CHAPITRE V

7(1. /';/;*/ r/c l;i (HH'slioii. — La plupart des auteurs nous ayant donné des systèmes cosniogoni([ues orig^inaux paraissent n'avoir attaché (jaune minime importance ;» la question des petites planètes. l>a découverte de la première, il est vrai, ne date que du t" janvier ISOI ; I^^ncke n'aper(,'ut la cinfjuième (ju'en iSio et les astronomes n'en connaissaient encore que trois cents en 1891.

Depuis, leur nombre s'est tellement accru qu'au point de vue cosmogonique, il y a là une indication précieuse dont nous devons tenir compte, et à 1 heure actuelle nous pouvons « considérer les petites planètes comme constituant la pierre de touche et le nctnid de toute hy[)othèse sur la formation de notre système ' ».

Toutefois, avant d'attaquer de front cet intéressant problème, il me parait d'autant plus opportun d'en exposer les données, que la plupart d entre elles sont d'ac(juisition récente, donc peu connues. Nous traiterons des comètes en un chapitre spécial , mais dores et déjà nous avertissons le lecteur qu'au point de vue mécani([ue, il serait très téméraire de vouloir aujourd'hui délimiter les domaines respectifs de ces deux sortes d'objets célestes.

Qu'est-ce en elfet qu'une petite planète? A cette question, un astronome du siècle dernier n'aurait pas hésité à répondre incontinent : « C'est un astre gravitant autour du Soleil entre Mars et Jupiter. >

' J. Mascart : Travaux scientif., p. 140.

A l'heure actuelle, nous sommes un peu plus réservés,... parce que bon notiibre dastéroïdes ne répondent plus du tout à la précédente définition : c'est ainsi que le groupe Martien empiète sur la trajectoire de Mars et ses représentants s'approchent de nous plus près que cette planète, alors que d'autres composant le g-roupe Troyen s'éloignent du Soleil beaucoup plus loin que Jupiter.

On pourrait, penserez- vous, faire intervenir les inclinaisons pour éviter de confondre les astéroïdes avec les comètes périodiques; eh bien I là encore, aucune distinction possible. Alors qu'autrefois les astéroïdes paraissaient fort sagement se cantonner aux abords de Técliptique, cliaque jour les observations enrichissent notre essaim de membres nombreux circulant sur des orbites à fortes inclinaisons.

Les excentricités donnent lieu à des remarques analogues, si bien qu'aujourd'hui, à part les conditions physiques, quelquefois difficiles à fixer, toute distinction entre astéroïdes et comètes nous apparaît comme illusoire et insaisissable. Et la meilleure preuve, c'est qu'en 1920, les astronomes se sont aperçus qu'une comète dûment baptisée et cataloguée depuis douze ans sous le nom de 1908 a n'était autre que la petite planète 516 Amherstia '.

« Ces considérations, écrivions -nous déjà dans Où en est l'Astronomie , offrent un intérêt qui n'échappe à aucun observateur consciencieux ; on sent que tôt ou tard elles sont destinées à entrer en ligne dans la solution du problème de l'origine encore mystérieuse de cette poussière tournoyant principalement entre Mars et le monde jovien*. n

11. La statistique des astéroïdes. — Les astéroïdes actuellement recensés (1922j s'élèvent à plus d'un millier ^^ mais ce nombre est destiné à s'accroître encore. Et cependant on peut être assuré que les découvertes à venir ne nous

1 F. K. Z\\ ECK : Astron. Machr., n» 4992.

2 Th. Mokkux : Où en est l'Astronomie, p. 146 (Gaulhier-Villars, Paris, 1920)

3 V. Revue du Ciel, art. de L. Fabry, sept. 1921.

apprendront plus rien d'essentiel sur les conditions de leur existence au point de vue mécanique.

Disons tout d abortl que la masse totale des astéroïdes est insig^nifiante par rapport à celle d'une planète comme la Terre. Le Verrier avait calculé autrefois que la limite supérieure ne pouvait dépasser le ([uart de celle du globe terrestre; mais, plus tard, on en vint, par quelques autres considérations, à luontrer (ju'une telle limite devait être encore largement abaissée; la masse de l'ensemble ne doit pas atteindre celle de notre Lune'.

Le plus grand intérêt du sujet, on le voit, se cantonne bien dans le domaine cosmogonique , et ces considérations de masse sont même de nature à consolider la parenté qui unit les astéroïdes aux noyaux cométaires.

