CHAPITRE VI

SATELLITK DE NEPTUNE.

Lassell. — Dans les trois derniers mois de l'année 1846, Lassell avait remarqué à quatre reprises ditVérentes, près de la planète Neptune, une petite étoile qui semblait changer de position par rapport à elle; mais ces observations, trop distantes les unes des autres (10 octobre, 11 et 3o novembre, 3 décembre), n'apportaient aucune certitude. Au commencement de juillet suivant, il reprit cette étude et, dès le 3 août 1847, il fut en mesure d'affirmer l'existence de ce satellite.

Quelques mois plus tard (25 octobre), W.-C. Bond confirmait l'assertion de Lassell, mais annonçait en même temps un second satellite, plus faible et plus distant que celui de Lassell et qvie, d'ailleurs, Lassell crut revoir le i3 août i85o. Mais une étude ultérieure des en\irons de Neptune l'amena bientôt à nier l'existence de ce second compagnon et la conclusion finale de ce célèbre astronome est que Neptune ne possède qu'un seul satellite.

Le niouvemenl de ce saLeilite est rétrograde. — L'orbite de ce satellite a été calculée avec beaucoup de soin par Newcomb. Comme pour les satellites d'Lranus son mouvement est rétrograde, et, même, il s'éloigne beaucoup plus du mouvement direct puisque Tinclinaison de son plan sur celui de Técliptique est de i44"-

Dimensions. — Ses dimensions nous sont surtout connues par les mesures photométriques de Pickering; si l'on admet avec lui la valeur 7,9 pour grandeur stellaire de Neptune, celle de son compagnon serait de i3,8. En adoptant aussi pour la planète le diamètre de DÔ^Ôo*"", qu'il en donne, celui du satellite serait de 3630"""; avec le diamètre adopté pour Neptune dans le Tableau de la page 5, il descendrait à 3 i4~'^"'.

2l8 SECONDE PARTIE. — SATELLITES.

Ces nombres diffèrent d'ailleurs assez peu ; et l'on doit en conclure que le diamètre du satellite de Neptune est au moins triple de celui de Titania, le plus gros des satellites d'Uranus, et sensiblement égal à celui de notre Lune.

Anomalie de son éclat. — Le satellite de Neptune se différencie de la plupart des autres corps de notre système solaire par un caractère particulier. Ainsi que l'a constaté W .-H. Pickering en i 900, la lumière qu'il nous envoie est beaucoup plus actinique que celle de la planète elle-même; à l'observation directe la différence des grandeurs des deux astres est, en effet, de ôs'", tandis que la détermination photographique la réduit à 5s'", l'image photographique du satellite serait donc, d'après la formule de Pogson ('), deux fois et demie plus brillante que l'image visuelle. Il n'en est pas de même pour la planète génératrice dont les grandeurs visuelle et photographique sont égales.

On doit forcément en conclure que la constitution superficielle du satellite diffère notablement de celle de la planète. Mais l'explication de ce fait ne peut, dans l'état actuel de nos connaissances, être que purement hypothétique.

L'albedo considérable (o, 6o4) de la planète porte à croire qu'elle est entourée d'une atmosphère assez épaisse; sa composition serait-elle de telle nature qu'elle absorbât les rayons actiniques (ultra-violets), le satellite fonctionnant au contraire comme un radiateur absolu; ou inversement, l'atmosphère de la planète étant de constitution normale, le satellite ne serait-il point encore entièrement formé et aurait-il conservé un pouvoir lumineux propre qui, s'ajoutant à celui qu'il reçoit du Soleil, l'enrichirait d'ondes à longueurs courtes et par suite à vibrations rapides. Il nous est impossible de décider entre ces deux hypothèses. Quoi qu'il en soit il y a là pour nous une nouvelle indication dun mode spécial de formation pour les membres du système solaire qui sont à sa limite extérieure.

(') Voir Ch. Andrk, Astronomie stellaire, 1" Partie, p. 114.