178 



G. BIGOURDAN. 



REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



VL 



Jupiter 



Le fait le plus saillant observé sur Jupiter, c'est 

 la présence d'une grande tache rouge , ovale , 

 aperçue d'abord en 1878 et qui persiste encore. 

 Dans l'intervalle son aspect a changé notablement : 

 en 1881, les deux bouts étaient plus foncés (jue la 

 partie moyenne ; cette différence n'existait plus 

 en 1882 et la tache avait pâli ; en 1883 elle était 

 plus faible encore, mais elle se montra bien nette 

 en 1886. Ses dimensions paraissent avoir varié 

 légèrement et ses observations ont conduit à des 

 durées de rotation un peu différentes d'une année 

 cl l'autre mais s'écartant peu de 9''oo"'40'; cer- 

 taines taches blanches ont donné un nombre très 

 différent, 9" 50'" 9= : on sait du reste depuis long- 

 temps que les vitesses de rotation changent avec 

 la latitude. 



Les éclipses des satellites de Jupiter ont fourni 

 un moyen précieux pour la détermination des lon- 

 gitudes et de la vitesse de la lumière, mais leur 

 incertitude est telle que pour ces déterminations 

 on doit leur préférer aujourd'hui d'autres métho- 

 des. La cause fondamentale de cette incertitude 

 est la variation lente de l'éclat du satellite au mo- 

 ment de sa disparition ou de sa réapparition. 

 M. Cornu a imaginé d'observer non plus le moment, 

 si difficile à saisir, où le satellite atteint l'extrême 

 limite de visibilité, mais celui de son demi-éclat, 

 que l'on détermine photométriquement. Celle mé- 

 thode, développée par M. Obrecht, offre le double 

 avantage d'augmenter la précision et de simplifier 

 les calculs nécessaires pour utiliser les observa- 

 tions. 



Quand ces satellites se projettent sur la planète, 

 ils présentent des variations d'éclat considérables 

 relativement à Jupiter ; même le K" satellite forme 

 par moments sur la planète une tache noire qui a 

 été prise (]uelquefois pour son ombre. Pour expli- 

 quer ces phénomènes M. Spitta les a reproduits 

 artificiellement : Jupiter était repi'ésenté par un 

 disque de carton blanc ou par une boule de plâtre, 

 ayant l'un et l'autre 0"'10 de diamètre ; les satellites 

 étaient figurés par de petits disques de Û"'003 de 

 diamètre, peints en gris plus ou moins foncé ; le 

 tout, fortement éclairé, était observé avec une lu- 

 nette placée à 00 mètres. Il résulte de ces expérien- 

 ces que les variations relatives d'éclat, disparitions, 

 réapparitions du 4' satellite ont leur origine dans 

 le faible pouvoir réflecteur de sa surface. 



Avec un appareil du même genre mais dans 

 lequel le satellite se déplaçait par rapport à la 

 planète, M. André a étudié les phénomènes qui 

 accompagnent les disparitions des satellites der- 

 rière le disque de Jupiter et leurs réappari- 

 tions ; il a pu reproduire le ligament brillant qui 



prend naissance quand un satellite approche de la 

 planète, et montrer que, comme le ligament noir 

 des passages de Mercure, de Vénus, il a une ori- 

 gine purement instrumentale. 



VII, 



Saturne 



Le 6 mars 1889 un astronome amateur bien 

 connu, M. le D'' Terby, de Louvain, remarqua sur 

 l'anneau de Saturne un éclat blanc inaccoutumé, 

 une sorte de tache brillante qui tranchait sur le 

 restant de l'anneau et qui était située contre 

 l'ombre projetée sur l'anneau par le globe de la 

 planète. M. Terby se crut d'abord en possession 

 d'un moyen de déterminer exactement la durée de 

 rotation de l'anneau, sur laquelle on n'a que des 

 données incertaines ; mais au bout d'environ trois 

 heures la tache n'avait en rien changé de posi- 

 tion. Signalée dès le 14 mars à divers observa- 

 toires, celte tache fut étudiée partout avec soin, 

 mais beaucoup d'astronomes la cherchèrent en 

 vain; il paraît résulter de l'ensemble des observa- 

 tions que son éclat est variable et aurait passé par 

 un maximum tout à fait insolite dans la première 

 moitié de mars 1889. Ce qui confirme sa variabilité, 

 c'est que dans la suite M. Céraski,de Moscou, a 

 retrouvé dans ses notes un croquis de Saturne fait 

 en 188i et indiquant une région brillante sur l'an- 

 neau au point même indiqué par M. Terby. Cette 

 tache, conservant toujours la même position par rap- 

 port au globe de la planète, ne peut faire partie inté- 

 grante de l'anneau, qui tourne dans son plan. On 

 a voulu y voir un effet de contraste avec la plage 

 noire conliguë : il existe en effet le long de l'ombre 

 du globe une étroite bande blanchâtre difficile à 

 apercevoir et que l'on pourrait attribuer à cette 

 cause; mais la région brillante vue par M. Terby 

 le 6 mars était bien plus étendue, plus prononcée, 

 et son existence n'a pas reçu d'explication plau- 

 sible. 



L'anneau de Saturne n'est pas formé tout d'une 

 pièce, car dans ce cas il se détruirait rapidement; 

 on y distingue même trois parties concentriques, 

 trois anneaux, et on admet généralement l'idée 

 émise autrefois par Roberval qu'ils sont formés par 

 des essaims de corpuscules voisins les uns des 

 autres et circulant autour de la planète. Comme les 

 anneaux principaux sont plus brillants que le 

 globe de Saturne, M. Lockyer a pensé que cet 

 exédent de lumière peut provenir de collisions 

 entre les corpuscules ; dans ce cas le spectre de 

 l'anneau présenterait les raies brillantes de va- 

 peurs résultant des chocs : le 2 février 1889 il a 

 obtenu une photographie du spectre de ces anneaux 

 et on y remarque en effet des traces de raies bril- 

 lantes, mais dont l'existence demande à être con- 



