RÉTROGRADATION

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on ne peut guère le conclure de la parallaxe de Jupiter, qui est insen* sible, iiièine lorsqu’il est le plus près de nous, car notre globe est à peine visible de cette planète. Nous la rapportons donc au mémo point du ciel de tous les lieux de la Terre, ou en d’autres termes, elle n’a pas de parallaxe sensible. Mais formons le triangle JST (fig. 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 donne, l'autre inconnu. L’angle T qui est h la Terre, est la mesure de In distance du Soleil à Jupiter qu’on peut obseiTcr. Si donc on trouve l’angle S, qui mesure la distance do la Terre à Jupiter, vus 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’éclipse d’un satellite a, est l’instant où il est en opposition au Soleil sur la droite SJ, qui va du Soleil à Jupiter. Si donc on observait ce satellite du cenlre du la planète à cet instant, on aurait le lieu du ciel où ce centre serait vu du Soleil j 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 a peu près dans le plan de Tanneau ; le septième s’en éloigne sensiblement, l’inclinaison de son orbe sur ce plan étant de 30° , et l’on a reconnu qu’il présente lu mémo Face à la planète. Les nœuds coïncident avec ceux de l’anneau, sans qu’on en sache la cause.

Dranus a deux satellites , et selon quelques astronomes , il en a S à 8, dont les orbites sont presque perpendiculaires à celle de la planète. Ces corps sont d’ailleurs très-dilHciles à observer. Nous verrons comment on mesure les dislances de ces deux planètes un Soleil (n° 01).

89. La marche des planètes oflPre l’apparence de plusieurs irrégularités J quoiqu’elle .soit toujours dirigée de droite à gaucho ou d’occident en orient, comme elle se combine arec 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. 22) , tandis (pie celle de la Terre est c' e' g'. Tant que Mercure est au delà du Soleil S, en F, la Terre étant vers e', le mouvement est direct deF en G, c.-à-d. de droite à gauche; et sc/on l’ordre des signes 'T . .. Mais dans l’autre partie F.DC8 de son cours , où la planète est plus proche de nous que cet astre, elle in.archo de gatielic à droite, do D vers C. Les points de stations séparent tous les changements dedirections, et arrivent lorsque le rayon visuel dirigé à la planète est tangent à .«oit orbite, parce que durant quelques jours elle décrit un élément

de ce rayon. Ainsi, quand elle parcourt l’arc £'E , In Terre étant en elle est alors dans son élongation. Le mouvement s’est ralenti de plut en pins à mesure que In planète s’est approchée du point de station; puis il a paru changer do direction. La plus grande vitesse apparente est, au contraire, lorsque la planète a repris la même longitude que le Soleil dans In eonjoncliun inférieure : ces trois corps sont alors en ligne droite. On voit pourquoi nous avons dit , n° 80 , que Hercure et Vénus accompagnent le Q à la manière des satellites , faisant de simples excursions des deux cùtés , visibles le soir à l’occident ou le matin à l’orient, tantôt directes, tantôt stationnaires et tantôt rétrogrades, quoique pour un spectateur placé dans le Soleil la marche ait lieu dans le même sens que nous.

La station et la rétrogradation ont (lareillement lieu pour les planètes supérieures. Soit AFGD(fig. 22) l’écliptique , eÿi l’orbite de Jupiter, qui se meut de e vers gi . . . , la Terre court dans le même sens EDA , mais bien plus vile, puisqu’elle fait près de 12 tours entiers contre un seul de Jupiter. Si la Terre est en E' et Jupiter en e, le rayon visuel E'e, prolongé en e' jusqu’au firmament , donne le lieu apparent e' de la planète. Si donc le rayon visuel EW est tangent à l’écliptique, la planète nous paraîtra stationnaire en e', parce que la Terre décrit l’orc EE' dans la direction de ce rayon, tandis que la planète peut être considérée comme iinniubilc.

Soient ED et rd deux arq^ décrits en même temps, ed étant d’iin nombre de degrés 12 fuis moindre, la planète semble parcourir dans le ciel l’arc t d ' de gauche à droite. Do même, lorsque la Terre arrive en T, Jupiter est en t à l’opitosition , et semble être passé de dt en Ainsi, quoique le niouvenient de la planète ail lieu dans le même sens, il nous parait dirigé en sens contraire, c’csl-à-dire de e en (T, t', .. .

En C, le rayon visuel Ce est de nouveau tangent à l’écliptique; la rétrogradation s’est continuée jusqu’en c', où l’astre semble stationnaire; mais bientôt le rayon visuel Bôô', Aoo'. . . . se rejette en sens contraire. Ainsi l’astre qui a paru passer de e' en d', c', revient do c'en b’, a’... La rétrogradation n’a donc lieu que vers l’époque où l’astre est en opposition. Elle est précédée et suivie des. stations. Dans le reste de l’orbite, la marche est directe. Par ex., si la Terre passe de F en G, quand Jupiter est en g, nous lui voyons décrire l’arc céleste de g" en g' , en le supposant fixé en g, mais son mouvement propre augmente encore l’arc apparent.

Ainsi les deux stations arrivent un peu avant et après l’opposition , et la rétrogradation est dans l’inlervalle : la marche se ralentit à ine-