Mars lui-même, ce qui prouve que ce sont des ainas de neige ou de nuages. Dans la saison d'hiver de chaque hémisphère de la planète, ces taches prennent un grand développement; mais, en été, elles se réduisent à une calotte peu étendue environnée de taches brunes. Les taches jiliis éloignées des pôles nous offrent une double couleur, rouge et bleue, parsemée quelquefois de jaune ou plutôt de blanc. Les taches bleues, en présentant des teintes plus sombres, correspondent aux mers, le rouge aux continents, le jaune aux nuages : ce jaune n'étant que le résultat du contraste dû à la juxtaposition du blanc et des autres couleurs. Une partie du rouge est également due à des effets de contraste; mais cette couleur doit aussi tenir aux matériaux qui composent la surface de la planète. Dans ces vastes étendues, on voit quelquefois apparaître des taches blanches : ce sont sans doute des nuages. Quelquefois on aperçoit des lourbillons contournés en spirale : ce sont des bourrasques. La révolution est de i''32iJ,'j; la rotation a lieu en 24''37'"23''. L'année étant plus longue que sur la Terre, l'axe plus incliné sur le plan de l'orbite (3o"i8'), l'excentricité étant plus considérable, les saisons doivent offrir des différences bien plus tranchées. La radiation solaire v est o,43 de celle que nous éprouvons; la masse totale est o, 1 3 de celle de la Terre.

Petites planètes. — Nous savons encore bien peu de chose sur la constitution physique de ces astéroïdes. Leur volume est très-petit, et il n'y en a pas un seul qui soit aussi gros que la Lune. A en juger par l'éclat dont ils brillent, les plus considérables doivent avoir des dimensions qui permettent de les

comparer à im ( orps irrcj2;uli<M' offrant iino surface comme celle de Tile de Sicile; mais hs jilus récemment découverts sont tellement petits qu'ils semblent servir de transition entre les planètes et les aérolitlies. Leurs masses sont également lrès-fail)les. Ils sont si nombreux (i(h)), leurs orbites se croisent en tant de points (pTuu choc \w, sei'ait pas impossible, comme l'a très-bien montré M. Liltrow, de ^'ienne. Ce choc les briserait infailliblement et pouri'ait donner naissance à des aérolitlies. Nous avons déjà dit cpie leurs masses réunies ne forment pas le tiers de la masse terrestre.

JupiTF.R. — C'est la plus grosse de toutes les planètes. Sa

masse est 777*77 de celle du Soleil, ou 'Wi fois celle de la Terre; elle est trois fois plus considérable que celle de toutes les autres planètes réunies ; aussi est-il incontestable qu'elle a du exercer une influence assez grande sur la formation des planètes ])lus voisines, en particulier sur celle des petites planètes. Jupiter est entouré d'un magnifique cortège de quatre satellites, dont le plus petit dépasse de beaucoup la Lune, et dont le plus gros présente des dimensions qui p<M'meltent de le comparer à la planète Mars. J.njig. 202 représente Icnu' grandeur relative.

Le \ohune de Jupiter est I2'3!3 fois |)lus considérable (pie celui de la Terre, mais sa densité est beaucoup plus faible; elle est égale à i , 30, et moindre (pie celle du Soleil et à j^eine plus grande que celle de l'eau. La gravité à sa surface est d('u\ fc^is et demie j)lus considérable (pi'à la surface de la

Terre; il doit en résulter une pression très-considérable, circonstance qui, jointe à la faible densité que nous venons de signaler, ne permet pas de croire que cette planète soit à l'état solide. Son aspect annonce d'ailleurs de très-grandes agitations, et les zones qu'on y observe sont loin d'offrir un système simple et stable. Nous avons déjà parlé de leurs variations dans le paragrapbe j)récédent. La fig. 253 représente l'aspect qu'offrait Jupiter le lo octobre i85G; on y voit une grande tache noire qui n'est pas l'ombre d'un satellite, et qui ne saurait être qu'une ouverture faite dans une couche de nuages, sans doute par un ouragan. La y/g. 25/| (6 décembre iSSy) fait voir quelles modifications profondes ses zones peuvent éprouver dans lui temps très-court. Ici la tache est l'ombre d'un satellite. L'axe de rotation étant trèspeu incliné sur le plan de l'orbite, ces modifications ne sauraient être attribuées au St)leil, car les saisons doivent être peu variées. L'atmosphère très-dense doit être encore le siège de révolutions analogues à celles que la Terre a subies elle-même aux époques géologiques; nous avons déjà fait remarquer que sa composition est différente de celle de l'atmosphère terrestre. En 18^2, Jupiter présenta, dans les régions équatoriales, une couleur rouge très-prononcée. Nous n'avons jamais rien observé de semblable, si ce n'est en 18G1 où nous avons aperçu quelques traces de même couleur, mais beaucoup moins vives. L'absorjition atmosphérique est si grande aux bords de la planète (|ue les satellites paraissent comme des taches brillantes au nioment où ils entrent sur son disque; à mesure qu'ils axancent, ils disparaissent progressivement, et ils finissent par produire l'effet de taches sombres, quoiqu'ils ne paraissent jamais complètement noirs. L'année de Jupiter dure i r^3i4',83/| ; sa rotation dure 9''55'"2G%5. Cette rotation, si rapide dans un corps aussi

