RÉTROGRADATION

on ne peut guère le conclure de la parallaxe de Jupiter, qui est insen* sible y même lorsqu'il est le plus près de nous , car notre globe est à peine TÎsible de cette planète. Nous la rapportons dono au même point du ciel do tons les lieux de la Terre^ ou en d'autres termes, eïie n'a pas de parailgse sennbh. Mais formons le triangle JST (6g. 27) qui joint les centres de Jupiter, du Soleil et de la Terre, ST et SJ sont les rayons des orbes des deux corps; l'un est donné, l'autre inconnu. L'angle T qui est il la Terre, est la mesure de la distance du Soleil à Jupiter qu'on peut observer. Si donc on trouve l'angle S, qui mesure la distance de la Terre à Jnpiter, tus du Soleil, on connaîtra deux angles S et T du triangle et le côté compris ST, et l'on pourra calculer la distance SJ* Or, remarquons que le milieu de l'éclipsé d'un satellite a, est l'instant où il est en opposition au Soleil sur la droite SJ, qui va du Soleil à Jopiter. Si donc on observait ce satellite du centre de la planète à cet instant, on aurait le lieu du ciel où ce centre serait vu du Soleil; et comme il est aisé de déduire ce lieu du mouvement du satellite, il s'ensuit que le problème est résolu.

Saturne à sept satellites, dont six se meuvent à peu près dans le plan de Tanneau ; le septième s'en éloigne sensiblement , l'inclinaison de sou orbe sur ce plan étant de $ù^ , et l'on a reconnu qu'il présente la même face à la planète. Les nœuds coïncident avec ceux de l'anneau, sans qu'on en sache la cause.

Uranus a deux satellites , et selon quelques astronomes , il en a 5 à 6, dont les orbites sont presque perpendiculaires à celle de la planète. Ces corps sont d'ailleurs très-difficiles à observer. Nous verrons comment on mesure les distances de ces deux planètes au Soleil (n^ 91)«

89. La marche des planètes ofFre l'apparence de plusieurs irrégularités; quoiqu'elle soit toujours dirigée de droite à gauche ou d'occident en orient, comme elle se combine avec notre mouvement annuel, elle nous semble quelquefois dirigée vers l'occident.

Considérons d'abord Vénus et Mercure, dont les orbes sont eg et FED (fig. M), tandis que celle de la Terre est d ^ ^ . Tant que Mercure est au delà du Soleil S, en F, la Terre étant vers e', le mouvement est direct de? en G, c.-à-d. de droite à gauche; et nHon l'ordre des signée T tf H • • • Mais dans l'autre partie EBCB de son cours , où la planète est plus proche de nous que cet astre, elle marche de gauche à droite, de B vers C. Les points de stations séparent tous les changements de directions, et arrivent lorsque le rayon visuel dirigé à la planète est tangent à son orbite, parce que durant quelques jours elle dccrit un élément

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de ce fayon. Âînsi^ quand elle parcourt l'arc E^ ^ la Terre étant en ^^ elle esX ^lors dans sofi élongation. |ie mouvement s'est ralenti de p|us eq pins à mesure qi^e la planète s'est approchée du point de station ; pui9 il a parn changer f|p direction, fia plus grande Titesse apparente etil, ai> con(fairej lorsqqp la planète a repris la inè.roe longitude que le Solql dans Jfi conjonction ii^férieure : ces trois corps sont alors en ligqe dfoite. Qn yoit poqrqoqi nous avon^ dit , n^" 80 , que Mercure el Vénus (ccompfigneut le Q à la manière des satellites , faisant dp simples e^pursions des fleux côtés , yi^iblps le soir à l'occident oi| le matin % }'qn^nt, taq(^t directes;, tantôt stalionnaires et tantôt rétrogrades, qifoiqiip poiir un spectateur placé dans le^oleil la n^afplie 4|it lien dans Ip m^fiie fpns que nous.

Lfi 9Ution ^ï la rétrogradation ont pareillement lieu pour les planètes supérieures. Soit ÂFGD (fig. 32) récliptjque , ejjjr!^' l'orbite dja Jupiter^ qui fp meqt de e yers gù . i > 1q Terre court dans 1^ piérae sens EDA , n^ais bien plq9 ritp, puisqu'elle fait p^è^ de 12 tour^ entiers contre un seul de Jupiter..Si la Terre est en £' et Jupiter en e, le rayon yistiel i'e, prolongé eq «' jufqp'aq firmament ^ donne le lieu appprpnt e' ^^ la plun^te. Sj 4ppc 1^ raypn TÎsuel £V est tangent à Técliptique, 1^ planète nous paraîtrai stalionnaire ef^ e\ parce que la Terre décrit l'^rc E£' di)})s la direction de ce rayon^ Candis que la planète peut être considérée comme immobile.

Soient EQ çt ed deux arcs décrits en même temps , ed étant d'nn noni)M*p clp degrés IS Fois moindre, )a planète semble parcourir dans le ci«l l'arc p' fi' de gaucho à droitp. De inèmc, lorsque la Terre arrive en T, Jqpit^r est pq f à l'opposition , et Semble être passé de fT en f. Ainsi, quoique le mouyement de la planète ait lieu dans le même sens, il nqus paraît dirigé en sens contraire) c'est-à-dire de e' en if, f^, .. .

En C, le rayon visuel Ce est de nouveau tancent à Técliptique; la rétrogradation s'est continuée jusqu'en c', où l'astre semble stationnaire; mais bientôt le rayon visuel hbV, Aaq\.. . se rpjette en sens coulrair^. Ainsi l'astre qui a paru passer de e' en d', c\ revient de o' en ^\ q^. . . La rétrogradation n'a donc lieu que vers l'époque où ]'af(^e ^si en opposition. Elle est précédée et suivie des stations. Dans le reste de l'qrbilp , la marc^ie est directe. Par ei^., si la Terre passe de F pu G, quand Jupitpr est en g y nous lui voyon9 décrire l'arc céleste de g" en g\ en le supposant fixé en g, piaisson mouvement propre augmente encore l'arc apparent.

Ainsi Ips deux stations arrivent un peu ayant et après l'opposition » et la rétrogradation est dans l'intervalle ; la marche se ralentit à me-