CÉRÈS, PALLAS, JUNON, YESTA

£ji comparant les distances des planètes au Soleil^ Kepler remarqua on saat brusque de Mars à Jupiter^ et soupçonna l'existence ^'une planète intermédiaire. Cette conjecture Tient d'être Térifiée , et au lieu d'un corps, on en a trouTé quatre.

CtiÈs %, décourerte par Piazzi, le 1«' janyier 1801^ fait sa révolution ea4 ans | (1681/,S9dl) ; l'inclin. de son orbe est lO» ST â6'',2; le demi-grand axe est S | fois le rayon do l'écHptique (2^767248). Ce , globe n'a que 67 lieues de diamètre ; il offre l'apparence d'une nébuleuse enTÎronnée de brouillards très-Tariables.

Pallas ^y observée par Olbers, le S8 mars 180S, a presque la même distance solaire {% 772886). L'inclin. de son orbite est de ^A"* W W\ c'est-à-dire plus grande que celle des autres orbites. Son volume est à peu près le même que celui de Gérés. Sa révolution sidérale se fait en 1686/,5S88 t. m.

JmioH ^, trouvée en 1804 par Harding^ a pour demi^and axe 2,669009, et pour inclinaison 13« V V\l ; elle fait sa révolution en 1592/,669 et est un peu plus petite que Gérés.

YisTA fi, découverte en 1807 par Olbèn, a son demi-grand aie =2, 96787) l'inclinaison de l'orbite est 7^ 8' 0". Son volume n'est que le 16 millième de celui de la Terre , et sa surface à peu près celle de l'Espagne. G'est la plus petite et la plus brillante de ces quatre planètes. Sa révolution est de lS2K/,748i .

Les atmosphères de Mars, Jupiter et Saturne ne sont sensibles que par des observations très-délicates; mais celles de Gérés et de Pallas •ont développées sur une immense échelle. D'après les mesures de Schroêter, l'atmosphère de Gérés a 276 lieues de hauteur, et celle de Pallas 192 lieues. On n'en a trouvé aucune trace à Vesta.

On voulait refuser le nom de planètes à ces quatre corps, presque imperceptibles, et les appeler des astéroïdes; mais Mercure n'est pas pins petit par rapport a Jupiter, qu'ils ne le sont à l'égard de Mercure. Ils sont compris entre les orbes de Mars et de Jupiter, et a des distances presque égales du Soleil (57 mille à 66' mille rayons terrestres). Les durées des révolutions sont à peu près les mêmes , aussi bien que la ligne de section de ces orbites , qui va , d'une part, du 10* degré de htitude'bor. et 187« degré de long., près cf de la constellation de la Vierge, au point qui , de l'autre part, est à 10<> de lat. aust. et 7® de loDgit. dans la Baleine. Ges circonstances ont fait penser à Oibers que ces quatre corps pourraient être des fragments d'une seule planète qu une explosion aurait brisée ; hypothèse ingénieuse , qui a servi à découvrir Junon etYosta, et qui a fait le sujet d'un Mémoire de l'il-

lustre La^range. Une explosion 30 fuis piaf fpi le q^e c^lle de la peadrftà canon su^Krait ppur réduire ^n fragment:» un cqrps p^ip^blede prpduirQ un semblable résultat. Les nœuds devraient coinp|f|er, si l'attraction de Jupiter ne s'opposait a ce|le eo^di^îpn- Pu r^^Çi les inclinaisons et les axppntricîtés des orbites «orit très-fij^érente^.

