LIVRE III, C H A P. X. aSS
liocenlriqnet relativement à l'ëquateur aoUire. La dernière eat invariable, mai* la première augmente de 36o* durant une rolaMon du aoleil. Ayant donc tiré des observations, l'ascenaton droite d’ufe tache pour deux époques, aupposona qu'elle ait changé de l’angle a durant l’intervalle /: alora on aura la période de la rotation du apleil , T ^
La différence entre lea longitudea géocentriquea d’une tache et du centre du aoleil, qui est tout au plus de i5' on 16’, eat ici la meanre, par laquelle il faut déterminer la ififférence entre lea longitudea héliocentriques de la tache et de la terre, qui peut aller à 90*; d’où il auit, qu’une erreur d’obaervation de lof' produira au moina une erreur d’un degré aur lea po< filions héliocentriques. On ne peut donc parvenir è des résultats exacts, que par une longue suite d’obaervaliona. Les éléraena auivana s’accordent trèsbien avec les observations.
La longitude du noeud ascendant, ou longitude héliocenlriqne du point d'intersection de l’écliptique et de l’équateur solaire, où ce dernier a’é» lève au dessus de l’écliptique au nord et à l'est =9^20*7'.
Inclinaison de l'équateur solaire aur l’écliptique =7* 19' 23".
Période de la rotation du aoleil izraS jours 17 minutes.
166. La même méthode a aussi servi è déterminer la rotation des planètes qui nous présentent des taches, dont voici les résultats. •
Le mouvement des taches de Finus est difficile à observer, à cause de 1a proximité du soleil, et de la variation des phases de Vénus, dont il ré* suite qu’une même tache se trouve tantôt dans la partie éclairée, tantôt dans la partie obscure du disque. Aussi la période de la rotation a été èongtems incertaine. Au milieu du dix-septième siècle Cassini avait trouvé a3 heures 21 min. pour cette période; mais Bianchini conclut de ses observations des 'taches, faites en 1726, 1727, 1728, qu’elle était de a4 jours et 8 h. Il n’y s pas longlems que Schroter a décidé la > question. Ayant fait une longue suite d'observations des cornes de Vénus, ou des pointes de son croissant, il s’est assuré de sa rotation. Les aspérités de cette planète, et les différentes situations des ombres qu’elles projettent du côté opposé au soleil, chan* geni sensiblement la ferme des cornes dans .une journée , ce qui ne peut
.a56 ASTRONOMIE RATIONNELLE t-trc e.\pSi.]ùé que par la rotation; et les comes reprennent toujours la même forme au bout tlo a3 h. ai m. l’our déterminer la rotation avec plus dé sûreté^ Si'liroler compara deux observations, éloignées Tune de l'autre de "jit jours, et il trouva que la corne australe avait préciKiment la même forme après un intervalle de j. i5 b. ce qui étant divisé par •jit, le nombre de ro« talions, donne
‘ ' a3 11. nom. 59;o4s. pour le tenu de la rotation, <
qui satisfait è toutes les autres observations. Les observations de Cassini et de Diancliini yiennent même A l’appui de ce résultat, pareeque .la période de 34 j. B h. renferme a5 périodes de a3 h. 21, G m. Suivant Bianchini le* autres élémens de lu rotation de 'Vénus sont:
Longitude du noeud ascendant de l’équateur sur l'écliptique Inclinaison de ces deux plans “ 75*;
■ Inclinaison de léqualeur de Vénus sur son orbite r=7i*55'.
Ce dernier angle est fubliquilé de fécliptique, dont dépendent les saisons de Vénus, qui par conséquent sont sujettes à des variations beaucoup plus considérables, que celles de la terre.
Les lâches de Mercure sont encore plus diflicrles 4 oliserver. L’obsetralioii des cornes à donné à Scbrüler de résultat, que cette planète tourne sur Ini-mème en 24 h- 5 m. 3ts. M. IJarding découvrit le 18 May 1801 On trait obscur dans l'hémisphère austral de Mercure , et les ol>servalions de cet objet, ainsi que d'une tache découverte par Scliroter, ont donné la même période de rotation. L'inclinaison de l’équateur de Mercure sur sou orbite 'parait approcher d'un angle droit.
Suivant les observations de -Cassini et de Maraldi, Mars a une rola-
., lion de 24 b. 4° ou dqm. sur un axe qui est presque perpendiculaire à
.son orbite: d’où il suivrait, que les vicissitudes des saisons *ur celte planète
sont insensibles. M. Ilerschcl a trouvé les rcsullnts suivans ('}.
Période de rotation de Mars “ 24 h. 3g m. 21,07 s.