Quant à la distribution des petites planètes, elle paraît plus dillicile à préciser. On a coutume, dans les traités d'Astronomie, de parler de l'anneau des astéroïdes. Ce terme répondait assez bien autrefois à l'idée qu'on se faisait de l'ensemble, et si nous le conservons encore ce ne peut être que pour respecter la tradition. Considérez, en eiVet, que les orbites olIVent des inclinaisons variées de 0 à 48 degrés, quelles forment un tel enchevêtrement que, si l'on pouvait le-; matérialiser sous forme de cerceaux solides, suivant l'ingénieuse idée de d'Arrest, il suffîrait d'en prendre une au hasard pour enlever toutes les autres ". Si j'ajoute que les excentricités atteignent parfois 0,652, comme pour la petite planète 1920 H. Z., dépassant de beaucoup celle de la moins elliptique des comètes périodiques (Tempel I; e = 0,402), on comprendra mieux que le terme anneau est on ne peut plus mal choisi pour représenter l'ensemble des astéroïdes.

' C.-H. [. XXXVII, p. 797; John IIopkins : Un. Cire, Janv. 1895; Observatory, X\III, p. 127.

- D'Ahrest : L'eher (las Sysl. J. Kleiner Flanelen Zxrischen Mars und Jupiter (1854;.

12 — Cosmogonie.

Ces réserves indiquées, nous pouvons suivre les difFérents auteurs pour le classement des petites planètes selon leur movenne distance au Soleil.

Notre loi des intervalles ( n° 72), déduite de la série de Titius, indique 2,8 pour la planète absente et, en fait, c'est bien vers cette position que se trouve le groupe le plus dense (V. fig. 70); mais la distance moyenne de l'ensemble est un peu plus faible et doit être placée vers 2,65.

MoyMouu';^ 1000 "

Fig. 70. — Distribution des petites ])lanètes suivant leur distance au Soleil. Les ordonnées indiquent le nombre d'astéroïdes.

De chaque côté du maximum, voisin de 2,8, la décroissance est à peu près symétrique ; c'est alors que nous rencontrons un peu plus loin, en allant vers Jupiter, un groupement assez important correspondant à la distance 3,13 : peut-être pouvons-nous voir là quelque influence de la grosse planète. La figure 70 ne donne que les parties centrales de l'anneau; en réalité, il existe d'autres groupes beaucoup plus éloignés sur la droite et sur la gauche.

La distance périhélie de Mars est de 1,43; or, dans le groupe Martien des astéroïdes, nous trouvons Albert et Alinda qui s'approchent à 1,18 du Soleil, puis la petite planète Eros, dont la distance périhélie n'atteint que 1,13.

C'est donc en cet endroit que commence réellement la zone des astéroïdes, bien en deçà de l'orbite de Mars par conséquent. A l'autre extrémité, nous voyons dans le groupe Troyen cinq ou six objets dont l'aphélie surpasse celui de

Jupiter. I^]ii raison de rexcentricité de son orbite, cette planète, dont la distance moyenne au Soleil est de 5,20, atteint sans doute au cours de sa lente révolution 5,45; mais elle est bien dépassée par les astéroïdes Acliille, llectoi-, Patrocle et Nestor. La petite planète 1920 H. Z., ([ui n'a pas encore été baptisée et qui lait partie du même groupe, circule, au moment de son passaj^e à laphélie, à la distance îl,i.'i() du Soleil, c'est-à-du'e plus près de Saturne que de Jupiter.

\ ous le comprenez mieux maintenant, il faut décidément élarg-ir lancienne définition des astéroïdes, dont la zone sétend depuis \,\l] jusqu'à la dislance 9,43, soit sur une couronne circulaire de 8,3 unités astronomicjues de largeur. Et notez que c'est là un minimum : tous les jours la photographie fait de nouvelles conquêtes et la limite de circulation est sans doute loin d'être atteinte. Consitlérons enfin, avec M. Stroobant, qu'un astéroïde de 10'' grandeur, sur le bord intérieur de la zone, tomberait au-dessous de la loe, si nous le transportions au bord extérieur; il cesserait donc d'être visible pour la plupart des instruments.

Nous pouvons donc hardiment conclure :

1" Que, si nous groupons les astéroïdes suivant leur moyenne distance au Soleil, des ligures du genre de celles que nous reproduisons (lîg. 70) et que nous trouvons dans dilîérents auteurs , doivent s'écarter notablement de la réalité, les corps les plus éloignés ayant toute chance de nous échapper ;

2° Que la formation des astéroïdes, très développée entre Mars et Jupiter, n'est pas le privilège d'une zone spéciale, mais qu'elle a dû s'ell'ectuer au cours de l'évolution nébulaire à toutes les distances. Petites planètes ou comètes sont le résidu des matériaux ayant échappé, soit à l'attraction de la masse centrale, soit à la condensation des noyaux qui ont donne naissance aux planètes proprement dites.

