SATURNE

ne Terrons de même que cette tranche, quelque part que nom soyons. La planète continuant sa marche, l’anneau coupera l’écliptique vers C, B, A. , enfin, atteindra le contact opposé, après avuir ainsi parcouru toute cctie courbé. Saturne ne décrit qu’environ IS° 7 de son orbite pendant le temps nécessaire pour passer ainsi d’un contact à l’autre.

L’anneau prolongé forme toujours avec l’écliptique déni points opposés de section ; et quand ces points ont ainsi parcouru l’écliptique et se sont joints en un seul, le plan continuant son mouvement, s’éloigne de cette orbite et cesse de la rencontrer, jusqu’à ce que, revenant vers elle, il la coupe de nouveau pour en parcourir les divers points par un mouvement dirigé en sens contraire. Quand nous nous trouvons d’un côté de cette ligne , nous voyons l’anneau sous la figure d’un ovale; et lorsque, par notre marche annuelle , nous revenons de l'autre côté, nous n’avons plus que l’aspect de la face obscure de l’anneau, qui cesse d’être aperçu.

Les retours de ces apparences forment une période d’à peu près IBans, avec quelques modifications dans les circonstanoes ; l’anneau dis|>araitra en 1848, I8G2 , 1878, 18U1... C’est ainsi qu’en 1828, nous avons vu la face australe; l’anneau a été invisible en 1838; ou verra sa face buréalcen 1828; il ne sera plu^ aperçu en 1847, et montrera sa face australe en I80S.

La largeur du plan de runneau ne peut être évaluée que par approximation ; on la croit de 1", ce qui, à celte distance, répond à 1500 lieues, épaisseur égale à celle de l’hémisphère terrestre. Cet anneau est isolé et laisse un espace central vide entre Saturne et lui : à travers ce vide, on a pu distinguer les petites étoiles qui sont au del.i; la largeur de l'anneau est le tiers du diamètre de Saturne. A la distance moyenne, M. Struve a trouvé que le rayon de la planète est fie == 9",0, celui du cercle intérieur est Sb = 13", 4, celui du cercle extérieur est Sa =20", 1. Le vide bc est égal à 4",4.

L’anneau est lui - même formé de deux anneaux concentriques détachés l’un de l’autre, qui tournent ensemble, quoique séparés par un vide qu’on y aperçoit, suus la furme d’une ligne noire Ct circu^ laire.

Les nœuds de l’annean, ou leur intersection avec l’écliptique, ont maintenant pour longitude 170° et 850°. La Terre passe à la partie boréale, au premier point, le 8 septembre, et à la face australe, au second, le 11 mars.

Voici les dimensions absolues que M. J, Vf, Uerschell donne A la

planète et à ses anneaux :

URANÜS,

Diamètre extérieur de l'anneau extérieur T 63880 lieues.

Diamètre intérieur du même 56833

Diamètre extérieur de Panneau intérieur 54936.

Diamètre intérieur du même 43488

Diamètre équatorial de la planète 38664

Intervalle entre la planète et Panneau intérieur 6913

Intervalle des deux anneaux 648

Épaisseur de Panneau 36

. Si , comme on est fondé à le croire, les corps planétaires ont , dans l’origine, été à l’état gazeux, puis liquides, puis solides, sous l’influence d’une température variable ; les molécules soumises à la force centrifuge duo à leur mouvement de rotation , et à leur attraction mutuelle , ont pu ne pas se réunir, dans tous les cas, sons la forme d’un sphéroïde isolé. Laplace, dans sa Mécanique céleile, prouve par lu calcul, qu’il est vraisemblable que les anneaux de Saturne sont des zones condensées , abandonnées par l’atmosphère de la planète. Cette explication de l’existence de ces singuliers corps sera mieux comprise lorsque nous aurons fait connaitre l’opinion de ce savant illustre sur la cause qui a pu donner naissance aux corps célestes et particulièrement à ceux de notre système planétaire. Chaque anneau est une espèce de satellite, soutenu par la force centrifuge qui nait de sa rotation (voy. ce qui sera bientôt dit de l’attraction générale de la matière).

87. UaASDS 9 est la planète la plus éloignée du Soleil,- et n’est guère visible sans lunette. Son orbe environne les autres orbes; sa distance à cet astre est plus de 19 fois le rayon do l’écliptique (19,182-i fois) ou plus de 660 millions de lieues. Il faut environ 8-4 ans à Uranus pour accomplir sa révolution entière. Le diamètre du Soleil doit n’y paraître que de 1' 40"; la surface de cet astre y semble donc être 400 fuis moindre qu’à nous. L’inclinaison de son orbite sur l’écliptique est de 46' 28",44, la plus petite de toutes. Son diamètre est d’environ 12000 lieues, et son volume à pou près 80 fois celui de la Terre ; son diamètre apparent n’est que de 4"; aussi ne le distinguet-on qu’à l’aide de lunette. Herschell , célèbre astronome anglais, fit, en 1781, la découverte de ce corps, qui porta d’abord son nom : il a doublé par là l’étendue de notre système planétaire. L’analogie porte à croire que cette planète est opaque et tourne sur un axe, quoique cette opinion ne suit fondée sur aucune preuve directe.

