G. BIGOURDAN. — REVUE ANNUELLE. D'ASTRONOMIE 



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quand la tache polaire voisine, que l'on peut assi- 

 miler à nos glaces polaires, a été fortement ré- 

 duite par la chaleur de Tété. 



Quant au dédoublement des canaux, M. Meisel 

 l'explique par une double réfraction à travers une 

 couche cylindrique de vapeurs ; mais, étant donné 

 ce que nous savons de la faible puissance réfrac- 

 tive de la vapeur d'eau, une telle explication est 

 bien difTicile à admettre; d'ailleurs on ne voit pas 

 pourquoi, par exemple, la gémination s'étendrait 

 toujours sur toute la longueur de chaque canal. 



V. 



Petites planètes 



Cérès,la première despetitesplanètes. futdécou- 

 verte le premier jour de ce siècle, le l"janvier 1801; 

 la 5' fut découverte en 18't5; dès ce moment leur 

 nombre s'accrut avec rapidité : la 100° fut trouvée 

 en 1808, la 200" en 1879; aujourd'hui on en connaît 

 290 et on en découvre en moyenne 6 à 10 par an. 



Le calcul des positions des petites planètes déjà 

 découvertes et leur observation constituent pour 

 l'astronomie actuelle une charge extrêmement 

 lourde que certains astronomes paraissent dis- 

 posés à ne plus accepter. Mais en cessant de suivre 

 les astéroïdes connus, on tomberait aussitôt dans 

 un inextricable désordre. En outre, ces astres, 

 qui ont révélé des faits intéressants, peuvent 

 rendre encore d'importants services : par exemple 



la planète [iTy] Thide, découverte en 1888, a le 

 demi-grand axe de son orbite égala 4,20; par suite 

 elle peut se rapprocher beaucoup de Jupiter (leur 

 distance peut descendre à 0,8.5) et fournir plus tard 

 le moyen de déterminer sa masse avec une grande 

 précision. D'autres, au contraire, se rapprochent 

 assez de la Terre pour qu'on puisse déterminer 

 avantageusement leur parallaxe et en déduire celle 

 du Soleil avec une précision supérieure à celle que 

 donnent les passages de Vénus sur le Soleil : telles 

 sont les planètes (12 j Victoria et ( so j Sapho, dont 



on a déterminé en quelque sorte directement les 

 distances à la Terre en 1882 et en 1889, pour en dé- 

 duire la distance de la Terre au Soleil. 



On ne peut donc négliger les astéroïdes connus ; 

 mais il est indispensable de coordonner les efforts 

 de ceux qui les calculent et de ceux qui les obser- 

 vent ; il faudrait s'en tenir au strict nécessaire et 

 avoir recours aux procédés qui permettent démul- 

 tiplier rapidement les observations; par exemple, 

 tout ce qui accroîtra la puissance des instru- 

 ments méridiens rendra de ce côté de grands ser- 

 vices. 



Les petites planètes qu'on découvre maintenant 

 sont de plus en plus faibles et on peut croire que 

 la partie principale de l'essaim est désormais 



connue; cependant par les découvertes succes- 

 sives, l'espèce d'anneau qu'elles forment se déve- 

 loppe surtout vers l'extérieur, et il serait téméraire 

 de rien affirmer à ce sujet, les astéroïdes éloignés 

 ne nous ayant peut-être échappé que par la fai- 

 blesse qui résulte de leur grande distance au 

 Soleil et à la Terre. Cet anneau est d'ailleurs 

 loin de présenter partout la même densité ; il y a 

 des lacunes qui se trouvent surtout aux distances 

 où les perturbations de Jupiter seraient les plus 

 fortes ; c'est donc à son action qu'il faut les attri- 

 buer. Ces planètes sont si petites que les instru- 

 ments les plus puissants montrent la plupart 

 d'entre elles sans disque apparent, comme un 

 simple point : Vesta, la plus belle de toutes, aurait, 

 d'après Mœdler, un disque de ()",G4 t\ la distance 1, 

 ce qui répond à un diamètre de 460 kilomètres. 

 Mais des mesures récentes donnent des valeurs 

 plus que doubles, de sorte que le diamètre de 

 Vesta pourrait aller à 1000 kilomètres ; son vo- 

 lume serait alors ~j^ de celui de la Terre. M. Picke- 

 ring a trouvé 313 kilomètres par le procédé pho- 

 toniélrique, seul applicable dans la plupart des 

 cas. Dans ce procédé on compare, à l'aide d'un 

 photomètre, les éclats de l'astéroïde considéré et 

 d'une planète telle que Mars dont le diamètre est 

 bien connu. Si l'on admet que les deux planètes 

 rélléchissent également la lumière du Soleil, du 

 rapport des éclats on peut déduire le rapport des 

 surfaces, puis celui des diamètres. On a trouvé 

 ainsi pour certains astéroïdes des diamètres de 

 20 kilomètres à peine, et d'autres paraissent plus 

 petits encore, de sorte qu'on n'est pas très éloigné 

 des dimensions des gros bolides. 



La méthode photométrique peut seule donner 

 une idée des durées de rotation de ces petits corps 

 sur eux-mêmes, en montrant des variations d'éclat 

 dues aux différences de pouvoir réflecteur des di- 

 verses parties de chaque planète. Pour Vesta cette 

 variation d'éclat est au moins très faible ; pour 

 d'autres elle est hors de doute ; mais on n'a conclu 

 encore aucune durée de rotation. 



On ne possède que des données tout aussi vagues 

 relativement aux masses des petites planètes. Le 

 Verrier a montré que celles qui sont comprises 

 entre les distances moyennes au Soleil 2,20 et 3,10 

 ont une masse totale plus petite que le quart de 

 celle de la Terre, mais cette limite parait bien su- 

 périeure à la réalité. En admettant en effet que les 

 petites planètes aient toutes des pouvoirs réflec- 

 teurs égaux, Vesta formerait, en volume, ^ de l'en- 

 semble; comme son diamètre peut monter à 

 1000 kilomètres, en supposant une densité moyenne 

 égale à celle de la Terre, sa masse en serait ~-^ 

 ce qui porterait la masse pe l'essaim entier à -^ 

 de celle de la Terre. 



