CHAPITRE X

L application des principes posés au chapitre précédent va niaintenant nous permettre de retracer l'histoire des systèmes planétaires. Bien que les planètes se soient formées de l'extérieur à l'intérieur du monde solaire, nous ne suivrons pas l'ordre chronologique et nous préférons, au lieu de commencer par Neptune, étudier planètes et satellites selon l'ordre des distances au Soleil.

1 M . Lu pltinète Mercure. — Quoique nous ne connaissions pas très exactement la masse de Mercure, qui est comprise entre 1/9 et 1/30 de celle de la Terre, nous pouvons être assurés que cette planète est la plus petite de tout le système solaire.

D'après les évaluations récentes , Mercure serait 23 fois plus petit' que la Terre, ce qui lui donnerait un diamètre de 4500 kilomètres environ, soit 1000 kilomètres de plus que la Lune. En admettant une masse de 1/23, déduite des observations du dernier passage devant le Soleil, en Novembre 1907, nous obtenons pour la densité de la planète le nombre 5,33, très voisin de 5,52, densité de notre globe-.

1 Exactement 22,6 fois plus petit (V. fig. 110).

- Les densités sont rapportées à celle de l'eau, qui est 1. Pour tous les éléments des planètes et des satellites, on se reportera aux Tableaux qui sont donnés à la fin de ce volume.

La distance moyenne de Mercure au Soleil est de 37 millions 832500 kilomètres: mais, en raison de la ti-ès grande excentricité de Torbite (0,20o6, la plus considérable de toutes les planètes), les distances à l'astre central présentent, au cours de la révolution de Mercure (88 jours), un écart considérable de 11891360 kilomètres.

Cette forte excentricité tient à deux causes : tout d'abord, Mercure circule sur une orbite dont 1 inclinaison par rap-

Fig. 11(1. — Dimensiuns cunipuives de la Turre el de la planète Mercure.

port à Técliptique n'est pas moindre que 7 degrés, et nous avons expliqué, au sujet des astéroïdes et des comètes (V. n°' 79, 97, 98), que l'excentricité marche de pair généralement avec l'inclinaison; les raisons invoquées restent ici les mêmes et se rapportent à la résistance variable du milieu; dautre part, même i.près la naissance de Mercure, le Soleil a dû s'augmenter quelque peu des amas encore non condensés et qui circulaient en dehors de l'orbite de la planète, d'où accroissement de l'excentricité (n** 40).

Mercure n'a pas de satellite. Pourquoi? Parce que l'attraction solaire a été prépondérante, dès le début, jusqu'aux abords de la planète.

Cette action a d'ailleurs été singulièrement favorisée par la vitesse énorme des amas décrivant des trajectoires un peu en deçà et un peu au delà de l'orbite de Mercure, dont

le mouvement de révolution atteint près de 48 kilomètres à la seconde, en moyenne. Les diiîérences de vitesses orbitales, en ces régions à peine éloig^nées de 60 millions de kilomètres de la masse solaire, présentent de telles valeurs, qu'un amas, même assez rapproché, ne saurait être retenu par l'attraction d'une planète.

Est-ce à dire que rinfluence rétrograde ne se soit pas fait sentir dans la formation de Mercure? Pas du tout; mais au lieu de contribuer, comme nous le verrons dans la suite, à faire naître un satellite, elle s'est employée toute entière à contrebalancer Finlluence directe due à une intense marée solaire ; et non seulement elle a dû retarder la rotation du globe, mais elle a probablement fait basculer son axe dune très grande quantité.

Malheureusement, il nous est impossible de vérifier ici la théorie. A part, en ellet, les valeurs relatives à la distance, à la masse et à la densité, — ces dernières encore très incertaines, — nous ignorons tou( des conditions physiques de la planète.

ISIème à l'heure actuelle, nous sommes réduits, en l'absence de points de repère sur le disque, à spéculer sur la durée de rotation de ce monde relativement proche, mais toujours plongé dans les feux du Soleil. Mercure tourne- 1- il rapidement sur lui-même, comme le pensaient les anciens astronomes, ou bien, suivant les suggestions de Schiaparelli, sa durée de rotation n'est- elle pas égale à celle de sa révolution? Nous ne savons; et les raisons mises en avant dans les deux camps ne sauraient s'imposer.

