Rotations et diamètres des planètes, examen comparatif

Le peu de concordance et de certitude qui règne dans les évaluations numériques, assignées par différents auteurs aux principaux éléments, du système solaire , ne permet pas toujours au modeste amateur de se livrer à des recherches astronomiques sérieuses.

En présence des contradictions et des erreurs dont fourmillent les traités spéciaux, il n'ose s*aventurer (l^ns un champ d'investigations qpi n'aboutiraient qu'à des résultats stériles.

En effet» il si^t de comparer entre eux plusieurs ouvrages signés de noms qui font même autorité dans la science» pour se convaincra, de l'exactitude du fait que je viens d'avancer » fait grave et bien propre à jeter le découragement parmi les hoipme^quiy dévoués à l'étude de l'astronomie, •ont obligés d*fteC'epter , sang contrôle, les décisions d'autrui.

ït

Les exemples de cette confusion regrettable , abondent. — Je veux vous en citer quelques-uns pris au hasard.

Je snppose que vou^ iésiri^ âroir la valeur exaicle, rigoureuse, du diamètre de Jupiter. Ouvrez le Cosmos de M. de Humboldt (tom. III, p. 549), vous trouverez que, suivant cet auteur , si dignoée fol à IkM Igarck» cddkii^re est à celui de la Terre comme 11^255 sont à 1 , tandis que V Annuaire du Bureau des Longitudes de 1828 vous dit : comme 11,560 sont à 1 , lâftdis qui êf^ni iê 1856 indiqv» : oomme ii^fltti aont à 1 , tandis qu'enfin on trouve dans le Traité 'd'Astronomie de de Lalande : comme 1 1 ^393 sont à 1.

Lequel croire?

Avez-vous besoin maintenant de faire intervenir les densités comme éléments dans un eatcul quelconque?

Vous trouvez, pour Mars :

• 0,958 , dans de Humboldt.

0,950, dans Herschel.

0,948 , dans TAnnuaire du Bureau des Longitudes.

0,729 , daûS dfe Lafeude.

0,1^ , 66u)eflretit , dans PfàDeœur , Mitiott de 1855.

I^our Metcute , les dîfiTéretiees â!ont h\tn plûft pronoticéei ; vo\)â lisez, à U colonfa^ dès dtMisités :

2,940 , dans TAnnuaire '

2,782, dans Francœur.

2,057, datis de Lalaûd^e.

1,%34, dans itle Humboldt.

1,120, seulement , dans HerscheL

Auquel de ces auteurs faut-il l'eu rd|)port||?

S'a j;ît-i1 , enfiù , de pt^dre eb ectâridérirtfM H masse de Merctfre; ici encore l'incerlitufle des tnesures W; bien feilc piotfr décottrager les calfculatetirs.

Eto effet , les métbodes employées pouir^détewiihifer te maes» de Mercure sotil , de l'aveu même dcssimtfitelesifl^s'ëfstiii*

gués de QoUre époque , si insuffisante et si peu coocordaiites, que les chiffres qui représentent la yaleur de cet élément ne sont peut-être que la moitié, le tiers» le cinquième de ce qu'ils devraient être , ou «ont deux fois , trois fois trop élevée-

« La masse de Mercure, dit M. de Humboldt dans le Côimùs » (tome m, page 517), avait été évaluée par Lagrange, » d'après des suppositions très-hasardeuses sur les rapports » réciproques desdensités et des distances. La eomète à courte » période d'Encke fournit un premier moyen de corriger ce 9 calcul. Suivant Encke , la masse de Mercure ^t un quatre » million, huit cerU mxante cinq mille, sept cent cinquante et » unième de la masse dû Soleil, ce qui fait à peu près j^ de » la masse de la Terre. Laplace a évalué , d'après Lagrange , » la masse de Mercure à un âeuâ> million, f>ingt cinq mille, huit » cent diofiéme, mais elle ne dépasse guère en réalité les cinq » douzièmes de ce chiffre. »

Voici , au surplus , les évaluations données par les principaux auteurs, sur la masse de Mercure, celle du Soleil étant représentée par 1 :

^ D'après Lagrange , Laplace et V Annuaire du Bu-

S 02S ^0.« reauâes Longitudes.

i mm.^ D'après Francœur.

t 8i8 160* ^^P'*^ ^® Lalande.

^ D'^jprès Bndce , John Berschel , Arago et 4t 4 965 761.« HumboMt.

