JUPITER W

Jupiter est Tun des astres du ciel les plus faciles à reconnaître, à observer et à étudier. Son éclat radieux surpasse celui de toutes les étoiles de première grandeur. Il occupe cette année la constellation du Taureau, et resplendit par conséquent, comme Aldébaran et les Pléiades, de septembre à août. Le 15 septembre 1881, il se lève à 8 heures et demie du soir et passe au méridien a 1 1 heures du matin :

il brille donc à l'est de 8 heures et demie à 11 heures, au sud-est de 11 heures à 2 heures, et au sud à partir de 2 heures. Le 15 octobre, il se lève à 6 heures et demie et passe au méridien à 2 heures : il brille donc à Test de 6 heures et demie & 9 heures, au sud-est de 9 heures à minuit, et au sud à partir de minuit. Le 15 novembre, il est déjà levé quand la nuit arrive, brille à Test jusqu'à 7 heures, au sud-est jusqu'à 10, et passe en plein sud, au méridien un peu avant minuit. Au milieu de décembre, on le verra au sud-est à l'entrée de la nuit, au sud de 8 heures à 11 (passage au méridien à 9^ et demie) , au sud-ouest de 11' à 3^, et à l'ouest de 3"* à 5' : coucher à 5 heures. Au milieu de janvier, il brille au sud jusqu'à 9 heures, au sud-ouest jusqu'à minuit, à Touest jusqu'à 2 heures. On voit qu'il avance d'environ deux heures par mois. En février, il est déjà au sud-ouest

Flg. 3S6. — Positions de Jupiter et de Saturne en 1882, 1883 et 1884.

pendant les premières heures de la nuit et descend à l'occident vers minuit; en mars, on ne le verra plus qu'au couchant, et en avril il s'effacera dans le crépuscule, pour ne plus revenir qu'en octobre 1882. Ces indications suffisent amplement pour faire reconnaître Jupiter dans le ciel, sans la moindre hésitation possible. Et elles suffiront au lecteur attentif pour le faire reconnaître tous les ans. En effet, comme il emploie douze années à accomplir sa révolution autour du Soleil, et qu'il y a douze mois par an, il retarde précisément d'un mois chaque année, et les remarques que nous venons de faire sur sa position dans le ciel sont applicables aux années qui vont venir, avec un mois de retard seulement. Ainsi, son apparition actuelle s'étendc-mt de septembre à avril, la prochaine aura lieu d'octobre à mai, la suivante de novembre à juin, et ainsi de suite : une précision plus détaillée serait absolument superflue, puisque cette éclatante planète frappe d'elle-même tous les regards par l'intensité de sa liimièrû.

Nous écrivons ces lignes-ci en septembre 1881 ; nos lecteurs se souviennent peut-être qu'il y a un an, à pareille époque, nous causions déjà de cette planète (page 361 de cet ouvrage) — qui m'eût affirmé alors qu'un travail consécutif et exclusif d'une année entière ne suffirait pas pour mener à bonne fin cette description complète du cieli m'eût assurément fort étonné! — nous causions déjà, dis-je, de cette belle planète, et nous remarquions qu'elle était apparue dès le mois d'août. Déjà même il y a deux ans, en septembre 1879 (Astronomie populaire, p. 524) nous examinions ensemble son mouvement, et nous observions qu'elle revient en opposition tous les 399 jours, ou 1 an et 34 jours en moyenne. Nos lecteurs connaissent donc aujourd'hui si exactement l'antique planète jadis consacrée au souverain des dieux et des hommes, que très certainement ils la suivront désormais d'année en année et ne l'oublieront jamais. Répétons-le, elle se lève à minuit et demi au milieu de juillet 1881, à 10 heures et demie au milieu d'août, à 8 heures et demie au milieu de septembre, etc., retardant d'un mois chaque année. Ses oppositions actuelles, ou les dates de son passage au méridien à minuit, sont:

idSl 12 novembre.

1884 19janvier,

1885 26 févner.

On trouvera les périodes suivantes en ajoutant chaque année 1 mois et 6 jours en moyenne.