Le célèbre astronome Bode, en comparant les distances n)f{(aeile« i|es oprps qui composent notre système pl^^nétaire, et considérant les q^qtre petites planètes comme n'en ayant formée autrefois qu'une $^u|e, a remarqué une singulière relation entre cet) di^lanp^^, qu), pour ll'èlTf^ pa^i (put à fait exacte , ne inérite pas moins d'être signalée. Get|e relation^ connue spns )e noifi de loi de Bode, consiste ^n cp que, sî Vpn P^rtagp en dix parties égales \^ (Usfanoe moyenne de la Terra i|n ^p]e^|| et qu'on prenne l'une de ces partie^ po^r upité^afinde mesurer les autres distances , on trouvera que la distf^p^ 4n ^^^

à Msr» est eiprimée par 4 :;;; 4

à VéDUi par 7 = 4 ^i- 1 x g,

à la Terre par 10 = 4 -*- 3x3,

à Mars par 16 = 4 ^ 4 x 3;

à Cérès , Pallai , e(ç par 98 = 4 + 8x3,

àJupUer par 59==: 4 H- le X 3,

à Sa^qrojB ^ • . . par 100 ss: | •«- 39 X $»

à Uraous par 196 = 4 + 64 X 3,

«91 ppntinnant iopJQnr* de doubler le pinltipUcateur de S. Cett^ loi qu'on pea| regarder cpmnie fortuite , puisqu'elle n'a paa rexactitode ordinaire au^ efliptii naturels , pput servir a graver les distaapef dans la mémoire^ et seml^le justifier les idées de Kepler sur re:|J8te|ice présttoiép d'^ne plapèle entre Mars et Jupiter, qui s'est si heurque^ent y^ri^ée. Qn peut même concevoir qu'il y a quelque i)i|tre planèle iiivisî^p ppur nous située au delà d'Oranus , et dont la dislanpe au Soleil m^\\ ^ + 1^8 X s > ou 3Q8 fois notre upité , ou d'environ U&Smil- Jiqns do liepes. Qn pst ntèmp fondé à penser qup nos onze planètes ae Spnt pas les seules qui forment notre système aolaife, et qu'une laoltitqde d'autres corps trop petits pour être aperçus , cifcnlejat oomme files dans des orbites antqur dq Soleil. Cette opinion est justifiée par les phéiipmèncs d'aérolithes et d'étoiles fiantes qu'on observe sifré* q^ett^Aient et dont nous parlerons plus tard.

1^ figure 20 représpnlo ^^ disposition releMye des sep^ p}aoèt<^ princip^l^. Cependant il faut> par la pensée, y f^ire deux conectioos: la première, aux rapports de dîmensious des or)>ft^ qui n*y sont poiul

SATBLLITE8. ISIt

obÊfméB s i|i deniième, qui proyient de ce que ces eorpt nese tvoirrent pu 4«ni le m^m» plan , leurs qrbUes ëlant d'ailleurs peu inclinées à P^Upliq»e.

Qaelqoes conipersisons ponrront donner des idées justes des relations de grosseur et de distance des planètes.

IielH>i9let de canon qui, comme on l'a dit page SI, parooarrait 420 toises par seoondc , 663 lieues par jieure , mettrait moins d'un jour pour aller du centre de la Terre à sa surface , tt jours et demi pour arriva à la Lune^ et ans pour atteindre le Soleil , emploierait 9 ans pour aller .de cet astre a Mars, SI ans pour Jupiter, 66 ans et demi pftcr Saturne, enfin 114 ans pour Uranos.

Si Tonrepr^nte la Terre par un globe de 10 pences de diamètre, comme sont ordinairement ceux dont on se sert dans les cabinets ; pour conserTcr les proportions, il faudrait que le Soleil fut figurp par an globe de 400000 pieds cubes , ayant 90 pieds de diamètre, ou une épaisseur égale a peu près à la moitié de la hauteur des tours de Hotre- DameàParis. Ceglob^ devrait être à 170Q toises de distance décelai qui représenterait la Terre, en sorte que l'enceinte de Paris nesuArait pas pour renfermer l'orbite terrestre.

£u ne donnant qu'un pouce de diamètre a la Terre, le Soleil aurait B pieds et serait distant de 1000 pieds ; Jupiter aurait 11 pouces , Saturne 10, Uranus \: Jupiter serait à 872 toises, Saturne à 1600, Uranus a SiOO; en sorte que, du centre, il serait impossible d'aperceToîr ce deruier, même avec une lunette.

