LES PLANÈTES

leur mouvement de révolution se placer entre le soleil et lui, ils projettent sur la partie, éclairée de son disque une ombre qui varie suivant la distance et la grosseur de chacun d'eux. C'est donc une éclipse partielle de cette planète. D'où la conséquence que ni Jupiter ni ses satellites ne sont lumineux par eux-mêmes.

Lors, au contraire, que leur mouvement porte les satellites derrière la planète, on les voit successivement disparaître ; ce sont les éclipses des satellites. Les trois premiers s'éclipsent à chaque révolution ; mais le quatrième a une orbite si fort inclinée, que dans son opposition à Jupiter il est deux années sur six sans tomber dans son ombre. On voit, parles rapports singuliers que nous avons signalés, que, pour un grand nombre d'années du moins, les trois premiers satellites ne peuvent être éclipsés à la fois, car dans les éclipses simultanées du second et du troisième le premier est constamment en conjonction avec Jupiter, et réciproquement.

On a remarqué que ces éclipses n'avaient jamais lieu d'orient en occident, mais lors de leur retour d'occident en orient. D'où la conséquence que les satellites circulent, comme toutes les planètes de notre système, d'occident en orient. Les éclipses des satellites de Jupiter ont fourni le moyen, ainsi que nous le verrons plus tard, de déterminer la vitesse de la lumière; nous verrons aussi qu'elles sont aussi d'une grande utilité pour déterminer les longitudes, tant sur mer que sur terre.

SATURNE h , SON ANNEAU ET SES SATELLITES.

Observé à l'œil vnu, Saturne se présente à nous sous l'apparence d'une étoile nébuleuse, d'une lumière terne

198 DOOZlfclriS Lsçoii.

et plombée; comme son mouvement est fort lent, il se distingue à peine d'une étoile fixe. On y remarque parallèlement à Téquateur une série de bandes analo^ gués à celles de Jupiter, quoique plus faibles, él c*est à Taide de ces bandes que Herscbell détermina son mouvement de rotation sur lui-même ; il l'exécute en dix heures 16 min. Il se meut à 566,000,000 de lieues du soleil, dans une orbite qu'il décrit en 9 ans 5 mois 14 jours, et dont Tinclinaison sur Técliptique est de 9? et demi. Cette planète est près de 900 fois plus grosse que la Terre, et le soleil ne lui envoie que la huitième partie de la lumière qu'il dispense à notre planète.

Constitution physique. — - Nous avons vu que la surface de Saturne présentait des bandes semblables à celles de Jupiter, mais elles sont plus difficiles à apercevoir, âer^hell les obsefva à plusieurs reprises. Les bandes d^un jour différaient souvent beaucoup de celles du lendemain. L'astronome anglais considéra ces grandschan- ' gements comme des indices certains de l'atmosphère de Saturne, tl remarqua des changements de teinte dans les régions polaires, qui étaient d'autant moins blanchâtres que le soleil les avait plus longtemps éclairées. Ainsi les variations dont il s'agit sembleraient devoir être rangées parmi les phénomènes de température. Qu'on veuille maintenant les expliquer par de la neige ou par des agglomérations! nuageuses, l'une et l'autt'e hypothèse supposent une atmosphère. Hetschell reconnut que la lumière de Saturne est, en intensité, fort audessous de celle de l'anneau. Il lui trouvait aussi une teinte jaunâtre que la lumière de l'anneau ïi'avait pas. Sa^eWife^.— Ainsi que Jupiter, Saturne a des satellites;

LEâ PLAKÈt«6. 199

on en compte sept: six se meuvent à peu près dans le plan de Téquateur, mais le septième s'en écarte sensiblement, l'inclinaison de son orbe étant d'environ 30*. On a reconnu qu'il ne faisait qu'un tour sur lui-môme pendant la durée de sa révolution, et si Ton n'a pu encore découvrir qu'il en soit de môme pour les autres, l'analogie porte à le croire, car cetle égalité de durée des mouvements de translation et de rotation parait être la loi des planètes secondaires. La durée de la révolution de chacun des satellites de Saturne offre d'assez grandes différences.

Voici leurs périodes et leurs distances.

