CHAPITRE m. — PETITES PLANETES

sites lumineuses sonl liés souvent variables d'un soir à l'autre. » Ces variations d'éclat lui semblent caractéristiques, et, les interprétant dans son hypothèse que ces petits astres sont des fragments d'un "autre ayant fait explosion, il exprime <(. sa conviction qu'ils ne sont pas ronds, mais ont une forme irrégulière, leur intensité lumineuse variant suivant qu'ils nous présentent une face large ou étroite ».

En i83-, Argelander constate aussi dans Pallas des variations atteignant parfois une grandeur stellaire d'un jour au suivant, comme par exem])lc 9" grandeur le 8 août et 10'- grandeur le lendemain 9 août.

Quinze ans après(i 85 1), Ferguson, à la suite d'une série méthodique d'observations d'éclat faites sur une douzaine de ces astéroïdes, arrive à la conclusion que Clio et Astrée seuls présentent des variations faibles, mais certaines, d intensité lumineuse.

Cause de ces variations. Ap/iei cVAigelander. — Quelle est la cause de ces phénomènes? Le mouvement de révolution de ces corps autour du Soh'il étant nécessairement accompagné pour chacun d'eux d'une rotation axiale, c'est à ce dernier mouNement qu'on les attribua d'abord et ce fut la première opinion d'Argelander. INIais plus tard, on i8;)j, dans un appel qu'il (il aux astronomes pour leur recommander l'étude attenti\ e de ces variations, il dit : (( Si telle était leur cause, elles devraient montrer une période régulière et continue; mais il paraît fort vraisemblable que l'espace intraplanélaire de notre système solaire doit être plus ou moins rempli par de [)etits corps. Si un ou plusieurs essaims d'aérolithes, analogues à (;eux que IraA erse l'orbite de la Terre, traversent aussi celles de Mars ou des petites planètes, la lumière de ces dernières pourrait être momentanément alTaiblie d'une façon sensible; mais, à l'inverse des variations, causées par une rotation, celles-ci mancpieraient de périodicité. »

l-i'appel d'Argelander ne fut d'ailleurs pas entendu, faute peut-être <Ie moyens de mesure suftisants.

Frigga. Sa (lisjxiritioii. C.-ll.-F . Pélers. — Mais bientôt survint un fait des plus curieux, l^orsquen iSG.'î C. H. F. l^éters découvrit Frigga (JM' ^®^ astre était remarcpiable par son éclat d'un blanc éblouissant cl Péters put le suivre assez longtemps pour que l'orbite qu'il calcula eut une assez grande précision. Malgré cela pendant six

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oppositions successives, sauf, pcul-èiie, une obser\alion douteuse en 1862, personne ne la put retrouver, cjuolcpi'on l'ait cherchée avec le plus grand soin. Péters ne la revit qu'à l'opposition de i^'yp, parcourant d'ailleurs une orbite très voisine de la première calculée; sa disparition n'est donc point inî|)uta]jle à un défaut de celle-ci. Déplus, la planète présenta alors une variation lumineuse régulière, bien nette, atteignant du 24 juillet au 4 octobre une grandeur stellaire et demie, et la longueur de la période ne permet pas de l'attribuer à une rotation axiale. Doit-on en conclure, a\ec Péters, cpie Frigga aurait en elle-même une cause propre de \ariation lumineuse, dont l'éclat s'ajouterait à celui que lui cn\oie le Soleil, et en tirer, comme MM. Schulhof et CalUuidreau, un argument en fa\eur de la communauté d'origine des astéroïdes et des comètes j)ériodiques, qui, elles, sont bien cerlaineniement des souices lumineuses? ou bien, au contraire, doit-on, avec G. Miiller, de Potsdam, et sans chercher à expliquer sa disparition pendant 18 ans, admettre que les variations d'éclat de cette planète en iS'jp s'expliquent simplement par ce fait qu'elle serait soumise comme Mars à des phases faisant varier régulièrement son éclat au moment de l'opposition?

Variations lentes. Influence de la phase. G. Miiller. — L'étude consciencieuse que l'astronome de Potsdam a faite (1886) photométriquement des intensités lumineuses d'un certain nombre d'astéroïdes paraît confirmer cette opinion. Les l'j planètes qu'il a mesurées (') présentent en effet toutes des \ariations d'éclat en relation apparente avec leurs phases et telles que leurs grandeurs stellaires varient proportionnellement à l'angle de phase. Le coefficient de proportionnalité varie d'ailleurs suivant l'astéroïde; maximum (0,042) pour Pallas et Gérés, il est minimum (0,018) pour Iris et Harmonia, de sorte qu à une même distance angulaire de l'opposition la diminution de grandeur est dou])le sur les deux premières (où elle peut atteindre une grandeur entière) cjue sur les deux dernières. Il semble donc q'ie, cpioique ayant probablement une origine commune, tous ces astéroïdes n'ont pas la même constitution superficielle (-).

(') Pnihis, Gérés, Métis, Ilébé, Liiloliy, Irène, Nausika;i, t'idcs, Kiinomia, Dapliné, Flora, \cslu, Massalia, Amphitiite, F^celilia, Iris cl Ilariiionia.