- 39o volumineux, développe une force centrifuge trcs-eonsidé

Fip. 2:.3.

rahle, dOii il résulte un aplatissement très-grand et Irès-facile à constater.

Fig. 254.

Saturne. — Cette planète est la plus grande après Jupiter. Sa masse est .~Yn ^^^ c^"''^' ^'^^ Soleil, 90 fois celle de la Terre, Son volume est proportioiuiellement très-grand, car sa deii-

site est seulement égale à o,j3, de sorte qu'on peut lui apj)liquer à plus forte raison ce que nous venons de dire de l'état nébuleux de Jupiter. On est confirmé dans cette opinion par leshaades nombreuses que présente sa surface, et parles zones d'absorption que présente son spectre, et qui sont encore plus fortes que celles de Jupiter. Ses pôles ont une couleur approcliant du bleu, tandis que l'équateur est d'un blanc éclatant. Son diamètre moyen égale 8", 090.

Saturne possède le plus beau cortège qui existe dans notre système solaire : outre huit satellites, dont le plus gros est comparable à la planète INIars, il est entouré de ce merveilleux anneau qui subsiste là comme pour témoigner de l'origine de tout le système solaire, et pour confirmer l'exactitude des hypothèses que nous avons précédemment exposées. Cet anneau est très-mince, proj^ortionnellement à sa largeur. Il se compose, en réalité, de trois anneaux distincts et séparés; le plus extérieur [fig. 255) est un peu sombre, le suivant est plus brillant, le troisième est tout à fait nébuleux et transparent. Les contours de l'ombre de la planète sur l'anneau nous prouvent que les surfaces de ces anneaux sont courbes, et que leurs génératrices sont des ovales. On y voit de grandes différences d'intensité lumineuse qui accusent des irrégularités très-remarquables dans la densité et dans la composition des différentes zones. La structure de cet anneau n'est pas facile à saisir. L'opinion la plus probable, c'est qu'il est composé de particules indépendantes les unes des autres, comme un nuage, ou comme un amas de poussière, car un corps solide ne résisterait pas aux tensions que doivent produire les attractions combinées des satellites et de la planète : on ne conçoit pas davantage qu'une masse liquide puisse, dans ces circonstances, conserver indéfiniment la forme annulaire. D'après INL Roche et ]\L Simon, la plus petite distance à la-

quelle un satellite peut subsister est égale à deux fois et demi le rayon de la j)laiiète; la distance qui sépare Saturne de son anneau est inférieure à cette liinile. Il parait donc probables que la nébuleuse secondaire f[ui a |)i"odiiit cette planète, s(î Irouvant arrivée à un degré de condensation où la j)ro(UKtion des satellites proprement dits était devenue impossible, laissa échapper une multitude de corpuscules solides, une espèce de poussière qui prit la forme annulaire. Ces anneaux sont sillonnés de bandes assez nettes qui varient avec le temps ; c'est ce qui prouve que les différentes zones éprouvent des perturbations considérables et indépendantes les unes des 'autres. Leur diamètre extérieur égale 20", o3.

L'année de Saturne est de 29^165", 97 et, comme l'anneau est incliné sur notre écliptique de 28° 10 44"? ^^i Terre se trouve tous les quinze ans dans son plan, au moment où il passe à ses nœuds qui sont situés à 66° 53' et 346° 53' de longitude. Alors l'anneau n'est visible que par sa tranche, et on l'aperçoit comme un mince filet très-délié dépassant la planète de part et d'autre. La figure, au contraire, le représente dans la position la plus favorable, la plus écartée de celle que nous venons de décrire.