Du point de vue purement mécanique, je l'avais déjà fait remarquer en 1912', à propos de la même théorie imaginée pour A'énus, l'opinion de Schiaparelli m'a toujours paru insoutenable, et dès cette époque je conseillais la prudence dans nos affirmations à ce sujet. Mais, depuis, la Cosmogonie a pris sa revanche et nous allons le montrer à propos

1 y. Th. Moreux : Les autres Mondes sont-ils habités? p. 73 (édit. Scientifica , Paris, 1912).

des récents travaux sur la planète Vénus , celle qui vient après Mercure dans l'ordre des distances.

112. Lu plnnète Vénus. — On a souvent observé que Vénus était une sœur jumelle de la Terre, et, en fait, la ressemblance entre deux planètes ne saurait être poussée plus loin. Quoique de dimensions un peu plus faibles, Vénus nous olfre un diamètre presque égal à celui de notre globe, à 500 kilomètres près; donc, même volume environ (0,862 au lieu de 1), même masse à 4 centièmes près, densité analogue (5,22), même pesanteur à la surface, atmosphère comparable à la nôtre : tous ces caractères font bien de Vénus une véritable réplique de la Terre dans le ciel (fig. 111).

La grande différence cependant, au point de vue planétaire, tient au fait que Vénus est beaucoup plus rapprochée que nous du Soleil. Située à une distance moyenne de 108065550 kilomètres de Tastre du jour, la planète parcourt son orbite presque circulaire' en 224 jours Ki heures 49 minutes, et c'est sans doute dans cette proximité du Soleil qu'il faut chercher, comme pour Mercure, la cause de l'absence de satellite. Les marées, très fortes sur la lentille ayant formé ce monde voisin, y ont donc été contrebalancées par l'influence rétrograde qui a dû faire basculer son axe dune quantité plus considérable que chez nous.

Voilà ce qu'indique notre théorie ; et nous en serions encore réduits à ces spéculations si, par une circonstance heureuse pour elle, des observations récentes du Professeur Pickering n'étaient venues à point confirmer nos vues.

Jusqu'à ce moment, en effet, l'opinion des astronomes contemporains penchait vers les idées de Schiaparelli , qui admettait une rotation lente de 225 jours, égale à la durée de révolution. Les rares taches indécises aperçues par les observateurs ne permettaient guère , il faut l'avouer, une

' L'excentricité de \'énus est la plus faible de toutes les planètes connues : elle égale 0,0 068 si bien que de ce fait sa distance au Soleil ne varie que de 740 000 kilomètres.

appréciation de quelque valeur, lorsque Pickering^ montra que tout s'expliquait si l'on admettait une rotation de 68 heures autour d'un axe couché, pour ainsi dire, sur le plan de l'orbite : l'inclinaison, d'après une première approximation, serait en elîet voisine de 85 degrés'. Je m'occupais précisément de la question des satellites, lorsque me parvint la nouvelle, et rien ne pouvait mieux coiifirmer mes idées à ce sujet, ni davanlaiic corroborer mes déductions.

i.A Tehue ^ i;ni's

Fij;. 111. — Dimensions comparées delà Terre et de la planète \'éniis.

Cette fois, c'est la faillite complète des idées de l'astronome italien sur la rotation lente des planètes inférieures. Il est ijiconcevable , en elfet, que des amas ajant donné naissance à un globe aussi important que Vénus aient été agglomérés au début dans un très faible rayon ; mais alors, si l'ellipsoïde planétaire offrait de grandes dimensions, nous ne voyons plus comment, même en introduisant l'action de la marée solaire, nous parviendrons à éluder le fameux théorème des aires, en vertu duquel la rotation directe s'accroît par le fait de la condensation.

La remarque est si bien fondée, que nous allons en retrouver la confirmation dans notre propre système, où nous

1 Cf. Report on Prof Pickerinçj's rotation of Venus in the Journ. of Brit. Astr. Assoc. March, 1921, p. 218 et suiv., et Revue du Ciel, Juin 1921.

voyons la Lune, notre unique satellite, séloigner à une distance moyenne de 384378 kilomètres, c'est-à-dire à environ 60 fois le rayon du globe terrestre.