(') Heinarquons que d'après ISIûller ce coefficiciU de proporlioimalilé est q,o?->'j pour Mercure cl o,oi5 pour Mars.

ClIAl'ITIth: III. — l'KTlTKS I'LANÈTES. 89

Variations rapides. Éios. Egon von Oppolzer. — En outre de <;es variations lentes d'éclat, il en a parfois été signalé de très rapides, s'effectuant en quelques heures. Telles sont celles de oS'",6 en deux heures qu'en i 883 Haninglon, de l'Observatoire d'Ann- irbor, crut avoir constatées sur la planète Vesta. Telles aussi celles qu'en 1899 surtout, Max Wolïd'Heidelberg avaitremarquées sur Tercidina (345) et Serona 'luT , dont les périodes lui paraissaient être d'environ 6 heures et 4 heures. Mais d'une part les mesures trop peu nombreuses du premier laissaient place à certaines critiques, et d'autre part les obser\ations ultérieures de M. Wolf et Hartmann infirmèrent les premiers résultats.

La première démonstration de Texistence de ces variations rapides •date du commencement de Tannée 1901. Depuis quelques mois, rastéroïde Éros (43J5) était l'objet des préocupations de presque tous les observatoires; c'était sur lui (pie leurs principaux eftbrts étaient portés.

Sa grande proximité ielati\e de la Terre l'aAail désigné comme devant servir à une détermination de l'unité astronomique de longueur probablement plus précise que celles obtenues jusque-là. Or, peu après le commencement des observations, un certain nombre d astronomes avaient été frappés par l'instabilité de l'éclat de la planète : parfois, dans le cours d'ime même série d'obser\ations, on la sentait s'éteindre graduellement jusqu'à devenir invisible au milieu des •étoiles de comparaison; parfois on avait la sensation nette que son éclat relatif augmentait.

Mais, jiréoccupés par le souci d'assurer avant toutleplus de précision |)Ossible à ces mesures délicates et pressés par le court intervalle de leur durée |)endant cha(|ue série, ces astronomes ajournèrent jusqu'à la lin des observations, et pour une discussion d'ensemble, l'étude détaillée de ces apparences contradictoires avec les derniers résultats de Wolf et d'Hartmann. Fort heureusement le D' Egon von Oppolzer ('), qui séjournait alors à l'Observatoire astrophysique de Polsdam afin de s'instruire dans les procédés photométriques de cet •établissement, prit pour sujet d'étude la détermination de la grandeur stellaire d'Eros au moment de son opposition. Ses observations.

(') l<'ils (lu crlùbip aslionoiiK- viennois cl alors as^islanl à lObservatoiie de Prague.

go l'RlîMlÈRI-: PARTIE. — PLAXÈTKS.

commencées le 20 décembre, un peu après l'opposition, l'amenèrent: bientôt à croire que l'éclat de cette planète était soumis à des varialions d'environ une classe de grandeur et assez rapides. Pour déciderla question, une série de mesures d'éclat poursuivie d'une façon continue pendant une ou plusieurs soirées était nécessaire : il la commença dans la nuit du 8 février 1901 et le résultat fut de confirmer de la manière la plus probante son opinion première. Cette importante nouvelle, télégraphiée à tous les observatoires, fut bientôt vérifiée par de nombreux observateurs.

L'éclat de la planète était, en effet, très rapidement variable et, dans un intervalle d environ 2 heures 3o minutes, cette planète passait de la. \\^ à la 1 1'^ grandeur.

Au point de vue cosmogonique, la détermination exacte des diverses circonstances de ces variations lumineuses, c'est-à-dire la construction précise de la courbe de lumière qui les représente, prenait une importance considérable; parmi les travaux que cette recherche suscita nous citerons ceux de MM. Rossard et Montangerand de l'Observatoire de Toulouse, Jost d'Heidelberg, Deichmiiller de l'Observatoirede Bonn, Wendell d'Harvard Collège, Guillaume, Lecadet et Luizet de l'Observatoire de Lyon; d'ailleurs, ces dernières observations étant les plus complètes et leurs résultats ayant été confirmés par les autres dans leurs parties communes, c'est à eux que nous bornerons notre analyse.

i" La varuitiou lumineuse d'Eros i^fig- 48) ne |)eut à l'origine être représentée par une courbe simple; elle forme une courbe à doublepériode, l'une d'une durée de 2^01'", 4? l'autre de 2''24"',9, *î^' ^'^~ fèrent de \ de leur valeur moyenne. Mais le 29 mars, après une interruption des observations causée par le mauvais temps, on trouva que la variation bimineuse peut être représenlée par une période simplede durée égale à 2''38'",i, précisément égale à la moyenne des deux précédentes.

2" L'amplitude de la variation lumineuse d'Ero*^, qui à l'origine était de deux grandeurs environ, a diminué progressivement i^fig- 49) j^^squ'à devenir nulle à partir du 20 avril et rester nulle ensuite jusqu'au 24 mai, jour où se sont terminées les observations.

A quoi peuvent être dues ces variations d'éclat apparent qui vont du simple au quintuple? On vil alors les mêmes divergences qui caractérisèrent le problème de la variation d'(;clat de l'étoile Algol. Les-

cinpiTHE ni.