Ceci était écrit en février

peu à peu sur lui , en ne produisant qu'une occultation partielle , les particularités ont offert peu d'intérêt. On a constaté seulement, avec la diminution progressive de la lumière , un abaissement de température qui a été jusqu'à 6 degrés centigrades.

Mais aussitôt que l'éclipsé est devenue totale , les observateurs ont été témoins d'une série de phénomènes extrêmement curieux.

Le disque obscur de la Lune s'est entouré d'une auréole lumineuse, dont la teinte allait en s'effaçant, à mesure qu'elle s'éloignait du Soleil. Des rayons plus lumineux, partant dans toutes les directions, donnaient à cette auréole l'aspect d'une gloire; quelques-uns d'entre eux ne convergeaient pas vers le centre, et prenaient la forme d'un panache recourbé.

Puis , sur tout le contour caché du Soleil , apparurent successivement des protubérances de formes variées : les unes, ressemblant à des nuages isolés de couleur rose et d'inégale intensité; les autres, sous forme de pics incandescents, roses, violets, de couleur carmin ; d'autres enfin, s'échappant du disque comme des flammes, comme des crêtes lumineuses d'un rouge éclatant. Sur toute une partie du contour du Soleil, on vit une succession de nuages rouges, dentelés , ou encore un filet pourpre d'une moindre élévation.

Tontes ces apparences, dont des épreuves photographiques ont conservé l'aspect à divers moments de l'éclipsé totale, variaient de forme, de position et de grandeur, à mesure que le temps s'écoulait.

Sont-elles l'indice de l'existence d'objets réels, de nuages qui flottent à la surface du Soleil ou dans son atmosphère, ou ne sont-elles que des phénomènes d'optique, de diffraction, par exemple ?

Bien que les diverses circonstances et les relations des divers observateurs n'aient point encore été, du moins que nous sachions, analysées, contrôlées et discutées, et qu'ainsi la réponse à de telles questions ne puisse être que provisoire, on s'accorde néanmoins à reconnaître que la couronne ou l'auréole lumineuse est un effet d'optique, qui ne correspond point à l'existence réelle d'une atmosphère solaire ou lunaire; que c'est un phénomène de diffraction.

Quant aux protubérances rougeâtres, elles accusent l'existence, à la surface du Soleil, d'une couche continue de matière d'une assez grande densité, recouvrant la surface lumineuse de l'astre. C'esl hors de cette couche ou dans sa profondeur que se manifestent ces sortes d'éruptions produites sans doute par des tourmentes, des sortes de trombes , des tempêtes gigantesques. On peut se faire une idée de l'immeusité de ces météores solaires, quand on sait que,

d'après les mesures de deux astronomes, des pics incandescents avaient, au moment de l'éclipsé, 20,000 lieues d'épaisseur et 6,000 lieues d'étendue.

L'obscurité produite par l'éclipsé n'a point été aussi forte qu'on s'y attendait : cependant des étoiles de première grandeur, des planètes apparurent. L'horizon se colora de teintes cuivrées au moment où le cône d'ombre vint envahir le sol. Enfin la disparition de la lumière et de la chaleur solaires produisit, sur divers animaux, des impressions diverses fort sensibles.

Ce court récit suffira peut-être à donner une idée de la beauté et de l'importance d'un spectacle d'ailleurs fort rare.

L'année 1861 a yur encore se reproduire ce phénomène, qui n'aura plus lieu ensuite qu'en 1870. Mais alors il faudra courir au-devant de lui , et aller l'observer dans la Méditerranée, dans l'océan Atlantique, ou au désert de Sahara.

J'aurais voulu, devançant les conclusions des savants, examiner les conséquences rigoureuses ou conjecturales qu'on va pouvoir tirer des faits constatés plus haut : mais tant que l'élimination des points douteux n'est pas faite, tant que la concordance des observations n'autorise pas l'admission d'un fait précis, la réserve est commandée par la plus vulgaire

iS8 LES MONDES.

prudence, et l'hypothèse admise jusqu'ici pour la constilution physique du Soleil, hypothèse récemment modifiée et dont j'ai donné plus haut une sommaire esquisse, me paraît devoir être conservée jusqu'à nouvel ordre.

SEIZIÈME CAUSERIE

Planètes inférieures. — Excursion dans Vénus et dans Mercure. — Leurs dimensions et leurs distances. — Mouvements de rotation et de révolution. — Ce qu'on sait de la constitution physique de ces deux planètes. — Vénus a- 1- elle un satellite?

Si de la Terre nous reprenons notre course vers le Soleil , nous rencontrerons en route deux des plus intéressantes planètes du système, que nous pouvons dire nos voisines, puisque, danç leurs mouvements, elles se rapprochent de la Terre au point de n'en être plus éloignée, Tune, que de 18,700,000 lieues, l'autre, que de 9,000,750. C'est, pour la première, cent quatre-vingt-quinze fois, pour la seconde, cent deux fois la distance où nous sommes de la Lune.

Ces deux planètes furent toutes deux connues des anciens, mais assez mal connues, puisqu'ils les avaient pour ainsi dire dédoublées , de manière à en

faire quatre planètes au lieu de deux. Ainsi, tantôt la plus rapprochée du Soleil était pour eux Apollon, le dieu de la lumière ou du jour; tantôt c'était Mercure, dieu des voleurs, ami de l'obscurité des nuits. De même, Vénus recevait le soir le nom de Vesper, et le matin celui de Lucifer : ils croyaient voir en réalité deux étoiles distinctes.

La raison de cette confusion est facile à saisir. A deux époques différentes, on voit chacune de ces deux planètes se coucher un peu après le Soleil , puis s'en éloigner de plus en plus chaque soir. L'écart maximum, qui est pour Vénus d'un peu plus du quart d'un demi-cercle céleste, et pour Mercure, environ moitié de l'écart de Vénus, étant atteint par ces astres , un mouvement en sens inverse les rapproche du Soleil, et ils finissent chacun par confondre leurs feux avec les rayons solaires.

Les anciens donnèrent aux deux planètes du soir les noms de Mercure et de Vesper.

Mais ils ne pouvaient croire, faute de connaissances astronomiques suffisantes, qu'elles fussent identiques avec les deux étoiles du matin, Apollon et Lucifer, qui, peu après la période dont je viens de parler, se lèvent un peu avant le Soleil.

Je n'ai pas besoin de vous dire que celte double oscillation est due à un mouvement de circulation

exécuté par Vénus et par Mercure autour du centre de notre système planétaire. Une précédente causerie a été consacrée, si vous avez bonne mémoire, à l'explication des mouvements apparents des deux planètes inférieures.

Mais peut-être ignorez-vous que ces deux planètes ont des phases identiques à celles de la Lune et provenant des deux mêmes causes, de l'opacité de ces corps, non lumineux par eux-mêmes, et des positions diverses qu'ils occupent par rapport au Soleil et à la Terre. Il en résulte que les deux sphéroïdes de Vénus et de Mercure nous présentent tour à tour leurs hémisphères obscurs ou leurs hémisphères éclairés; je veux dire des portions plus ou moins grandes des uns et des autres.

Les orbites de ces deux planètes étant comprises dans l'intérieur de Forbite de la Terre, et leurs dimensions inférieures à celles de cette dernière courbe, n'en doit-on pas conclure que Vénus et Mercure ne seront jamais situés à l'opposé du Soleil, par rapport à la Terre, et ne devront parcourir que des portions restreintes du ciel étoile ?

C'est aussi ce que l'observation constate. Elles n'ont pas d'opposition.

Mais en revanche elles ont chacune deux conjonctions, ou — si l'on veut bien se rappeler ce qu'est la

m LES MONDES.

conjonction lunaire — - deux positions pour lesquelles la Terre est en ligne droite avec elles et avec le Soleil , du moins quand on considère le sens perpendiculaire à J'éclipiique. Ces deux positions correspondent aux moments où les planètes se trouvent, soit au devant du Soleil, soit au contraire, par rapport h la Terre, derrière cet astre.

Est-il besoin d'ajouter qu'on ne doit pas confondre, dans les explications qui précèdent, Vénus et Mercure? Elles ne suivent pas, ces deux planètes infé* Heures ou intérieures, la même route dans le ciel, et n'accomplissent pas davantage leurs périodes dans le même temps ni simultanément. Si donc je les ai un instant réunies, c'est que leurs mouvements, leurs apparences sont de tout point analogues.

Mais il faut dire encore, avant de les étudier séparément, qu'à chacune de leurs révolutions autour du Soleil , elles devraient faire éclipse , c'est-à-dire se projeter en noir sur le disque du Soleil, quand elles passent devant lui, ou être cachées par ce disque, quand elles passent derrière lui. Il n'en est rien cependant. C'est que leurs orbes ne se confondent point avec celui de la Terre; ils sont inclinés sur ce dernier, de telle sorte que le plus souvent les deux astres dépassent en dessus et en dessous le disque du Soleil, à l'époque de leurs conjonctions.

Pour qu'il y ait passage , il faut que ces conjonc-* tions aient lieu au moment des nœuds ', ou du moins dans le voisinage de ces points.

Cela arrive encore assez souvent pour Mercure. D'ici à la fin du dix-neuvième siècle, on pourra observer six passages de Mercure sur le disque du Soleil. Le dernier de ces phénomènes a eu lieu le 12 novembre 1861.

Quant aux passages de Vénus, ils sont plus rares. H y en a deux au plus par siècle, lesquels se succèdent alors à huit ans d'intervalle : les deux passages du dix-neuvième siècle auront lieu le 8 décembre 1874 et le 6 décembre 1882. L'importance du phénomène en compense la rareté. On comprendra la raison de l'intérêt que les astronomes attachent au passage de Vénus, quand on saura que ce passage fournit une des méthodes les plus simples et les plus précises, au moyen desquelles on soit parvenu à déterminer la distance du Soleil à la Terre.

1. Je rappelle ici qu'on entend par nœuds d'une planète ou de la Lune les peints où l'orbite de l'astre en question vient couper l'orbite de la Terre. A l'époque des nœuds, le centre de l'astre est donc précisément dans le plan de l'écliptique. Il y a alors éclipse, si le Soleil se trouve en même temps en conjonction ou en opposition.

On a ainsi la clef étymologique de ce nom à'Ecliptique donné au plan de l'orbite terrestre.

Enfla, pour en finir avec les génèralilès qui concernent Mercure et Venus, disons que la première de ces deux planètes décrit son orbite en deux mois, et vingt-huit jours environ, tandis qu'il faul sept mois et quatorze jours deux tiers, à Vénus, pour accomplir sa révolution totale; que les distances au Soleil de Mercure varient entre il millions et demi environ et 18 millions de lieues de quatre kilomètres ; pour Vénus, ces distances extrêmes sont de 27,300,000 lieues et 27,000,670 lieues. D'où la conséquence que l'orbite de Vénus est presque circulaire, tandis que celle de Mercure est très-allongée, circonstance que j'ai mentionnée dans une précédente causerie.

La planète Mercure, en raison de sa grande proximité du Soleil, est d'une observation difficile. Elle n'est jamais fort élevée au-dessus de l'horizon, et dès lors elle exige, pQur être vue nettement, une grande pureté des couches inférieures de l'atmosphère. Néanmoins, sa lumière est fort vive et parfois sein-

tillante.

Que sait-on de sa constitution physique?

Peu de chose encore. Les lunettes ont bien donné, par des mesures micrométriques , la valeur du diamètre apparent de son disque et par suite sa grandeur réelle évaluée en lieues de quatre kilomètres.

Ce diamètre est de i,250 lieues environ, un peu plus des trois huitièmes du diamètre de la Terre. Son volume n'est donc que les six centièmes du volume de notre globe 9 mais il est environ le triple du volume de la Lune.

Mercure est, comme on voit, une planète d'assez belle dimension , et qui ne fait pas trop mauvaise figure en compagnie des planètes ses voisines, de la Terre et de Vénus.

Si les conditions physiques dans lesquelles il re trouve sont à peu près identiques aux conditions analogues qu'on observe à la surface de la Terre, Mercure doit recevoir à profusion la lumière et la chaleur. En comparant l'intensité des rayons envoyés par le Soleil à la surface de cet astre avec l'intensité de ceux que reçoit la Terre, on trouve en moyenne pour la première un nombre sept fois aussi considérable. Doit-on se hâter d'en conclure que la température est plus forte dans la même proportion à la surface de Mercure? Non, sans doute; il faudrait, pour évaluer le rapport dont il s'agit, connaître la nature et les propriétés de l'atmosphère qui entoure cette planète, sa densité , sa capacité pour la chaleur et pour la lumière. Or, on sait fort peu de chose de l'atmosphère de Mercure : c'est tout au plus si l'existence en est bien démontrée.