L'équateur de la planète coïncide avec l'anneau, et il est incliné de iG° /[S' /\o" sur le plan de l'orbite. La chaleur du soleil y est seulement égale aux 0,01 r de celle que nous recevons. Vu de la planète, l'anneau présente des phénomènes singuliers, et il produit des occultations diurnes du Soleil trèsvariables suivant les latitudes; mais, à part quelques zones peu étendues , il ne produit pas d'éclipsé permanente. Il n'est peut-être pas complètement opaque; l'anneau intérieur est même tout à fait transparent, et l'on peut, sous ce rapport, le comparer aux queues des comètes. Les lignes noires qui séparent les trois anneaux sont absolument vides et consti-

tiHMît dos séparations véritables, car, à l'époque où l'anneau tourne sa |)artie obscure vers la Terre, on aperçoit à chaque séparation la lumière réfléchie par la tranche des différents anneaux. Nous avons constaté qu'il est légèrement elliptique et excentrique, et qu'il fait sa révolution en i4^'i2™ environ; c'est le temps nécessaire, d'après la théorie, pour la révolution d'un satellite dont la distance à la planète serait égale

Tic. 255.

à la distance movenne de l anneau. Quant à la planète, sa révolution se fait en i o'" 20'" l 'j^.

Les satellites, au nombre de huit, sont tous extérieurs à l'anneau. Les plus rapprochés sont très-petits, les plus grands sont plus éloignés. Nous renverrons pour plus de détails à notre ouvrage intitulé : Tableau physique du système solaire.

Uranus. — Nous savons fort peu de chose sur cette planète. Comme toutes les planètes extérieures aux astéroïdes, elle a une densité très-faible (0,82), et son atmosphère jouit d'un pouvoir absorbant très-considérable. Nous avons étudié son spectre, et nous l'avons trouvé très-différent de celui

(lu Soleil t't très-analogiio à (cliii des (oinôtcs. \:.\Jig. s^VJ roprcsciitc riiilciisilc de la lumière dans ses différentes |)aities. T.e Jaune et le roujj;e sont très-faibles. Dans le vert et dans le bleu il y a deux l'aies tivs-larges et très-noires (jui n'existent |)as dans le sjxh Ire solaire; aussi serait-on tenté de croire (ju'elle est un peu linnineuse |)ai- elle-inénie. AT. Ibii;-

i;ins a étudie ce spectre avec un instrunienl plus puissant (pie le n(')tre, et il en a donné un dessin (pie nous reproduisons dans la fig. 23-]. Le jaune y est assez déveloj)pé; on v voit unt' raie assez forte, les autres ne se retrouvent point dans le spectre de notr(> atmospbèrc. Une de ses bandes semble

Fi". 2.')-.

cependant coïncider avec la raie F de 1 livdrogène, et les autres ne sont pas très-éloignécs des raies d(; l'azote. M. Yogel y a trouvé huit raies obscures; celle du vert bleu coïncide avec IJ/3 de l'hydrogène. On voit combien ces recherches présentent d'intérêt, mais le dernier mot n'a pas été dit sur ce spectre curieux.

La masse d'Uranus est seulement égale à 22 fois celle de la Terre. Cette planète possède quatre satellites dont l'existence est bien constatée; le j)lan de leur orbite est très-incliné sur

celui de la planète. Nous ignorons la durée de sa rotation, et nous ne connaissons pas davantage la direction de son axe. Sa révolution est de 84" 5J,83.