A laquelle de ces déterminations faut-il ajouter foi ?

Je n'en finirais pas si je voulais citer ici tontes les différences qui existent dans les élémenU» proclamés par les ouvrages d'astronomie.

Les exemples qui précèdent suffisent pour Vous démontrer le peu de garantie qu'offrent des matériaux si contradictoires.

Aussi , doit-on désirer une révision immédiate , sévère et complète des calculs publiés , jusqu'à ce jour , dans les livres spéciaux ; car , faute de pouvoir s'en rapporter à de semblables documents , faute de pouvoir s'appuyer sur des données irrécusables , on se voit obligé de renoncer à des spéculations qui auraient pu être de quelque profit pour la science.

Mais, est-ce à dire qu'on doive, pour cela , se condamner à un silence absolu , et ne pas oser émettre certaines inductions, suggérées par les travaux de quelque savant illustre, surtout si une révélation inattendue vient » tout-à-coup , leur donner uiie portée qu'elles n'auraient pas ambitionnée sans cela ? Non , et , à supposer même que ces inductions fussent contestées , l'humble adepte ne devrait-il pas s'en consoler en songeant que bien des faits , avancés par les auteurs les plus illustres, sont loin d*être incontestables f

Ce motif / qui m'engage à vous entretenir aujourd'hui d'une idée à laquelle je songe depuis longtemps . n'est pas le seul. Une autre raison m'a tout à fait décidé à rompre le silence.

Il y a quinze mois, environ, je communiquais à deux des honorables membres de cette Académie, MM. Anselin et Decharme , mes doutes sur la valeur assignée par les astronomes au diamètre de Yénus. Je me fondais alors sur certaines considérations cosmogoniques , que je vais reproduire, pour croire cette valeur trop petite, et pour tttribuer au diamètre de Yénus un excès de grandeur sur celui de la Terre , contrairement à ce qui est admis.

Or , cette espèce de prévision vient d'être confirmée par de récentes observations.

En effet, M. l'abbé Moigno nous apprend , dans son journal h Cosmos, du 27 juin dernier , que M. Robert Main, as-

trcmome à robfiemratoire de GreeDwtch , vieat , au moyen du micromètre à double image , de déterminer la valeur des diamètres de Mercure^ Vénus , Mars et Jupiter. Il résulte de oea délicates observations , que le diamètre de Vénus serait supérieur à celui de la Terre d'environ 1/14^ : « Ce qui est U » conirmref dit M. l'abbé Hoigno, de ce qui est admis dans 9 tous les traités Gastronomie. ■

Cette nouvelle détermination du diamètre de Vénus , a , comme bien vous le pensez , rappelé mon attention sur un sujet que j'avais presque abandonné.

Aussi y n'aurais-je garde d'observer , aujourd'hui , la réserve d'autrefois , en présence d'un fait qui vient si inopinément me donner , en quelque sorte, deux fois raison.

En effet , non-seulement la mesure indiquée par M. Main, confirme à présent mes conjectures sur le diamètre de Vénus, mais encore; en signalant une erreur de plus dans une évaluation qui , par exception , est à très-peu de chose près la même dans tous les traités d'astronomie, elle donne raison à la critique que j'ai faite tout à l'heure.

Ne pouvant donc m'appuyer sur des données incontestables, pour entreprendre de justifier , par des chiffres , les vues que je vais avoir l'honneur de vous exposer, je ne vous présenterai ces dernières que sous forme de question.

Cette question que J'adresse aux mathématiciens et à ceux qui possèdent les instruments indispensables pour vérifier des conjectures qui , quoique hardies sans doute 9 peuvent conduire à quelque vérité utile, cette question , dis-je, peut se formuler ainsi :

£XISTE-T-IL UNE RELATION ENTBE LES VITESSES DE RÉVOLUTION DIURNE ET LES DIAMETRES DES PLANÉSTES?

Voyons quels sont les arguments que Ton peut faire valoir en faveur de l'affirmative.

Commençons par l'examen comparatif des rotations et des

diamètres que VAnmuaiN 4f$ BweM <ks Longitudes assigne à toutes les grandes planètes ^ en substituant ^ toutefois y au chiffre officiel 0,985 , appliqué jusqu'à ee joiif au diamètnà deYénuS) celui 1,070 qu'a récemment amieilcé M. Robert Main«

Nous ne ferons peint entrer Mereu^e dais lé tableau «ui-^ vaut y car la durée qu*on attribuée sa roiàtimi^ est^ cemàie les évaluations de tous ses autres éléments, très-^oootestable. Je dirai pourquoi plus loin.