Les rai?ons qui militent en faveur de cette existence sont néanmoins assez concluantes.

D'un côté, d'habiles observateurs ont remarqué que la ligne de séparation de la lumière et de l'ombre, dans l'une quelconque des phases de Mercure, n'est pas nettement tranchée. La dégradation de teinte ne peut s'expliquer que par la présence d'une couche gazeuse, dont les parties supérieures sont encore ! éclairées, quand les autres sont déjà plongées dans l'ombre. I

D'un autre côté, on a cru voir, lors du passage do la planète sur le disque solaire , une sorte d'anneau moins lumineux entourer la tache ronde et noire projetée sur ce disque, comme si les rayons solaires , en traversant l'atmosphère de Mercure, avaient été en partie absorbés par elle.

Enfin , une preuve plus convaincante encore, c'est la présence de taches variables qui obscurcissent le disque et produisent une variation d'éclat. Ces tacbes ont la forme de bandes obscures, qui affectent une direction constante. Ne doit-on pas voir dans ces bandes des couches nuageuses, dont la forme est due à des courants atmosphériques, ayant pour cause la vitesse de rotation de la planète? Il y aurait là un phénomène analogue aux venls réguliers et périodiques qui soufflent à la surface de la Terre, et dont

l'existence est liée à son mouvement de rotalion. Tout du moins porte à croire qu'il en est ainsi.

Quant au mouvement de rotation lui-môme, ce n'est pas l'analogie seule qui le prouve, mais une série d'observations d'un phénomène périodique : je veux parler de l'apparition et de la disparition d'une troncature à l'extrémité de la corne méridionale du croissant délié de Mercure. On attribue celte troncature à la présence d'une montagne très-élevée, dont le flanc opposé au Soleil masque une certaine partie du croissant lumineux; et comme l'intervalle de temps qui s'écoule entre deux 'apparitions ou deux disparitions successives est toujours le môme , on en a conclu la réalité d'un mouvement de rotation qui s'accomplit, à peu de chose près, dans cet intervalle. On trouve ainsi que la durée du jour solaire de Mercure est de vingt-quatre heures cinq minutes, un peu plus du jour terrestre, et que la planète exécute environ quatre-vingt-sept rotations et demie pendant sa révolution autour du Soleil.

La direction des bandes nuageuses a servi à calculer l'inclinaison de l'axe de rotation sur le plan de l'orbite : on a trouvé ainsi un peu moins du quart d'un angle droit. Or, si l'on veut bien 6e reporter par la pensée à la liaison qui existe entre la variabilité des saisons à la surface de la Terre et l'inclinai-

son de Taxe terrestre sur le plan de l'éclip tique, on en conclura aisément pour Mercure des variations plus grandes encore, et par suite des températures extrêmes plus éloignées les unes des autres que celles constatées sur notre globe.

J'ajouterai, pour compléter ce qu'on sait de la constitution de la planète que nous sommes en train d'explorer, que des astronomes ont vu, ou cru voir, sur la partie obscure de son disque un point lumineux. Ils en ont tiré la conséquence que des volcans en ignition brûlent encore à la surface de Mercure. S'il en est ainsi, c'est une probabilité de plus à l'appui de l'existence d'une atmosphère.

On a aussi mesuré la hauteur approximative de la montagne qui a servi à constater le mouvement de rotation et à en connaître la durée. Cette hauteur, énorme pour les dimensions de la planète , ne serait pas moindre de quatre à cinq lieues. C'est la deuxcent-cinquantième partie du diamètre de Mercure. Or, on sait que la plus haute montagne du globe terrestre ne dépasse pas le niveau de la mer, de la quatorze-centième partie du diamètre de la Terre.

Les détails qui précèdent, à les supposer d'une complète exactitude, offrent certainement un trèsgrand intérêt. Ils semblent prouver, en effet, l'analogie de structure de la planète en question et du

sphéroïde terrestre. Une masse centrale en fusion, qui s'épanche au-dessus de la croule solidifiée par des ouvertures volcaniques , puis cette croûte, bouleversée par les .révolutions internes, présentant à sa surface des dépressions et des élévations, des vallées et des montagnes. Seulement, dans Mercure, comme dans la Lune, les hauteurs de ces montagnes sont comparativement supérieures à celles de notre globe.

Les mesures des différents diamètres du disque de Mercure ne permettent pas encore d'affirmer qu'il y ait un aplatissement sensible, comme la théorie l'indique, dans l'hypothèse où il aurait été primitivement fluide. L'incertitude où l'on est encore, au sujet des éléments de la constitution physique de cette planète, s'explique par la grande proximité du Soleil, dès lors, par la difficulté des observations précises et par la rareté même de ces observations.

Les mouvements de la planète regardée jusqu'ici comme la plus voisine du Soleil sont aussi affectés d'anomalies qui ne s'expliquent point par des perturbations provenant des planètes actuellement connues. En faut-il conclure, ainsi qu'on l'annonce aujourd'hui, l'existence d'un certain nombre de planètes situées entre Mercure et le Soleil, et dont la première aurait été observée déjà, à l'un de ses

passages sur le disque de l'astre central? La question reste encore pendante.

On le voil dcnc : sans sortir des limites de notre monde , il y a beaucoup à faire encore en astronomie. Ce monde lui-môme n'est pas encore entièrement découvert, et s'enrichit de jour en jour de nouveaux éléments dont la connaissance importe au complet achèvement des théories astronomiques.

Mais revenons à notre exploration , et de Mercure élançons-nous sur Venus.

C'est en sept mois et quatorze jours et demi que nous- achèverons avec elle une révolution entière autour du Soleil, dans une orbite peu inclinée sur le plan de l'orbite terrestre. Pour un observateur situé à la surface de la Terre, les phases de Vénus deviennent fort distinctes, à. l'aide du grossissement obtenu par les lunettes. Elles prouvent que la lumière éclatante dont brille la planète ne lui est pas propre : c'est la lumière du Soleil qu'elle nous envoie par réflexion. Cependant l'observation a constaté que les parties obscures du disque de Vénus ne sont pas privées de toute lumière. Elles offrent une teinte rougeâlre, qui a fait supposer, que la matière composant la planète était douée d'une sorte de phosphorescence.

C'est au moment des quadratures, c'est-à-dire lorsque Vénus, observée de la Terre, s'éloigne le plus en apparence du Soleil, que sa lumière brille du plus vif*clat. Elle est moindre au moment de la conjonction supérieure , alors que cependant son disque est pleinement éclairé. Mais on comprendra la raison de ces différences d'intensité , quand on réfléchira à la variation considérable des distances de la planète à la Terre , pendant la période de son mouvement de révolution autour du Soleil.

Les dimensions réelles de Vénus approchent beau* coup de celles de la Terre; toutefois elles sont un peu inférieures. Son diamètre est de 3140 lieues environ, ce qui donne un tolume égal aux neuf cent cinquante-sept millièmes du volume de notre globe,

A la distance moyenne de Vénus au Soleil , et en faisant les mêmes réserves que pour Mercure, la lumière et la chaleur solaires reçues par cette planète ont une intensité à peu près double de l'intensité des rayons calorifiques et lumineux reçus par la Terre J * Mais les intensités extrêmes diffèrent beaucoup moin» que sur la Terre, précisément parce que, en raison de la forme presque circulaire de l'orbite » la varia*

i. Le disque du Soleil, vu de Vénus à cette distance, parait un peu plus de deux fois aussi grand (en surface) que le même disque vu de 1* Terre.

tion des distances de la planète au Soleil est moins considérable.

Ténus a , comme Mercure et comme la Terre , un mouvement de rotation sur un axe dont l'inclinaison sur le plan de son orbite est des cinq sixièmes d'an angle droit. Les saisons y offrent donc moins de variations que sur la Terre ; et en effet ces variations seraient nulles pour un astre dont Taxe serait perpendiculaire au plan de son orbite.

La durée du jour, dans Vénus , est à fort peu près la même que celle du jour terrestre, puisque la rotation s'effectue en vingt-trois heures, vingt et une minutes. C'est une ressemblance de plus avec la Terre, pour une planète dont les dimensions soni presque les mêmes.

Quant à sa constitution physique , les mêmes analogies se représentent : atmosphère nuageuse, taches permanentes, existence de hautes montagnes, mais mieux caractérisées que dans Mercure, les observations devenant plus faciles, pour un astre qui s'éloigne beaucoup plus du Soleil, et dont la lumière, par conséquent, ne va pas se perdre au milieu des rayons éblouissants du foyer commun.

Ce sont les irrégularités des cornes du croissant de Vénus, et mieux encore l'observation des points brillants isolés , dans le voisinage du bord concave du

disque, qui ont accusé l'existence de hautes montagnes à la surface de la planète. Des mesures ont été prises, desquelles il faudrait conclure que certaines aspérités atteignent 44 kilomètres de hauteur perpendiculaire, cinq fois environ autant que les plus élevées des montagnes terrestres. Ces dimensions gigantesques ne doivent-elles pas donner aux paysages, dans les parties montagneuses de Vénus, une tournure plus que sauvage?

Il reste, au sujet de Vénus, un doute assez curieux, et qui est bien propre à montrer tout le chemin qui reste à faire pour la connaissance complète des éléments du système planétaire. Divers astronomes du siècle dernier s'accordent à mentionner l'existence d'un satellite de la planète , dont ils ont tous pu apercevoir les phases. Depuis on ne l'a pas revu, et l'on est à se demander si l'observation est réelle, ou si elle n'est point, par hasard, le produit d'une illusion d'optique. Arago, qui donne en détail l'historique de cet étrange fait dans son Astronomie populaire, n'ose se prononcer, et laisse la solution du problème aux observateurs futurs.

DIX-SEPTIÈME CAUSERIE

Mars. — Mouvements, dimensions et distances. — Taches; les neiges et les glaces aux pôles de Mars. — Les astéroïdes téle- •copiques. — Hypothèse sur leur origine. Ce qu'on sait de la constitution physique des principaux astéroïdes. — Le monde de Jupiter. — Mouvements et distanoes au Soleil et à la Terre. — Forme, aplatissement, taches et rotation. — Les satellites de Jupiter.

Nos pérégrinations à travers le monde solaire, du Soleil à la Terre, de la Terre à Mercure et à Vénus, puis de Vénus à Mars, ressemblent au voyage en zigzag d'un écolier en vacances» Il eût paru plus régulier de visiter successivement les planètes dans l'ordre de leurs distances à leur foyer commun. Mais procéder de cette manière, c'eût été perdre l'avantage, k mon sens très-important» de pouvoir comparer les phénomènes relatifs aux mouvements des deux premières planètes avec les phénomènes analogues que la Terre elle-même nous présente.

La succession des jours et des nuits, leurs gran-

25ft LIS MONDES.

deurs variables aat différentes époques de l'année , les saisons, la Tariation de température produite par les inclinaisons direrses de tons les horizons du globe, rapportés an Soleil, sont autant de faits qui s'enchaînent clairement aux mouvements de rotation et de révolution de la Terre et à l'inclinaison de son axe sur son orbite.

Dés lors, si Ton veut connaître ce que sont les phénomènes analogues, à la surface de Mercure et de Vénus , il suffit de modifier, d'après les données que fournissent les observations, les nombres qui mesurent soit la durée de la révolution , soit la durée de la rotation des deux planètes, soit enfin la situation de leurs axes et leurs dislances moyennes et extrêmes au Soleil.

Rien de plus facile alors que de se livrer aux spéculations les plus probables, touchant les conditions d'existence d'êtres organisés, en joignant aux données que je viens d'énoncer tout ce qu'on a pu connaître de plus précis de là constitution physique de ces deux globes planétaires. Je ne doute pas que le lecteur n'éprouve un certain charme à laisser ainsi son imagination se promener dans le vaste champ de l'hypothèse, et à rêver aux merveilles de mondes, à la fois si semblables au nôtre et si différents de lui par certains points.

Mais nous avons encore beaucoup de chemin à faire, le temps me presse; je me hâte donc de vous entraîner sur notre voisine d'au delà de l'orbite de la Terre.

C'est sur la planète Mars que nous abordons.

Mars est, pour la Terre, la planète située dans les conditions les plus favorables relativement à l'observation et à la découverte de tout ce qui se rattache à sa constitution physique.

Vénus, Mercure surtout, nous venons de le voir, sont tellement rapprochés du Soleil que, pour une grande partie de leurs mouvements oscillatoires apparents autour de» cet astre, l'observateur est gêné par l'éclat des rayons solaires. Il n'en est pas ainsi pour Mars, dont l'orbite, embrassant celle de la Terre, contient une série de positions où la planète est à la fois à l'opposé du Soleil et à ses plus courtes distances à notre globe.

