C. H. F. Pelers. 1878 Palisa

De ces planètes, la plus proche est Méduse (1 'i9), dont la distance au Soleil est de 2.133, ou de 78910 000 lieues, et la plus éloignée Hilda (153), dont la distance est de 3.952, ou de 146 235000 lieues. Entre ces deux limites extrêmes la largeur de la zone est de 67 millions de lieues. 11 serait superflu d'ajouter pour nos lecteurs que pour avoir toutes les distances en lieues, il suffit de multiplier les chiffres donnés par 37 millions.

On peut même voir que, ces planètes ne décrivant pas des orbites circulaires, mais elliptiques, cette zone est grandement élargie par le seul fait des excentricités. Le fait le plus curieux, peut-être encore, est que la zone est parcourue dans toute sa largeur, et même au-delà, par ime seule de ces planètes dont l'excentrique voyage suffit pour balayer l'espace depuis l'orbite de Mars jusqu'à celle de Hilda, par la planète ^Ethra (132). L'excentricité de cette orbite s'élève à 0,38, c'est-à-dire à presque 4 dixièmes de la distance moyenne. Celle-ci étant de 2.6025, cette excentricité réelle est donc de 2.6025x0.38, ou de 0.989, presque 1, presque la distance de la Terre au Soleil, presque 37 millions de lieues ! Il en résulte qu'à son périhélie, cette planète se rapproche jusqu'à 2,6025 — 0,9890, ou 1,6Î35. L'aphélie de Mars est 1,6647; il s'étend donc au-delà du périhélie de .Ethra (').

Dans cette zone immense, ces petites planètes ne sont pas uniformément distribuées. Déjà, en 1879, dans V Astronomie populaire , on a pu remarquer le tableau (') construit par notre savant ami le général Par-

(') Il ne serait pas impossible que l'un ou l'autre des satellites de Mars, ou tous les deux, eussent été deux planètes arrivant, comme /Ethra, vers l'orbite de Mars avec la même vitesse que lui. Ce n'est pas impossible, mais ce n'est pas probable.

(') Ce tableau ainsi que notre diagramme ont été rapidement imité. Voir notamment Y Annuaire de l'Observatoire de Bruielles pour 1880, The sun Us vlanels and iheir satellites, par Ledger, Londres, 1882, etc.

LES PETITES PLANÈTES

meiitier, montrant l'agglomération de ces petits corps célestes vers les distances 2.35, 2.67, 3.12 et 3.43, et des vides remarquables au.\ distances 2.50, 2.82, 2.96 et 3.28. Nous exposions alors à ce propos les considérations suivantes :

«•Pourquoi toutes ces planètes sont-elles ainsi séparées et n'en formentelles pas une grande ? La théorie générale du système planétaire prouve que leur masse totale ne peut pas dépasser le tiers de celle de la Terre. Si ce sont là les débris d'une seule planète, elle pouvait être plus importante que Mars, mais elle l'était moins que la Terre. L'immense étendue de la zone occupée par ces corps célestes diminue considérablement la probabilité de l'hypothèse d'une fragmentation, quoique cette fragmentation ait pu être successive et chasser les fragments nouveaux vers des directions nouvelles, et quoique l'attraction de l'immense Jupiter, qui vogue au delà, ait pu disloquer à la longue toutes les orbites; il est beaucoup plus probable que c'est précisément cette attraction puissante de Jupiter qui a empêché une grosse planète de se former après lui, en favorisant le détachement des moindres fragments de l'équateur solaire sollicités à s'éloigner par la force centrifuge, et, plus tard, en les empêchant de se réunir par les perturbations constantes exercées sur eux. Les lacunes qui existent entre les orbites des petites planètes se trouvent précisément aux distances où des planètes tourneraient autour du Soleil en des périodes formant un rapport simple avec celle de Jupiter, et oii, par conséquent, les perturbations, étant pour ainsi dire normales, doivent produire des vides. Ainsi , une période égale à la moitié de celle de Jupiter serait à la distance 3,27 : c'est justement là la principale lacune que l'on remarque; il n'y a pas une seule petite planète, et il est probable qu'on lîy en trouvera jamais. Une autre lacune se montre à 2,96; c'est la distance à laquelle une planète graviterait en f de la période de Jupiter; une autre à 2,82 = ' ; une autre à 2,.j0 = -i. L'action de Jupiter est aussi claire dans cette distribution des orbites que celle d'une trombe qui traverse une forêt et fait le vide sur son passage.

« Il en est de même dans les anneaux de Saturne, dont les intervalles correspondent aux zones oii des satellites tourneraient en des périodes commensurables avec celles des quatre satellites les plus proches. Nous devons ces remarques intéressantes à l'astronome américain Kirkwood. »

Depuis cette époque, les progrès accomplis dans -la découverte de ces petits corps n'ont fait que confirmer ces vues. Voici un nouveau tableau, construit par le même géomètre, dans lequel on a rectifié la position de quelques planètes, mieux connues aujourd'hui, et ajouté les quarantetrois planètes découvertes depuis 1878

DISTRIBUTION DES PETITES PLANETES D»NS LORORE DE LEUR DIST»WE »U SOLEIL

LES PETITES PLANÈTES

En comparant ce nouveau tableau à l'ancien, on constate que sa physionomie d'ensemble est restée la même, malgré l'adjonction de plus d'un tiers aux 191 planètes du premier tableau. Les quarante-trois nouvellement venues se sont donc rangées dans les groupes existants, et c'est à peine si quelques petites lacunes des moins importantes se trouvent légèrement diminuées, excepté pourtant celle entre 2,92 et 2,98 qui est coupée en deux par la planète récemment découverte (Yindobona, 231';, si toutefois les observations ultérieures ne doivent pas corriger sa position, comme il est arrivé pour plusieurs autres.