Noeud ascendant de son équateur sur l'écliptique =^a^l7*47^
^ (l) On th< rthurkah-e >ippearmn:$s J/ tht régions rj" ihi M^rs[^hil9S% T^ûnt.yo U
J.-YA/A'. Vati. U, n. 19.^ *
Notud *nr son orbiie^ ou point automnal =^a*i9°a8'|
Inclinaison de l'équateur sur l'écliptique ::r3o*i8',
sur son orbite, ou obliquité de l'écliptique de Mars =r s8°4's'.
La rotation et les saisons de celle planète sont donc peu diQérentes de eel* tes de la terre,
La rotation de Jupiter, la plus rapide de toutes, a été déterminée avec une grande précision, au moyen de ses taches, qui sont très-faciles è observer. La durée de sa rotation est, suivant Cassini, Maraldi, et plusieurs autres astronomes, 9 h, 55 m. à 56 m. suivant Schrôter 9 h. 55 m. 33 S. Son équateur, qui est aussi k peu près lo plan des orbites de ses satellites, est incliné sur son orbite d’environ 3*) ensorle que les vicissitudes de ses saisons sont presqu'insensibles.
Tout ce qu'en sait de la rotation de Saturne est dù k M. Herschel, Les observations des bandes obscures et d’une tache très -apparente lui ont donné le résultat, que Saturne tourne en 10 h, 16. m, sur un axe, perpendiculaire à celte bande et au plan de l’anneau, de sorte que l’équateur coïncide avec l’anneau: d’où il est probable, que l’anneau a k peu près la même rotation, que la planète ('). M. Herschel conclut des facules, ou des parties lumineuses qui s'élèvent au dessus de la surlace de l’anneais, qu'il a observées avec beaucoup de soin, que l’anneau tourne sur son exe en 10 h. 3a m, i5, 4 s. (’)• La distance du milieu de l'anneau au centre de Saturne est environ deux demi-diamètres do la planète i5^.). En comparant les périodes des satellites de Saturne, et leurs distances à la planète, qu’on trouvera plus bas, il résultera de la troisième loi de Kepler 126.'', qu’un satellite, plasé au milieu de l’anneau, ferait une révolution en 11 heures k peu près, ce qui dillbre peu de la rotation de l’anneau et de Saturne. Il est donc vraisemblable, que *. s révolutions des satellites et de l’anneau, k proportion de leurs distances, dépendent de la rotation de Saturne, suivant des loix physiques.
167. Depuis la découverte de l’aplatissement de la (erre, il était à présumer, que la rotation des planètes devait produire le même eUetj et cette supposition a élé confirmée par les observations.
,t4ccoun! of nf d iirth st.vtnlh SiittUlt* thé Plûnét tSa/u^fi
Tront. yot- LXXX- Puri /. pai*. |3. étc.
Oa thé S^ilütés £/* thé pUtnét Sütmnt, é(c. ijhid* Part II» n, >3.)
ASTRONOMIE RATIONNELLE
La durée de la rolalion de Mars est la même que celle de la terre: or son diamètre étant environ la moitié, du diamètre de la terre, la vitesse d'un point de l’équateui; de Mars est deux fuis moindre que sur la terre: cependant son aplatissement paraît beauconp plus considérable, ses deux diamètres étant entre eux, suivant M. Herschel comme i6 à i5, suivant Schroter comme 8i è 8o (').
La période de la rotation de Jupiter est de celle de la terre, son équateur est it, 4 loi* plus grand que l'cqiiateur terrestre: la vitesse de la rotatioA de celte planète est donc fois plus grande que celte do la terre; d'où il résulte un aplatissement trèa-considérable,- les observations donnent le sapport des diamètres =i4:<d.
Le rapport des diamètres de Saturne est, suivant M. Herschel, comme •i8i è ao6i , k peu près comme ii k lo. Mais ce qui est plus extraordinaire, c’est que suivant les observations de cet astronome, Saturne est doublement aplati, aux pôles et sous l'équateur, et l’aplatissement des pôles s’étend k une grande distance; ensorle que son plus grand diamètre est celui du panllèle de 4^” de latitude, où la courbure de la surface, ou des méridiens, est ausBsi la plus grande. Le disque de Saturne a donc k peu près U forme d’un carré, dont les quatre coins sont arrondis. Suivant les dernières observations de M. Herschel, l’axe de Saturne, le diamètre de l'équateur, et le plus grand diamètre sous le parallèle de 4-1°) *unt entre eux comme les nombres 3a, 35, 36 (^*).
M. Herschel croit avoir aperçu un aplatissement considérable de la nouvelle planète, découverte par lui.
Le tems de la rolalion du soleil est a5, 5 fois, et son équateur tto fois plus grand, que ceux de la terre: par conséquent un point de sou équateur a une vitesse 4 k 5 fois plus grande que sur la terre; cependant on n’a aperçu aucun aplatissement de ce corps central. *
(l) KphéménJ4S d€ pour l8ol.
(») Phihse Tf^êMt-jQr ihê j$mr 1806- Bart JI,
