PLANETES
tions
moyennes
Incli-
rotation
sidérales
au
naisons
réels
en années
soleil
sidéraux
sidérales
Mercure . .
Vénus ....
La Terre . .
OoO'
Mars . . . .
Jupiter . . .
Saturne . .
Uranus . . .
Neptune . .
78. Loi de Bode. — Il existe entre les distances des planètes au Soleil une relation approchée qui permet de les retenir aisément. Ecrivons 0, et, après, les différents termes d'une progression géométrique de raison 2 et commençant par 3 :
à chaque terme ajoutons 4 :
enfin divisons chaque terme par 10 ; nous avons finalement
Comparons ces nombres à ceux du tableau . Us représentent à peu près les distances moyennes des planètes au Soleil, la distance de la Terre étant prise pour unité. Mais on trouve qu'aucune planète ne correspond au nombre 2,8. Cette lacune fut comblée après Bode, astronome de Berlin et auteur de la suite précédente, par la découverte des planètes télescopiques. Malheureusement le désaccord entre le nombre correspondant à Neptune et la vraie distance ne donne à ce qu'on a appelé la loi de Bode que la valeur d'une règle mnémonique.
79. Définitions. — On appelle digression d'une planète sa distance angulaire STP au Soleil.
On appelle élongation la digression maximum d'une planète.
On dit qu'une planète est en conjonction avec le Soleil lorsque sa digression est nulle.
Une planète est en opposition lorsque
son élongation est de 180».
Dans ces deux cas, les. centres des
trois astres sont dans un plan perpendiculaire au plan de
l'écliptique ; ils seraient rigoureusement en ligne droite si la
planète se déplaçait dans le plan de l'écliptique.
Les planètes inférieures ne sont jamais en opposition.
mais elles sont en conjonction de deux manières différentes : En conjonction inférieure lorsque Tordre de position est Soleil, Planète, Terre : S, Vi, T sur la figure ;
En conjonction supérieure lorsque l'ordre de position est Planète, Soleil, Terre : Vj, S, T sur la figure.
Seules les digressions des planètes inférieures présentent un maximum.
On a représenté sur la figure les élongations orientale et occidentale VTS et STV d'une planète inférieure.
Les planètes supérieures peuvent être en opposition et Tordre est Planète, Terre, Soleil : Mi, T, S sur la figure.
La conjonction supérieure Ma, S, T existe seule.
80. Mercure. — L'élongation de la planète est 29», de sorte qu'elle est le plus souvent noyée dans l'éclat du Soleil, et qu'on ne peut la voir que rarement à l'œil nu. Quand cela arrive, elle brille au ciel comme une étoile de première grandeur.
En s'attachant à suivre des taches nettes à la surface de la planète, on a pu conclure que la planète tourne sur ellemême dans le temps qu'elle met à faire sa révolution autour du Soleil, soit 88 jours. Par conséquent, c'est toujours le même point de la planète qui a le Soleil à son zénith, et c'est le même hémisphère de Mercure qui est plongé dans l'obscurité. La différence de température entre les deux hémisphères doit être très grande, et s'il y a une atmosphère, il doit y avoir à cause de ce fait une grande circulation de vents.
Mercure n'ayant qu'une assez faible élongation, ses phases ne sont pas très sensibles.
81. Vénus. — L'élongation de Vénus est de 49o. Aussi, en l'examinant avec une lunette, même d'un faible grossissement, on peut apercevoir ses phases, qui sont analogues à
celles de la Lune. En conjonction inférieure elle tourne vers nous sa face obscure et est invisible ; si elle se projette sur le Soleil, elle apparaît comme une tache noire très ronde.
En conjonction supérieure son disque est plein et très éclairé, mais il paraît six fois plus petit.
Dans rintervalle, elle ressemble à la Lune ; tantôt elle est gibbeuse et très petite, tantôt elle est en forme de croissant délié et très grand. Dans ce cas, c'est un des plus beaux astres que l'on puisse observer dans le ciel, et elle brille tellement que dans certaines régions, par exemple en Algérie, on la voit en plein jour (*).
Comme elle ne s'éloigne jamais à plus de 49o du Soleil, elle peut quelquefois précéder le lever du Soleil et d'autres fois suivre son coucher, ce qui explique les deux noms d'étoile du matin et d*étoile du soir sous lesquels elle est connue. On la désigne communément aussi sous le nom d'étoile du berger.
D'après M. Schiaparelli, Vénus tourne sur elle-même dans un temps égal à la durée de sa révolution autour du Soleil, soit 225 jours ; mais M. Flammarion, dans une communication faite en 1894 à l'Académie des Sciences, a cru pouvoir affirmer que cette planète tournait sur elle-même dans le même temps à peu près que la Terre. Ces divergences proviennent de ce que les taches qu'on observe sont dans le voisinage des pôles, et que leur examen est très difficile.