C'est la plus voisine de nous , parmi leâ planètes que nous avons appelées extérieures ou supérieures. Néanmoins sa distance à notre globe varie beaucoup, soit en raison de la grande excentricité de son orbite , soit en raison de ses positions par rapport au Soleil et à la Terre. Ainsi, tandis que la distance maximum peut aller jusqu'à 92 millions de lieues, la plus courte n'atteint giière que 16 millions.

158 LRS MONDES.

La forme de l'orbite de Mars est , comme pour les autres planètes, elliptique ou ovale \ mais son excentricité, je le répète, est fort grande ; de sorte qu'il y a plus de 10 millions de lieues de différence entre la plus courte et la plus grande distance de Mars au Soleil. Pourquoi cette variété dans la forme des orbites planétaires? C'est ce qu'on ne peut expliquer dans l'état actuel des connaissances astronomiques; la cause de ces diversités va sans doute se perdre à l'origine de notre monde, aux époques excessivement reculées de la formation des planètes qui le composent. C'est aux astronomes de l'avenir à se poser et à. résoudre ces questions* d'ailleurs fort intéressantes; et Ton peut ajouter qu'à priori leur solution n'offre rien de plus extraordinaire que celles déjà trouvées par Kepler, Newton, d'Alembert et Laplace.

L'orbite de Mars fait avec l'écliptique un fort petit angle, de sorte que la planète s'en éoarie, au-dessus et au-dessous, d'une faible quantité dans son mouvement de révolution.) La durée de ce mouvement, c'est-à-dire le temps qu'elle met à revenir à un même point de son orbite, est de six cent quatre-vingt-sept jours environ, ou, si l'on veut, un an dix mois et vingt-deux jours : c'est ce qu'on nomme la révolution sidérale*

Quant à la révolution synodique , c'est-à-dire au

retour de la planète à une même position , rapportée au Soleil et à la Terre, k cause du mouvement propre de la Terre, sa durée est plus longue que celle de la révQlution sidérale d'environ quatre-vingt-douze jours, ce qui lui donne une valeur de deux ans un mois et dix-neuf jours. Je rappelle ces définitions et je donne ces nombres pour qu'on arrive à comprendre nettement le sens de ces mots, fréquemment employés dans les ouvrages d'astronomie, révolution sidérale, révolution synodique.

On doit distinguer, dans le mouvement de Mars , rapporté à la Terre et au Soleil, deux positions particulières : la première, quand la Terre se trouve en ligne droite avec Mars et le Soleil, et entre ces deux astres; dans ce cas, Mars est à l'opposé du Soleil, ou, comme on dit, en opposition; la seconde situation est celle où Mars est aju delà du Soleil, la Terre étant toujours en ligne droite avec eux; c'est l'instant de la conjonction. Or, c'est un peu avant et un peu après l'opposition, que Mars parait stationnaire dans le ciel ; dans l'intervalle, il décrit un arc rétrograde, en soixante-treize jours. Comme j'ai consacré une des causeries précédentes à l'explication de ces apparences, je n'ai point à y revenir. J'arrive donc aux particularités qui concernent la constitution physique de Mars.

Mars brille an ciel comme une belle étoile , dont ta lumière, quelquefois scintillante , offre une teinte rougeâtre très-prononcée. De toutes les étoiles, c'est celle qui affecte le plus évidemment celte couleur, due, paraît-il, non pas à un effet de lumière provenant du passage des rayons solaires à travers l'atmosphère de Mars, mais à la nature particulière de la matière qui forme son globe.

La lumière de Mars ne lui est pas propre : elle n'est autre que la lumière réfléchie du Soleil . Ce fait est prouvé, non pas seulement par l'analogie, mais par des expériences directes. Mars présente en effet des phases sensibles au moment de ses quadratures. À cette époque , la forme du disque, déterminée au moyen des micromètres, n'est plus exactement circulaire ; la phase est même assez forte pour être visible au premier coup d'oeil. À l'opposé du Soleil, la courbe qui le termine est elliptique : Mars présente alors l'aspect de la Lune quelque temps avant l'opposilioh. On comprend aisément pourquoi il en est ainsi , la Terre se trouvant toujours à l'intérieur de l'orbe de Mars. Toutefois, quelque faibles que soient ces phases , elles suffisent pour démontrer directement le fait que Mars n'est pas lumineux par luimême.

De nombreuses taches, d'une teinte sombre, exis-

lent à l'état permanent à la surface de la planète. Elles paraissent verdâtres, mais il est à présumer que cette couleur n'a rien de réel : elle est due sans doute à un effet de contraste, le reste du disque étant, comme je l'ai dit, d'une couleur rouge prononcée. De nombreux observateurs ont constaté le mouvement simultané de ces taches, et en ont conclu que Mars tourne sur lui-même autour d'un axe, dans l'intervalle de vingt-quatre heures trente-sept minutes. L'équateur de la planète la partage en deux hémisphères, où les taches sont inégalement distribuées.

L'angle que fait, avec l'orbite de Mars, son axe de rotation est d'environ les deux tiers d'un angle droit. C'est un point important à constater, car il en résulte une grande analogie entre cette planète et la Terre , au point de vue du partage de leurs révolutions solaires en quatre saisons analogues. La différence est surtout dans leur durée, qui est presque double à la surface de Mars. Le printemps et l'été embrassent une période de trois cent soixante-douze jours sur l'hémisphère nord de la planète; les deux cent quatre-vingt-seize autres jours appartiennent à l'automne et à l'hiver. En renversant ces nombres, on a la distribution des saisons hivernales et estivales sur l'hémisphère sud de Mars.

Indépendamment des taches permanentes qui des-

sinent à nos yeux la configuration des continents et des mers, on observe, aux deux pôles de rotation, des taches blanchâtres, de dimensions variables, qui successivement envahissent et découvrent les régions polaires. L'intensité de leur, lumière est double au moins de l'éclat des autres parties lumineuses, et, chose digne de remarque, elles semblent former sur le globe lui-même des protubérances qui augmentent sensiblement , sur les bords du disque envahis par elles, les dimensions de la planète. Enfin, ce qui achèvera d'éclairer sur la nature de ces taches blanchâtres, c'est cette circonstance permanente, que celui des deux pôles envahi par les protubérances est toujours le pôle opposé au Soleil, situé dans l'hémisphère où régnent les deux saisons hivernales.

Les glaces et les neiges s'accumulent donc périodiquement à chacun des pôles, de manière à produire, pour notre vue, les phénomènes dont nous venons de parler. N'est-il pas plus que probable que pareilles observations sont faites à la surface de Vénus, ou mieux encore de la Lune, par les habitants de ces corps célestes , s'ils étudient les transformations périodiques analogues dont la Terre est elle-même le théâtre ?

Le pôle sud est, dit-on, plus éclatant sur Mars que le pôle nord. C'est une analogie de plus avec la

Terre. On sait, en effet, que les glaces courront une plus grande partie de la calotte australe, moins rap« prochée des continents que les régions boréales ; le pôle sud de la Terre doit donc aussi paraître plus blanc, plus lumineux que l'autre, aux observateurs des mondes voisins.

Mars possède-t-il une atmosphère? L'affirmative est plus que probable. Des variations d'intensité dans les taches permanentes, la disparition de ces taches sur les bords mêmes de la planète , plus lumineux que son centre , ne permettent pas de douter que Mars possède une atmosphère : si cette enveloppe n'a pas la même composition que l'atmosphère terrestre, tout au moins on peut assurer qu'elle est vaporeuse. La glace et la neige indiquent l'existence de l'eau ou d'une substance analogue. La vaporisation de cette substance, d'autant plus forte que la pression d'une atmosphère aérienne serait moindre , suffirait donc à envelopper Mars d'une couche de vapeurs. Je ne parle pas de l'obscurcissement et même de la disparition des étoiles à l'approche de Mars, mentionnés par des observateurs comme autant de preuves de l'existence d'une atmosphère très-dense, parce que ces faits ne sont rien moins que constatés.

Nous ne quitterons pas cette planète intéressante sans en donner les dimensions principales. Son dis-

mètre* apparent varie beaucoup, parce que ses distances à la Terre varient elles-mêmes d'une manière considérable. Mais son diamètre réel est d'environ 1,600 lienes de quatre kilomètres. Le volume de Mars est donc les quatorze centièmes du volume de la Terre, tandis que sa masse en est la septième partie.

Sa forme n'est pas exactement sphérique, et Ton a constaté un assez fort aplatissement aux deux pôles de rotation. Mais les nombres donnés par divers observateurs, comme mesure de cet aplatissement, sont trop divergents pour qu'on puisse adopter l'un d'entre eux avec toute certitude.

A la distance moyenne de Mars à la Terre, la chaleur et la lumière qu'elle reçoit du Soleil ne sont pas moitié de la chaleur et de la lumière reçues par la Terre. Mais aux distances extrêmes , la proportion varie beaucoup.

Mars est privé de satellites. Grande difficulté pour ' les partisans du système des causes finales! En effet, si la raison d'être des satellites était , comme l'avancent les théologiens de toute école, dans le supplément de lumière qu'ils fournissent à la planète autour de laquelle ils gravitent, Mars aurait de nombreuses raisons d'en être pourvu. Son éloignement du Soleil , la densité des vapeurs qui l'entourent, la longueur de ses nuits, aussi considérable que celle

des nuits terrestres, auraient plutôt exigé deux lunes qu'une seule. Il n'en est rien pourtant, et l'absence de satellite n'est plus problématique pour Mars, comme elle Test encore pour Vénus.

Qu'en faut-il conclure?

Que la science et la raison n'ont rien à voir dans ces lieux communs vulgaires, qui semblent avoir pour unique objet d'étayer des hypothèses contestables par des arguments plus contestables encore. Étudions les rapports des choses , et formulons-les tels que l'expérience et l'observation , contrôlées par le raisonnement, les découvrent à notre esprit. Mais gardons-nous de leur substituer les chimères d'une imagination trop souvent égarée par des subtilités mystiques.

Avant d'arriver à Jupiter, la plus colossale des planètes du système, nous allons avoir à traverser une multitude de petits astres qui circulent autour du Soleil comme les autres planètes, obéissent comme elles aux lois de mouvement que nous avons formulées, et ne paraissent s'en distinguer que par des orbites très-excentriques, des inclinaisons fort variables et assez considérables sur le plan de l'orbite terrestre , et enfin par une petitesse telle, qu'elle les a fait nommer astéroïdes ou planètes télescopiques.

C'est au début de notre siècle qu'a été découverte Cérès, la première des petites planètes. Pallas, Junon et Vesta lui succédèrent dans un petit nombre d'an> nées. Puis il fallut attendre un intervalle de trentehuit ans avant la découverte de la cinquième, en 1845. A dater de cette époque, il ne se passa pas d'année, 1846 excepté, qui n'ait fourni son contingent à l'augmentation du nombre des astéroïdes. Au moment où j'écris ces lignes, la soixante»dix-septièroe petite planète est découverte , et rien n'annonce que là doive se borner le succès des chercheurs.

En examinant la position des orbites de toutes ces planètes, les dimensions de leurs grands axes, qui varient entre deux et trois fois la distance moyenne de la Terre au Soleil, on est porté à considérer le système de ces petits astres comme un anneau de matière, circulant autour du foyer commun.

On crjit d'abord, lorsqu'on découvrit Jes premiers astéroïdes, qu'ils n'étaient que les débris d'une plus grosse planète ayant existé antérieurement entre Jupiter et Mars; cette hypothèse était en quelque sorte justifiée par la publication récente de la loi empirique connue sous le nom de Bode ou de Titius , d'après laquelle il existait une lacune entre Mars et Jupiter.

Or le premier jour du dix -neuvième siècle, le

1* janvier 1801 , ce hiatus disparut, grâce à la découverte de Cérès , due à l'astronome Piazzi , qui , à vrai dire, n'était rien moins que préoccupé de la lacune signalée dans la loi de Titius. La distance de cette planète au Soleil est en effet de 27.66 ou, en nombre rond, 28, celle de la Terre étant représentée par 40. Pallas et Junon, découvertes en 4802 et en 1804, sont approximativement à la même distance.'

