=351.= Nous avons appelé planètes _supérieures_ ou _extérieures_ celles
qui sont plus éloignées du Soleil que la terre; on les nomme quelquefois
_extérieures_ parce que leur mouvement autour du soleil a lieu Ã
l'extérieur de l'orbite de la terre. L'orbite de la planète (P), et
l'orbite de la terre (T) ont à peu près les positions relatives
indiquées par la _fig._ 126, ci-dessous.
Les principales planètes extérieures sont: _Mars_, _Jupiter_, _Saturne_,
_Uranus_, _Neptune_, dont nous allons nous occuper particulièrement.
=352.= MOUVEMENT APPARENT (c'est-Ã -dire vu de la terre) D'UNE PLANÃTE
SUPÃRIEURE. _Progressions ou mouvement direct, stations,
rétrogradations._ Une planète supérieure étant plus éloignée du soleil
que la terre, se trouve alternativement en opposition (en P, _fig._ 123
ou _fig._ 126 ci-après) et en conjonction en P' (_fig._ 123). Suivons-la
à partir de l'opposition, c'est-à -dire à partir de l'époque où elle
passe au méridien à minuit[129]. Elle se trouve alors toute la nuit au
dessus de l'horizon. A partir de l'opposition, la planète se déplace
dans le ciel, vers l'occident; son mouvement est rétrograde[130]; son
passage au méridien a lieu avant minuit et se rapproche de plus en plus
de 6 heures du soir[131]. Au bout d'un certain temps, le mouvement
rétrograde se ralentit, puis s'arrête; durant quelques jours la planète
nous paraît _stationnaire_ au milieu des étoiles[132]; elle passe au
méridien à 6 heures du soir[133]. Après cette station, la planète se
remet en mouvement, mais cette fois vers l'est; son mouvement est devenu
_direct_[134]; son passage au méridien continue à se rapprocher de celui
du soleil; quand on peut l'apercevoir le soir vers 6 heures, par
exemple, on la voit au couchant de moins en moins élevée au-dessus de
l'horizon[135]. En se rapprochant ainsi du soleil (en longitude), elle
finit par se perdre dans ses rayons, et devient invisible pendant un
certain nombre de jours; elle se trouve alors en conjonction, passe au
méridien avec le soleil, se lève et se couche en même temps que
lui[136]. Au bout de quelques jours, la planète reparaît, mais du côté
de l'orient, le matin, un peu avant le lever du soleil. Puis son lever
précède de plus en plus le lever du soleil; quand celui-ci parait, la
planète est de plus en plus élevée au-dessus de l'horizon; en même
temps, elle continue à se déplacer dans le ciel, toujours dans le sens
direct, c'est-Ã -dire vers l'est[137]. Au bout d'un certain temps, ce
mouvement direct se ralentit et finit par s'arrêter; la planète fait une
seconde station de quelques jours parmi les étoiles; à cette époque,
elle passe au méridien à 6 heures du matin[138]. Après cette seconde
station, le mouvement reprend, mais vers l'ouest; il est devenu
rétrograde[139]; en même temps, le passage de la planète au méridien se
rapproche de minuit[140]; le séjour de l'astre au-dessus de l'horizon
durant la nuit devient de plus en plus long, et enfin l'astre arrive Ã
passer au méridien à minuit, c'est-à -dire se retrouve de nouveau en
_opposition_. A partir de là , les mêmes apparences que nous avons
décrites se reproduisent dans le même ordre.
[Note 129: A l'opposition, le cercle horaire de la planète P' (vue de la
terre) (_fig._ 126), et celui du soleil, S (également vu de la terre),
sont évidemment opposés (_V._ les définitions, nº 30).]
[Illustration: 261, Fig. 126]
[Note 130: Ce mouvement rétrograde est mis en évidence par la _figure_
126. Nous avons supposé, en construisant cette figure, la planète P
immobile sur son orbite, et la terre en mouvement sur la sienne, mais
seulement animée d'une vitesse circulaire (ou angulaire) égale à l'excès
de sa vitesse réelle sur celle de la planète (_V._ la 2e note, p. 248).
Eu égard à la symétrie des orbites, les positions apparentes de trois
corps pour l'observateur terrestre, sont absolument les mêmes que dans
la réalité durant la révolution synodique de l'astre (d'une opposition Ã
la suivante). Ceci admis, on voit qu'après l'opposition, la terre allant
de T en T', la projection de la planète sur la sphère céleste se déplace
vers _l'ouest_ de _p_ en _p'_; le mouvement apparent est donc
_rétrograde_.]