Pour mieux faire ressortir les rapports qui existent entre les rotations et les diamètres , classons d'abord les planètes par ordre de grandeur , en allant de la plus grosse à la plus petite , c'est-à-dire v de Jupiter à Mûrs » puisque Mercure ne figure point ieu

Puis 9 plaçons en regard de chaque planète la valeur de son dijiiûètrô ainsi que les heures qui représentent la durée de se révolution diurne.

Si nous considérons ie diamètre de la Terre comme 1, nous trouvons les nombres suivants :

DIAMËl'KKS.

Heures. Minutes.

Jupiter . . . .

il 245

il Bs

iâaturne . . . .

i« ào

Neptune . . . .

inconnue.

Uranus . . . .

Inconnue.

Vénus

Terre

fi sb

Mars

Yous le voyez , Messieurs , les temps qu'emploient les pla-

ûètes, pour accomplir lear révolution diurne, augmentent au

fur et à mesure que les diamètres décroissent , c*est-à-dire

que:

Plus le DUiciTEE «st petit > plus la durée de rotation

EST grande.

Or, il y a, diaprés le calcul des probabilités, plusd*un milliard contre un à parier que , quelque abstruse que soit cette corrélation , elle n'est pas Teffet du hasard , mais qu'elle trahit une grande loi harmonique.

Cette loi est sans doute très complexe , car les densités différentes des planètes , leurs attractions réciproques , leurs condensations successives et plqs ou moins rapides, leurs masses , Tînclinaison des axes de rotation sur le plan même de leurs orbites , rinclinaison et Texcentricité de ces orbites, Taplatissement des pAles , d'effroyables cataclysmes , et peutêtre bien aussi la résistance de Téther , ont pu jeter ^ à la longue • le trouble dans Tharmonie des rapports qui durent à l'origine exister entre les rotations et les diamètres; mais le tabiea« précédent prouve , de la manière la plus frappante , que toutes ces causes de perturbation n'ont pas affecté les rapports précités , au point de n'en laisser aucune trace de nos jours.

Or y cette loi qui n'a pas encore été trouvée , que je sache do moins, et qui probablement ne pourra l'être de sitôt , en raison de l'incertitude des valeurs assignées jusqu'à présent par la science à une foule de phénomènes qui doivent, sans aucun doute , entrer comme éléments dans les calculs , cette loi^dis-je, voyons si les idées cosmogoniques de Laplace ne la feraient pas aussi pressentir.

Voici un résumé de ce que cet illustre savant dit au sujet de la formation du système planétaire :

« Quelle que soit la nature de la cause qui a produit ou

— iO —

dirigé 9 à l'origioe, les mouvements des planètes» il faut qu'elle ait embrassé tous ces corps, et, vu la distance prodigieuse qui les sépare, elle ne peut avoir été qu*un fluide d'une immense étendue. Pour leur avoir donné « dans le même sens , un mouvement presque circulaire autour du Soleil 9 il faut que ce fluide ait environné cet astre comme une atmosphère. La considération des mouvements planétaires nous conduit donc à penser qu'en vertu d'une chaleur excessive , l'atmosphère du Soleil s'est primitivement étendue audelà des orbes de toutes les planètes , et qu*elle s'est resserrée successivement jusqu'à ses limites actuelles.

» Dans l'état primitif où nous supposons le Soleil, il ressemblait aux nébuleuses que le télescope nous montre composées d'un noyau plus ou moins brillant , entouré d'une nébtibulosité qui , en se condensant à la surface du noyau , le transforme en étoile. Si l'on conçoit, par analogie , toutes les étoiles formées de la même manière, on peut imaginer leur état antérieur de nébulosité, précédé lui-même par d'autres états, dans lesquels la matière était de plus en plus diiffuse , le noyau étant de moins en moins lumineux. On arrive ainsi , en remontant aussi loin qu'il est possible, à nue nébulosité tellement diffuse, que Ton pourrait à peine en soupçonner l'existence.

x> Tel est , en effet , le premier état des nébuleuses qu'fierschel a observées av^ un soin particulier , an moyen de ses puissants télescopes , et dans lesquelles il a suivi le progrès de la condensation , non sur une seule, (ces progrès ne pouvant devenir sensibles pour nous qu'après des siècles )/mflis «ur leur ensemble, à peu près comme on peut, dans une vaste forêt , suivre l'accroissement des arbres , sur les individus de divers âges qu'elle renferme. Il a d'abord diservé la matière nébuleuse répandue ^n amas divers, dans les différentes parties du ciel dont elle occupe une grande étendue.