Ce ne fut donc pas une, mais deux, mais trois planètes, qui vinrent occuper l'espace, vide d'abord, compris entre Mars et Jupiter. De là, cette ingénieuse hypothèse d'Olbers, que les trois astres n'étaient que les fragments d'une planète plus considérable, qu'une catastrophe, dont la cause et l'origine étaient inconnues, avait fait éclater dans l'espace. Ces vues amenèrent bientôt, en 1807, la découverte de Vesta par Olbers lui-même. Eh bien, cette découverte, qui d'abord parut favorable à l'hypothèse, en ébranla au contraire les fondements. En effet, les lois de la mécanique enseignent que les débris d'un corps céleste, régi, comme les planètes, par l'attraction réciproque vers un centre commun, doivent décrire dans l'espace des orbites elliptiques déformes et d'inclinaisons variées ; mais dont les distances moyennes au corps central du système restent identiques.

En outre, circonstance remarquable, tous les frag-

ments doivent successivement, à chaque révolution, revenir passer par un même point , celui même où l'explosion primitive a eu lieu.

Gérés, Junon et Pallas, trouvées en dehors de toute préoccupation théorique, satisfaisaient à ces conditions. Vesta vint offrir les premières divergences sérieuses. N'y a-t-il pas dans cette contradiction bizarre,

de quoi faire réfléchir les esprits trop prompts à s'enthousiasmer et à prendre pour une vérité irréfutable les vues les plus ingénieuses de l'imagination ?

Plus tard; les nombreuses découvertes faites dans la même zone achevèrent de discréditer une théorie d'ailleurs brillante. Quant â la loi de Titius et de Bode, elle n'y résista pas davantage, et la découverte de Neptune, dont la distance au Soleil est 300 au lieu de 388, lui porta le dernier coup.

A tout bien considérer, la non-confirmation de la théorie d'Olbers est heureuse pour la philosophie de la science. Plus le champ des observations scientifiques s'agrandit, plus il devient manifeste que la nature ne procède point par sauts brusques, mais par une série d'évolutions graduelles. Ce qui est vrai de la genèse des êtres animés Test aussi des transformations géologiques, Test sans doute encore de la formation des mondes. A ce point de vue, l'hypothèse de Laplace sur la genèse de notre monde planétaire,

hypothèse sur laquelle nous reviendrons dans une causerie prochaine, nous semble ici bien autrement rationnelle que celle d'Olbers; elle explique avec une égale vraisemblance la formation des planètes principales, celle de leurs satellites et la formation des anneaux d'astéroïdes. Un sait que, selon l'illustre géomètre, le Soleil abandonna successivement des zones de matière gazeuse à peu près dans le plan de son équateur, au fur et à mesure de son refroidissement. C'est la condensation de ces anneaux de vapeur qui produisit peu à peu toutes les planètes. La faible inclinaison des orbites, les sens des mouvements de rotation et de translation, ces mouvements même, ceux des satellites des planètes, la fluidité primitive des uns et des autres, découlent naturellement de cette grandiose hypothèse. L'existence des anneaux, de Saturne est comme un témoignage encore subsistant de ces évolutions.

Enfin, la lumière zodiacale, les anneaux d'aérolithes circulant dans le voisinage de l'orbite terrestre, les nombreuses petites planètes situées entre Mars et Jupiter, se rattachent aisément à cette commune origine. Il suffit d'imaginer qu'il y a eu, dans ces derniers anneaux, des centres d'attraction multiples, chacun de ces centres devenant par la suite le noyau d'une petite planète.

17t LES MONDES.

Mais revenons à nos astéroïdes.

En résumé, si la théorie d'Olbers n'a pu tenir devant les fûts accumulés que je Tiens de passer en revue, il est néanmoins difficile de ne pas croire à la communauté de formation de tous ces petits corps, de ces échantillons de planètes en miniature, dont le nombre et la situation dans une ipême zone du ciel font, à coup sûr, l'une des particularités les plus curieuses et les plus originales du monde solaire.

Passons en revue quelques-unes des plus importantes.

Testa est la plus brillante ; elle apparaît, quand le ciel est bien pur, comme une étoile de cinquième à sixième grandeur, encore visible à l'œil nu. Sa lumière est d'un jaune pâle.

Elle accomplit sa révolution autour du Soleil, en trois ans et huit mois environ, à une distance moyenne de DO millions de lieues de quatre kilomètres. Son diamètre est de 120 lieues.

On n'a pu constater, dans Testa, aucune trace d'atmosphère.

Pallas a l'aspect d'une étoile de septième grandeur. Elle parcourt une orbite très-inclinëe sur le plan de l'écliptique, et d'une excentricité considérable, en une période de quatre ans et sept mois et demi en*

yiron. Sa distance moyenne au Soleil est de 105 millions de lieues. La couleur de Pallas est jaunâtre, et la planète a paru à Schrœter comme environnée d'une nébulosité, qui accuserait l'existence d'une atmosphère. Ses dimensions ne sont pas bien connues. Les uns lui donnent 45 lieues de diamètre. D'autres vont jusqu'à 250 lieues et même 700 lieues.

Cérès parcourt en quatre ans et sept mois une orbite, dont l'excentricité est beaucoup moins considérable que celle de Pallas. On la croyait entourée d'une atmosphère très-dense et d'une étendue considérable; mais if paraît que, comme pour Pallas, la nébulosité dont il s'agit n'était qu'une apparence due aux effets de l'irradiation. Cérès a l'apparence d'une étoile rougeâtre de huitième grandeur environ. Les mesures micrométriques de son diamètre sont incertaines et lui assignent un diamètre réel compris antre 65 et 185 lieues, nombres fort divergents, comme on voit.

La couleur de Junon est également rougeâtre, mais l'intensité de sa lumière est fort variable ; on la disait entourée d'une atmosphère fort épaisse. Sa distance moyenne au Soleil, un peu inférieure à celle de Cérès, ne dépasse guère 100 millions de lieues. Son orbite, fort excentrique, est parcourue par la planètg dans une période de quatre ans et quatre mois.

On donne à son diamètre réel une longueur de 146 lieues.

Iris offre cette particularité, que son éclat a présenté des variations de grandeur qu'on ne peut attribuer à des variations de distance à la Terre. De là l'hypothèse que cette petite planète n'est pas ronde, et nous présente ainsi successivement, grâce à son mouvement de rotation, des faces de dimensions fort différentes. Il nous semble qu'on pourrait attribuer les mêmes phénomènes à des pouvoirs réflecteurs différents des diverses parties de sa surface.

Victoria et Pallas ont présenté de pareilles varia* tions d'intensité.

Quant aux distances moyennes des petites planètes au Soleil et aux durées de leurs révolutions, — deux éléments liés, comme on sait, par les lois de Kepler, — elles varient, d'une part, entre 2,145 et 3,452,. la distance de la Terre au Soleil étant prise pour unité; d'autre part, entre mille cent quarante-sept jours etdeux mille trois cent quarante-trois jours environ. En calculant la moyenne de toutes les distances, on obtient la moyenne distance de l'anneau lui-même, du moins tel qu'il est aujourd'hui connu; on trouve ainsi 2.6 à peu près. ,

Transformés en lieues de 4 kilomètres, les trois nombres qui précèdent donnent, pour la distance de Fé-

ronia,la plus rapprochée du Soleil, 81,500,000 lieues; pour Maximiliana,lapluséloignée, 131,200,000 lieues; et enfin, pour la distance moyenne de l'anneau luimême, 99 millions de lieues.

Les formes de toutes ces orbites et leurs inclinaisons sur l'écliptique sont fort variables. Toutefois elles ont toutes une excentricité beaucoup plus considérable que celle de la Terre. Quant à la manière dont les orbites se croisent et s'entrelacent, elle est si compliquée que, d'après une remarque de M. d'Àrrest, si l'on représentait toutes ces courbes sous la forme de cercles matériels et solides, on pourrait les soulever facilement tous ensemble, à l'aide de l'un d'entre eux.

Enfin l'intensité de la chaleur et de la lumière envoyées par le Soleil à ces astéroïdes varie avec leurs distances à l'astre central.

Tel est, eu quelques lignes, le résumé des principales données que fournit l'observation sur l'anneau des petites planètes qui circulent autour du Soleil, entre Jupiter et Mars, et dont le nombre, encore inconnu, s'élève sans doute à plusieurs milliers de fois celui des astéroïdes connus. Je n'en dirai pas plus long sur les conjectures, d'ailleurs fort curieuses, émises relativement à leur origine ou ù leur mode de formation. La raison de cette réserve est facile à

comprendre, si l'on veut bien se reporter au but de ces causeries, but de vulgarisation, soit des connaissances positives et rigoureusement démontrées, soit des hypothèses probables de l'astronomie, — le mot hypothèse étant pris ici avec le sens indiqué dans une causerie précédente.

Mais nous Yoici parvenus, dans Tordre de nos pérégrinations interplanétaires, au plus colossal des mondes de notre système, si Ton excepte, bien entendu, le Soleil lui-même : c'est Jupiter que nous allons explorer et décrire.

On sait déjà, par les détails que j'ai donnés sur la généralité des planètes, que le volume de Jupiter est plus de quatorze cents fois celui de la Terre. Son plus grand diamètre dépasse onze fois le diamètre terrestre ; il mesure près de 36,000 lieues de quatre kilomètres, de sorte que la circonférence correspondante est de 112,000 lieues.

Si les moyens de locomotion dont disposent les habitants de Jupiter ne sont pas plus rapides que les nôtres, il est à présumer que l'exploration de leur planète est bien imparfaite encore. Pour parcourir, de part et d'autre, d'un lieu donné, les deux demicercles qui forment le tour entier de ce monde gigantesque, ils doivent mettre au moins une dizainp

d'années. On comprend, du reste, que les conditions de viabilité dépendent beaucoup de la distribution des accidents du sol, de la répartition des continenls et des mers, et, en définitive, de la constitution des habitants autant que de l'état climatérique de la planète. Or on ne connaît rien ou presque rien de tout cela; du moins, en est-on réduit aux conjectures.

Des bandes obscures, permanentes, ou ne variant de position et de forme qu'à d'assez longs intervalles, sillonnent le disque d'un blanc jaunâtre qu'offre Jupiter, vu au télescope. Des points particuliers de ces bandes ont prouvé, par leur mouvement périodique sur le disque et leurs disparitions et réapparitions successives, que Jupiter a un mouvement de rotation sur lui-même, dirigé d'occident en orient, c'est-à-dire dans le sens même de son mouvement de révolution autour du Soleil. La durée entière d'une de ces rotations est de neuf heures cinquante-cinq minutes; ce qui dénote un mouvement angulaire deux fois et demi aussi rapide que la rotation du globe terrestre. Un point situé à l'équateur de Jupiter pancourt, en une minute, et par le seul fait de sa révolution autour de l'axe, une distance d'environ 189 lieues.

En supposant que Jupiter ait été, comme la Terre, primitivement fluide, le mouvement de rotation dont

il s'agit a dû avoir pour effet d'aplatir le globe aux deux pôles de Taxe du mouvement, ou, ce qui revient au même, de le renfler dans les parties voisines de son équateur. Des mesures précises ont en effet constaté l'existence de cet aplatissement, qui ëfct beaucoup plus considérable que l'aplatissement de la Terre, puisqu'on l'évalue à un quatorzième. Cela revient à dire, qu'il y a entre le diamètre le plus petit, celui qui aboutit aux pôles, et le diamètre le plus grand, celui de l'équateur, une différence qui équivaut à la quatorzième partie du second de ces diamètres.

La variation des saisons dans Jupiter est trèsfaible; il en est de même de la différence de durée du jour et de la nuit. Les plus longs jours y sont de cinq beures : ce qui ne*dépasse guère la moitié de la durée du jour astronomique ou de la rotation entière. Ces deux faits tiennent au peu d'inclinaison du plan de l'orbite sur le plan de l'équateur de la planète. L'axe de rotation est presque perpendiculaire au premier de ces plans, de sorte que, pour l'horizon d'un * lieu quelconque, le Soleil est presque toujours, dans l'intervalle d'une révolution sidérale, à la même hauteur apparente.

En outre, les saisons y ont une longueur environ douze fois plus grande que sur la Terre ; c'est en effet

en onze ans, dix mois et dix-huit jours à peu près, que Jupiter accomplit sa révolution sidérale autour du foyer de notre commun système. Il s'en éloigne, dans son mouvement de translation, de 207 millions de lieues, et s'en rapproche jusqu'à 188 millions. C'est en moyenne, ainsi qu'on l'a vu plus haut; à propos de la loi empirique de Titius, un peu plus de cinq fois la distance de la Terre au Soleil.

L'immense courbe, de 1 milliard 250 millions de lieues, que parcourt ainsi Jupiter est, comme toutes les trajectoires planétaires, une ellipse dont l'excentricité est trois fois plus considérable que l'orbite terrestre et qui, par conséquent, est de forme plus allongée, plus ovale que cette dernière.