113. Le système Terre-Lune. — Sir Georges Darwin avait soutenu autrefois, à laide de calculs compliqués et de longues dissertations, que la Lune s'était un beau jour détachée de la Terre et avait augmenté peu à peu son rayon de giration'. Il fallait être bien imbu des idées de Laplace pour imaginer un tel mécanisme, et être encore plus habile mathématicien pour arriver à donner quelque vraisemblance à la théorie. Or, c'est exactement le contraire qui a dû se produire. Dès le début, notre lentille planétaire s'étendait probablement beaucoup plus loin que la distance actuelle de notre satellite ; son plan principal était exactement dirigé vers le Soleil, dont l'attraction atteignait, sur ses bords, son maximum d'effet.

Mais le bourrelet produit, qui devait plus tard former la Lune, fut sans cesse attaqué par les météores circulant à sa hauteur. La vitesse de ces derniers, trop forte pour se neutraliser entièrement en cette région, s'atténua cependant par les chocs, et le résultat immédiat fut, pour le bourrelet, une diminution sensible de l'influence directe. Beaucoup moindre, à ce point de vue, devait être l'elTet des météores abordantle système dans les parties plus proches du centre ; cette fois, leur influence, nettement rétrograde encore, se fit sentir par un mouvement général de bascule de toute la masse.

Toutefois, en raison même de l'importance de la marée due au Soleil , la protubérance , amorce de notre satellite, atteignit la 81^ partie du reste de l'ellipsoïde, masse relativement forte et même exceptionnelle dans notre système solaire (fig. 112).

C'est grâce à cette circonstance que la Lune, après avoir

1 Cf. à ce sujet : Sir G. H. Dahamn, In Tidal friction and Cosmogony (Cambridge 1908), et les Hypothèses cosmogoniques de ^^'oLF.

subi un faible entraînement qui a dévié de Ti^O' seulement le plan de son orbite, n'a pas continué à suivre le mouvement de bascule de la lentille terrestre. Cette dernière s'est donc séparée de bonne heure de son satellite, et son inclinaison, à partir de ce moment, n'a cessé de s'accroître jus (iu'à 23«27'.

L'exemple des systèmes de Jupiter et de Saturne nous autoriserait même à penser que cet angle, par rapport à l'écliptique, a pu être dépassé, et que des amas survenus tardivement ont, du fait de leur rotation directe, redressé (jnelque peu l'axe de notre globe.

Vi'fi. 112. — Dinieiisiiiiis cumparoes do la Terre et de la Lune.

Quoi qu'il en soit, tous ces mouvements de bascule, nous lavons déjà remarqué à propos de la formation des planètes (n" 60), s'opérant à partir des régions centrales, mettaient un certain temps pour parvenir à la périphérie ; les bords ne participaient donc que peu à peu à l'entraînement, et voilà pourquoi la Lune, non seulement resta proche de l'écliptique, mais dut, à l'origine, opérer sa révolution au sein d'un milieu résistant qui l'aurait vite précipitée sur la Terre, si la condensation n'eût été sans cesse à l'œuvre pour épurer ce milieu et en abaisser la densité.

Ainsi, contrairement aux idées de Darwin, la Lune, au début, était plus éloignée de notre globe; elle s'en est rap-

prochée, d'abord, en décrivant une spirale bien accusée, puis, la densité du milieu s'atTaiblissant, les spires se sont resserrées, jusqu'au jour où, toute résistance cessant, notre satellite s'est trouvé fixé sur son orbite actuelle. La forte excentricité de cette dernière s'explique non moins aisément dans notre théorie , mais elle n'est pas particulière à la Lune et nous reviendrons sur ce sujet.

Les considérations précédentes vont maintenant nous fournir la raison de particularités qu'aucun système de cosmog'oiiie n'a même osé aborder.

C'est d'abord la rotation relativement lente de la Terre, due surtout k l'influence rétrograde; et l'on comprend qu'en raison des différences moins accusées dans les vitesses orbitales des amas voisins, notre rotation ait été de plus faible durée que celle de Vénus : 24 heures environ pour nous et 68 heures pour notre voisine.

Autre remarque, et qui montre bien que la Lune a pris naissance sur l'écliptique ou dans son voisinag-e immédiat : c'est que l'axe de rotation de notre satellite est resté à l'heure actuelle à peu près perpendiculaire, non au plan de l'orbite lunaire, mais à sa trajectoire primitive qui coïncidait autrefois avec notre plan de circulation autour du Soleil 1 (V. fig. 113).