On ne peut donc représenter le Soleil et les planètes sans altérer cqhsidérablenient les rapports de dimensions et de dislances : lorsqu'on voit des gravures ou df^s machines où ces corps sont figurés, il faut que V^^sprit redresse ce genre d'erreur, pour n'y pas pre'udre une idée fausse de Télat réel des choses. Les fig. 24 et 25 sont destinées à douoer rifflsge de ces rapports.

Selon M. Herschell, si le Soleil est représenté par un globe de 2 pi^s dediamè(re,Hercure sera figuré par uu grain de niputarde^ Yénua et la Terre seront grosses comme dçux pois; Hars comme une tête de grosse épingle; Junou, Cérès, Pallas et Vesta seront des grains de sable; Jupiter et Saturue seront représentés par deux oranges, l'un^ ■loyeane , l'autre petite : Uranus le sera par une grosse cerise.

88. Le télescope montre Jupiter accompagné de quatre petits fistves qui oscillent de part et d'autre , et le suivent dans son orbite , Qoinme la Lune suit U Terre* Ces Satelliffê tournent uniformément autour de

la planète dans des cercles très-TOÎsins , qui s'écartent à peine de son équatenr. Tons les 4S7 jonrs , ils se retrouvent à la même position relative (le A^ n'y -vient que S3^ 47' pins tard). Un grand nombre d'obseryations a donc pu servir à composer des tables de leurs moavemcnts. '

SouTcnt l'un de ces quatre satellites , placé à l'opposé da Soleil , dispai^ait et reparait ensuite; on cpvoit quelquefois les deux plus éloi» ^és reparaître du même côté où ils ont cessé d'être yisibles. Ce sont donc des corps opaques qui s'éclipsent en passant dans le cône d'ombre de Jupiter. Ces apparences sont assez fréquentes. Le premier satellite s'éclipse toutes les 42^ 28' 48^' ; les éclipses du second ne reviennent guère |que toutes les 85*18' ; celles du troisième tous les 7/4^; enfin celles du quatrième tous les 17/. L'éclipsé arrive à chaque révolution , excepté 'pour le 4* satellite , qui est quelquefois trop loin de Jnjdtcr pour entrer dans son ombre. L'inclinaison et rexcentricité de ce dernier surpassent celles des trois autres. La Connaissance de$ TeuM donne l'heure précise de Paris où arrivent ces éclipses , d'après les périodes de leur retour.

Si le satellite est placé du côlé du Soleil^ c'est , au contraire, lui qui passe devant Jupiter , et l'on doit , dans cette planète, avoir le spectacle d'une éclipse de Soleil. Son ombre se projette sur le disque de Jupiter sous la forme d'un point noir qui en décrit une corde, et c'est même ce qui prouve que la planète et ses satellites sont des corps opaques. La prompte rotation de la planète, la courte durée des révolutions de ces quatre Lunes, leurs phases, leurs fréquentes éclipses^ etc., doivent amener une variété singulière dans les apparences. •

Le mouvement des satellites a encore avec la Lune un trait de ressemblance j car chacun tourne autour de sa planète en lui présentant la même face , c.-i-d. fait un seul tour sur son axe pendant qu'il accomplit sa révolution entière: ce fait a été conclu du retour périodique des taches qu'on observe à leur surface. On s'est encore assuré de leur rotation par le moyen suivant. On a remarqué que , tus à la même distance, ils ne semblent pas briller du même éclat, et l'on a examiné si cet effet ne proviendrait pas de ce que le disque visible pour nous serait différent. En effet , si quelques taches diminuent la quantité de la lumière réfléchie, le retour du masimum et du mtfitMtciis d'éclat a pu servir à estimer l'époque où l'on a l'aspect des mêmes faces, et en combinant ces durées ayéc celles des révolutions autour de la planète, on est arrivé à reconnaiCte le fait énoncé.

Quant à la distance de Jupiter au Soleil , ou le rayon de son orbite.