G. BIGOURDAN. — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 
ATT 
quand la tache polaire voisine, que l’on peut assi- 
miler à nos glaces polaires, a été fortement ré- 
duite par la chaleur de l'été. 
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 difficile 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 despetites planètes, fut décou- 
verte le premier jour de ce siècle, le 1° janvier 1801 ; 
la 5° fut découverte en 1845; dès ce moment leur 
nombre-s’accrut avec rapidité : la 100° fut trouvée 
en 1868, la 200° en 1879; aujourd’hui on en connait 
290 et on en découvre en moyenne 6 à 10 paran. 
Le calcul des positions des pétites 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 (es) Thule, découverte en 1888, a le 
demi-grand axe de son orbite égal à 4,26 ; par suite 
elle peut se rapprocher beaucoup de Jupiter (leur 
distance peut descendre à 0,85) 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 Victoria et (so) Sapho, dont 
on à 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 de mul- 
üplier rapidement les observations; par exemple, 
tout ce qui accroilra 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 0”,64 à 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 +; de celui de la Terre. M. Picke- 
ring a trouvé 513 kilomètres par le procédé pho- 
tométrique, 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 
réfléchissent 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 rotalion. 
On ne possède que des données tout aussi vagues 
relativement aux masses des pelites planètes. Le 
Verrier a montré que celles qui sont comprises 
entre les distances moyennes au Soleil 2,20 et 3,16 
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. 