Neptune. — Cette planète est célèbre parce que sa découverte a été un véritable triomphe pour le principe de la gravitation. Son diamètre est six fois plus grand que celui de la Terre. Sa densité est 0,91, c'est-à-dire très-faible, et son volume est io5 fois celui de la Terre, plus considérable que celui d'Uranus. Sa couleur verte, analogue à celle de l'eau de mer, montre que son atmosphère exerce une forte absorption sur les rayons solaires ; ce fait est confirmé par les obsers ations faites au spectroscope. La première et la plus faible des raies de ce spectre se trouve entre le vert et le jaune, presque à la même distance de D que la raie B; elle est large, mais mal définie. Dans le vert, il y a une autre raie assez nette, mais mal terminée sur ses bords. Il y en a une troisième dans le bleu. On voit scintiller plusieurs lignes J^rillantes dans le vert. On trouve que les bandes sombres coïncident avec les bandes des étoiles du quatrième type. Il serait intéressant de soumettre ce spectre à un nouvel examen en em])loyant des instruments plus puissants ; on pourrait ainsi fixer avec plus d'exactitude la position de ces bandes et voir si elles ont quelque relation soit avec la lumière de la couronne solaire, soit avec celle de l'aurore boréale, soit avec le spectre du carbone. Le vif éclat dont brille cette planète, malgré l'énorme distance du Soleil, pourrait même ûiire croire qu'elle est un peu lumineuse. Nous n'avons jamais vu son contour bien nettement terminé, ce qui s'accorderait parfaitement avec l'hypothèse d'un état nébuleux (' ) Sa masse est ^ ^^„„

(') On a contesté cette assertion; nous l'avons cependant vérifiée dans certaines nuits où les satellites de Jupiter étaient très-nets.

de relie du Soleil, ij lois celle de l:i Terre. Elle possède un satellite qui fait sa révolution en ;')J,877, et dont le mouvement est direct. "Nous ne coiin lissons pas la dui'ée de s.'i rotation; sa révolution s'exécute en iG/|*''2 2 5-', 7

Tels sont les principanx corps célestes qui font partie du svstème solaire; ce sont les seuls (pie nous connaissons, mais nous ne saurions aftirmer qu'il n'en existe pas d'autres. On a soupçonné l'existence d'une plnnète dont l'orbite serait intérieuie à < elle de Mercure; car, à plusieurs reprises, on a vu j>asser sur le Soleil des points noirs animés d'un mou\ement assez rapide. M. T.e Verrier, qui s'était déjà trouvé conduit j)ar la théorie de jMercure à supposer l'existence d'ime ou de j)lusieurs planètes intramercurielles, a récemment discuté toutes ces observations (') Il a montré que six de ces passages supposés (parmi lesquels celui qui a clé vu par ^I. Lescarbault en 1859) pourraient èlre attribués à une planète faisant sa révolution en trente-trois jours, et qui j^asserait par ses nœuds en mars et octobre. On l'a appelée Vidcain; peutêtre n'est-elle pas unique. On a fait beaucoup de recberclies j)oui' la voir pendant l'éclipse de i8f)f), mais on n'est arrivé à aucun résultat. S'il y a quelque antre ])lanète au delà de Neptune, son existence pourra nous être révélée par les ])er turbations qu'elle doit exercer; on pourra bien la découvrir par une observation attentive des petites étoiles, mais cette découverte demandera beaucoup de temps, car, son mouvement devant être très-lent, on la confondra pendant longtemps avec les étoiles fixes, comme il est arrivé pour Neptune, qu'on trouve enregistré dans le Bri/ish Associalion Catalogue comme une étoile.

(') Voir Comptes rendus des séances de V Acnléinlc des Science.:, beptembre et octobre 18:6.

JI. iG

Satellites. — Parmi ces corps de troisième ordre de notre . système, nous ne connaissons bien que celui qui accompagne la Terre, c'est-à-dire la Lune. Notre satellite possède une masse considérable et il est situé aune distance relativement grande de la Terre : ces deux circonstances offrent une difficulte sérieuse lorsqu'on Aeut rattacher la formation de la Lune à la théorie nébulaire. D'après ^L Roche, elle aurait été formée dans l'intérieur de l'atmosphère terrestre, à une époque où celle-ci avait une étendue supérieure à 60 rayons terreslres; plus tard, cette atmosphère, en se contractant progressivement, a dû abandonner la Lune, lui laissant comme marque de son origine deux caractères importants : 1° elle a la forme d'un sphéroïde dont le plus grand axe est dirigé vers la Terre ; 2" la durée de sa rotation et celle de sa révolution sont exactement égales, d'où il résulte qu'elle tourne toujours la même face vers la Terre.

