la moitié de sa longueur. L'ellipse se rétrécit de plus en plus, à mesure que le rayon visuel mené de Saturne à la Terre, s'abaisse sur le plan de l'anneau, dont l'arc postérieur finit par se cacher derrière la planète, tandis que l'arc antérieur se confond avec elle; mais son ombre, projetée sur le disque de Saturne, y forme une bande obscure que l'on aperçoit dans de fortes lunettes, et qui prouve que Saturne et son anneau sont des corps opaques éclairés par le Soleil. Alors on ne distingue plus que les parties de l'anneau qui s'étendent de chaque côté de Saturne; ces parties diminuent peu à peu de largeur; elles disparaissent enfin quand la Terre est dans le plan de l'anneau, dont l'épaisseur est trop mince pour être aperçue. L'anneau disparaît encore quand le Soleil, venant à rencontrer son plan, n'éclaire que son épaisseur. Il continue d'être invisible, tant que son plan se trouve entre le Soleil et la Terre, et il ne reparait que lorsque le Soleil et la Terre se trouvent du même côté de ce plan, en vertu des mouvements respectifs de Saturne et du Soleil.

Le plan de l'anneau rencontrant l'orbe solaire à chaque demi-révolution de Saturne, les phénomènes de sa disparition et de sa réapparition se renouvellent à peu près tous les quinze ans, mais avec des circonstances souvent différentes : il peut y avoir dans la même année deux disparitions et deux réapparitions, et jamais davantage.

Dans le temps où l'anneau disparaît, son épaisseur nous renvoie la lumière du Soleil, mais en trop petite quantité pour être sensible. On conçoit cependant que pour l'apercevoir, il suffit d'augmenter la force des télescopes. C'est ce qu'Herschel a éprouvé; il n'a jamais cessé de le voir, lorsqu'il avait disparu pour les autres observateurs.

L'inclinaison de l'anneau sur l'écliptique se mesure par la plus grande ouverture de l'ellipse qu'il nous présente; la position de ses nœuds avec le plan de l'écliptique se conclut facilement de la position de Saturne, quand l'apparition ou la disparition de l'anneau dépend de la rencontre de son plan par la Terre. Tous les phénomènes de ce genre qui donnent la même position sidérale des nœuds ont donc lieu par cette rencontre; les autres viennent de la rencontre du même

plan par le Soleil; on peut ainsi reconnaitre par le lieu de Saturne, lorsque l'anneau reparaît ou disparaît, si ce phénomène dépend de la rencontre de son plan par le Soleil ou par la Terre. Quand ce plan passe par le Soleil, la position de ses noeuds donne celle de Saturne vu du centre du Soleil, et alors on peut déterminer la distance rectiligne de Saturne à la Terre, comme on détermine celle de Jupiter au moyen des éclipses de ses satellites. Dans le triangle formé par les trois droites qui joignent les centres du Soleil, de Saturne et de la Terre, on a les angles à la Terre et au Soleil, d'où il est aisé de conclure la distance du Soleil à Saturne, en parties du rayon de l'orbe solaire. On trouve ainsi que Saturne est environ neuf fois et demie plus éloigné de nous que le Soleil, quand son diamètre apparent est de 50".

Le diamètre apparent de l'anneau, dans la moyenne distance de la planète, est, d'après les mesures précises d'Arago, égal à 118", 58; sa largeur apparente est de 17", 858. Sa surface n'est pas continue; une bande noire, qui lui est concentrique, la sépare en deux parties qui paraissent former deux anneaux distincts, dont l'extérieur est moins large que l'intérieur. Plusieurs bandes noires aperçues par quelques observateurs semblent même indiquer un plus grand nombre d'anneaux. L'observation de quelques points brillants de l'anneau a fait connaître à Herschel sa rotation d'occident en orient, dans une période de o, 437, autour d'un axe perpendiculaire à son plan et passant par

le centre de Saturne.

On voit autour de cette planète sept satellites se mouvoir d'occident en orient dans des orbes presque circulaires. Les six premiers se meuvent à fort peu près dans le plan de l'anneau; l'orbe du septième approche davantage du plan de l'écliptique. Quand ce satellite est à l'orient de Saturne, sa lumière s'affaiblit au point de le rendre très difficile à apercevoir, ce qui ne peut venir que des taches qui couvrent l'hémisphère qu'il nous présente. Mais pour nous offrir constamment dans la même position ce phénomène, il faut que ce satellite, en cela semblable à la Lune et aux satellites de Jupiter, tourne sur lui-même dans un temps égal à celui de sa révolution autour de Saturne. Ainsi

l'égalité des durées de rotation et de révolution parait être une loi générale du mouvement des satellites.