82. Mars. •— Mars est la première des planètes supérieures qu'on rencontre en s'éloignant du Soleil. C'est la seule dont on puisse observer les phases facilement. Comme elle n'est jamais en conjonction inférieure, nous en apercevons toujours une partie éclairée, et par conséquent, nous voyons qu'elle ne présente pas la succession complète des phases.
Mars est la plus rapprochée des planètes supérieures. Le plan de son équateur est incliné sur celui de son orbite d'environ 28o48' . Les saisons doivent donc y éprouver à peu près les mêmes variations que sur la Terre. Les valeurs de l'aplatissement trouvées par les divers observateurs sont
(*) Lorsque Galilée découvrit les phases de Vénus, il fut d'abord très embarrassé et n'en saisit pas immédiatement la raison. On raconte cependant qu'on objecta à Kopernik que si son système était vrai, Vénus devait présenter des phases comme la Lune. Kopernik répondit qu'il pensait qu'on les verrait quand on pourrait distinguer la forme de Vénus.
. très différentes et dépassent de très peu les erreurs possibles, de sorte qu'il est impossible d'en donner une naesure.
Vue à Tœil nu, la planète Mars apparaît comme une belle étoile rougeàtre.
Vue à la lunette, on aperçoit des teintes sombres un peu verdàtres pendant que la couleur prédominante est le rouge. Ces taches sont permanentes à la surface de la planète, mais des taches blanchâtres apparaissent périodiquement et alternativement aux deux pôles de Tastre, et offrent une analogie frappante avec les glaces de nos régions polaires.
Mars a une atmosphère et de Teau.
Enfin, M. Asaph Hall a découvert en 1877 deux satellites de Mars. Ils tournent tous les deux dans le sens de la rotation de la planète^ mais comme Tun d'eux tourne autour de Mars plus vite que cette planète ne tourne sur elle-même, il paraît rétrograder dans le ciel, et les habitants de Mars, s'il y en a, ont ce spectacle de deux lunes marchant dans le ciel en sens inverse Tune de l'autre.
83. Jupiter. — Jupiter est la plus grosse planète du système solaire. L'intensité de la chaleur et celle de la lumière doivent y être 25 ou 30 fois moindres qu'à la surface de la Terre.
A l'œil nu, Jupiter parait comme une étoile blanche un peu jaunâtre, très brillante. Son disque vu à la lunette présente des bandes parallèles à l'équateur, alternativement sombres et brillantes. On observe aussi certaines taches noires dont la réapparition périodique a permis de déterminer la rotation de la planète.
Jupiter a cinq satellites qui se déplacent dans des plans très peu incHnés sur le plan de l'orbite de la planète. Us sont à de très faibles distances de la planète, en sorte qu'ils sont éclipsés à chaque révolution. Comme la Lune pour la Terre, ils présentent toujours la même face h Jupiter.
84. Saturne. — Saturne brille comme une étoile de première grandeur ; c'est, après Jupiter, la plus grosse des planètes.
Son disque est sillonné comme celui de Jupiter de bandes alternativement sombres et lumineuses, parallèles à son
équateur. Sa densité moyenne n'est que le -r- de celle de la
Terre. Saturne est la plus légère des planètes et nous ne pouvons pas facilement nous faire une idée de sa constitution superficielle.
Saturne présente une exception unique dans le système solaire. Il est entouré de trois anneaux circulaires larges et minces, concentriques à la planète et dont les bases sont parallèles au plan de Téquateur. Les deux anneaux extérieurs réfléchissent vivement la lumière ; le troisième, plus difficile à voir, est obscur.
85. Uranus. — Les cinq planètes précédentes étaient connues des Anciens. Uranus a été découvert par Herschell en 1781. A rœil nu, cette planète apparaît comme une étoile de sixième grandeur.
Le diamètre apparent du Soleil est environ 330 fois plus faible pour Uranus que pour nous. On conçoit donc que la chaleur et la lumière y soient extrêmement faibles.
Uranus a quatre satellites qui se meuvent presque dans un même plan, peu incliné sur le plan de Técliptique ; quand on projette leurs orbites sur Técliptique, on constate que ces satellites ont un mouvement rétrograde ^ à rencontre ;de ce qui se passe pour tous les satellites dont nous avons parlé jusqu'ici.
La planète tourne probablement sur elle-même, et le plan de son équateur doit coïncider avec le plan des orbites des satellites.