A la distance considérable où Jupiter se trouve du Soleil, l'intensité de la lumière et de la chaleur que ce dernier astre lui envoie n'est plus qu'une faible fraction de celle dont bénéficie la Terre ; mais il ne faut pas se hâter d'en conclure que la température effective des saisons de Jupiter est réduite dans une aussi grande proportion : j'ai déjà fait observer, dans une circonstance analogue, que la température dépendait d'une série d'autres conditions physiques, encore inconnues pour Jupiter.

Néanmoins, on a de fortes raisons de croire que ce globe immense est pourvu d'une enveloppe atmo-

sphérique. .C'est ainsi qu'on explique la variation de certaines taches observées sur le disque, variation qui a d'abord entraîné quelque incertitude dans la mesure de la durée du mouvement rotatoire. Les bandes obscures sont regardées comme des parties plus sereines de l'atmosphère, à travers lesquelles on aperçoit le sol môme, tandis que les parties brillantes sont considérées comme d'immenses couches nuageuses divisées en bandes, près de l'équateur, par la rapidité du mouvement de rotation. On en conclut l'existence de vents équatoriaux et réguliers, analogues aux vents alises qui soufflent à la surface de notre globe.

Jupiter n'est point, comme Mars, Vénus ou Mercure, une planète qui voyage isolée dans l'espace, sans relation plus intime avec d'autres corps planétaires. Il entraîne avec lui tout un monde, composé, outre son propre globe, de quatre satellites d'assez fortes dimensions, qui circulent autour de lui, maîtrisés par son énergie attractive.

Le monde de Jupiter obéit, dans les mouvements particuliers de tous ces corps, aux lois de Kepler, conséquences de la force de gravitation ; l'observation a donné depuis longtemps et ne cesse de donner de ce fait la confirmation la plus positive. Aussi a-t-il été permis de connaître avec une grande approxima-

lion la masse de la planète centrale, masse qui, mille cinquante fois plus faible que celle du Soleil, vaut encore trois cent trente-huit fois celle de la Terre.

Vu à l'œil nu, Jupiter brille de l'éclat d'une étoile de première grandeur, presque aussi vive que Vénus. On affirme que sa lumière est quelquefois assez forte pour donner des ombres sensibles aux objets éclairés par la seule lumière des étoiles, phénomène bien constaté pour Vénus, mais moins certain pour Jupiter lui-même.

Si l'on emploie, pour regarder Jupiter, une lunette d'un grossissement d'ailleurs assez faible, il apparaît sous la forme d'un disque à peu près circulaire, accompagné de deux, trois ou quatre petites étoiles, selon l'époque de l'observation ; ces petits astres rangés de part et d'autre à peu près en ligne droite, à des distances inégales de Jupiter, sont les satellites de la planète. De temps à autre, l'un d'eux disparaît, soit derrière le disque, soit à une certaine distance de son contour, pour reparaître quelque temps après. Dans le premier cas, c'est une occultation simple ; dans le second cas, c'est une véritable éclipse, produite par l'immersion du satellite dans le cône d'ombre que Jupiter projette derrière lui, Il arrive même qu'après avoir pénétré dans ce cône, le satellite reparaît du même côté du disque, phénomène qui

dépend de la situation relative de l'observateur, c'est-à-dire de la Terre, de Jupiter et du Soleil.

Dang (Vautres cas, c'est-à-dire dans la période opposée du mouvement des satellites, on voit des points brillants traverser le disque de la planète, accompagnés de points noirs, d'une forme bien nette et bien ronde, qui ne sont autre chose que les ombres projetées de ces corps. Il est évident qu'il y a alors,, pour tous les lieux parcourus par ces ombres, éclipse totale de Soleil sur Jupiter.

Les satellites varient de grandeur et d'éclat d'une façon régulière, et l'on a pu en conclure qu'ils sont parsemés de taches d'inégale intensité, et qu'ils tournent sur eux-mêmes, comme le fait la Lune autour de la Terre, de manière à montrer toujours la même face à la planète.

Il paraît certain que ces petits astres, bien qu'éclairés par le Soleil, réfléchissent des couleurs différentes, qui varient du blanc au blanc bleuâtre et à l'orangé.

Leurs dimensions ne laissent pas que d'être assez considérables ; elles surpassent, à l'exception du plus petit, celles de notre Lune, ainsi qu'on peut s'en convaincre par les longueurs suivantes des diamètres, rangés suivant l'ordre des distances à la planète : 1,020 lieues, 860 lieues, 1,500 lieues, 1,050 lieues.

' Leurs distances moyennes au centre de Jupiter sont de 108,000 lieues pour le satellite le plus voisin, de 342,000 pour le second, de 550,000 pour le suivant, de 940,000 enfin pour le plus éloigné de tous. Cette dernière distance est environ dix fois celle qui nous sépare de notre Lune.

Mais la rapidité de leurs mouvements contraste plus encore avec celui de notre satellite. Tandis que la Lune met vingt-sept jours à effectuer sa révolution, les satellites de Jppiter exécutent respectivement les leurs, en un jour trois quarts, en trois jours et demi,

en sept jours trois heures, et enfin en seize jours et seize heures.

Je laisse au lecteur le soin d'imaginer la variété des phénomènes dont les satellites sont l'occasion pour les habitants de Jupiter : les éclipses fréquentes soit des satellites, soit du Soleil; leurs rapides mouvements; les diverses nuances dont brille leur lumière ; leur présence simultanée dans le ciel, ou leur complète disparition.

Dans la première partie de notre description du système solaire, nous avons été surtout frappés de la constance et de la généralité des grandes lois qui régissent tous ces mondes, petits et grands. Ce n'est qu'en faisant abstraction de toutes les différences, de tous les contrastes qu'on voit apparaître l'unité, pleine

fttt LBB MONDES.

ùê grandeur, des phénomènes célestes. Maintenant, an contraire, nous insistons sur tout ce qui distingue et différencie; et tous pouvez voir que nous trouvons matière, matière non moins abondante, à admirer Tétonnante variété des configurations, des constitutions physiques des différentes planètes et de leurs systèmes.

En quittant le monde de Jupiter, pour visiter celui de Saturne, nous aurons lieu de nous étonner encore à la vue de phénomènes tout nouveaux, qui font de cette planète une des plus curieuses de notre monde solaire.

DIX-HUITIÈME CAUSERIE

Le monde de Saturne. — Anneaux et satellites. — Mouvements, distances, dimensions de Saturne. — Équilibre du système. — Les mondes d'Uranus et de Neptune.

À une distance moyenne de 362 millions de lieues du foyer de noire système solaire, c'est-à-dire à plus de neuf fois la distance qui nous sépare du Soleil, circule, dans une période d'environ trente années, un globe dont la grosseur vaut sept cent trente-cinq fois celle de la Terre. Il nous apparaît à l'œil nu comme une étoile de première grandeur, dépourvue de scintillation et animée d'un mouvement propre trèslent.

Prenez une lunette d'un grossissement moyen, vous verrez alors l'étoile dont je parle sous la forme d'un disque de couleur blanche, d'une teinte un peu plombée, entouré de deux appendices de forme particulière. Avec un grossissement plus considérable,

ces appendices auront tout l'aspect des parties extrêmes d'un corps annulaire vu en perspective, et qui entoure le globe central sans le toucher. Huit petites étoiles, inégalement éloignées, situées de part et d'autre du disque, l'accompagnent incessamment en se mouvant d'occident en orient, sans jamais dépasser certaines limites de distance.

C'est, comme on voit, tout un monde, entraîné lui-même dans son ensemble autour du Soleil. La courbe qu'il décrit dans la période de vingt-neuf ans et cinq mois et demi est, comme toutes les orbites planétaires , une ellipse ayant le Soleil à l'un de ses foyers. L'allongement de cette courbe , mesurée par l'élément que nous avons déjà plusieurs fois appelé du nom d'excentricité, est tel, que la différence entre la plus courte et la plus grande distance au Soleil est d'à peu près 40,600,000 lieues.

Tel est le monde de Saturne, c'est-à-dire de la plus importante des planètes du système solaire, après Jupiter, si Ton considère les volumes, et la plus curieuse de toutes, si Ton a en vue l'étrange et unique système de ses anneaux satellites.

On vient de voir quel est le volume de Saturne comparé à celui de la Terre : il en résulte que son diamètre réel est plus de neuf fois celai de notre

globe, ce qui lui donne une dimension de 14,350 lieues de quatre kilomètres.

Mais cette planète ne reçoit guère plus de la centième partie des quantités de lumière et de chaleu envoyées par le Soleil à la Terre; comme tout fait croire qu'elle est entourée d'une atmosphère , il est fort possible que les propriétés physiques particulières de cette atmosphère compensent l'infériorité dont je viens de parler : la science ne sait encore rien à cet égard.

Ce qu'on peut affirmer, c'est que la lumière de Saturne ne lui est pas propre : il suffit, pour se convaincre de cette vérité, que l'analogie seule eût engagé

à admettre, d'observer, dans certaines positions de la planète, l'ombre projetée par l'anneau sur le disque. De même, l'ombre que le globe de Saturne projette derrière lui obscurcit la partie postérieure visible de l'anneau, et démontre ainsi que l'anneau n'est pas non plus lumineux par lui-même.

Les mouvements des satellites ont permis, par la méthode que j'ai essayé plus haut de faite comprendre, de calculer la masse de Saturne et, par suite, sa densité. Trois mille cinq cents globes, d'un poids égal au sien, équilibreraient dans une balance le poids du Soleil ; cela revient à dire que la masse de Saturne vaut cent et une fois la masse du globe

terrestre; la densité moyenne de sa substance, comparée à celle de la Terre , est donc un peu plus du dixième.

Saturne est connu de toute antiquité ; mais il n'y a guère que deux cent cinquante ans que son anneau fut aperçu pour la première fois par Galilée , grâce à la récente invention des lunettes. Mais le pouvoir grossissant de ces instruments était encore si faible , que l'illustre observateur ne put comprendre ce que pouvaient être les appendices lumineux dont l'image venait confusément se joindre, de chaque côté du disque de Saturne, au foyer de sa lunette. Saturne lui semblait trioorps ou composé de trois étoiles : « Lorsque j'observe Saturne , dit-il dans une lettre que nous empruntons à V Astronomie populaire, avec une lunette d'un pouvoir amplificalif de plus de trente fois, l'étoile centrale paraît la plus grande; les deux autres, situées, l'une à l'orient, l'autre à l'occident, et sur une ligne qui ne coïncide pas avec la direction. du zodiaque, semblent la toucher. Ce soQt comme deux serviteurs qui aident le vieux Saturne à faire son chemin et restent toujours à ses côtés, Avec une lunette de moindre grossissement, l'étoile parait allongée et de la forme d'une olive. •

C'est Huyghens qui, cinquante ans plus tard, découvrit la vérité , reconnut que le globe de Saturne

est réellement entouré d'Un anneau plat et d'une mince épaisseur, lequel n'adhérait d'aucun côté au corps de la planète,

Voici la description sommaire de ce merveilleux appendice :

Qu'on imagine un corps annulaire * de forme circulaire, plat et mince, entourant le sphéroïde de manière que son plan passe par le centre de la planète* Le contour extérieur de cet anneau est situé k une distance du centre de Saturne qu'on peut évaluer à 36,000 lieues environ , ce qui indique une distance de plus de 80,000 lieues de la surface du globe luimême. Le contour intérieur est éloigné de cette sur- 4 face de plus de 0,000 lieues; d'où il est facile de conclure la largeur de l'anneau , largeur égale à plus de 11,800 lieues. Enfin son épaisseur est moindre de cent lieues.

En observant plus attentivement la surface plane du curieux appendice dont on vient de voir les dimensions, les astronomes se sont d'abord convaincus qu'il était double; un trait noir intérieur et également de forme circulaire indiquait entre les deux anneaux un intervalle obscur: c'est le ciel qu'on aperçut ainsi au travers du vide qui les sépare.' La largeur de ce vide est de plus de 700 lieues. L'éclat lumineux des deux anneaux n'est pas le même

c'est celui de l'anneau extérieur qui est le plus intense.

Depuis, il est certain que d'autres lignes de séparation ont été observées, de manière que l'anneau serait triple, quadruple et même quintuple ? Ce qui est hors de doute, c'est qu'entre la planète et le premier anneau intérieur, un anneau est en voie de formation. Moins brillant, moins lumineux que les trois ou quatre autres, il parait transparent et par suite gazeux, tandis qu'il paraît plus probable que ces derniers sont solides ou au moins liquides.