Il a vu, dans qadquet-ans de ces amas, cette matière faiblemeot condentée aatour d'un ou de plusieurs- noyaux peu brillants. Dans d'autres nébuleuses ces noyaux brillent da«vantage relatÎTement à la nébulosité qui les environne. Les atmosphères de chaque noyau venant k se séparer par une condensation ultérieure 9 il en résulte des nébuleuses multiples forméjM denoyaUx brillants très voisins, et environnés chacun d'une atmosphère. Quelquefois la matière nébuleuse, en se condensant d'une manière uniforme , a produit les né* buleuses que l'on nomme irfan^totrw. Enfin , un plus grand d^pré de condensation transforme toutes ces nébuleuses en étoiles. Les nébuleuses, classées d'après cette vue philoso-» phique , indiquent avec une extrême vraisemblance leur transformation future en étoiles , et l'état antérieur de nébulosité des étoiles existantes. »

Cela admis , Laplace redescend , par le progrès de la eon* densation de la matière nébuleuse, à la considération in So-* leil environné autrefois d'une vaste atmosphère.

Ainsi il suppose que, dans l'origine, le Soleil et tous les corps qui circulent autour de lui ne formaient qu'une seule nébuleuse, animée d'un mouvement de rotation autour d'une ligne passant par son centre, et s'étendant jusqu'à l'orbite de la planète la plus éloignée , et même au-delà.

A l'aide d'ingénieux raisonnements , que je ne reproduirai point ici , dans la crainte d'abuser de totre patience , il démontre que , par suite du refroidissement de la matière diffuse etdc l'accroissement de rotation imprimé au noyau central par la chute progressive, sur ce noyau , des matières condensées, les molécules eâ^^rtfmtfs de la nébuleuse se sont trouvées abandonnées à des limites successives , dans le plan de réqutteur de l'astre centrai. Chaque portion ainsi abandonnée , au point ou sa force centrifuge était balancée par sa pesanteur, a dû par conséquent cesser de faire corps avec h

reste de la masse et s'en séparer sett» htmt d*ttn aaneaii lonrnaDt aotoor desoo centre, arec la vitesse qu'il possédait i TinstaDt où il s'est détaché.

« Le frottemest mutuel des uwlécules de chaque anneau ^ ajoute Laplaee -, a dû accélérer les unes el retarder les autres, jusqu'à ce qu'elles aient acquis un même mowemeiit angulaire. Ainsi , les mUsses réeiles des molécules plus ikrignies du cmUre de V astre , (mt itifims grandes. La cause tiivuile a dû contribuer encore i cette différence de vitesse. Les molécules les plus distantes du Soleil et qui, par les effets du refroidissement et de la condensation , s'en sont rapprochées pour former la partie supérieure de l'anneau » ont toujours décrit des aires proportionnelles aux temps , puisque la force centrale dont elles étaient animées , a été constamment dirigée vers cet astre ; or , cette constance des aires exige un accroissement de vitesse , i mesure qu'elles s'en sont rapprochées. On voit que la même cause a dû diminuer la vitesse des molécules qui se sont élevées vers l'anneau , pour former sa partie inférieure.

» Si toutes les molécales d'^un anneau de vapeurs conti* nuaient à se condenser sans se désunir , elles formeraient à la longue un anneau liquide ou solide. Mais la régularité que cette formation exige dans toutes les parties de l'anneau et dans leur refroidissement , a dû rendre oe phénomène extrêmement rare. Aussi le système solaire n'en offre-t-il qu'un seul exemple, celui des anneaux de Saturne. Presque tou^ jours chaque anneau de vapeur a dÛ se rompre en plusieurs masses qui , mues avec des vitesses très peu différentes , ont continué de circuler à la même distance autour du SoleiL Ces masses, dit l'auteur de la Mécanique céleste ^ ont dApreudre une forme sphérotdique avec un moueemeni de roiation dirigé dans le sens de leur résolution, puisque leurs molécules inférieures avaient moins de vitesse réelle que lès supérieures. »

i*kiBi9te» Meirieurs, mt celte deniière phrase, ear elle est la pierre de touche des iodiictiotts que je hasarderai fout à l^heure. Je la répdte doue ; eu appuyaut sur chaque mot:

« Gns iTAssBS OHT vt pauif DM uns roBMB spuiaoïDigra »

ATEC UN HOimÉilllIT us ROTATIOlf MBIOi DANS LU SKIIS DU LUUU BÉVOLUTIOll, POISQUU tSimS ttOLiicULUt lUVÉaiECTRUB ATAIBUT MOINS DE TlTiBSU BÉULÏ.U QVi LB8 SUPiatEUSUa. »

Que conclure de cette iogéniense conception 7 cTest que chaque sphère dut sa rotation à l'excès de vitesse des uuriéculea supérieures sur celle des molécules inférieures; c'est que plus était grand l'intervalle qui » à l'heure de la rupture des anneaux néhuleux , séparait la partie inférieure (ou cou*cave) des anneaux , de celle supérieure (ou convexe), plus dut être grande aussi la force qui détermina le mouvenent rotatoire , force que l'on peut comparer à une sorte de cboe tangentiel imprimé aux parties extrêmes des anneaux, à l'instant immédiat de leur transformation en sphères.

Ce qui revient à dire que , plus leurs diamètres équatoriaux forent grands à l'heure de cette immense événement » plus les équateurs de ces sphères durent tourner rapidement. Le tableau ci-dessus le prouve avec, évidence.

En effet, dans l'anneau primitif, destiné à former Ji^piter, (la plus gresse planète de notre système), la distance qui:9éparait les molécules inférieures de celles supérieures , était énorme comparativement à la distance qui existait entre les molécules exlrém^ de Tanneau réservé k Mars.

Aussi , malgré ^ibs diSëirents degrés de condensation pair lesquels ont pu passeï* k la longue ces deux planètes etiréiyss, malgré les modifications qui ont dû en être la conséquence, on voit que la cause' originelle et déterminante' des vitesses de leur rotation , s'est perpétuée ju^quli nos Jours.

Chaque point 4e réquateut* de lupiter, tourné très-'tite

(101,300 lieues en 9 heures K5 mûiiites» lemps de sa révolu^ tîoQ dione), aalien qae chaque poinl de Téquat^wr de Mars tourne tr^lentement (4670 lieues dans les 24 heun^s 37 mJh unies qu'exige sa révolution diurne), ce qui foit que chfiqoe habitant de Téquateur de Jupiter est emporté, dans le mouvement de rotation , avec «ne rapidité de lO^SOO lieues envi* ronà rheiire, tandis que chaque habitant de Téquateur de Mars Test avec une vitesse de 190 lieues seulement » dan^ le même espace de temps.

Ce rapport inverse des rotations et des diamètres se re-^ marque, comme le montrent les deux colonnes du tableau cidessus , dans toutes les autres grandes planètes comprises entre les deux extrêmes que nous avons choisies, c'est-à-dire, entre Jupiter et Mars.

Mercure , seul , comparé k Mars , déroge k cette relation remarquable. Son diamètre est évalué à 0,391 ; i\ est donc plus petit que celui de Mars, évalué k 0,619. Il s'en suit que sa rotation (d'après les considérations qui précèdent), devrait être plus lente que celle de cette autre planète.

Or , il y a ici infraction k la règle ; car dans les tables publiées par le Bureau des Longitudes , on trouve que la rotation diurne de Mercure s'effectue en 24 heures 8 minutes seulement , tandis que celle de Mars exige 24 heures 37 ininutes.

Alors ^ de quatre choses l'une :

Ou la rotation attribuée k Mars est trop lente , s'il est vrai que son diamètre est supérieur à celui de Mercure. . Ou bien la rotation attribuée k Mercure est trop rapide si son diamètre est inférieur k celui de Mars.

On le diamètre admis pour Mars est trop grand , si la durée de sa rotation est certaine.

Ou, enin , le diamètre de Mercure est Irop petite s'il est

vrai que cette planète tourne sur elle-même en tl henrea 8 mittittaa flaulemait.