[Note 131: Si, durant ce mouvement de la terre, de T Ã T', on joint
chacune de ses positions à S aussi bien qu'à P, et si on prolonge la
ligne TS jusqu'à l'écliptique γ_p'p_... en _s_, on verra la projection
_p_ de la planète et la projection du soleil se rapprocher
continuellement; la différence en longitude de ces deux astres diminuant
de 180° à 90°, leurs passages au méridien se rapprochent. (Il faut se
rappeler que les longitudes se comptent à partir du point γ, dans le
sens γ_p'p_.)]
[Note 132: En suivant le mouvement de la projection _p_ de la planète,
tandis que la terre va de T en T', on voit bien que le mouvement
rétrograde de cette projection, d'abord assez rapide aux environs de
l'opposition, doit se ralentir quand la terre approche de la position
T'; car aux environs de T', les lignes projetantes tendent de plus en
plus à se confondre; les points voisins de T', un peu avant et un peu
après, sont sensiblement sur la direction de la tangente T'P; quand la
terre passe par ces positions, la projection de la planète ne s'écarte
pas de _p'_; l'astre nous paraît arrêté en ce point du ciel.]
[Note 133: La terre étant en T', l'angle _p'_T'S = 90°; le point _p'_ se
trouve à 90° de la projection _s_ du soleil sur l'écliptique (prolongez
T'S par la pensée).]
[Note 134: La terre ayant dépassé le point T' et allant de T' en T", la
projection de la planète sur l'écliptique revient évidemment de _p'_
vers _p_.]
[Note 135: Si, durant ce mouvement de la terre de T' en T", on joint
quelques positions de la terre au soleil et à la planète, en prolongeant
les lignes, si on veut, jusqu'à l'écliptique, on voit l'angle des deux
lignes, TS, TP, diminuer de 90° à 0; cet angle est la différence des
longitudes des deux astres; ceci explique comment leurs passages au
méridien se rapprochent l'un de l'autre.]
[Note 136: Cela est évident, puisque la planète se trouve en face de
nous sur le prolongement de la ligne TS qui va du soleil à la terre, et
qui détermine le cercle horaire du soleil.]
[Note 137: La figure montre bien que la terre, après la conjonction en
T", allant de T", en T_(1), la position apparente de la planète va de
_p_ Ã _p__(1), vers l'est.]
[Note 138: Si, durant ce mouvement de la terre, de T" en T(1), on joint
chacune de ses positions (T) au soleil comme à la planète, on voit la
distance angulaire PTS (différence de leurs longitudes) varier' de 0° Ã
90° (_p_ étant à l'ouest de _s_).]
[Note 139: Ce mouvement rétrograde se voit sur la figure pendant que la
terre va de T_(1) en T, la projection revient de _p__(1) Ã _p_.]
[Note 140: Enfin, dans cette dernière période, l'angle variable PTS
(formez-le) varie de 90° à 180°.]
=353.= MARS. Cette planète est la première des planètes supérieures dans
l'ordre des distances croissantes au soleil; moins brillante que Vénus,
elle se reconnaît à sa couleur d'un rouge ocreux très-prononcé: diamètre
apparent de 4 Ã 18"; distance de la terre de 0R,52 Ã 1R,52.
Nous désignerons dans ce qui va suivre par R le rayon mobile de l'orbite
terrestre, et par _r_ le rayon de la terre. L'orbite de Mars est une
ellipse très-allongée: demi-axe moyen, 1R,523; excentricité, 0,14 de cet
axe; révolution sidérale, 687j.
Mars est très-brillant dans les oppositions; quand il se rapproche du
soleil, son éclat diminue, et aux environs de la conjonction il n'est
visible qu'au télescope. Les phases de cet astre sont moins sensibles
que celles de Vénus et de Mercure; il nous présente un ovale plus ou
moins allongé. Plus un astre s'éloigne du soleil, moins ses phases sont
sensibles. Les phases encore appréciables pour Mars ne le sont plus pour
les autres planètes supérieures. Les taches découvertes à la surface de
Mars ont permis de constater que cet astre tourne sur lui-même en 24h
39' 22" autour d'un axe incliné de 61° 18' sur le plan de son orbite. Il
en résulte que la succession des saisons doit y être sensiblement la
même que sur la terre dont l'axe de rotation est incliné sur l'orbite de
67°-½ environ. La forme de Mars est celle d'un sphéroïde aplati; l'axe
polaire est à l'axe équatorial dans le rapport de 187 à 194.