Le premier opère sa révolution moyenne sidérale dans l'espace de :

Le 2"

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Les»

Le 4»

Les»

Lee»

Le 7»

Les satellites de Saturne ont de fréquentes éclipses qui servent, comme celles des satellites de Jupiter, à déterminer la longitude; mais leur grand éloignemeût en rend l'observation plus difiQcile.

Le premier satellite de Saturne fut découvert par Huyghens, le 25 mars 1655. Pénétré de cette idée que le nombre général des satellites ne devait point dépasser celui des planètes de premier or<ire, il ne chercha poiht les autres. A la fin d'octobre 1671 , J.-D. Cassini en aper-

200 DOUZIEME isEÇOn.

eut uo second, pois, le 23 décembre 1672, un troisième, et enfin, au mois de mars 1684, deux nouveaux. Le sujet semblait épuisé, lorsque des nouvelles de Slougb apprirent combien on se trompait. Le 28 août 1789, le grand télescope de 39 pieds signala à Herscbell un satellite plus voisin encore de fanneau que les cinq autres et qui eût dû éli*e logiquement le premier, mais que Ton a qualifié de sixième, par une faiblesse de volonté trop commune dcins les sciences. Grâce à la puissance prodigieuse du télescope de 39 pieds, un dernier satellite, le septième alla s'interposer, le 17 septembre 1789, entre le sixième et Fanneau.

Le peu de durée de la révolution du premier satellite est quelque chose de très-remarquable. Une lune faisant sa révolution entière en moins d'un jour n'est pas une des moindres singularités de la plus singulière planète que le firmament ait offerte aux regards des hommes.

ilnneau.— Saturne, déjà si remarquable parle nombre de ses satellites, Test plus encore par Fanneau dont il est enveloppé (pi. II, fig.5).G'estunebandelumineuse, située dans le plan de Féquateur de la planète, à laquelle elle forme une espèce de ceinture, mais dont elle est séparée par une distance égale à sa largeur. Elle se présente sous une forme elliptique plus ou moins allongée, suivant Fobliquité sous laquelle elle est vue^ et qui est duc aux diverses inclinaisons que prend le globe de Saturne, par rapport à nous, dans son mouvement de translation. Quand Fanneau affecte cette forme elliptique, ses extrémités, du côté du <plus grand axe, prennent le nom danses; et Fon peut alors, quand Fobliquité n'est pas trop grande, apercevoir les étoiles entre sa planète et

LES nANÈTES. 204

lui. Mais lorsque sa position est telle que le prolongement de son plan passe par le centredela terre, il ne nous offre que son bord, et alors Tangle qu^il soutend est si petit, qu'il faut un instrument d'un pouvoir amplificatif très-grand pour le rendre visible. Il paraît sous la forme d'un filet lumineux qui coupe le disque de la planète.

Lorsqu'on emploie des lunettes puissantes, on découvre sur la surface de l'anneau des lignes noires concentriques, qui paraissent former plusieurs séparations; mais on distingue^surtout deux anneaux dont Herschell a calculé les dimensions. Selon cet astronome, le diamètre intérieur du plus petit anneau serait de 23,000 lieues,le diamètre extérieur du plus grand aurait pour longueur 35,000 Jieues. Il y aurait donc, d'après cela, entre Saturne et la circonférence de l'anneau postérieur , une distance de 8,000 lieues. La largeur totale des deux anneaux serait de 12,000 lieues. L'épaisseur n'est certainement pas de 100 lieues ^

Au moyen des taches de l'anneau, Herschell a déterminé la durée de sa rotation sûr son axe ; elle est de 10 h. 29' 16". Cet axe de rotation est perpendiculaire à son plan, et est le même que celui de Saturne.

La durée de cette rotation, qui parait précisément celle d'un satellite qui aurait pour orbite la circonfé- , rence moyenne de l'anneau, a servi à M. Biot à expliquer comment l'anneau de Saturne peut se soutenir autour de cette planète sans la toucher, ou du moins à rattacher ce fait à la cause générale qui soutient ainsi tous les satellites.

* Annuaire' pour 1844 1 P^6' ^^^> ^^^> ^^^'

tel DoutiiHÊ iE$^jf.