Voyons done oii poorrait être rerrenr,

tfanestiMapIanèteBupérieiire, c'est-à-dire, pins éloignée ipm notis du SoleiJ. Il est Tîsible une grande partie de Tan-» née. Recevant moins de rayons lumineux que Hereure , il est moins hrillani que lui , ce qui diminue les chances d'erreur provenant de Tirradittion. Ses taches , ses montagnes sont plus apparentes. Sa marche à travers les constellatiess est plus lenle , puisqu'il met 687 jours environ (686^9796) à accomplir aa révolution autour du Soleil , tandis que Mercure n'en emploie que 88 à peu près (87»96d2).

Il est donc bien plus fiieile d'observer Mars que Metcure ; les observations faites sur le premier , doivent ccmséquem-* ment être plus certaines que ceUes feitss sur le second. D'ailleurs , comme à «ne certaine époque de l'année il se trouve plus rapprocM delà terre que Mercure, l'évaluation quri a été faite de son diamètre et de sa rotation , doivent offrir plus de garanite que celte qui a été obtenue pour les éléments correspondants éa Mercure.

En effet. Mercure est une planète inférieure, qui ne se montre que pendant fort peu de temps à rbtriion. EUe est même tr軫areme»t visible; Copernic se plaignait^ sur son lit de mort , à Tâge de 70 ans , de n*avoir pu , malgré aes effinis, l'apercevoir^ Elle reste > en quelque sorte, toujours frfongée dans les rayons solaires. Lorsqu'elle se montre , elle brille d'm si vif éclat, qu'elle scintille parfiûs comme ilne éloile. Aussi cette planèle esl-elle encessivement difficile à ebserver , et la durée qu'on assigne à sa révolution dûaiM est-elle très contestabla^

Dliilleurs, M. de Humiboldt a cru pendent. de ne pas mentionner la valeur de cette rotation dans la taUe qui se trewrt è la page 40S du tome m du CoMio«.

41 feu mène pioB; il dit^ page M7 :« Des bbeeiratiois » trop peu certaines sur la forme de la corae mériMoiiéle do D croissant de Mercure et la déoou verte d* une bande obsctare » qui » vers TEsiv est absolument noire ^ ent amené SchrMer » et Harding è fixer , comme durée de sa rotation , l'espaoe » de S4 hèlires et 5 minutes. )»

Nous aoflhnes donc fcmdé à admettre que Terreur porte ou sur ie diamètre, ou sur la durée de laTotation de Mer* enrè.

Ot^^ cémmeson diamètre a pu être' lassez bien étudié lors de ses passages sous le disque du Soleil , tout porte à croire que c*est la rotation édmise qui est inexacte. L'argumentation qui précède nous permet donc de prédire que^ tôt ou tard , on trouvera, pour la révolution diurne de cette planète, une durée comprise evtre 24 h. 40 m. et 25 heures;

il en est de même pour Uranus et Neptune.

Quand la puissance des instruments le pemeltra, on devra trouver pour Neptune une rotation plus lente que celle de Saturne > et plus rapide que celle d'Uranus, cat le diamètre de Neptune est plus petit que celui de la première de ees planètes^ et plbs gratad que eelui de la seconde.

QiriUit k Urmiusv il devra tourner moins vite que Neptune, et plus vite que Venus , attendu qu'il est placé imtre ces den aslrea dans Téchelle des valeurs assignées aux diamètres. .

Enfin , toutes les planètes télescoi^ques doivent tourner sur elles-mêmes avec nne excessive lenteur, et proportion- Bellement à la grandeur de leurs diamètres respectili.

Ces quatre inductions qui découlent de la loi empirfqte formulée plus haut , servent de oonehision au travail que je viens d*avoir Thonneur de communiquieir k l'académie.

'Puisanl ces ioriuctions donner lieu à des observations faites en'ivueil'èaiapptofondîr la portée.

Puissent, à leur tour^ ces ôbseirvattonsalBsurer taux tvleurs

quA la •ttMoe4b nimoo de publier «or les éléaieojtodu sjvh tàme solaire » im exaotiiode que oes évaluatiras ii*oiii mal-* henieoseneDl pis eue |ttsqo*à ee jour, et fMiniir alors, à quelque saYaat houieux 4 la possibililé de dégager 1 do eoafiit de ces élémeote réeb , la fermnle de la loi immuable qui doit r^ lier lès Vitesse» des rolaiieiis aux grandeuM des diamètres.