Le rayon moyen de Mars égale 0,52 de celui de la terre, et par
conséquent son volume est égal à 0,14 environ de celui de notre globe.
La chaleur et la lumière n'y sont que les 4/9 de ce qu'elles sont sur la
terre.
On distingue aux pôles de rotation de Mars des taches brillantes que
l'on suppose formées par des amas de neige et de glace; ce qui s'accorde
en effet avec les changements observés dans les grandeurs absolues de
ces taches. Enfin, diverses observations de changements sensibles
survenus dans différentes bandes au milieu des taches permanentes de
Mars accusent à la surface de cette planète une atmosphère d'une densité
considérable.
=354.= JUPITER. C'est la planète la plus importante de notre système,
tant par son éclat qui surpasse quelquefois celui de Vénus, et par son
volume à peu près égal à 1500 fois celui de la terre, que par l'utilité
que nous tirons de ses quatre lunes ou _satellites_.
Sa distance de la terre varie entre 3R,98 et 6R,42; la moyenne est de
5R,20. A la distance moyenne, son diamètre apparent est de 37"; il
serait de 3' 17", si nous voyions Jupiter à la distance du soleil.
Pour un habitant de Jupiter, la terre n'aurait que 4" de diamètre et le
soleil 6'; le disque solaire lui paraîtrait 27 fois plus petit qu'Ã
nous; la chaleur et la lumière y sont 27 fois moindres qu'à la surface
de la terre.
L'orbite de Jupiter est inclinée sur l'écliptique de 1° 18' 54". La
durée de sa révolution sidérale est de 11ans 315j 12h. Les phases de
Jupiter sont à peu près insensibles à cause de sa trop grande distance
du soleil.
ROTATION. Les taches observées à la surface de Jupiter ont permis de
constater qu'il tourne sur lui-même en 9h 55m 40s, autour d'un axe
presque perpendiculaire au plan de son orbite (86° 54'); d'où il résulte
que les variations des jours et des nuits, et celles de la température,
doivent y être très-peu considérables.
ATMOSPHÃRE ET BANDES. Le disque de Jupiter présente des bandes ou zones
parallèles à son équateur; on les attribue à l'existence de vents
réguliers analogues à nos vents alisés, dont l'effet principal est de
disposer, de réunir les vapeurs équatoriales en bandes parallèles; ce
qui suppose Jupiter entouré d'une _atmosphère_ considérable.
APLATISSEMENT. On a aussi constaté que l'aplatissement de Jupiter est
beaucoup plus grand que celui de la terre; cet aplatissement est
d'environ 1/16, tandis que celui de la terre n'est que de 1/300 environ.
=355.= SATELLITES DE JUPITER. On nomme _satellites_ des planètes
secondaires qui circulent autour d'une planète principale et
accompagnent celle-ci dans sa révolution autour du soleil. La lune, par
exemple, est le satellite de la terre. Mercure, Vénus, Mars n'ont point
de satellites; Jupiter en a 4. Nous verrons que Saturne en a 7 et Uranus
6; Neptune au moins 1.
Invisibles à l'Åil nu, les satellites de Jupiter, inconnus aux anciens
astronomes, ont été découverts par Galilée en 1618, peu après
l'invention des lunettes. En observant Jupiter avec un télescope, on
aperçoit ces satellites sous la forme de petits points brillants qui se
déplacent assez rapidement, par rapport à la planète, tantôt à l'orient,
tantôt à l'occident de celle-ci, allant et venant, sensiblement sur une
ligne droite dirigée à peu près suivant l'écliptique. (En réalité, ces
satellites tournent autour de la planète comme celle-ci autour du
soleil; mais leurs orbites sont dans des plans qui coïncident presque
avec l'équateur du Jupiter, et, par suite, nous font l'effet de lignes
droites le long desquelles les satellites semblent osciller). Voici, en
considérant les satellites dans l'ordre de leurs distances moyennes Ã
Jupiter (_fig._ 129), quelques nombres tournis par l'observation.
[Illustration: page 265, fig. 129]
DURÃES DISTANCES MOYENNES INCLINAISONS
SATELLITES. de leurs au centre de Jupiter des orbites
révolutions en rayons sur l'équateur
synodiques. de cette planète. de Jupiter.