Bn effet, diMU, on peat considérer ehàque particule dé Tàiineau lui-même comme un petit satellite dé Saturne, et Panneau lui-même comme un amas de satellites liés entre eux d'une manière invariable. Si ces corps étaient libres et indépendants les uns des autres^ leur vitesse varierait avec leur distance au centre de la planète ; les plus voisins de ce centre iraient plus vite ; les plus éloignés, plus lentement; et, si Ton prend pour terme moyen la vitesse qui convient à la circonférence moyenne de l'anneau, les vitesses des autres particules ' s'en écarteraient, soit en plus, soit en moins, d'une égaie quantité. Maintenant si les particules viennent à s^unir et à s'attacher les unes aux autres pour former tm corps solide, il se fera une sorte de compensation entré leurs mouvements; les plus rapides commtihiqùe^ ront une partie de leur vitesse aux plus lentes, qui, & leur tour, communiqueront en échange Une partie de leur lenteur, et les efforts opposés se flaiisant mutuellement équilibre, il ne restera que le moutémetit moyen, commun à toutes les particules, et qui sera celui de la circonférence moyenne. Ces anneaux se soutiendront autour de Saturne comme la Lune autour de la Terré, ou comme feraient les arches d'un poht, si le foyer de la pesanteur était au centre dés voUssoirs.

Cette théorie subsisterait encore dans Ici éas oh l'anneau serait composé, comme il paraît l'être, de plusieurs anneaux concentriques, et détachés leS uns des autres; seulement il faudrait l'appliquer séparément à chacun d'eux : alors les durées de leur rotation devraient être sensiblement différentes.

> Astronomie physique, t. U^ p. 40S.

LES PUKÈTSS. S03

Quc^efois ranneau de Saturne, se projetant sur le ômim de cette planète, en cache upe partie : d'autres fois, c'est la planète, à son tour, qui dérol>e par son ombre la ¥ue d'fine partie de Panneau. Il mX de là que Fanneau est opaque comme la planète, et qu$ la lumière de Fun et de Tautre est empruntée.

Depuis quelque temps les astronomes ont ^m Tbabi* tude d'appeler la bande qui sépare les deu^L anneaux de Saturne, bande herscMienne, Cette dénomination est impropre : la band^ fut aperçue pour la preiqoière fois par J.^D. Gassini, m 1675^; les argument^ que Tastronome de Slough a tirés de Texistenpe de la bande sur les deux faces opposées de Tanneau avaient déjà été développés par Cassini et surtout par Maraldi. Eappçlon&-nous Tadage : il ne faut pas donner aux Fiches.

En 1794, Herschell trouvait Tanneau extérieur moiqs brillaut que Tanneau intérieur. Le fait a été confirmé par tous ceux qui ont examiné Saturne à Taide de grossissements un peu forts. Il est juste d'ajouter que U remarque appartient à Cassini. Sn 1673, cet astronome mettait entre les nuances des deux anneaux Ja même différence qu'entre l'éclat de l'aident mat et celui de l'arguent bruni. Herscbell ajouta à pette ancienne obs^valion la circonstance nouvelle que l'anneau le p»lus vif n'a pas le môme éclat dans toute sa largeur.

Figure de Saturne, — Herscbell ajouta en 1813 une

* Qui empêche dés lors de substituer aux mots bande hersfkUùnme, ceux-ci :bande cassiniennel ce «erait r«adre uo jusde hommage au oofn d'un homme qui le mérite à plus d'un titre. Est-ce que les astronoiçes cités par M. Arago ne seraient pas exempts d'anglomanie, ou bien la partialité serait-elle montée de la terre vers les sphères supérienrM qu'ils

204 DOUZIÈME LKÇON.

grande singularité à toutes celles que ses prédécesseurs avaient observées dans la constitution physique de Saturne.

Jupiter et Mars sont aplatis. L'axe autour duquel chacune de ces planètes tourne sur elle-même est le plus court des diamètres du disque apparent; le diamètre équatorial, au contraire, est le plus grand; les diamètres intermédiaires ont des longueurs intermédiaires gra« duellement croissantes depuis le pôle jusqu'à Téquateur : ces deux planètes sont en un mot des ellipsoïdes de révolution , des sphéroïdes engendrés par le mouvement d'une ellipse tournant autour de son petit axe.