Tout porte à croire qu'un pareil système est animé d'un mouvement continu de rotation autour du centre de Saturne. D'anciennes observations ont permis de constater pour ce mouvement une durée de dix heures et demie, précisément la durée de la rotation de la planète sur son axe ; mais depuis on n'a pu rien voir.

Toutefois, la théorie indique que l'équilibre d'un tel système serait instable, s'il était immobile. En effet, dans cette dernière hypothèse, l'attraction des corps célestes voisins , notamment celle du colossal Jupiter, rompant l'équilibre, eût déjà précipité l'anneau sur le corps de la planète , en le réduisant en morceaux. Laplace , appliquant le calcul à cet intéressant problème, a déterminé la durée théorique de

la rotation de l'anneau : il a trouvé ainsi dix heures et un quart, ou, à très-peu près, la durée primitivement déduite de l'observation.

Le mouvement rotatoire de l'anneau a donc une* grande probabilité.

Qu'on cherche à se représenter maintenant le curieux et grandiose spectacle que doit offrir aux habitants de Saturne ce triple anneau suspendu dans les airs, ce pont gigantesque tour à tour éclairé ou plongé dans l'ombre, et dont la distance à la surface n'est guère que le dixième de celle qui sépare la Lune de la Terre. Ce n'est pas tout : huit satellites tournent incessamment, à des distances inégales autour de Saturne, lui présentant leurs phases variées, leurs éclipses fréquentes, tantôt éclairant les nuits de leurs lumières combinées, tantôt disparaissant pour les laisser dans l'obscurité. Les éclipses de Soleil, produites soit par l'interposition des satellites, soit par l'anneau lui-même, ajoutent encore à la variété de ces nombreux phénomènes.

Gomme Saturne tourne lui-même sur son axe en dix heures et seize minutes, et que l'inclinaison du plan de son équateur avec le plan de son orbite est assez considérable, il en résulte une différence assez grande entre les durées comparatives du jour et de la nuit aux différentes saisons. Son année est aussi,

comme on Ta vu, relativement fort longue, et les quatre saisons qui se partagent celte durée de près de trente révolutions terrestres, ne sont pas d'une longueur moins considérable, si on les compare à cet égard h nos propres saisons.

Le globe de Saturne est aplati : la différence entre son diamètre équatorial et son diamètre polaire est la dixième partie du premier, quantité fort grande, qui s'explique par la rapidité du mouvement de rotation.

Pour en finir avec les intéressants détails que présente le monde de Saturne, il reste à signaler les taches dont son disque est parsemé ; taches de forme analogue à celle des bandes de Jupiter, les pries obscures, les autres brillantes et très- variables d'éclat. Il est impossible de ne pas conclure de l'observation de ces taches qu'elles sont dues à des phénomènes atmosphériques. Vers les pôles, on a constaté, comme pour Mars, l'apparition et la disparition successives de taches blanchâtres , dues probablement à l'invasion des neiges ou des glaces.

Les satellites de Saturne sont plus petits que ceux de Jupiter. Comme ces derniers , et comme la Lune, en même temps qu'ils tournent autour de la planète, ils exécutent sur eux-mêmes une rotation de même durée que leur révolution. De sorte qu'un caractère

commun aux satellites de toutes les planètes semble être de présenter toujours la même face au corps planétaire central.

Les temps des révolutions des huit lunes de Saturne varient entre vingt-deux heures trente-sept minutes, et soixante-dix-neuf jours sept heures cinquante-trois minutes. Leurs distances au centre de Saturne, qui d'ailleurs sont liées aux durées des révolutions par la troisième loi de Kepler, varient elles-mêmes de 48,000 à 920 millions de lieues.

Comme l'anneau de Saturne se présente à nous suivant diverses inclinaisons, en raison des situations relatives de Saturne et de la Terre, il arrive une époque où son plan venant à passer par la Terre même, on ne peut plus le voir que par sa tranche. D'où il résulte qu'à moins des grossissements les plus puissants, l'anneau est invisible. Alors plusieurs des satellites , dont l'orbite coïncide à fort peu près avec ce plan même, paraissent, selon l'expression pittoresque d'Arago, « des grains de chapelet, brillants et mobiles. »

A mesure que nous nous enfonçons dans les profondeurs du système solaire, les particularités physiques des mondes que nous trouvons sur notre route deviennent plus difficiles à saisir; les observations

sont de plus en plus incertaines, les résultats numériques qu'elles donnent varient de plus en plus suivant les observateurs, ou même selon les instruments dont ils étaient pourvus.

Mais un degré de certitude qui reste permanent, c'est celui qui est relatif aux mouvements de ces corps si éloignés de notre globe terrestre. A ces distances immenses, les rapports indiqués par les grandes lois de la mécanique céleste subsistent dans leur rigueur: caractère admirable qui témoigne hautement de la majestueuse beauté de ces lois. Comme nous l'avons remarqué déjà, les ifrégularilés, quand il en existe, les perturbations de ces mouvements, bien loin d'être en contradiction avec les lois mêmes, en sont la confirmation la plus éclatante; bien loin de nuire aux progrès de la science, ces perturbations ont servi à reculer les bornes des connaissances astronomiques en permettant d'accroître, par un prodigieux effort de calcul, le nombre des corps célestes qui gravitent autour de notre Soleil.

Notre voyage touche à sa fin : du monde de Saturne nous allons nous élancer sur ceux d'Uranus et de Neptune, les deux dernières planètes connues du monde solaire, deux conquêtes de l'astronomie moderne.

Vu de la Terre , Uranus n'apparaît plus guère que comme une étoile de sixième grandeur, quelquefois invisible, plus rarement visible à l'œil nu. Et cependant son diamètre a encore une dimension de 13,783 lieues, c'est-à-dire plus de quatre fois celui de la Terre; son Yolume vaut quatre-vingt-deux fois le volume du globe terrestre.

Mais ce qui explique la petitesse de son diamètre apparent, c'est l'énorme distance qui moyennement nous en sépare, distance qui dépasse 750 millions de lieues, deux fois environ celle à laquelle nous sommes de Saturne.

Gomme Jupiter, comme Saturne, et pour les mêmes raisons, Uranus n'offre aucnne apparence de phases. Son orbite nous enveloppe à une telle distance que la face qui regarde la Terre est toujours la face éclairée. Le mpuvement propre d'Uranus, c'est-à-dire son déplacement parmi les étoiles, indice de son mouvement de translation autour du Soleil, est extrêmement lent ; et cela devient facile à comprendre, quand on sait que la durée de sa révolution sidérale est de trente mille six cent quatre-vingt-sept jours terrestres, ou environ quatre-vingt-quatre ans *.

1. Dopais qu'Uranui est connu, il n'a point encore accompli une révolution entière autour du Soleil.

Sa masse çst évaluée à environ la vingt-quatre millième partie de celle dû Soleil, nombre à peu près quinze fois supérieur à celui qui mesure la masse de la Terre. Quant à sa densité, elle est un peu moindre du cinquième de la densité de notre globe.

Tels sont les éléments, en petit nombre comme on voit, dont la science est en possession et qui caractérisent la planète Uranus.

Tourne-t elle sur elle-même ? C'est probable, el l'analogie est, à ce point de vue, si forte qu'elle a tous les caractères d'une loi. On a cru reconnaître dans son disque un aplatissement sensible, mais la mesure en est trop incertaine, et je m'abstiens de la donner. Si cet aplatissement était bien constaté, serait une preuve puissante à l'appui du mouvement de rotation.

Uranus, comme toutes lès grosses planètes de notre monde, est entouré de satellites. Le nombre en a été porté jusqu'à huit. Mais il faut avouer que plusieurs n'ont été aperçus qu'une fois. Ce n'est certes pas une preuve de leur non-existence ; mais, à notre avis, le doute est ici fort légitime. Il en est de même du sens de leur rotation, qui est considéré comme rétrograde, c'est-à-dire comme inverse de tous les mouvements connus, tant des satellites que des planètes principales. Comme les orbites des satellites d'Uranus sont

presque perpendiculaires au plan de Técliptique, il est assez difficile de juger du sens précis du nlouvement.

Quant à la constitution physique de ce monde lointain, il est difficile d'en rien présumer. Tout ce qu'on peut dire, c'est que la lumière et la chaleur du Soleilarrivent à Uranusavec un affaiblissement considérable, c'est-à-dire avec une intensité qui est tout* au plus les trois millièmes de celle qui est propre à la Terre.

Uranus n'était pas connu des anciens. Sa découverte date du mois de mars 1781. On fut quelque temps à le reconnaître pour uiie planète, assimilé qu'il était d'abord à une comète. Des observations et des calculs plus précis le rangèrent décidément au nombre des corps sphéroïdaux qui exécutent leurs mouvements autour du Soleil, suivant des lois dont la description a été donnée dans les causeries précédentes.

Neptune est de découverte beaucoup plus récente. Il a été vu, pour la première fois, par un astronome de Berlin, au mois de septembre 1846. Mais le mode de découverte de Neptune diffère d'une manière si essentielle de celui qu'emploient les habiles chercheurs des astres errants, qu'il me semble à la

fois instructif et curieux de chercher à faire comprendre cette différence.

La découverte d'Uranus, celle des planètes Gérés, Junon et Pallas, ont été le résultat de l'observation attentive du mouvement propre de ces astres sur le champ étoile du ciel. La comparaison de la situation relative des points lumineux qu'offre le champ d'un télescope, braqué vers un point du ciel, avec la partie correspondante d'une carte céleste exactement tracée, peut suffire, à la rigueur, à la découverte d'une planète. En effet, les étoiles, dont la distance pour ainsi dire infinie enseigne qu'elles sont étrangères à notre monde planétaire, conservent, à cause de cette distance, des positions relatives qui ne varient que d'une manière insensible; tandis qu'une planète dont la distance au Soleil, et par suite à la Terre, est considérablement moins grande, se mouvant réellement dans son orbite, se déplace constamment et d'une manière sensible sur la voûte céleste. Or, l'observation de ce déplacement n'exige qu'une patiente étude de certaines parties du ciel, et la comparaison incessante de l'aspect qu'elles offrent, avec les cartes d'étoiles.

Comme une planète, dans sa révolution entière autour du Soleil, coupe deux fois le plan de récliptique, il suffit, à vrai dire, pour la recherche des

nouvelles planètes, de faire la revue des portions du ciel qui environnent la trace de ce plan. Aussi a-t-on construit avec une grande précision des cartes qui donnent la position des étoiles de toutes grandeurs dans le voisinage de l'écliptique, et c'est de ces cartes que les astronomes font usage pour la découverte des astres nouveaux du système solaire.

Tel n'a pas été le mode de découverte de Neptune. L'existence de cette planète, n'a pas été constatée d'abord par l'observation, mais prédite par le calcul, déduite des théories, déterminée dans sa position et ses éléments au moyen d'une série de travaux effectués dans le silence du cabinet. La planète Uranus était affectée, dans son mouvement périodique, de perturbations qu'on ne pouvait attribuer à l'influence des planètes connues, de Saturne et de Jupiter. On en vint bientôt à comprendre la nécessité, pour expliquer ce défaut de concordance de la théorie et „ de l'observation, d'admettre l'existence d'une planète troublante inconnue. Mais entre cette hypothèse et la réalisation d'une telle prédiction, il y avait loin encore. La gloire du travail revient donc presque entière à l'astronome français qui, se mettant résolument à l'œuvre, entreprit et mena à bonne fin ce travail hérissé de difficultés et de calculs longs et pénibles. C'est sur les indications de la théorie, publiées dans

<m LES MONDES.

le courant de 1846, que, cherchant la planète inconnue dans la région du ciel calculé, on la découvrit sous l'aspect d'une étoile de huitième grandeur.

Neptune se meut avec une grande lenteur dans une orbite dont le rayon moyen ou la distance au foyer solaire est de 1,141,520,000 lieues. Cette courbe immense, la dernière trajectoire connue des planètes du système, offre donc un développement de plus de 7 milliards 172 millions de lieues. Cela fait une vitesse moyenne d'environ 5,000 lieues par heure 1 .

La durée de la .révolution de Neptune est, en effet, de soixante mille cent vingt-six jours ou de cent soixante-quatre ans et deux cent soixante-six jours.

Il y a une différence de 20 millions de lieues entre la plus grande et la plus petite distance de cette planète au Soleil : différence assez considérable en valeur absolue, mais qui n'indique toutefois qu'une faible excentricité, moitié moindre environ que celle

1. Voici un tableau qui permet de comparer, non les vitesses angulaires, mais les vitesses réelles des principales planètes dans leurs orbites. U donne le nombre moyen de lieues de quatre kilomètres parcourues par chacune, en une heure de temps :

Lienes. » Lieues.

