DE SATURNE, DE SES SATELLITES ET DE SON ANNEAU

Saturne se meut d'occident en orient , dans une période de 10769 jours : la durée de sa révolution synodique est de 878 jours. Son mouvement, qui a lieu à fort peu près dans le plan de l'écliptique, est assujetti à des inégalités semblables à celles des mouvements de Mars et de Jupiter. 11 devient rétrograde ou finit de l'être lorsque la planète, avant ou après son opposition, est distante de 12 1** du soleil : la durée de cette rétrogradation est à peu près de cent trente-neuf jours, et l'arc de sa rétrogradation est d'environ sept degrés. Au moment de l'opposition, le diamètre de Saturne est à son maximum : sa grandeur moyenne est d'environ 5o''.

Saturne présente un phénomène unique dans le système du monde. On le voit souvent au milieu de deux petits corps qui semblent lui adhérer, et dont la figure et la grandeur sont trèsvariables : quelquefois ils se transforment dans un anneau qui semble entourer la planète ; d'autres fois ils disparaissent entièrement, et Saturne alors paraît rond comme les autres planètes. En suivant avec soin ces singulières apparences, et en les combinant avec les positions de Saturne relativement au soleil et à la terre , Huyghens a reconnu qu'elles sont produites par un anneau circulaire large et mince qui environne le globe de Saturne, et qui en est séparé de toutes parts. Cet anneau, incliné de 3i%85 au plan de l'écliptique, ne se présente jamais qu'obliquement à la terre, sous la forme d'une ellipse dont la largeur, lorsqu'elle est la plus grande, est à peu près la moitié de sa longueur. L'ellipse

se rétrécit de plus en plus, à mesure que le rayon visuel mené de Saturne à la terre s*abaisse sur le plan de lanneau, dont Tare postérieur finit par se cacher derrière la planète, tandis que Tare antérieur se confond avec elle; mais son ombre, projetée sur le disque de Saturne, y forme une bande obscure que Ton aperçoit dans de fortes lunettes, et qui prouve que Saturne et son anneau sont des corps opaques éclairés par le soleil. Alors on ne distingue plus que les parties de Tanneau qui s'étendent de chaque côté de Saturne. Ces parties diminuent peu à peu de largeur; elles disparaissent enfin quand la terre est dans le plan de Tanneau, dont l'épaisseur est trop mince pour être aperçue. L'anneau disparait encore quand le soleil, venant à rencontrer son plan, n'éclaire que son épaisseur. Il continue d'être invisible tant que son plan se trouve entre le soleil et la terre, et il ne reparaît que lorsque le soleil et la terre se trouvent du même côté de ce plan, en vertu des mouvements respectifs de Saturne et du soleil.

Le plan de l'anneau rencontrant l'orbe solaire à chaque demirévolution de Saturne , les phénomènes de sa disparition et de sa réapparition se renouvellent à peu près tous les quinze ans, mais avec des circonstances souvent diflFérentes : il peut y avoir dans la même année deux apparitions et deux réapparitions, et jamais davantage.

Dans le temps où l'anneau disparaît, son épaisseur nous renvoie la lumière du soleil, mais en trop petite quantité pour être sensible. On conçoit cependant que, pour l'apercevoir il suffit d'augmenter la force des télescopes. C'est ce qu'Herschell a éprouvé dans la dernière disparition de l'anneau : il n'a jamais cessé de le voir, lorsqu'il avait disparu pour les autres observateurs.

L'inclinaison de l'anneau sur l'écliptique se mesure par la plus grande ouverture de l'ellipse qu'il nous présente : la position de ses nœuds avec le plan de l'écliptique se conclut facilement de la position de Saturne, quand l'apparition ou la disparition de l'anneau

dépend de la rencontre de son pian par la terre. Tous les phénomènes de ce genre, qui donnent la même position sidérale des nœuds, ont donc lieu par cette rencontre : les autres viennent de la rencontre du même plan par le soleil; on peut ainsi reconnaître par le lieu de Saturne, lorsque Tanneau paraît ou disparaît, si ce phénomène dépend de la rencontre de son plan, par le soleil ou par la terre. Quand ce plan passe par le soleil, la position de ses nœuds donne celle de Saturne vu du centre du soleil, et alors on peut déterminer la distance rectiligne de Saturne à la terre, comme on détermine celle de Jupiter au moyen des éclipses de ses satellites. Dans le triangle formé par les trois droites qui joignent les centres du soleil, de Saturne et de la terre, on a les angles à la terre et au soleil; d'où il est aisé de conclure la distance du soleil à Saturne en parties du rayon de Torbe solaire. On trouve ainsi que Saturne est environ neuf fois et demie plus éloigné de nous que le soleil, quand son diamètre apparent est de 5o^

Le diamètre apparent de l'anneau dans la moyenne distance de la planète est, d'après les mesures précises de M. Arago, égal à 1 1 8^58; sa largeur apparente est de 1 7^858. Sa surface n'est pas continue : une bande noire qui lui est concentrique la sépare en deux parties, qui paraissent former deux anneaux distincts, dont l'extérieur est moins large que l'intérieur; plusieurs bandes noires, aperçues par quelques observateurs, semblent même indiquer un plus grand nombre d'anneaux. L'observation de quelques points brillants de l'anneau a fait connaître à Herschell sa rotation d'occident en orient, dans une période de 0^,437 autour d'un axe perpendiculaire à son plan et passant par le centre de Saturne.

On voit autour de cette planète sept satellites se mouvoir d'occident en orient, dans des orbes presque circulaires. Les six premiers se meuvent à fort peu près dans le plan de l'anneau ; l'orbe du septième approche davantage du plan de l'écliptique. Quand