Il est bien permis de penser que la grande lacune qui se trouve aux confins du groupe des astéroïdes n'est qu'apparente, car à cette distance beaucoup de ces corpuscules pourraient échapper longtemps encore à l'attention des observateurs ou même rester absolument invisibles. Mais il n'en est pas de même dans la première moitié du tableau. Il est de plus en plus probable que les lacunes qui caractérisent le groupement des petites planètes ont une cause physique. Si l'on admet que tous ces petits corps proviennent de l'émiettement d'un anneau planétaire dont les différentes parties n'ont pu se condenser en un seul tout, ou qu'elles sont les fragments d'une seule et même planète mise en pièces par une cause inconnue, tous ces fragments ont dû se séparer de plus en plus les uns des autres (comme nous l'avons vu faire aux deux corps dans lesquels s'est décomposée la comète de Biéla), et chercher une position d'équilibre, c'est-à-dire modifier graduellement les divers éléments de leurs orbites, rayon, e.xcentricité, inclinaison... jusqu'à ce qu'elles soient arrivées à décrire autour du Soleil des orbites régulières et stables. Ti'attraction de Mars et de Jupiter, cette dernière surtout, ont nécessairement dû exercer leur influence sur la position d'équilibre des petites planètes, et c'est dans les sous-multiples simples [\, j, {-), etc.) de la révolution de Jupiter que nous devons trouver la raison d'être des lacunes remarquées dans le groupement des astéroïdes'.

On le voit, ces vues, primitivement émises par Kirkwood, et que nous avons immédiatement adoptées comme l'expression certaine de la réalité, et appliquées, en les développant, aux découvertes nouvelles si rapides et si nombreuses, sont entièrement confirmées aujourd'hui par l'événement. Le raisonnement est fort simple. Si nous supposons qu'une particule planétaire ait pu se former à la distance moyenne de 3,27, par

(') Distances correspondantes aux périodes soiis-multiplcs les plus simples de celle de Jupiter :

périodes. Dislances.

LKS PETITES PLAiNÈTES

exemple, cette particule circulerait autour du Soleil en une révolution égale à la moitié de celle de Jupiter et arriverait par conséquent en conjonction avec la puissante planète toujours au même endroit de son orbite, y subissant sou attraction prépondérante; son orbite s'allongerait donc inévitablement vers Jupiter.

Les inclinaisons des orbites des petites planètes sur le plan dans lequel la Terre se meut autour du Soleil (plan de l'écliptique) sont très fortes. Celle de Pallas (2) s'élève à 35% celle de Lamberte (187) à 27°, celle d'Euphosyne (31) à 26°, et ainsi de suite. Un grand nombre surpassent 15°. La majorité est comprise de 5° à 8°. Parmi les grandes planètes, la plus inclinée est Mercure : 7°.

On peut se demander qu'elle est la cause de la forte inclinaison des petites planètes. M. Tisserand, reprenant la discussion d'une question traitée par Lagrange, sur les déplacements séculaires des orbites de trois planètes, a indiqué un cas particulier qui conduit au résultat suivant : « Il existe entre Jupiter et le Soleil une position telle que si l'on y plaçait une petite masse dans une orbite peu inclinée à celle de Jupiter, cette petite masse pourrait sortir de son orbite primitive et atteindre de grandes inclinaisons sur le plan de l'orbite de Jupiter par l'action de cette planète et de Saturne. Il est remanjuable que cette position se trouve à très peu près à une distance double de la distance de la Terre au Soleil, c'est-à-dire à la limite inférieure de la zone où l'on a rencontré jusqu'ici les petites planètes (')... ;>

Les périhélies de ces astres sont loin d'être distribués au hasard, uniformément, tout autour du Soleil : il y a un maximum entre 294 et 72° et un minimum entre 153 et 293°; la différence s'élève au triple, et ce qu'il y a plus curieux, c'est que le périhélie de Jupiter se trouve vers le milieu de cette région de plus grande condensation des périhélies.

Mesurer le diamètre de ces petits corps si éloignés de nous est un problème fort diflicile. Les plus grands ne dépassent pas 4 dixièmes de seconde, et la plupart même se réduisent à de simples points. En combinant les essais de mesures faites avec les évaluations fondées sur l'éclat (Ângelander, Stone, Pickering), on trouve les diamètres suivants, comme étant les plus probables. Parmi les petites planètes qui ont été mesurées, voici celles qui surpassent 100 kilomètres, d'après la moyenne la plus approximative :

Vesta 400 Hébé loO Métis 123 Massalia . . . 104

Cérès .... 350 Iris lîiO Europe ... 113 Parthénopi' . 103

Pallas. . . 270 Lcetitia. . . . 144 Niobé .... 114 Mnéiiiosyni' . 101

Juuon .... 180 Amphitriti'. . 133 Irène 107 S.vbiUc. . . . 101

Hygie .... 17o Psyché. ... 130 Égério .... lOi; liolluni; ... 100

■ Eunoniia. . . 100 Calliopc ... 12o

(') Les recherches de M. Tisserand confirment et précisent cette conclusion. En dési-