Mercure 44,170 Jupiter i 2,025

Vénus 32,250 Saturne 8,875

La Terre....... 27,500 tïranus 6,250

Mars 22,250 Neptune 5,000

de l'orbite terrestre. La courbe décrite par Neptune approche donc beaucoup d'un cercle.

Le volume de cette planète est cent dix fois environ celai de la Terre, et son diamètre vaut près de cinq fois celui de notre globe. En l'évaluant en lieues de quatre kilomètres, on trouve environ 15,000 lieues,, ce qui donne à sa circonférence une longueur approximative 'de 48,000 lieues. La densité de Neptunç est un peu plus des deux dixièmes de celle de la Terre, prise pour terme de comparaison, et sa masse est à peu près évaluée à la quinze-millième partie de la masse solaire.

Neptune est accompagné d'un satellite 4 qui accomplit en près de six jours sa révolution autour de la planète centrale.

Que peut-on dire maintenant de sa constitution physique? Rien encore ; l'immense distance à laquelle se meut Neptune, et le peu de temps qui s'est écoulé depuis sa découverte, n'ont permis de faire encore aucune observation qui puisse conduire à des conjectures probables sur la constitution de cet astre. On sait seulement qu'à raison de cette énorme distance, la chaleur et la lumière solaire y arrivent extrêmement affaiblies,, de sorte que leur intensité n'est plus

1. On a, dit-on, aperçu un second satellite; mais, comme il n'a pas été rêva, «on existence est encore problématique.

que la millième partie de celle qui échoit en partage à la Terre.

On a soupçonné que Neptune est entouré d'un anneau. Mais il paraît que les observations qui ont donné lieu à cette hypothèse étaient entachées d'une illusion d'optique; de sorte qu'avant de se prononcer définitivement sur cette circonstance, il est au moins prudent d'attendre des observations nouvelles. Même chose avait été dite d'Uranus, mais le fait ne s'est pas davantage vérifié.

Nous voici arrivés au terme de notre voyage. Le monde planétaire a été exploré par nous dans tous ses détails, depuis le foyer de chaleur, de lumière et ^ de vie, qui est notre Soleil, jusqu'aux plus lointaines régions, où son énergie attractive maîtrise les corps célestes qui gravitent autour de lui.

Nous avons passé successivement de la chaleur la plus excessive aux froids que l'immense éloignement laisse supposer vers les extrémités de notre système, parcourant ainsi les mondes les plus variés de grosseur, de mouvements, de constitution physique; ceux-ci voyageant solitaires dans leur orbite, ceux-là accompagnés d'un ou de plusieurs satellites ; cet autre, roulant dans l'espace avec son globe immense, un anneau gigantesque, huit satellites, dont le système

présente à lui seul un développement de 2 millions de lieues.

Il semble, en comparant les divers éléments de ces planètes, qu'on peut les partager en deux groupes distincts, séparés entre eux par un anneau de petits astres voyageant dans une zone peu étendue. D'une part, Mercure, Vénus, la Terre et Mars, de dimensions moyennes et peu inégales, animées de mouvements de rotation presque identiques en durée, forment le premier de ces groupes. D'autre part, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, planètes gigantesques animées de mouvements de rotation rapides, accompagnées de nombreux satellites, forment à eux seuls une masse qui équivaut à la sept cent cinquantième partie de la masse solaire, et qui est deux cent vingtsix fois plus considérable que les masses réunies du premier groupe.

Chacun de ces groupes peut-il être considéré comme provenant d'une formation particulière? On ne sait. Il m'a semblé intéressant toutefois de faire ce rapprochement, qui ajoute quelque chose encore à l'harmonie du système, et dont la théorie donnera peut-être un jour une explication rationnelle.

Si notre voyage interplanétaire est terminé, il nous reste encore, pour avoir une idée complète de notre monde, à passer en revue une nouvelle série d'astres

assez étranges, qui appartiennent, en grande partie du moins, au système dont notre Terre fait partie, et qui se distinguent, par des phénomènes particuliers, des planètes elles-mêmes. Je veux parler des comètes. C'est donc aux comètes que je consacrerai la causerie suivante, me réservant , pour un vingtième et dernier entretien, de tracer l'exposé rapide d'une grande hypothèse, formulée par le génie le plus positif et le plus élevé à la fois des astronomes qui ont immédiatement précédé l'époque contemporaine.

DIX-NEUVIÈME CAUSERIE

Les Comètes; caractères principaux qui les distinguent des planètes. — Aspect; mouvements rétrogrades. — Grande excentricité des orbites. — Leurs mouvements périodiques; leur constitution physique. — Si l'on doit craindre le choc de la Terre par une Comète. — Lumière zodiacale et étoiles filantes. — Si les mondes célestes sont habités.

Si le Soleil, la Lune, les éclipses ont donné lieu à une foule de commentaires extravagants; si les astrologues et autres amateurs du merveilleux, plus communs qu'on ne le croit encore en notre siècle de lumières, se sont évertués à épuiser leur imagination dans les conceptions les plus excentriques, relatives aux phénomènes planétaires, il en a été bien autrement encore des comètes. Les modernes, à cet égard, ne nous semblent pas être restés au-dessous des anciens.

Comme le but de ces entretiens n'est pas de faire l'histoire des erreurs et des préjugés, mais, tant

bieii que mal, celle de la science, je laisserai de côté et le récit des terreurs engendrées par l'apparition des comètes, des superstitions que fit naître leur aspect étrange, et celui des explications plus ou moins entachées d'inconséquences qu'on a prétendu donner de leur intime constitution. Bien que la science actuelle soit remplie encore de doutes nombreux sur diverses questions relatives k ces astres nébuleux, elle connaît toutefois assez de choses précises à leur égard, pour fournir la matière d'une description intéressante ; je me bornerai donc à dire ce qu'on sait. Tout au plus présenterai-je les hypothèses jusqu'ici les plus probables, en ayant soin de les donner comme telles.

Nous ne sommes plus au temps où les comètes étaient regardées comme des météores dont la sphère ne sortait pas de l'air qui nous entoure ; ce ne sont plus des feux passagers, des exhalaisons grossières enflammées. Ce sont désormais — les calculs et les observations l'ont depuis longtemps démontré — de véritables astres qui se meuvent suivant des lois régulières, bien que ces astres se distinguent essentiellement des planètes et des soleils.

Au premier abord, et par l'aspect seul, est-il possible de les distinguer des planètes? Oui, en général: voici à quels caractères.

Le plus ordinairement, une comète se compose d'une sorte d'étoile plus ou moins lumineuse : c'est cette partie que les astronomes ont coutume d'appeler le noyau. Une enveloppe d'apparence nébuleuse, plus ou moins étendue, entoure le noyau et forme la chevelure. De là le nom de comète qui, en grec, signifie, comme on sait, chevelue. Enfin une traînée de lumière accompagne ordinairement la tète de la comète, et bien que cette traînée, tantôt précède, tantôt suive le noyau lumineux, elle n'en a pas moins reçu en Europe le nom de queue. Les Chinois, peuple positif, dit-on, et utilitaire, lui ont donné le nom de balai : les comètes sont pour eux les balayeuses du ciel. Pour un lieu que les poètes considèrent comme le symbole de la pureté, on conviendra que c'est tout au moins fort prosaïque.

Tels sont les caractères extérieurs qui servent à distinguer les comètes des autres astres. Mais ces caractères sont-ils essentiels? Non, sans doute. Ainsi, par exemple, un grand nombre de comètes sont privées de l'appendice lumineux auquel on les reconnaît vulgairement D'autres ont plusieurs queues. Enfin un assez grand nombre de comètes n'ont pas de noyau lumineux. La tête se compose alors seulement d'une nébulosité, le plus souvent de forme circulaire.

Il importe donc d'ajouter, aux distinctions qui

précèdent, celles qu'on peut appeler astronomiques et qui caractérisent les mouvements de ces astres.

Les comètes, celles du moins qui atteignent la sphère de visibilité relative à la Terre, ont aussi le Soleil pour foyer de leurs mouvements. Les courbes qu'elles décrivent autour de notre étoile centrale sont toujours des ellipses, mais des ellipses extraordinairement allongées. Il en résulte que les comètes ne sont visibles pour nous que dans la partie de leur trajectoire la plus voisine du Soleil, un peu avant et un peu après le moment de leur périhélie *.

Il est, en géométrie, une courbe dont le sommet ressemble approximativement à celui d'une ellipse, mais dont les deux branches, au lieu d'aller se rejoindre et, en se refermant, de former l'ellipse, s'éloignent indéfiniment. Un nomme cette courbe une parabole. Eh bien, la plupart des ellipses cométaires sont si allongées que dans le voisinage de leur sommet ou périhélie, elles se confondent avec un arc de parabole *.

1. Périhélie, des deux mots grecs péri, auprès, et héiios, Soleil. Aphélie, au contraire, des deux mots apo, loin de, et héiios, Soleil. La périhélie et l'aphélie — je crois l'ayoir déjà dit— sont les points extrêmes du grand axe de l'orbite des planètes et des comètes.

2. Les orbites de deux ou trois comètes sont regardées comme hyperboliques. L'hyperbole est une courbe à branches infinies, mais dont la forme s'éloigne de la parabole.

Ainsi les comètes se distinguent des planètes par cette première différence : elles ont une excentricité considérable; la plupart du temps, cet élément parait avoir une valeur infinie.

En second lieu, il arrive souvent que le sens du mouvement des comètes sur leurs orbites, au lieu d'être dirigé d'occident en orient, Test au contraire d'orient en occident; c'est dire qu'il est rétrograde; or, cette circonstance ne se présente pour aucuue planète, ni en général pour leurs satellites. Sur cent quatre-vingt-dix-sept comètes, dont le catalogue est sous nos yeux, quatre-vingt-dix-huit ont un mouvement rétrograde, quatre-vingt-dix-neuf, un mouvement direct.

Enfin, l'inclinaison du plan de l'orbite d'une comète sur celui de l'écliptique est en général fort variable. Beaucoup approchent d'être perpendiculaires, circonstance que les planètes ne présentent jamais.

Le nombre des comètes est très-considérable. Il ne se passe guère d'année que les astronomes n'en découvrent plusieurs nouvelles. Mais il est vrai de dire que la plupart de ces astres sont invisibles à l'œil nu, ce qui les a fait nommer télescopiques. Le public ne se préoccupant guère que de celles dont l'aspect l'étonné soit par un grand éclat, soit par la dimension quelquefois considérable de la queue, il s'en-

suit que pour lui les comètes sont assez rares. Et comme l'apparition de la plupart des comètes est imprévue, — on verra pourquoi tout à l'heure, — il en résulte une extrême facilité à accepter les prédictions absurdes , les commentaires extravagants qu'on ne manque pas de faire en pareille circonstance.

Dans le nombre considérable des comètes aperçues et observées, il n'y en a encore que fort peu dont le retour ait été bien constaté. Cela tient à deux raisons : d'une part, les anciens n'ont guère laissé d'indications précises sur les comètes qu'ils ont vues, de sorte qu'il est à peu près impossible aujourd'hui de s'assurer de l'identité de celles dont les astronomes étudient le cours, avec celles dont l'histoire nous raconte l'apparition. Si les écrivains dont je parle ici avaient pris soin d'indiquer plusieurs des situations qu'une comète occupait dans le ciel à plusieurs jours d'intervalle, il eût été possible de calculer les éléments avec une certaine approximation, et dès lors de les comparer avec les éléments des comètes observées de nos jours.

D'autre part, la durée de la plupart des périodes de révolution est si considérable pour ces astres, que des siècles s'écouleront avant leur retour et par conséquent avant qu'on puisse s'assurer de leur périodicité par l'observation.

On comprend donc pourquoi les ouvrages d'astronomie distinguent les comètes en périodiques et non périodiques. La périodicité dont il s'agit est toute relative : aussi, pour éviter toute confusion, la locucmion, également employée, de comètes à courtes périodes, de comètes à longues périodes, me semblet-elle préférable.

Parmi les comètes dont la périodicité a été reconnue et dont le retour a été observé, l'une d'elles, la comète de Halley, a une période d'environ soixanteseize ans. Si Ton compare cette durée à celle de la plupart des autres comètes calculées, on peut, sans inconvénient, la ranger dans les comètes à courte période. Quatre ou cinq autres ont des périodes de durées à peu près égales à celles-ci; seulement le retour n'a pu être encore vérifié. Mais combien d'autres mettent, pour parcourir leurs orbites trois cents, quatre cents, huits cents ans I deux mille, trois mille, quatre et cinq mille, et enfin jusqu'à cent mille années!