L'observation de cette planète est extrêmement intéressante pour les commençants (elle l'est encore davantage pour les anciens), surtout à cause du beau cortège de satellites qui l'accompagne dans son cours céleste. Du jour au lendemain ces satellites ont changé de place, ce qui donne au petit tableau ime configuration sans cesse variable. Quand nous disons du jour au lendemain, nous pourrions presque dire d'une heure à l'autre, tant leurs mouvements sont rapides. Le premier, par exemple, n'employant que 42 heures à faire le tour complet de Jupiter, passe en 21 heures de sa plus grande élongation orientale à sa plus grande élongation occidentale, et en 10 heures, du voisinage de Jupiter à Tune de ses élongations : en quelques heures, souvent même en une seule heure, et parfois même en une demi-heure, on constate ce mouvement, lorsque le satellite passe près de la planète ou près d'un de ses frères.

Lee grandeurs optiques de ces satellites sont respectivement :

IIP = 5,8;— V = 6,2 — II* = 6,3; — IV = 6,6; maïs ils varient, surtout le IV*. Les vues très perçantes sont parfois parvenues à distinguer le III*.

Ce qui devrait rendre l'observation de Jupiter tout à fait populaire, c'est qu'elle est accessible aux plus petits instruments et aux simples lunettes d'approche terrestres. Que l'objectif soit pur, et vous no tarderez pas à distinguer ces satellites, comme de tout petits points lumineux de chaque côté de la planète. Dans une lunette de 40 ou 50 millimètres, le petit cortège est ravissant et son spectacle vaut presque celui de l'anneau de Saturne, la planète est très lumineuse, et se présente dans le champ sous l'aspect ci-contre.

Une petite lunette de cette sorte suffit aussi pour apercevoir les bandes de Jupiter, parallèles à son

équateur, et pour apprécier son aplatissement polaire qui est de ^. Une lunette de 4 pouces (108"°*) permet de faire des observations détaillées, de véritables études sur son aspect physique, ses nuages, ses variations météorolo- Fig.ssr.-jupuereiMs ^teuite^ dus le champ giques, ainsi que sur les change- *'«*"• p^**^ *«««"«•

ments d'éclat de ses satellites, sur leurs passages assez fréquents devant le disque de la planète, leurs éclipses et leurs occultations. Quelquefois, en arrivant en contact avec le disque de Jupiter, ils semblent osciller.

Le plus brillant satellite du cortège est le in% dont le diamètre, de 1*^,5, ne mesure pas moins de 5800 kilomètres , est cinq fois plus gros que la Lune et plus gros que Mercure. Les observateiurs qui voudraient connaître chaque jour les positions respectives des satellites trouveront ces configurations dans la Connaissance des Temps,

Jupiter étincelant d'un éclat considérable, il vaut mieux Tobscrver pendant le crépuscule que pendant la nuit, comme il arrive pour les étoiles doubles dont la principale est de première grandeur.

On s'intéressera très vite à l'observation de cette belle planète, surtout si Ton essaye d'en faire des dessins. On sent qu'il y a là de grands mystères à éclaircir. Il est bien possible que la surface de ce globe énorme soit encore liquide et agitée comme une mer, mais il est probable que ce n'est pas elle que nous voyons : c'est plutôt une couche permanente de nuages. L'atmosphère de Jupiter est si

élevée, si épaisse, que les taches, qui traversent le disque en cinq heures, disparaissent plus d'une heure avant d'arriver aux bords. Depuis deux ans nous observons avec étonnement une tache rouge, ovale, allongée, plus large que le diamètre entier de la Terre, et qui ne parait pas changer sensiblement de place, tout en tournant rapidement, emportée par la rotation de Jupiter. Les instruments de moyenne puissance suffisent pour observer cette rotation lorsqu'il y a quelque tache caractéristique. Lorsqu'un satellite passe devant la planète, on voit son oinbre glisser comme un petit cercle noir. Remarquons enfin que les satellites tournent autour d'elle à peu près dans le plan de notre rayon visuel, de sorte que nous les voyons seulement osciller à gauche et à droite, h Test et & Touest. Lorsque Jupiter passe au méridien, son équateur est horizontal, ainsi

que la ligne de ses satellites; au levant comme au couchant cette ligne est oblique. Il faut toujours avoir présent à l'esprit, d'ailleurs, qu'en vertu du mouvement diurne apparent dont la sphère céleste paraît animée par suite du gouvernement de la Terre, tout astre amené dans le champ d'un instrument, traverse ce champ de l'est à l'ouest. Si l'instrument ne renverse pas (lunette terrestre ou télescope), l'astre file de la gauche vers la droite; s'il renverse, c'est le contraire. La rapidité du mouvement est d'autant plus grande que le grossissement est plus fort.