86. Neptune. — La découverte de cette planète, en 1846, par rastronome français Le Verrier, a été une merveilleuse application du calcul à l'astronomie et une éclatante confirmation des lois de la gravitation universelle. Uranus n'obéissait pas complètement aux lois qui régissent le mouvement des planètes, et les perturbations qu'elle subissait dans sa marche n'étalent pas suffisamment expliquées par Faction que Jupiter et Saturne exerçaient sur elle. Le Verrier arriva à démontrer que les mouvements d'Uranus ne pouvaient s'expliquer que par l'existence d'une planète encore inconnue, dont il détermina la position par de savants calculs. Il éci vit à Galle^ astronome à Berlin, qu'avec une bonne lunet on devait pouvoir constater l'existence de la planète. Gai braqua aussitôt sa lunette dans la position indiquée : Neptuétait au bout.
La chaleur et la lumière ne sont à la surface de cel
planète que la millième partie de ce qu'elles sont k la surface de la Terre.
On n'a pu encore déterminer la rotation de Neptune.
Cette planète possède un satellite qui se meut dans le sens rétrograde.
' 87. Petites planètes. — Depuis le commencement du siècle, les astronomes ont découvert un grand nombre de planètes télescopiques. Elles sont très petites. Le Tolume de
Cérès, la plus grande de toutes, est à peu près le ■ - du
volume de la Terre.
On connaît actuellement environ 410 petites planètes. Une trentaine ont été découvertes par la photographie, et c'est à l'aide de ce procédé qu'on en recherche de nouvelles,
D'après Le Verrier, la somme totale de la matière constituant les petites planètes situées entre les distances moyennes 2,20 et 3,16 ne peut dépasser environ le quart de la masse de la Terre.
Telles sont, très succinctement résumées, les différentes particularités des planètes.
88. Lois de Kepler. — Toutes les planètes, la Terre comprise, obéissent aux trois lois suivantes, connues sous le nom de lois de Kepler :
i° Chaque planète se meut autour du Soleil dans une orbite plane, et les aires balayées par le rayon vecteur qui joint le centre du Soleil à celui de la planète sont proportionnelles aux temps employés à les balayer.
Cette loi est connue sous le nom de principe des aires .
po La courbe décrite par chaque planète est une ellipse dont le centre de la Terre occupe un des foyers .
3^ Les carrés des temps des révolutions sidérales des diverses planètes sont entre eux comme les cubes des grands axes de leurs orbites.
89. Principe de la gravitation universelle. -- Newton a énoncé la loi générale de l'attraction de deux corps dans l'espace sous la forme suivante :
Dev^x corps s'attirent proportionnellement à leurs masses et en raison inverse du carré de leur distance.
Ce principe est la base de la mécanique céleste.
Comètes, étoiles filantes, amas d'étoiles, nébuleuses.
90. Comètes. — Les planètes ne sont pas les seuls éléments du système solaire. On voit assez souvent apparaître des astres très grands, dont le volume est comparable à celui du Soleil, plutôt qu'à celui des planètes. Ils s'approchent du Soleil en décrivant des orbites très allongées, et s'en éloignent de plus en plus pour disparaître presque tous à nos yeux et ne plus y revenir. Ce sont les comètes,
91. Aspects d'une comète. — Lorsqu'on découvre une comète encore fort éloignée du Soleil, elle apparaît comme une tache ronde d'un très faible éclat, offrant cette particularité que les plus petites étoiles se voient presque sans affaiblissement à travers sa nébulosité, et qu'elles ne subissent aucune réfraction appréciable. On peut donc assimiler cette nébulosité à une atmosphère, mais d'une extrême ténuité.Au bout de quelques jours, on voit apparaître au centre un noyau brillant qui possède une masse et une densité certainement très supérieures à celles de l'enveloppe nébuleuse. A mesure que la comète se rapproche du Soleil, elle se déforme. Le noyau prend une position de plus en plus excentrique et la comète se met à fuser dans la direction du rayon vecteur qui joint le noyau au centre du Soleil, mais à l'opposé du Soleil. La comète continuant encore à se rapprocher du Soleil, fuse aux deux bouts à la fois, par l'extension de la queue à l'opposé du Soleil, et de l'autre côté, par la formation d'aigrettes dont la matière marche d'abord vers le Soleil, puis s'arrête et unit par rebrousser chemin pour aller rejoindre les matériaux de la queue. L'allongement observé est souvent énorme; il y a des queues de 30, 40, 60 millions de lieues de longueur et plus.
Les queues des comètes prennent les formes les plus variées ; les unes sont droites, d'autres sont recourbées et s'épanouissent en éventail; quelques comètes ont plusieurs queues.
Cette matière disséminée par les comètes cesse évidemment de faire corps avec elles ; mais elle ne se déplace pas au hasard dans l'espace. Chaque molécule obéit aux lois de Kepler, ainsi que le noyau.
Quand une comète a passé au périhélie, des phénomènes