Lelltémoire qui procède a été l'oljet d^une correspondance que M. Éilbaatd IBrand à r^somèe dans ta notice ÉHivanle :

(8éÊm$M 10 /tiiUet 1857.;

Mbssuues,

J*ai eu rhénueuf de wtus lire, le 12 juillet 18S6 « un a|imoire sur VExoÊfim ûompataiif 4es dimnétrêi 4I dês ré9ohh' ticm déiir$i$i ia pkmiéês.

le Yous ai signalé ut ùii vraiment extraordinaire » à savoir que y pour presque toutes les planètes qui offirent un disque mesurable* la durée de la rotation diurne autour de Taxe est d'autant plus courte que l'astre est plus volumineux.

Il est vrai que , d'après Y Annuaire du Bureau des Lcmgi-^ tuiêê^ toae }m ti^sités 4'astronomie^ Vénus et Mercure dë-> rageraient à cette relation.

Ibis, commeje vous l'ai annoncé , un travail fort intéressant^ inséré dans le xxv* volume du BulUiin de la Soditi jRoyaJs astftmomifm de Londres , par M. Bobert Main , astio^ nome à l'Observatoire de (Srreenwioh , était venu » le 11 avril 18B6^ inirmer l'évadiiation attribuée, jusqu'à ce jour, jpar les auteurs et les savants > au diamètre de Vénus.

De ce travail , exécuté avec autant de soins que de perse» vénaneei il résultait en effet que Vénus «erait de ^ plus grotte que la Terre.

Cette réTélalioii » )e le répèle , doirna loai-k-ceiip naeeoii» firmatioi hmpérée à Tidée qve )*i?ait deiwis longleflip» eoDçae, et jen^hésitais plus k tous cemmiiiiiqiitr BeemiH jeetiires sur une loi harmonique qui acquérait ainsi «d nou- ▼eau dejgré de probabilité» pour ne pas dire d'évidence.

Si , de son côté , Mercure restait en quelque sorte rebellck cette loi , une semblable infraction pouvait fort bien être imputée k une foule de causes d'erreurs provenant des difficultés inhérentes à Tobservation de cet astre. U m'était conséquemment permis de révoquer en doute les mesures publiées jusqu'à ce jour sur cette fugitive et éblouissante planète, mesures si contradictoires et si contestées par les savants euxmêmes.

Je formulai donc hardiment , devant vous d'abord, mon o|Hnion sur la relation qui se manifeste entre la durée des révoiuiions diurnes et les diamètres des planètes.

Puis , désireux de savoir ce qu*en pensait Tastrenome anglais. Je lui adressai, le 21 août 18S6, un exemplaire de mbn petit mémoire.

La réponse ne se fit pas attendre. Le 25 ao&t , M. Robert Main m'écrivait une lettre dont j'extrais le passage auivant :

« J'ai été très^ppé (I was eery nmeh xtruekj de la oon- » nexité que vous me signalez entre les diamètres et les rota- » tiens des planètes, et, bien que dans l'état actuel de la » iKience, on ne puisse la considérer que comme une loi em- » pirique , cependant en raison de sa persistance k se mani-* » fester dans tous les cas où les temps des rotations et les » diamètres linéaires ont été bien établis, il est excessive- » ment probable que ce fait accuse une relation physique , » inconnue jusqu'à ce jour.

» Je suis heureux de vous informer que l'Observatoire » Royal de Greenwich est sur le point de posséder un téles^

» copede ta plus grande puissaiioe, et je ferai , en temps , » tout mon poeaible pour rappliquer effkmmmti aux re- » eherchea que me su^ère totre travail . »

Une deaxième lettre, datée du i% novembre anivant<» m'annonee renvoi dn mémoire contenant la mesare <des disques dea phinètes» valeur déterminée au moyen du miciomètre i doiUile image.

• J'espère^ me dit M. Main, que vous seres ii même de » jQger, d'après l'inspeetion des colonnes relatives è Yénus, » combien l'évaluation attribuée i cette planète esi digne de » confiance. »

En effist , Messieurs, les observations de ce patient et b»bile astronome ont commencé le 7 janvier 1840, et ont été poursuivies avec assiduité Jusqu'au % septembre 1852.

Ainsi , pendant IS ans , Vénus a été l'objet d'incessantes recherches de la part de M. Robert Main.

Cela prouve l'importance qu'on attache à connaître , le plus exactement possible , les éléments de cette planète.

La question à résoudre est celle-ci : Yénus est-elle moins grosse ou plus grosse que la Terre?

/ Tons les astronomes ont , jusqu'à ce jour, annoncé que Vénus est plus petite que notre globe.