Enfin, si nous admettons, suivant mes théories antérieures, que les mers et les cirques lunaires sont dus aux affaissements de l'écorce soulevée en forme de dômes*, il n'est pas invraisemblable de croire que les poussées intérieures ont été grandement favorisées par les marées dues à l'attraction terrestre agissant sur le magma intérieur liquide.

Comme nous constatons la présence de ces cirques jusque sur les bords du disque apparent, il faut admettre que la libration était autrefois beaucoup plus marquée qu'aujour-

1 L'axe de la Lune j)ointe en effet à l^V^ seulement du pôle de l'écliptique : l'équateur lunaire a donc conservé à très peu près sa position primitive (fig.11.3).

* V. Th. Moreux : Un jour dans la Lune, p. 70 (Fayard, éd., Paris, 1910), et Où en est l'Astronomie, p. 115 et suiv.

d'hui ; ce serait la confirmation implicite du fait qu'à l'origine, la Lune était plus éloignée et que l'égalité de ses mouvements de rotation et de révolution n'est qu'une conséquence récente de son rapprochement.

Par sa faible densité (3,33), la Lune se rapproche de Mari;, avec lequel, d'ailleurs, elle oflVe plus d'une analogie; mais les raisons de cette légèreté spécifique ne sont pas les mêmes dans les deux cas.

Pour notre satellite, le fait s'explique aisément : tiraillés sans cesse par l'attraction terrestre et les marées solaires, les

Fig. 113. — Dimensions comparées de la Terre et de la Lune, avec les inclinaisons respectives de leur axe de rotation et de leur orbite.

matériaux de la Lune n'ont dû s'agglomérer que lentement. Des causes analogues ne sauraient être invoquées à propos de Mars. Avec cette planète, en effet, commence la série des faibles densités : 3,93 pour Mars, 1,30 pour Jupiter, 0,64 pour Saturne et 1,54, à un centième près, pour Uranus et Neptune. J'ai moi-même admis autrefois que Mars avait dû être gêné dans sa formation parla masse énorme de Jupiter; mais cette cause ne saurait être retenue, puisque le colosse jovien n'échappe pas lui-même à la loi d'après laquelle les densités diminuent, en moyenne, à mesure que nous nous éloignons du centre.

La véritable raison d'une disposition aussi singulière doit.

à mon avis, être surtout recherchée dans cette particularité que les intervalles planétaires augmentent suivant la progression étudiée précédemment (n° 71). Sans doute la marée solaire, diminuant avec la distance, devrait par sa faiblesse favoriser la condensation ; mais cette cause est loin de compenser la dissémination des matériaux répandus sur de vastes étendues. C est là aussi qu il faut voir, en grande partie, la raison de la multiplicité des satellites. La planète Mars en est un premier exemple.

114. Mars et ses deux satellites. — Mars tourne dans une orbite extérieure à celle de la Terre à la distance moyenne du Soleil de 227637300 kilomètres, avec une vitesse voisine de 24 kilomètres à la seconde. Son excentricité (0,0933) est assez forte, comparée à celle de la Terre (0,0167). L'année martienne en vaut presque deux des nôtres, car la planète accomplit sa révolution en 687 jours terrestres.

Son diamètre est voisin de 6800 kilomètres, ce qui nous donne un volume de 6 à 7 fois plus petit que celui de la Terre (13/100 plus exactement); toutefois, en raison de la faible densité de ses matériaux, la planète offre une masse 9,26 fois plus petite que la nôtre (fîg. 114).

L'observation de la topographie martienne, qui a donné lieu à des travaux considérables, nous a permis de fixer la rotation de la planète à un centième de seconde près. Mars tourne sur lui-même en 24 h. 37 m. 22 s., 67 autour dun axe dont l'inclinaison sur la perpendiculaire au plan de lorbite est de 24° 30'. D'après les dernières mesures, l'aplatissement du globe est très faible et voisin de 1/200 (V. PI. XII, fig. 115).

Malgré sa petitesse relative , Mars est accompagné de deux satellites dont la découverte est relativement récente : Phobos et Deimos n'ont en eiïet été aperçus la première fois qu'en Août 1877, par Asaph Hall, avec la grande lunette de Washington; leur petitesse (33 et 12 kilom. de diamètre environ pour chacun deux) peut seule expliquer comment ils échappèrent à William Herschel, à lord Ross et à Lassel, qui possédaient cependant de puissants instruments.