N'oublions pas non plus, que Jupiter est le monde le plus vaste de tout notre système; que son diamètre est onze fois plus grand que celui de notre globe et que son volume est 1230 fois plus considérable. A la distance de 160 millions de lieues qui le séparent de nous en ses époques d'opposition, son diamètre est de 46*^. A l'échelle adoptée de un Aemi-millimètro pour une seconde il se présente sous l'aspect ci-dessus.

£e diamètre est seulement 39 fois plus petit que celui de la Lune, de sorte qu'une lunette grossissant 39 ou 40 fois, nous montre le disque de Jupiter de la môme grandeur que nous voyons notre satellite à l'œil nu, et un grossissement de 80 le montre deux fois plus grand. Oa n'y croit pas, mais on peut le vérifier en regardant Jupiter d'un œil dans la lunette et la Lune de l'autre œil.

Son aspect change d'une année à l'autre, d'une semaine à l'autre, et quelquefois même du jour au lendemain. Les bandes si caractéristiques qui le traversent ne gardent pas, comme on l'a cru pendant si longtemps, la même forme, le même éclat, la même nuance, la môme largeur, la même étendue, mais au contraire elles subissent des variations rapides et considérables. En général, l'équaleur est marqué par une zone blanche. De part et d'antre de cet:c zone blanche, il y a une bande sombre, nuancée d'une teinte rougeâtre foncée. Au delà de ces deux bandes sombres australe et boréale, on remarque ordinairement des sillons parallèles alternativement blancs et gris. Sa nuance générale

Fig. 388. ' DlK|ue de Jupiter.

devient plus homogène et plus grise à mesure qu*on s*approche des pôles, et les régions polaires sont ordinairement bleuâtres.

Or, cet aspect typique Tarie profondément, et si profondément, qu'il est parfois impossible d'en retrouver aucun vestige. Au lieu de cette zone blanche, l'équateur se montre parfois occupé par une bande sombre, et Ton voit une ou plusieurs lignes claires sur telle ou telle latitude plus ou moins éloignée. Quelquefois les bandes sont larges et espacées; quelquefois, au contraire, elles sont fines et serrées. Tantôt leurs bords sont déchiquetés comme des nuages bouleversés et déchirés; tantôt ils se dessinent sous le^ formes d'une parfaite ligne droite. On a vu des taches blanches lumineuses flotter au-dessus de ces bandes atmosphériques, et quelquefois des points lumineux tout ronds anar logues aux satellites; on a vu aussi des traînées sombres croiser obliquement les bandes et persister pendant longtemps. Enfin la variabilité de ce vaste monde est telle, qu'il ottre à l'observateur et au penseur im des plus intéressants sujets d'étude do l'astronomie planétaire (').

MARS cf

La planète Mars est moins facile à trouver dans le ciel que Jupiter et Saturne, parce qu'elle marche plus vite et que les pointa de repère d'une année ne peuvent pas servir pour Tannée suivante. Cependant en examinant son mouvement avec une attention suffisante^ nous pourrons parvenir à la faire entrer comme ses sœurs dans le domaine de nos investigations définitives.

Il faut dire tout de suite que son observation n'offre pas l'intérêt de celle de Jupiter et de Saturne pour les instruments de moyenne puissance. Son diamètre n'est que de 28' aux meilleures époques d'observation (il atteint exceptionnellement 2^ et 30^), c'est-à-dire moins des deux tiers de celui de Jupiter; il décroît assez rapidement par suite de la variation quotidienne de la distance de Mars à la Terre, et lorsque la planète a cessé d'être en opposition, c^est-à-dire juste derrière nous, à l'opposite du Soleil, elle ne tarde pas à présenter des phases assez sensibles, et le disque diminue de largeur à peu près comme le disque lunaire trois jours après la pleine lune. Mars ne pré* sente dans le champ des petits instruments ni le curieux aspect de Saturne entouré de son anneau, ni celui de Jupiter accompagné de ses satellites, et des lunettes de 60 et 75 millimètres ne montreront sur