Les diamètres de Saturne ne sont pas égaux entre eux; celui qui est perpendiculaire au plan de l'anneau parait plus petit, d'un onzième au moins, que le diamètre situé dans ce plan. Si l'on compare cet aplatissement à celui de Jupiter, on peut en conclure, avec beaucoup de vraisemblance, que Saturne tourne rapidement autour du plus petit de ses diamètres, et que l'anneau se meut dans le plan de son équateur. Herschel vient de confirmer ce résultat par des observations directes, qui lui ont fait connaitre que la rotation de Saturne a lieu, comme tous les mouvements du système planétaire, d'occident en orient, et que sa durée est de o,428, ce qui diffère peu de la durée de la rotation de Jupiter. Il est assez remarquable que cette durée soit à peu près la même, et au-dessous d'un demi-jour, pour les deux plus grosses planètes, tandis que les planètes qui leur sont inférieures tournent toutes sur elles-mêmes dans l'intervalle d'un jour à fort peu près. Herschel a encore observé à la surface de Saturne cinq bandes à peu près parallèles à son équateur.

OEuvres de L. VI.

7

CHAPITRE IX.

D'URANUS ET DE SES SATELLITES.

La planète Uranus avait échappé par sa petitesse aux anciens observateurs. Flamsteed, à la fin de l'avant-dernier siècle, Mayer et Le Monnier, dans le dernier, l'avaient déjà observée comme une petite étoile; mais ce n'est qu'en 1781 qu'Herschel a reconnu son mouvement, et bientôt après, en suivant cet astre avec soin, on s'est assuré qu'il est une vraie planète. Comme Mars, Jupiter et Saturne, Uranus se meut d'occident en orient autour de la Terre. La durée de sa révolution siderale est d'environ 30689 jours; son mouvement, qui a lieu à fort peu près dans le plan de l'écliptique, commence à être rétrograde lorsque, avant l'opposition, la planète est à 115° de distance du Soleil; il finit de l'être quand, après l'opposition, la planète, en se rapprochant du Soleil, n'en est plus éloignée que de 115°. La durée de sa rétrogradation est à peu près de 151 jours, et l'arc de rétrogradation est de 4o.

Si l'on juge de la distance d'Uranus par la lenteur de son mouvement, il doit être aux confins du système planétaire. Son diamètre apparent est très petit et s'élève à peine à 12". Suivant Herschel, six satellites se meuvent autour de cette planète, dans des orbes presque circulaires et perpendiculaires à peu près au plan de l'écliptique. Il faut, pour les apercevoir, de très forts télescopes; deux seuls d'entre eux, le second et le quatrième, ont été reconnus par d'autres observateurs. Les observations qu'Herschel a publiées sur les quatre autres sont trop peu nombreuses pour déterminer les éléments de leurs orbes et même pour assurer incontestablement leur existence.

CHAPITRE X.

DES PLANÈTES TÉLESCOPIQUES CÉRÈS, PALLAS, JUNON ET VESTA.

Ces quatre planètes sont si petites qu'on ne peut les voir qu'avec de fortes lunettes. Le premier jour de ce siècle est remarquable par la découverte que Piazzi fit, à Palerme, de la planète Cérès. Pallas fut reconnue en 1802 par Olbers; Junon le fut par Harding en 1803; enfin Olbers, en 1807, a reconnu Vesta. Les mouvements de ces astres ont lieu, comme ceux des autres planètes, d'occident en orient; comme eux, ils sont alternativement directs et rétrogrades. Mais le peu de temps écoulé depuis la découverte de ces planètes ne permet pas de connaître avec précision les durées de leurs révolutions et les lois de leurs mouvements. Seulement on sait que les durées de leurs révolutions sidérales sont peu différentes entre elles, et que celles des trois premières sont d'environ quatre ans et deux tiers: la durée de la révolution de Vesta paraît plus courte d'une année. Pallas peut s'éloigner du plan de l'écliptique beaucoup plus que les anciennes planètes, et, pour embrasser ses écarts, il faut élargir considérablement le zodiaque.