En parcourant ces immenses orbites, les comètes suivent les lois de Kepler, d'où il faut conclure qu'arrivés à l'extrémité du grand axe, la vitesse avec laquelle elles se meuvent doit être excessivement petite. Dès lors ne serait-il pas possible que de si faibles masses, emportées par un mouvement si lent,

fussent entraînées dans le centre attractif de quelque autre soleil, et que, voyageuses vagabondes, ces comètes échevelées passassent ainsi d'un monde k l'autre, jusqu'à ce que la concentration de la matière qui les forme et la puissance d'attraction d'un astre énorme ou d'un groupe d'astres finissent par les attacher pour toujours à leur système? Cette hypothèse n'a rien que de fort vraisemblable pour les comètes dont les orbites elliptiques n'ont pu être calculées. Mais quant à celles dont les durées périodiques sont approximativement connues, leurs plus grandes distances au Soleil, quelque considérables qu'elles soient, montrent qu'elles sont bien loin encore d'atteindre la sphère d'attraction des étoiles les plus voisines. La comète de cent mille ans se plonge dans l'espace, à une profondeur d'environ cinq mille fois la distance du Soleil à ta Terre, distance qui est quarante fois moindre encore, que celle où nous sommes de l'étoile la plus voisine, d'Alpha du Centaure.

Sept ou huit comètes intérieures paraissent désormais faire partie intégrante de notre système solaire, effectuant leurs révolutions en des temps très-courts, trois ans et demi, six ans trois quarts, sept ans trois mois, par exemple ; n'offrant d'ailleurs rien, au point de vue de leur aspect particulier, qui mérite quelque mention.

L'une d'elles cependant, celle de Gambart ou de Biéla, a subi une modification singulière : elle s'est séparée en deux, parties distinctes qui voyagent à peu prés de compagnie.

Une autre éprouve dans sa marche une accélération qui diminue sa période d'un ou deux jours, en la rapprochant ainsi peu à peu du Soleil. Est-ce à la résistance de l'éther qu'on doit attribuer cette accélération? Ce serait la première observation directe, v constatant l'existence de ce fluide dans les espaces célestes, existence logiquement démontrée, du reste, par la propagation des ondes lumineuses.

Ici je m'arrête . un instant ; je veux répondre à une objection qu'on ne manquera pas de faire. Si l'éther, dira-t-on, ou tout autre fluide répandu dans les espaces interplanétaires, offre une résistance au mouvement des comètes, il paraît naturel d'en conclure que ce mouvement sera ralenti et non pas accéléré, comme vous venez de le dire. Or l'observation constate en réalité une accélération. Donc il est impossible de l'attribuera la résistance du milieu. Donc ce phénomène, bien loin de prouver que Téther existe, est au contraire une preuve de sa non-existence.

Je crois avoir rapporté l'objection dans toute' sa force. Eh bien, deux mots et deux minutes de réflexion vont la détruire.

Les comètes, comme les planètes, sont attirées par le Soleil. Si elles ne tombent pas directement sur le Soleil, c'est qu'elles sont animées M' une force d'impulsion qui, combinée avec celle de la pesanteur, produit un mouvement elliptique autour du foyer d'attraction.

La résistance de l'éther diminue directement celte force impulsive, tangente à l'orbite. La pesanteur agit alors avec plus d'intensité et rapproche dans une certaine mesure la comète du Soleil. La courbe de l'orbite est donc, par le fait, diminuée dans ses dimensions ; et comme, en vertu de la troisième loi de Kepler, les durées des révolutions sont liées aux dimensions de l'orbite, il s'ensuit que ces durées sont elles-mêmes réduites dans une certaine mesure.

Ainsi la résistance du milieu doit donc avoir pour effet, en raccourcissant l'orbite, d'accélérer le mouvement périodique, et c'est précisément ce que l'observation a constaté.

Mais alors on pourrait prévoir, pour un temps plus ou moins éloigné, l'instant où, le mouvement s'accélérant de plus en plus, la comète irait se plonger dans l'atmosphère enflammée du Soleil..

En peut-il être ainsi pour les planètes? Non. Leur masse est relativement si considérable et le milieu éthéré si peu dense, qu'il a été impossible de consta-

ter encore aucune modification dans le mouvement des planètes.

Je Tiens de parler à plusieurs reprises de la faible masse des comètes. Sans doute, il doit y avoir une grande variété, sous ce rapport, parmi ces astres, dont les uns ont un volume beaucoup plus grand que les autres, qui tantôt possèdent un noyau, tantôt en sont dépourvus. Mais il paraît prouvé néanmoins que la masse des plus considérables est encore d'une extrême petitesse. Aucune comète observée n'a exercé, en effet, sur le cours d'une planète d'influence troublante sensible, tandis qu'au contraire les planètes dans le voisinage desquelles passent les comètes ont souvent produit des perturbations considérables dans la marche de ces dernières. La comète de Halley, par exemple, a éprouvé en 1759, de la part de Saturne, un retard de cent jours, de Ja part de Jupiter, un retard de cinq cent dix-huit jours.

Une autre comète a traversé deux fois le monde de Jupiter, sans que la marche des satellites en ait été le moins du monde altérée.

C'est sans doute, en raison de cette faiblesse de masse, que l'on observe une si grande variabilité dans la forme et dans l'éclat d'une même comète. Souvent, au retour de telle comète périodique, le changement est si grand, qu'il serait difficile de reconnaître l'astre

à son seul aspect : les éléments de son orbite sont pour cela indispensables.

Dans le cours même d'une portion de l'orbite parcourue, bien plus, d'une nuit à l'autre, des modifications se produisent dans le noyau et dans la queue, et ces phénomènes se passent, pour ainsi dire, sous l'œil de l'observateur.

Quelle edtla nature de ces agglomérations de matière diffuse? Sont-elles exclusivement gazeuses? Quelques-unes ont-elles un noyau réellement solide? Sont-elles lumineuses par elles-mêmes, ou ne renvoient-elles, au contraire, que la lumière réfléchie du Soleil ? Enfin, d'où proviennent les queues des comètes ?

Yoilà une série de questions auxquelles l'astronomie moderne n'a pas encore la prétention de fournir des réponses positives.

Laplace semble regarder les comètes « comme de petites nébuleuses errantes de système en système solaire, et formées par la condensation de la matière nébuleuse répandue avec tant de profusion dans l'univers. »

Des expériences assez précises semblent démon trer que la lumière dont brillent les comètes est, au moins en partie, empruntée au Soleil. Et de fait, il est remarquable de voir combien leur éclat augmente

d'intensité à mesure qu'elles s'approchent du foyer de leur mouvement.

Sans doute aussi la matière dont elles sont formées éprouve, pendant leur passage au périhélie, une trèshaute élévation de température, et par suite une dilatation considérable. Leurs queues prennent alors des proportions immenses, soit qu'une force répulsive, inhérente au Soleil, chasse ainsi leurs molécules dans une direction opposée, soit que ces molécules s'élèvent en vertu de la raréfaction que la chaleur produit dans leurs atmosphères.

La forme de la queue varie beaucoup, suivant les comètes. Ici c'est une sorte d'éventail dont la partie moyenne est plus obscure que les bords; là c'est une longue bande lumineuse d'un éclat uniforme; tantôt elle est recourbée, en forme de sabre ou de panache; tantôt enfin elle semble un cône immense dont les arêtes plus éclatantes vont rejoindre et envelopper le noyau, et laissent supposer que le cône lui-même est intérieurement creux.

On a cru remarquer dans les noyaux de quelques comètes des changements de forme apparents, qui laisseraient supposer soit un mouvement de rotation, soit une sorte d'oscillation de ces noyaux. Si ce phénomène n'est point hors de doute encore , du moins offre-t-il un certain degré de probabilité.

Et maintenant^ que faut-il penser de toutes les rêveries qu'on a débitées sur les comètes, des hypothèses innombrables qu'on a formées sans raison sur leur constitution physique, sur le danger que leurs passages périodiques peuvent faire éprouver aux planètes, et notamment à la Terre? Vraiment la science ne sait guère que répondre à des idées hypothétiques, qui ne reposent sur aucune donnée.

Je ne ferai pas l'injure à mes lecteurs de réfuter la possibilité >de l'influence occulte des comètes sur les événements humains, ni la signification redoutable de leurs apparitions. Les intelligences faibles et su- • perstitieuses , les esprits troublés par des hallucina- . tions mystiques peuvent encore s'occuper de ces fadaises. Mais l'astronomie n'a rien à voir à tout cela, et nous ferons comme elle.

Quant au choc possible de la Terre par une comète, on peut le nier ou l'affirmer, sans manquer au bon sens. Il y a lieu seulement de croire que la faible densité des comètes rendrait ce choc peu dangereux ; et d'ailleurs la probabilité d'un tel événement est si faible, qu'il n'y a vraiment pas lieu de s'en occuper. La Terre, traversant la nébulosité d'une comète, aurait-elle à redouter soit une chaleur intense qui, se répandant dans notre atmosphère, ferait périr tous les êtres organisés, soit le contact de gaz délétères

qui les empoisonneraient? c'est ce qu'on ne saurait encore nier ni affirmer, du moins en s'appuyant sur de solides raisons.

Il est encore deux genres de phénomènes particuliers à notre monde solaire et dont je yeux donner une rapide esquisse avant de terminer nos pérégrinations et nos causeries. Je veux parler de la lumière zodiacale et des aérolilhes.

Vers les mois de mars et de septembre, il n'est pas rare d'apercevoir à l'horizon, avant le lever ou après le coucher du Soleil , une lueur en forme d'ellipse extrêmement allongée et inclinée à peu près dans le sens de l'équateur solaire prolongé. C'est la lumière zodiacale.

Dans les contrées voisines de l'équateur, l'éclat de la lumière zodiacale est beaucoup plus vif que dans les régions tempérées. Cet éclat égale , dit-on , les parties les plus brillantes de la Voie Lactée, ce qui s'explique aisément par la pureté plus grande du ciel et l'intensité moins forte du crépuscule.

Le Soleil paraît donc entouré d'une sorte d'anneau lumineux dont la nature a été l'objet d'un assez grand nombre d'hypothèses. Celle qui semble aujourd'hui la plus probable, c'est que la lumière zodiacale a pour cause la lumière du Soleil, réfléchie elle-même

III LfcS MONDES.

par les parties matérielles d'un anneau 4e substance nébuleuse qui environne l'astre central à une assez grande distance. Cette matière* est-elle formée d'une multitude de fragments solides ou au contraire a-telle la constitution d'un gaz? c'est sur quoi la science ne peut se prononeer. Dans le premier cas , il y aurait, entre le phénomène que je viens de décrire et les aérolithes, une analogie fort remarquable.

Après avoir déerit les petites planètes qui circulent autour du Soleil, à l'intérieur des orbites de Jupiter et de Mars, et signalé ce que présente c(e caractéristique cet anneau d'astéroïdes , Ara go ajoute : c Bien ne s'oppose à l'hypothèse faite par plusieurs astronomes et physiciens, de l'existence dans les es* paoes planétaires de corps ayant des proportions beaucoup plus faibles encore. Aussi a-t-on rattaché dans ces dernières années, avec une très-grande probabilité, aux lois générales du système du monde, des météores qui avaient beaucoup occupé les anciens et qu'on avait vainement cherché à expliquer soit par l'action de la foudre , soit par des condensations de vapeurs métalliques qui se seraient élevées jusqu'aux régions extrêmes de l'atmosphère terrestre, soit par des traînées de gaz hydrogène enflammé. Les pierres météoriques ou aérolithes qui tombent

à la surface de la Terre , les globes de feu nommés bolides, qui paraissent et disparaissent tout à coup et présentent un diamètre sensible , les étoiles filantes qui tracent un trait de feu presque sans épaisseur dans le ciel étoile, ce ne sont plus là que des corps errants dans l'espace, et que notre planète vient rencontrer dans sa course annuelle autour du Soleil l . »

Je me borne à ces détails au sujet de ces curieux phénomènes. Les observations persévérantes, dont ils sont incessamment l'objet, ne peuvent tarder d'apprendre quel degré de probabilité l'on doit accorder à ces conjectures. Si , comme les savants inclinent à le croire, elles se vérifient un jour, ce sera un trait de plus de la variété admirable des phénomènes que présente à nos yeux le système de notre monde.

Maintenant que nous avons parcouru ce monde en tous sens, que nous avons visité le foyer de force, de chaleur, de lumière que nous nommons notre Soleil, et les planètes qui obéissent à son énergie attractive, depuis celles qui l'entourent à de petites distances, jusqu'aux globes immenses, s'éloignant de lui à des distances que notre imagination se figure à peine; puis leurs satellites, leurs anneaux, les comètes va-