( ' ) Voir mes observations sur ces variations et celles des satellites, dans mes Élude» »ur l'Astronomie, tome ViU

son disque^ dans les meilleures circonstances, que le cercle de neige caractéristique qui indique la place du pôle. Une lunette de 95, et mieux encore une de 108, permettront de distinguer, lorsque l'atmosphère est bien pure, quelques-unes de ses taches sombres, notamment l'océan Newton et la mer du Sablier (n* 1 de la fig. 389), ou la mer circulaire de Liockyer (n* 2, td.), ou les mers de Hooke et de Maraldi (n* 3, id.); ce sont là les taches les moins difficiles à reconnaître, et les lunettes de 4 pouces (108**) les montrent assez fréquemment.

Mais à vrai dire, pour entreprendre une étude de la planète qui ne soit pas trop ingrate, il faut avoir à sa disposition une lunette de

Flg.».- A.p^.dclaptoèleMar.. 5 p^^^g (135™), OU plutôt

une de 6 pouces (16 centimètres), et mieux encore une de 7 (19 Centimètres), de 8 (21*" |), et de 9 (24 centimètres); ce dernier instrument vaut presque les meilleurs télescopes pour Tétude de Mars.

A l'échelle que nous avons adoptée (j mill. pour 1'}, cette planète se présente vers Tépoque de ses oppositions sous les aspects reproduits ici : ce sont là quatre de mes dessins de Texcellente année 1877, faits les 30 juillet^ ^2 août, 14 septembre et 26 octobre, l'opposition étant arrivée le 5 septembre.

La combinaison des mouvements de la Terre et de Mars autour du Soleil fait que cette planète n'est visible pour nous que tous les deux ans, passant en opposition tous les 26 mois. Voici les dates de ses oppositions actuelles :

Janvier 1884

Mars 1886

Mai 1888

Cest à ces époques que la planète passe au méridien à minuit, et c'est pendant le mois de son opposition, pendant les trois mois qui précèdent et les quatre qui suivent qu'elle est le plus favorablement placée pour l'observation du soir. Ainsi, cette année 1881, son opposition arrive le 26 décembre; mais dès le 1*' octobre elle se lève à 9^ >, brille à l'est jusqu'à minuit, au sud-est jusqu'à 8 heures, et passe au méridien à 5^ 1; le 1*' novembre elle se lève à 8^ du soir, brille à l'est jusqu'à 11 heures, au sud-est jusqu'à 2 heures, et passe au méridien à 4^ du matin : elle se trouve dans la constellation des Gémeaux. Le 1^ décembre, elle sa lève à 6 heures, brille à l'est jusqu'à 9 heures, au sud-est jusqu'à minuit, au sud de minuit à 4 heures^ passant au méridien à 2^ 23" du matin. Le 1* janvier 1882, elle est déjà levée quand la nuit arrive, brille à l'est jusqu'à 7 heures, au sud-est de 7 heures à 10^, et passe au méridien à 11 heures et demie. Ses passages au méridien avancent rapidement : 10 heures lo 15 janvier, 9^ le !•' février, 8"» le 15, 7^26" le 1^' mars, 6"» 50" le 15 mars et

6^ 0* le 8 avril. On voit que cette planète biillera le soir à Test en novembre et décembre, au sud-est en janvier, au sud en février, au sud-ouest en mars et avril. En mai elle n'est plus visible qu'à Toccident et finit par disparaître dans les clartés du crépuscule.

Elle est très facile à reconnaître à Toeil nu, d'abord parce qu'elle brille avec une intensité supérieure à celle des étoiles de première grandeur, ensuite parce qu'elle est rougeâtre, comme un feu, enfin parce qu'elle modifie par sa présence l'aspect des constellations zodiacales auxquelles elle vient ajouter son ardent éclat. Cependant, pour ne rien laisser à désirer, et afin que nos lecteurs puissent sar incertitude la reconnaître et l'observer, aux indications précéden s nous ajoutons ici la carte de sa marcbe dans le ciel pendant sa p riode actuelle d'apparition, c'est-à-dire si Ton commence à observer dès 11 heures ou minuit, du mois d'août jusqu'au mois de mai. Remarquons à ce propos qu'il est inutile de diriger une lunette vers une planète tant qu'elle n'est pas dégagée des brumes de l'horizon, car, parût-elle très lumineuse à l'œil nu, elle sera, dans la lunette, brumeuse diffuse et onduleuse, sans netteté et sans intérêt riel : il importe de n'observer qu'une heure au moins après le lever ou avant le coucher, et

