JUPITER

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 paraît pas changer sensiblement de place, tout en tournant rapidement, emporlée par la rotation do Jupiter. Les instruments de moyenne puissance suffisent pour observer celte rotation lorsqu'il y a quelque tache caractéristique. Lorsqu'un satellite passe devant la planète, on voit son ombre 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, à l'est et à l'ouest. 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 demi-millimètre pour une seconde il se présente sous l'aspect ci-dessus.

Ze 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 même grandeur que nous voyons notre satellite à l'œil nu, et un grossissement de 80 le montre deux fois plus grand. On 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 même 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'autre de cette 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. 3SS. — Disque 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 varie 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 l'on 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 les 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 analogues 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 offre à l'observateur et au penseur un des plus intéressants sujets d'étude de l'astronomie planétaire {').

MARS o"

La planète Mars est moins facile à trouver dans le ciel que Jupiter et Saturne, parce qu'elle marche plus vite et que les points de repère d'une année ne peuvent pas servir pour l'année 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 29" 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 présente 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 me^ Études sur l'Astronomie, tome VII.

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 Lockyer (n" 2, id.), ou les mers de Hooke et deMaraldi (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 îlisposition une lunette de

Fig. 389. Aspects de la planële Mars. 5 pQuceS (135"""), OU plutÔt

une de 6 pouces (16 centimètres), et mieux encore une de 7 (19 centimètres), de 8 {21"" I), et de 9 (24 centimètres) ; ce dernier instrument vaut presque les meilleurs télescopes pour l'étude de Mars.

A l'échelle que nous avons adoptée (^mill. pour 1"), cette planète se présente vers l'époque de ses oppositions sous les aspects reproduits ici : ce sont là quatre de mes dessins de l'excellente année 1877, faits les 30 juillet, 22 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 :

Décembre. ... 1881

Janvier 1884

Mars 1886

Mai 1888

C'est 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'' j, brille à l'est jusqu'à minuit, au sud-est jusqu'à 3 heures, et passe au méridien à S"" 7; le 1" novembre elle se lève à S"" 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 !"■ décembre, elle ^ 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 lO"", et passe au méridien à 11 heures et demie. Ses passages au méridien avancent rapidement : 10 heures le 15 janvier, 9'' le l" février, 8" le 15, 7'';26'° le 1" mars, 6" 50° le 15 mars et

G"" 0"" le 8 avril. On voit que cette planète brillera le soir à l'est 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 l'occident et finit par disparaître dans les clartés du crépuscule.

Elle est très facile à reconnaître à l'œil 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 sans incertitude la reconnaître et l'observer, aux indications précédentes nous ajoutons ici la carte de sa marche dans le ciel pendant sa période actuelle d'apparition, c'est-à-dire si l'on 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 réel : il importe de n'observer qu'une heure au moins après le lever ou avant le coucher, et

Fig. 390. — Positions et marche de la planète Mars en 1881-1882.

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 V Astronomie populaire pour la dernière période de visibilité, 1879-1880.

Les 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 décembre 1883, passer en opposition de nouveau le 31 janvier 1884, et briller sur nos tètes jusqu'en juillet pour disparaître ensuite et recommencer indéfiniment le même cycle. — II serait superflu

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 l'auteur seront Bucore en communication sympathique et pourront de nouveau régler ensemble 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 proximité de notre observatoire tei-restre, les conditions d'observation sont loin d'être indentiques à chacun de ses retours. Cette planète et la nôtre décrivent autour du Soleil des orbites non circulaires mais elliptiques ; lorsque le périhélie de Mars correspond à l'aphélie de la Terre, 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 connaître 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.

Passages de Mars à ses plus petites distances de la Terre.

dist.

dinra.

Epoques.

miDioi.

max.

ISGÎ octobre. . .

1864 novembre .

1867 janvier. . .

1869 février. . .

1871 mars. . . .

1873 avril. . . .

Epoques.

1875 juillet . .

1877 septembre 1879 novembre 1881 décembre 1884 janvier. .

dist.

mÎDim.

diam.

max.

On voit que l'année 1877, en laquelle M. Hall a eu l'heureuse idée de cherchei les satellites, a été la plus favorisée : 0,377 représente 14 millions de lieues. — Les époques de plus grande proximité de Mars (1862-1877-1892) correspondent aux années de disparition de l'anneau de Saturne; mais les deux phénomènes 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 celles 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 paraît 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 rougeâtre, tandis que ses mers sont bleuâtres. — On trouvera 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 de 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 même suivi régulièrement que dans la grande lunette de Washington [66 centimètres) à l'aide de laquelle il a été découvert.