Planche XII

Fig. 115. — La planète Mars vue dans un télescope. (Dessin pris par l'Abbé Moreux le 20 Septembre 1909.)

Cosmogonie.

Cette faible masse relativement à leur primaire va maintenant être la règle générale dans le système solaire jusqu'à Neptune. A partir de Mars, en effet, la lenteur des formations planétaires ira saccentuanl , car les différences de vitesses orbitales deviendront de plus en plus faibles. Linffuence rétrograde aura donc '.e temps de pénétrer davantage l'ellipsoïde représentant chaque système.

Sur celui de Mars, leffet déjà remarcpié sur la Terre se traduit par un mouvement de bascule plus prononcé : toute

Fi^'. 114. — Dimensions comparées de la Terre et de la planète Mars.

la lentille intérieure s'incline de 27 degrés environ, tandis que les bords restés en arrière jalonnent l'espace qui s'étend jusqu'à 1 orbite de la planète.

Au moment où la lentille offre une inclinaison de 26° 48', son rayon est réduit à 24000 kilomètres environ, c'est-à-dire à sept rayons seulement de la planète actuelle. C'est donc là que le mouvement de bascule surprit la première protubérance due à la marée solaire, amas encore informe qui devait donner naissance à Deimos, le satellite le plus éloigné.

Désormais la stabilité est moins précaire, le mouvement de bascule provoqué par l'influence rétrograde touche à sa

fin ; encore quelques minutes d'arc et tout le système semblera fixé. Mais il faut compter avec les amas extérieurs, ceux qui formaient les bords de la lentille et qui n'ont participé que peu à peu ou pas du tout à l'entraînement. La condensation va les amener lentement vers le centre et accentuer la période directe. Cette fois, le globe va se redresser : ce changement de sens dans l'inclinaison provoqua le décrochage du second satellite, Phobos (le premier dans

n. Oe/mos

Fig. 116. — Positions respectives de Mars et de ses deux satellites. (Le dessin est à l'échelle. )

l'ordre des distances), tandis que l'axe de la planète continua le mouvement amorcé pour s'arrêter finalement à 24"o0' du pôle* de son orbite (fig. 116 et 117).

D'ailleurs, les inclinaisons de Phobos et de Deimos sont tellement voisines, que nous sommes en droit de nous demander si les deux satellittes ne se seraient pas détachés en même temps sur les protubérances diamétralement opposées que le Soleil avait sûrement provoquées. Seulement Phobos, dérivé du bourrelet opposé au Soleil, aurait été un peu plus proche, se serait donc formé dans un milieu plus

1 Dans le texte, comme dans les figures, les inclinaisons sont toujours rapportées au plan de l'orl^ite de la planète el non à celui de l'écliptique, qui est particulier à la Terre. 11 est bon d'ajouter que beaucoup de ces données ne sont qu'approximatives; mais ceci ne change rien aux vues d'ensemble.

résistant et serait descendu, par des trajectoires spiraloïdes, beaucoup plus près de la planète, augmentant ainsi sa vitesse linéaire (V. p. 94, Corollaire).

Car Phobos possède, nous l'avons déjà remarqué, une particularité déconcertante pour les anciennes cosmogor.ies calquées sur celle de Laplace : il tourne plus vite que son primaire. Alors que le globe de Mars opère sa rotation en

Orbites des deux satellites do Mars. (Le dessin est à l'échelle.

24 heures et 37 minutes, le premier satellite met trois fois moins de temps environ, soit exactement 7 h. 39 minutes, pour accomplir sa révolution; si bien que, malgré le sens direct de sa marche, pour un spectateur situé sur Mars, Phobos se lève à l'Ouest et se couche à l'Est après avoir brillé 0 heures et demie au cours de la nuit martienne.

Quant à Deimos, sa durée de révolution de 30 heures et 18 minutes donne lieu à une autre particularité : il se lève bien à l'Est, comme les étoiles; mais, son mouvement orbital diirérant de quekjues heures seulement de la rotation apparente de la sphère céleste, il n'avance que lentement dans le ciel, où il reste 66 heures consécutives au-dessus de l'horizon ; dans cet intervalle séparant son lever de son coucher s'écoulent donc deux de ses mois, au cours desquels le satellite renouvelle deux fois toutes ses phases.

Bien que le Soleil exerce des perturbations sensibles sur la marche de Deimos, les orbites des deux satellites sont des circonférences à peu près parfaites.