Les accidents de sa surface sont bien connus, et nous ne nous arrêterons pas à en faire la description ('). La forme des cratères qui sont répandus sur sa surface prouve d'une manière évidente que jadis l'action expansive des masses incandescentes qu'elle contenait dans son sein v a produit de graves convulsions Nous ignorons si cette activité dure encore, car il n'y a pas de preuve certaine de changement dans la forme de ses cratères, ni aucun autre signe d'explosion ou d'éru})tion. Actuellement, notre satellite est privé de toute atmosphère sensible, et il n'y a point d'eau à l'état liquide sur sa surfiice ; mais on ne peut pas assurer qu'il en ait toujours été ainsi. On voit des corrosions manifestes dans certains cratères voisins des plaines qu'on désigne sous le nom de mers. Ces mers ne

(') \oici deux dessins qui doniienl une idée du cratère connu sous le nom di

sont pas romplics d'eau liquide-, mais, comme elles sont assez sombres et qu (;lles polarisent fortement la lumière, il pourrait se faire qu'elles fussent remplies par des glaciers. Il est donc évident que la I.ime a passé jadis par les j)é-

Copernic. La /7^^ ïj8 le représente tel ([u'on le voit le dixième jour de l'iige de la

l'ifT. '.''.S.

riodes géologiques que la Terre traverse aujourd'hui ; mais, comme sa masse est très-petite, elle s'est refroidie plus rapidement. A en juger par les apparences cratériformes qu'elle présente sur toute sa surface, à l'époque de ses dernières révolutions, elle devait être recouverte d'une croûte solide d une faible épaisseur, cédant facilement à toutes les expansions locales qui provenaient de l'intérieur, sans éprouver de \astes déformations comme celles qui, à la surface de la Terre, ont fait surgir de si longues chaînes de montagnes. De plus, les montagnes terrestres, produites d'abord par des soulèvements, ont subi ensuite des modifications considérables causées par des érosions dues aux agents atmosphériques; dans la Lune, cette cause fait défaut ou son action est trèsfaible, et par conséquent l'aspect doit être très-différent. La faible résistance delà croûte lunaire est due en partie à ce que la pesanteur est peu considérable (o, iG seulement de la pesanteur à la surface de la Terre), et en partie à la faible densité des matériaux qui la composent : cette densité est 3,4o.

La Lune tourne toujours le même hémisphère vers la Terre, de sorte cpie sa révolution et son mouvement de rotation s'exécutent dans le même temps. Cette particularité montre que le centre de gravité de notre satellite est placé en dehors du centre de figure, ou bien que sa figure est un ellipsoïde à trois axes inégaux. Les observations ont confirmé cette con-

Liiiie. La fig. ojij est une coupe vorlicale faite h travers ce même cratère; afin de

Fig. gjg.

mieux indiquer le relief, on a exagéré la hauteur, mais elle est exactement indiquée I>ar la ligne plus noire de la base.

— io:; —

clusioii, et elles ont inonlré que le j)liis grand des trois axes est celui qui est dirigé vers la Terre.

Le diamètre de la Lune est relativement très-considérable, car il égale les 0,2- de celui de la Terre; sa masse est égale à yy : pour tous les autres satellites, ces proportions sont beaucoup plus petites. En revanche sa distance à la Terre est assez grande, presque Go rayons terrestres, et, à l'exception du dernier satellite de Saturne, il n'y a pas d'exemple d'une distance relative aussi grande entre une planète et son satellite.

On a cru que tous les satellites, à l'exemple de la Lune, tournent toujours la même face à leur planète; mais jusqu'à présent rien n'autorise à regarder cette loi comme générale. Nous avons pu constater la rotation des satellites de Jupiter, grâce aux taches qui se trouvent à leur surface, et INL Dawes a confirmé les résultats de nos observations. Quoique nous ne puissions pas fixer exactement la durée de leur rotation, nous pouvons cependant affirmer qu'elle n'est pas égale à la durée de leur révolution. La loi ne s'applique donc certainement pas à Jupiter: elle se vérifie probablement pour quelques-uns des satellites de Saturne ; mais il est difficile de rien dire sur la constitution physique de ces astres de troisième ordre autres que la Lune. On a cependant observé une particularité trèsremarquable, c'est que les durées de leurs mouvements sont commensurables, surtout pour le svstème de Jupiter, et qu'il y aurait un rapport assez simple entre le nombre qui mesure leur révolution et celui qui mesure leiu^ rotation supposée : rapport qui, pour la Lune, est aussi simple que possible, puisqu'il est égal à l'unité. Quelques satellites ont des vitesses énormes. Le premier satellite de Saturne, par exemj)le, parcourt en vingt-deux heures une orbite presque égale à celle que la Lune parcourt dans un mois.