Flg.S90. — PosUioQs et marohe de la plaoèlo Mars en 188M882.

le mieux est de choisir l'heure du passage au méridien. — On voit que la planète marche rapidement. Cette carte de la période de visibilité de Mars, 1881-1882, peut être considérée comme formant la suite de celle que nous avons publiée dans Y Astronomie populaire pour la dernière période de visibilité, 1879-1880.

liés indications qui précèdent ne peuvent servir que pour la période de visibilité actuelle. A partir du mois de juin 1882, la planète disparaîtra de notre sphère d'observation pour y revenir en décen]l)re 1883, passer en opposition de nouveau le 31 janvier 1884, et briller sur nos têtes jusqu'en juillet pour disparaître ensuite et recommencer indéâniment le môme cycle. — U serait superllu

de nous préoccuper dès aujourd'hui des détails de ce retour; nous pouvons espérer qu'à cette époque, si Dieu nous prête vie, les lecteurs et Tauteur seront encore en communication sympathique et pourront de nouveau régler eusemhie le programme officiel de la marche céleste du dieu de la guerre : puisse-t-il ne pas descendre au milieu de nous d'ici-là.

Quoique ce monde de Mars revienne tous les 26 mois à sa plus grande pit)ximité de notre observatoire terrestre, les conditions d'observation sont loin d'être indentiques à chacun de ses retours. Cette planète et la nôli*e décrivent autour du Soleil des orbites non circulaires mais elliptiques; lorsque le périhélie de Mars correspond à l'aphélie de la Teri*^ le rapprochement est le plus grand possible, tandis que la distance augmente très sensiblement quand les deux planètes se rencontrent au périhélie de la Terre et à l'aphélie de Mars. Il n'est pas sans intérêt de connattre ces variations de la distance minimum de Mars, comme de la grandeur apparente de son disque, à chacun de ses retours. Le cycle est à peu près complet en quinze ans. La plus grande proximité est arrivée en 1877; elle était déjà arrivée en 1862, et elle reviendra en 1892.

Paasagea de Mars à $6$ plu% petites dislances de la Terre,

ditt. diaa. I dut. diaa.

1862 octobre. .

1864 novembre 1867 janvier. .

1869 février. .

1871 mars. . .

1873 avril. . .

0,390 21',6 ; 1875 juillet

0,534 19,9 1877 septembre

1879 novembre 1881 décembre 1884 janvier. .

On voit que l'année 1877, en laquelle M. Hall a eu l'heureuse idée de chercher les satellites, a été la plus favorisée : 0,377 représente 14 millions de lieues. — Les époques de plus grande proximité do Mars (1862-1877-1892) correspondent aux années de disparition de l'anneau de Saturne; mais les doux phéno« mènes n'ont évidemment aucun rapport entre eux.

Rappelons en terminant que le diamètre du globe de Mars est égal à un peu plus de la moitié (0,54) de celui de la planète que nous habitons; que ses variations climatologiques correspondent sensiblement à ceUes de notre monde, que sa rotation diurne s'effectue en 24 heures 37 minutes 23 secondes ; que ses années comptent 669 de ses propres jours; que son atmosphère parait analogue à la nôtre; que sa géographie diffère sensiblement de la nôtre parce qu'il y a là un peu plus de terres que de mers, et que ses continents sont revêtus d'une coloration jaune rougeàtro, tandis que ses mers sont bleu&tres. — On ti*ouvera dans mes autres ouvrages les conclusions qu'il est permis d'en tirer sur l'état probable de la vie à sa surface et sur la nature de l'humanité qui doit le peupler actuellement.

Rien à dire sur les satellites, au point de vue de l'observation. Ils ont le diamètre de Paris, n'apparaissent que sous l'aspect do points minuscules, et ne sont perceptibles, le plus éloigné, que dans les lunettes de 9 pouces, le plus rapproché, que dans celles de 20 pouces et au-dessus (54 centimètres). Celui-ci n'est môme suivi régulièrement que dans la grande lunette do Washington (66 centimètres) à l'aide de laquelle il a été découvert.

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