﻿ORBI 



583 



ORBI 



qui en est le fondatenr, clans sa famille des cris- 

 tacces. Depuis, M. cVOrbigny l'a mis ainsi que 

 toules les coquilles nuiltiloculaires, dont les loges 

 en renferment d'autres plus petites dans les ento- 

 mostèques. \'oici les caractères de ce genre Orbi- 

 culine. Coquille discoïdale tranchante, h spire ex- 

 centrique et visible des deux côtés ; loges telles 

 que nous venons de les décrire, et à bord terminal 

 percé d'un grand nombre de pores placés longita- 

 dinalement. M. d'Orbigny ne décrit que l'espèce 

 suivante : 



Orbiculine numishale . O. munis.nalis, Lamk. 

 O. anguLita , id. Il considère celle-ci comme la 

 î'iine. O.andnati, id. L'adulte, suivant le même 

 observateur, NoutlUu , (JrbiciUus , AngalaLus , 

 Adiincus, Fichtel et Moll. Cette espèce unique vil 

 ;':iv Antilles et aux Mariannes. ( V. M. ) 



ORBITE. ( ASTR. ) Tout corps destiné à rou- 

 lor dans l'espace , est obligé de subir l'action de 

 lorcos variées dans leur nature, et qui cherchent 

 à lui imprimer vmc direction différente; ces efforts 

 simultanés se résument suivant les principes delà 

 statique, en une résultante unique qui détermine 

 d'une manière fixe et invariable la route que sui- 

 vra le corps en question. Et comme les mêmes 

 conditions se représentent toujours , et qu'aucune 

 nouvelle force ne vient changer l'équilibre établi, 

 on. conçoit parfaitement que les mêmes phénomè- 

 nes se renouvelleront sans cesse , et que la nature 

 du chemin suivi sera toujours identique. C'est pré- 

 cisément cette route, ce chemin suivi parle corps 

 dans l'espace, que l'on a nommé son Orh'Ue. Ainsi 

 donc, chaque corps mis en mouvement dans l'es- 

 pace, trace une Orbite indiquée par la ligne que 

 décrit, dans cette évolution, le centre du corps 

 lui-même. 



Il est facile de comprendre que les corps qui 

 roulent dans l'espace étant de matière différente, 

 et les forces qui les meuvent, n'agissant pas éga- 

 lement sur chacun d'eux, les Orbites doivent 

 varier dans leur forme et leurs dimensions. Ainsi , 

 dans notre univers, les deux forces principales 

 dont chaque corps doit nécessairement subir l'ac- 

 tion, sont la force d'attraction exercée par le so- 

 leil, comme centre, et la force d'impulsion impri- 

 mée à chaque corps qui fait partie du système. Or, 

 ces deux forces ne sont pas de môme valeur pour 

 tous les corps: la force d'attraction, par exemple, 

 sera plus puissante pour tel corps placé près du 

 soleil que pour tel autre placé loin du centre d'ac- 

 tion ; la force d'impulsion ne sera pas la même 

 non plus pour un corps d'une grande densité et 

 pour un corps presque semblable au liège. Aussi 

 verrons-nous les dimensions des Orbites varier 

 d une manière remarquable. 



Pour donner à nos lecteurs les moyens de se 

 pénétrer de ce sujet, nous leur indiquerons ici, 

 pour exemple , les différentes modifications remar- 

 quées dans les Orbites des planètes inférieures , et 

 les conséquences qui en découlent. Nos lecteurs 

 savent déjà comment est établi notre système pla- 

 nétaire. Le Soleil occupe le centre; à l'entour vien- 

 nent se grouper successivement Mercure, Vénus, 



la Terre, Mars , Vesta, Junon , Cérès , Pallas, Ju- 

 piter, Saturne et Lranus. L'espace occupé par ce 

 système ainsi disposé, est assez étendu, puisque- 

 Mercure, la plus rapprochée des planètes, est à - 

 i5,Goo,ooo lieues du Soleil, tandis que Liranus - 

 la plus éloignée, est à GGG,4no,ooo lieues du ■ 

 même centre. Au surplus, pour se faire une idée 

 plus matérielle de ce vaste système , on peut se re- 

 présenter sur une plaine bien unie , un .globe de 

 deux pieds de diamètre, qui sera l'image du so- 

 leil; Mercure, alors, sera un grain de moutarde, 

 situé à 82 pieds du gros globe : \ énus deviendra 

 un pois distant de i44 pieds; la Terre, un autre 

 pois un peu plus volumineux à une dislance de 

 200 pieds; Mars une grosse tète d'épingle, à SaS' 

 pieds; Vesta, Junon, Cérès et Pallas, seront re- 

 présentés par des grains de sable à une distance de 

 5 à 600 pieds ; Jupiter sera une orange de moyenne 

 grosseur, placée h 106G pieds ; Saturne , une 

 orange plus petite, h 2000 pieds; Lranus, enfin , 

 mie grosse cerise, distante de 4^"^ pieds. Cette 

 disposition , nous l'espérons , aura fait compren- 

 dre plus facilement à nos lecteurs les rapports de 

 distance des planètes entre elles. IVous pouvons 

 donc maintenant aborder la question des Orbites. 

 Parmi les planètes, il en est qui accomplissent 

 leur révolution sidérale comme de véritables sa- 

 tellites du soleil; ce- planètes, qui sont Mercure et ■ 

 Férius,'Ont été dénommées planètes inférieures. Si 

 un observateur attentif cherchait à représenter 

 sur une surface plane la marche dans le ciel , il au- 

 rait une ligne courbe fort irrégulière, sur laquelle 

 la planète , tantôt s'avancerait avec vitesse , tantôt 

 resterait stationnaire , tantôt , enfin , serait rétro- 

 grade. Cette singulière marche s'explique facile- 

 ment lorsqu'on pense que l'observateur est placé 

 sur la Terre, qui elle-même tourne autour du So- 

 leil , d'un mouvement moins prompt que les deux 

 planètes en question , qui sont placées entre la 

 Terre et le Soleil. Il suit de ces diverses positions, 

 et de ces différences de mouvement, des effets 

 d'optique qui font croire à ces irrégularités de 

 marche que nous indiquions tout à l'heure. Mais 

 le calcul rend bientôt raison de tout cela , et nous 

 montre que Mercure et Vénus s'avancent toujours 

 d'une manière fort convenable , et font leur révo- 

 lution autour du Soleil , sans qu'on ait aucun re- 

 proche à leur faire sur leur manière d'agir. En 

 calculant successivement leurs différentes élonga- 

 tions ou distances au Soleil, on a remarqué qu'elles 

 n'étaient pas toujours de même valeur. Il en est 

 résulté cette conviction que leurs Orbites n'étaient 

 pas circulaires , mais bien elliptiques. Mercure 

 met 87 jours aS heures i5 minutes 43 secondes 

 à faire sa révolution sidérale ; Vénus , plus éloi- 

 gnée du Soleil , met plus de temps : elle en a pour ' 

 224 jours i6 heures 49 minutes 8 secondes. Mais 

 que nos lecteurs se rappellent bien ici que nous 

 parlons des révolutions sidérales , et non des révo- 

 lutions synodiques. Cette dernière espèce de révo- 

 lution , qui , comme nous l'avons déjà dit en par- 

 lant de la Lune, se rapporte au ycIowy apparent 

 des planètes à leurs élongations orientale et occi- 