Selon Herschell cette régularité, cette simplicité de formes n'existe pas dans le globe de Saturne. Le disque apparent, au lieu d'être une ellipse, ressemble plutôt À un rectangle dont les quatre angles seraient arrondis, n y a bien là un axe des pôles le plus court de tous : c'est l'axe autour duquel la planète exécute une révolution sur elle-même, dans l'intervalle de 10 h. 1/4 ; il y a a bien aussi un axe équatorial notablement plus grand que l'axe des pôles, mais (c'est ici que l'anomalie commence) sur Saturne l'axe équatorial n'est pas l'axe mar xi mu m ; l'axe maximum fait avec l'axe de l'équateur un angle que l'observateur a trouvé tantôt de 46* 58', tantôt de 45* 31', et enfin, par une dernière mesure plus exacte, de 43* 20^. Aux extrémités de l'axe maximum, la courbure du disque est très-forte. Près des pôles et de réquateur on croirait voir, au contraire, des lignes droites sur une assez grande longueur.

Herschell se demanda quelle pourrait être la cause de l'étrange anomalie que ses puissants télescopes venaimt

us PLANÈTES. 205

de lui révi^ler. Suivant lui cette cause serait rallractioii que Tanneau exerça, dès Torigiiie, sur la masse fluide rotative de la planète; mais il ne prouva pas, même vaguement , qu'une pareille attraction aurait produit nécessairement une transformation de la figure elliptique en une sorte de rectangle à angles arrondis *.

URANUS ^ ou HBRSCHILL et ses Satellites.

Cette planète est, de toutes, la plus éloignée du soleil, et son orbite enveloppe celle de toutes les autres. Située à plus de 737,000,000 de lieues*de Tastre central, elle accomplit sa révolution en 8^ ans. L'inclinaison de son orbite n'est que de 46' 26''.

A peine visible à l'œil nu, elle offre au télescope une couleur blanc bleuâtre; son disque est bien terminé. Elle ne reçoit du soleil que la 562" partie de la lumière que ■ious en recevons.

Uranus a été découvert par Herschell , dont cette planète porte aussi le nom, le 13 mars 1781, entre dix et onze beures du soir, en examinant les petites étoiles voisines de H des Gémeaux*. Le célèbre astronome crut que c'était une comète, bien qu'elle ne

* Voyez sur Saturne, son anneau et ses satellites, Y Annusùre pour 184?, p. 55i-b64. Une partie de ces détails sont extraiu de cette Notice.

* Si Herscliell avait dirigé son télescope vers la constellation dos Gémaux on^e jours plus tôt (le a mars au lieu dii i3}, le mouvement propre d'Urantts lui aurait échappé, car cette planète était, le 3, dans un de ses moments de station. On voit par cette remarque à quoi peuvent tenir les plus grandes découvertes astronomiques.

présentât aucune trace de barbe ou de queue; et ce fut sous ce nom qu'elle devint Tobjet des travaux assidus de tous les astronomes du continent. Les uns comparèrent, chaque nuit seraine, la position de Fastre mobile à celle des étoiles fixes situées dans son voisinage ;^ les autres cherchèrent à déterminer la courbe le long de laquelle le déplacement s'opérait. Malgré Fextréme habileté des calculateurs, le travail était sans cesse à recommencer. Quoique Fastre mardiât avec beaucoup de lenteur, on ne parvenait jamais à représenter Tensemble de ses positions. Cela provenait de la désignation fausse sous laquelle elle avait été signalée; on cherchait à renfermer dans une parabole cométaire un mouvement qui s'exécutait dans une orbite circulaire. Ce fut le président de 3aron , en France, qui le premier brisa les entraves dans lesquelles l'erreur d'Herschell avait enchaîné les calculateurs; et au mois d'août suivant , Laplace détermina Vorbe circulaire d'un trèsgrand rayon que traçait dans l'espace le nouvel astre. Plus tard (1783), lui et Méchain calculèrent son mouvement avec précision et lui assignèrent une forme elliptique,

Herschell ne prit aucune part au long débat que suscita la découverte d'Uranus. Mais quand les recherches de Saron, de Laplace, de Lexell, eurent montré que l'étoile mobile du 13 mars 1781 était, non une comète comme on l'avait d'abord supposé, mais une grosse planète située aux confins de notre système , il réclama le droit qui lui appartenait incontestablement, de donner un nom à ce nouvel astre. Le nom qu'Herschell proposa fht celui de Georgium Sidus, l'astre de Georges,