CÉRÈS, PALLAS, JUNON, VESïA.

£n comparant les distances des planètes nu Soleil, Kepler remarqua un saut brusque de Mars A Jujiiler, et soupçonna l’existence d’une planète intermédiaire. Cette conjecture rient d’étre rérifiée , et au lieu d’un corps, on en a trouvé quatre.

CfiRts découverte par Ptnsst, le I*' janvier 1801, fait sa révolution en 4 ans { (168b,3931); l'inclin. do son orbe est 10° 37' 36", S; le demi-grand axe est 3 | fois le rayon do l’écliptique (2,767345). Ce globe n’a que 67 lieues de diamètre ; il offre l’apparence d’une nébuleuse environnée débrouillards très-variables.

Pallas observée par Olbers, le 28 mars 1803, a presque la même distance solaire (3, 772886). L’inclin, de son orbite est de 34° 34' 85", c’est-à-dire plus grande que celle des autres orbites. Son volume est à peu près le même que celui de Cérès. Sa révolutiou sidérale se fait en 1686^,5388 t. m.

Jrson trouvée en 1804 par Harding, a pour demi-grand axe 2,669000, et pour inclinaison 13° 4' 9", 7 ; elle fait sa révolution en 1502^,66, et est un peu plus petite que Cérès.

Yesta Ê, découverte en 1807 par Olberi, a son demi-grand axe = 2, 36787 ; l’inclinaison de l’orbite est 7° 8' 9". Son volume n’est que le 15 millième de celui de la Terre, et sa surface à peu près celle de l’Espagne. C’est la plus petite et la plus brillante do ces quatre planètes. Sa révolution est de 1825',7431.

Les atmosphères do Mars, Jupiter et Saturne ne sont sensibles que par des observations très-délicates; mais celles de Cérès et de Pallas sont développées sur uuo immense échelle. D'après les mesures de Schroëter, l’atmosphère de Cérès a 276 lieues de hauteur, et celle de Pallas 103 lieues. On n’en n trouvé aucune trace à Vesta.

On voulait refuser le nom de planètes .i ces quatre corps, presque imperceptibles, et les appeler des atléroides; mais Mercure n’est pas plus petit par rapport à Jupiter, qu’ils ne le sont A l'égard de Mercure. - Ils sont compris entre les orbes de Mars et de Jupiter, et à des distances presque égales du Soleil (57 mille à 66 mille rayons terrestres). Les durées des révolutions sont à peu près les mêmes , jiussi bien que la ligpc de section de ces orbites , qui va , d’une part , du 10° degré de latitude bor. et 187° degré de long., près J' de la constellation de la Vierge, au point qui , de l’autre part, est à 10° de lat. aust. et 7° de longit. dans la Baleine. Ces circonstances ont fait penser à Olbers que ces quatre corps pourraient être des fragments d’une seule planète qu'une explosion aurait brisée ; hypothèse ingénieuse, qui a servi à découvrir Juiion et Vesta, et qui a fait le sujet d’un Mémoire de l’il-

13i l'LANÈTES.

luitre La((range. Une explosion 30 fois pins forte que celle de la poudre à canon luflirait pour réduire en friigiucnls un corps capable de produire un scinblalile résiillnl. Les nœuds devraient coïncider, si l’attraction de Jupiter no s’opposait à cette condition. Ou reste, les inclinaisons et les excentricités des orbites sont très-diffcrentes.

Le célèbre astronome Bode , en comparant les distances mutnelles des corps qui composent notre système planétaire, et considérant les quatre petites planètes comme n’en ayant formé autrefois qu’une seule, a remarqué une singulière relation entre ces distances, qui, pour n’élre pas tout à fait exacte, ne mérite pas moins d’ètre signalée. Celle relation, connue sous le iioiii de loi de Bode, consiste en ce que, •si l’on partage en dix parties égales la ilislanuc moyenne de la Terre nu Soleil, et qu’on prenne l’une de ces parties pour unité, afin de mesurer les autres distances , on trouvera que la distance du Soleil

i Mars est exprimée. . . . , .

i Vénus

à la Terre

à Mars . .

à Gérés , Pallas , etc

i Jupiter

i Saturne

i Uranus

par 4 = 4

par T = 4 -I- 1 X 3,

par 10 = 4 H- 2X3,

par 16 = 4-4- 4 X -3 , par 28 = 4 -I- 8x3,

par 52 = 4 -4- 10 X 3,

par 100 = 4 -4- 32 X 5,

par 196 = 4 -4- 64 x 3 ,

en continuant toujours de doubler le multiplicateur de 8. Celle loi qu'on peut regarder comme fortuite , puisqu’elle n’a pas l’exactitude ordinaire aux effets naturels , peut servir à graver les distances dans la mémoire, et semble justifier les idées de Kepler sur l’existence présumée d’une planète entre Mars et Jupiter, qtii s’est si heureusement vérifiée. On peut même concevoir qu’il y a quelque autre planète invisible pour nous située an delà d’Uranus , et dont la distance au Soleil serait A -j- 128 X ® i ou 3^8 fois notre unité , ou d’environ 18S8 millions de lieues. On est même fondé à penser que nos onie planètes ne sont pas les seules qui forment notre système solaire , et qu’une multitude d’autres corps trop petits pour être aperçus, circulent conune elles dans des orbites autour du Soleil. Celte opinion est justifiée par les phénomènes d’aérolillies et d’étoiles filantes qu’on observe si fréquemment et dont nous parlerons plus lard.