Seul , M. Robert Main , soutient le contraire , et il apporte à l'appui de son dire des documents qui paraissent d'une valeur incontestable.

Cependant , un contradicteur vient de surgir dans la personne du R. P. Secchi , astronome italien.

Ce savant a communiqué récemment à l'Académie des Sciences le résultat de quelques observations faites sUf la planète Vénus, à l'époque de sa conjonction inférieure.

Laissons parler M. Secchi :

« Cette conjonction inférieure, dit-il, & eu lieu le 9 mai 1857, et j'ai pris tous les soins possibles pour vérifier quel-

quM HUIS des pbénomàDes que Vmk dit avoir aperças dans des dreonslanoas pareilles. H cherchai d'abord ai je pwrais voir tout entier le disque de la planète ; mais cela m m'a pas été possible ; cepaadan( , j*ai aûrenant aperçu le prolongement docroîasaQtde la phase notablement au-delà* de la deBiHsir*' conférence > et j-ai même réussi à obtenir^ dans les meilleurs moments » une suite de mesures très-bien d'accord entre elles» du diamètre de la planète et de la largeur de la phase visible. La largetiur du croissant s'excédait pas quatre dixièmes de e^ condo» et| chose singulière , dans une portion un peu aunlelà du milieu, il présentait une diminution soudaine de largeur qui éiail due sans doute à la présence d'une tache. Les résultats des mesures sont les suivantes :

» Temps moyen de Rome, 8 mai, Î2 h. 18 m. (compte astronomique) :

Diamètre de Vénus ...... 57"» i5.

» De la mesure précédente, on conclut pour le demi-diamètre de Yénns , à la distance unité , la valeur 8", 206.

D One autre mesure faite le 9 février de cette année, avec un excellent état d'atmosphère^ à 4 heures, temps moyen^ pendant que le Soleil était smr rborixon , donna le résultat 6"^ 169.

> Mais le 8 février , Tayant mesuré par un ciel , attisi trèsftrvôrable^ p^u i près lé coucher du Soleil , j'ai trouvé 8'\ 6Ï6.

^ Le 22 décembre 1856, au Soleit ebuchant, j'ai eu

» La mo^ftsnne àen mesures de nuit est donc, ff', 610. et celle des mesures de jour 8" , ^32.

» La différence très-forte. . . 0", 378,

ne laisse auenii doute sur la réalité de la divergwMe entre les deu résultais » «I l'on ne saurail hésitor snr sa véritable souffoe, 6'esi^-di0e une diffusion apparente du diamèlre par rimdialioQc

» Je crois , dit encore M. Secchi , que les mesures de jour, et surtoiit dans la dernière circonstance de phase minidium , sont furéftiaUes à Imites les autres, si la force dèfinslru^ ment permet ^<Tôir l'are illunkié^ et tA l'air est asseï fliiro* rable, car alo^s tm pesrt mesmer la distance des deni; cornes trèstdéliées eomme on mesure les étoiles doubles, et cemé* (laesmuit toute sottras d'irrégnkrité propre an mierotoètre à fil, dans la nesurs des diamètres planétaires, est éliminée. On peut dQOO «oacluf e que Vénus est plm p$êUe tjue la Terre. » -

Comtte V09S éfn^w bien le penstv , MessJMrs , ces derniers chiffres « qui renverauent si brusquement l'bf pothèse tpi'éi' taityenu fortemeiiit étayer la à^nvegiQ 4e H. Main» me causèrent un lé^tioii^ d/^appointemc^t.

Aus^4 ffle.s«is-je empressé d'adrass&r à robserYitefir anr glais un extrait 4e la note de rob^ervatenr italien. J'avais hftte tout à la fois de signaler à l'astronome de Greenwich , r^parJtiom4'jm antagoniste dont le talent ^t incontestaJiJe , çt de^nnaUre son opinion sur les révélations du Directeur derQbservMeii:ede â^Qàe.

Voici la traduction littér^Je de la réponse que je viens de recevoir:

« Observatoire Royal de Greenwicli ,

» 3 juillet 18S7.

» ClhM Moiisletir ,

V 7e vbus ifemercié Savoir bien voulu attirer mon atten- » tion sor léë mesiir^ 4e Itf. Sbcchi » relatives an disque » de Vénus. Comme elles n'établissent aucune conclusion « définitive , je n'y attache pas «ne grande importance.