78. Véritable vOjnivtitioii des astéroïdes autour du Soleil. — Frappé depuis longtemps par les inconvénients d'un groupement factice comme celui de la figure 70, j'ai

pensé employer, pour mettre en évidence la répartition réelle des astéroïdes, une méthode qui m'avait réussi autrefois pour les comètes'. La tîgure 71, extraite du Problème

Fig-. 71. — Réiiarlition des comètes dans l'espace autour du Soleil : S E, plan de récliplique ; P, pôle de ce même plan.

solaire, montre la répartition des comètes suivant leurs inclinaisons sur 1 écliptique ; la longueur des rayons issus du Soleil S est proportionnelle au nombre de comètes observées dans chaque plan. Il est évident que les matériaux cométaires se sont répartis tout autour de lécliptique par nappes successives diversement inclinées.

Eh bien! c'est cette même loi qui régit la distribution des astéroïdes; seulement, dans la figure 72, pour des raisons de clarté, les degrés d'inclinaison ont été échelonnés suivant les abscisses, tandis que les ordonnées sont proportionnelles

' Cf. Th. Moheix : Le Problème Solaire, p. 126 (Bertaux, éd. Paris. 1900).

aux nombres crastéroïdes. Là aussi, nous retrouvons la présence de nappes diversement inclinées, avec cette dillerence toutefois que le phénomène, après être passé par un maximum bien net compris entre 2 et 11 degrés, cesse presque complètement dès qu'on franchit les plans voisins de 30

degrés.

Faisons mieux encore : tenons compte non seulement de linclinaison , mais de la distance moyenne de chaque astéroïde recensé i^que nous représenterons par un point), nous

1' 6' ^o'^ if-" 20^ iô° ôo' 1

Fifî. 72. — Répartition des astéroïtlcs suivant les inclinaisons de leurs orbites sur rédipliquc. Les ordonnées iniiiqucnl le nombre des petites planètes ; les degrés d'inclinaison sont comptés en abscisses.

obtiendrons la figure ~'.\ qui, cette fois, nous donne une véritable idée de la répartition réelle, dans l'espace, des petites planètes actuellement connues.

En plus des six nappes principales déjà visibles sur la figure 72, nous pouvons constater un fait nouveau, celui d'agglomérations bien distinctes dans chaque nappe. Les matériaux ont donc eu, dès l'abord, une tendance à se grouper, non seulement suivant des plans diversement inclinés, mais encore selon des distances moyennes, privilégiées pour ainsi dire. Il est probable qu'au début, des noyaux secondaires d'attraction se sont formés çà et là dans des plans différents ; ces noyaux ont commencé par grouper

un grand nombre de météores épars . puis, sous linfluence de masses plus importantes, tels le Soleil, Jupiter, Mars et la Terre, les perturbations ont agi d'une façon incessante pour détruire les agglomérations primitives et les disperser en de longues théories sur des orbites presque identiques.

Il est impossible d'ailleurs d'expliquer autrement la similitude d'éléments fort nombreux que présentent des quantités de petites planètes. Tantôt les orbites ne diffèrent que par l'orientation du grand axe, comme dans l'exemple classique de 37 Fides et de 66 Maia, ou même de 97 Clotho et 3 Junon. qui ont des éléments voisins; tantôt nous rencontrons des orbites homothétiques , comme pour 210 Isabelle et 271 Lucretia, ou mieux, des orbites égales et de même inclinaison, mais diversement orientées, telles 263 Dresda et 277 Elvire. Nombreuses aussi sont les planètes qui se suivent sur des trajectoires s'écartant peu l'une de l'autre, comme 251 Sophie et 318 Magdalena.

Nous retrouvons donc là , sous une forme nouvelle , quelque chose d'analogue aux noyaux cométàires primitifs qui, peu à peu, ont fini par se désagréger pour donner naissance aussi bien aux groupes de comètes qu'aux essaims d'étoiles filantes.

Non seulement la figure 73 fait parfaitement comprendre la dissemblance qui existe entre un anneau ou un tore et l'ensemble des trajectoires des astéroïdes, mais elle laisse entrevoir la parenté de ces mondicules avec les comètes. A l'instar de ces dernières, les petites planètes ne dédaignent, en effet, ni les fortes inclinaisons, ni les orbites largement excentrées.

79. Inclinaison et excentricité des orbites des astéroïdes. — A la seule inspection des figures précédentes, on voit que les orbites offrent des inclinaisons fort variées ; celles comprises entre 2 et H degrés sont les plus nombreuses et la moyenne reste voisine de 8 degrés, un peu supérieure à celle de l'orbite de Mercure et de 1 équateur solaire. Mais à mesure que nous explorons systématique-

ment des régions plus éloignées de l'écliptique, le nombre des orbites à fortes inclinaisons s'accroit d'année en année.

Une cinquantaine dentre elles dépassent 20 degrés, une vingtaine 25, et six manifestent des inclinaisons supérieures à 30 degrés, se rapprochant ainsi des comètes.

Nous donnons ici quelques éléments de ces six astéroïdes ; la période est évaluée en jours.