La figure 26 représente la disposition relative des sept planètes principales. Cependant il faut, par la pensée, y faire deux corrections : la première, aux rapports de dimensions des orbites qui n’y sont point

SATELLITKS.

obserrés ; la denxième, qui provient de ce qne ces corps no se trouvent pas dans le même plan , leurs orbites étant d’ailleurs peu inclinées à récliptique.

Quelques comparaisons pourront donner des idées justes des relations de grosseur et de distance des planètes.

Le boulet de canon qui, comme on l’a dit page 83, parcourrait 420 toises par seconde, 06S lieues par heure, mettrait moins d’un jour pour aller du centre de la Terre à sa surface , 6 jours et demi pour arriver à la Lune, et 6 ans pour atteindre le Soleil , emploierait 9 ans pour aller de cet astre à Mars, 81 ans pour Jupiter, 86 ans et demi pour Saturne, enfin 114 ans pour Cranus.

Si l'on représente la Terre par un globe de 10 ponces do diamètre, oororae sont ordinairement ceux dont on se sert dans les cabinets ; pour conserver les proportions, il faudrait que le Soleil fût figuré par un' globe de 400000 pieds cubes , ayant 90 pieds de diamètre, ou une épaisseur égale à peu près à la moitié de la hauteur des tours de Notre- Dame à Paris. Ce globe devrait être à 1700 toises de distance de celui qui représenterait la Terre, en sorte que l’enccintc de Paris ne suffirait pas pour renfermer l’orbite terrestre.

En ne donnant qu’un pouce de diamètre à la Terre, le Soleil aurait 9 pieds et serait distant de 1000 pieds ; Jupiter aurait 11 pouces, Saturne 10, ürnnus,4 : Jupiter serait .à 872 toises, Saturne à 1600, Uranus à 8200; en sorte que, du centre, il serait impossible d’apercevoir ce dernier, même avec une lunette.

On ne (leut donc représenter le Soleil et les planètes sans altérer considérablement les rapports de dimensions et do distances : lorsqu’on voit des gravures ou des machines où ces corps sont figurés, il faut que l’esprit redresse ce genred’erreur, pour n’y pas prendre une idée fausse de l’état réel des choses. Les fig. 24 et 28 sont destinées à donner l’image de ces rapports.

Selon M. Herscbell, si le Soleil est représenté par un globe de 2 pieds de diamètre , Mercure sera figuré par un grain de moutarde; Vénus et la Terre seront gros.ses comme deux pois; Mars comme une tète de grosse épingle; Junon , Gérés, Pallas et Vesta seront des grains de sable; Jupiter et Saturne seront représentés par deux oranges. Tune moyenne , l’autre petite : Uranus le sera par une grosse cerise.

88. Le télescope montre Jupiter accompagné de quatre petits astres qui oscillent de part et d’autre , et le suivent dans son orbite , oomine la Lune suit la Terre. Ces 5cde//t<es tournent uniformément autour de

la planèlc dans des cercles très-voisins , qui s’écartent à peine de son équateur. Tous les 437 jours, ils se retrouvent à la même position relative (le 4' n’y vient que 83*47' plus tard). Un grand nombre d’observations a donc pu servir à composer des tables de leurs mouvements.

Souvent l’un de ces quatre satellites, place à l’opposé du Soleil , disparait et réparait ensuilc ; on revoit qucIqueFois les deux plus éloignés reparaître du même côté où ils ont cessé d’etre visibles. Ce sont donc des corps op.vqucs 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 88*18' ; celles du troisième tous les 7/4*; enfin celles du quatrième tous les 17/. L’éclipse arrive à chaque révolution , excepté pour le 4” satellite, qui est quelquefois trop loin do Jupiter pour entrer dans son ombre. L’inclinaison et l'excentricité de ce dernier surpassent celles des trois autres. La Connaissance dci 7'ems donne l'heure précise de Paris où arrivent ces éclipses, d’après les périodes do leur retour.

Si le satellite est placé du côté du Soleil, c’est , nu 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 scs 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; car chacun tourne autour de sa planète en lui présentant la même face , c.-à-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 a leur surface. On s’est encore assuré de leur rotation par le moyen suivant. On a remarqué que , vus 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 maximum et du minimum d’éclat a pu servir à estimer l’époque où l’on a l’aspect des mêmes faces, et en combinant ces durées avec celles des révolutions autour de la planète, on est arrivé à rcconnnitrc le fait éuoucé.

Quant à la distance de Jppiter nu Soleil , ou le rayon de son orbite ,