Perturbation australe, découverte en 1901, peu colorée, mais parfois beaucoup plus étendue : il lui est arrivé, en 1918, de ceinturer la planète sur un demi-tour. Toutes deux paraissent flotter sur la couche nuageuse, dont elles n’accompagnent pas exactement la rotation. La Tache rouge dérive très lentement en longitude, tantôt vers l’est, tantôt vers l’ouest ; la Grande Perturbation australe est beaucoup plus rapide et parfois rattrape la Tache rouge sans s’y mélanger, bien que leur rencontre provoque des déformations temporaires là où il y a contact, seule marque visible de phénomènes probablement très violents. L’atmosphère de Jupiter est composée essentiellement de méthane et d’ammoniac, en majeure partie à l’état solide en raison de la température moyenne très basse qui y règne (– 140 °C). Les radioastronomes ont trouvé un rayonnement dans les ondes centimétriques, correspondant à l’infrarouge et qui confirme très exactement la température de – 140 °C, ainsi qu’une émission sensible dans les ondes décimétriques, issue des couches sous-jacentes et peut-être due à des orages importants, car elle est très variable. Comme la Terre est entourée de zones de radiations, ou zones de Van Allen, découvertes dès les premiers sondages de l’espace, l’image radio-électrique de Jupiter est près de trois fois plus étendue en diamètre que l’image optique, en sorte que la planète doit avoir, elle aussi, une vaste couronne radioélectrique.
Le monde de Jupiter est le plus riche connu : treize satellites lui font cortège, dont les quatre premiers (dits « galiléens ») sont de loin les plus anciennes
« lunes » connues après la nôtre. Galilée, en effet, découvrit les trois premiers (I Io, II Europe, III Ganymède) dès ses premières observations avec la lunette d’approche, tout juste inventée, le 7 janvier 1610, et le quatrième (IV
Callisto) quelques jours plus tard, le 13. Ce sont des corps importants : I et II comparables à la Lune, III et IV de moitié plus gros en diamètre, approchant de près Mercure et Mars. De magnitude 5 à 6, ils se voient parfaitement dans de simples jumelles, et les amateurs s’attachent à suivre leurs positions variables autour de la pla-
nète. Ces satellites circulent, au cours de périodes qui vont de 42 heures (I) à 17 jours (IV) environ, sur des orbites pratiquement coplanaires à 3° du plan équatorial. Le plus souvent, leurs mouvements les font passer devant et derrière la planète et s’éclipser dans son ombre. Ces éclipses, qui ont servi très tôt à déterminer des positions en mer par l’heure du phénomène, ont conduit aussi à la découverte capitale de la propagation à vitesse finie de la lumière et à une première mesure de cette vitesse par le Danois Olaüs Römer (1644-1710) à l’Observatoire de Paris en 1676.
Les autres satellites sont de découverte plus récente : V Amalthée par E. E. Barnard le 9 septembre 1892 à Mount Hamilton et tous les suivants au XXe s., et uniquement par la photographie ; V est de magnitude 13 ; la magnitude des autres est comprise entre 17 et 19. Leurs orbites sont très disparates ; trois ont des inclinaisons voisines de 30°, quatre sont même en mouvement rétrograde ; les périodes s’étalent de 9 à 25 mois.
Saturne
Connue et identifiée depuis toujours dans le ciel à son éclat un peu terne,
« plombé » disent les tenants de certains rapprochements, cette planète devait se révéler dès l’invention de la lunette d’approche en 1610 comme un objet exceptionnel et la merveille du système solaire à mesure que le progrès des instruments permettait de la mieux détailler. Son anneau n’était pas à la portée des premières lunettes, mais le globe paraissait flanqué d’excroissances latérales symétriques qui firent qualifier l’objet de tricorps. Puis vint ce que l’on sait maintenant être une phase d’invisibilité de l’anneau et qui revient tous les 15 ans, si bien que l’on hésita jusqu’en 1656 avant de pourvoir donner enfin, et cela grâce à Christiaan Huygens (1629-1695), la véritable interprétation de cette apparence. En 1675, Jean-Dominique Cassini (1625-1712) distingua une première division sombre dans l’anneau, laquelle porte très justement son nom. Comme Jupiter, Saturne est une planète géante, mais peu dense. Comme lui, de nom-
breux satellites l’entourent ; on en compte onze, dont l’un (Thémis) n’a pas été revu depuis sa découverte en 1900 et dont le dernier (Janus) a été trouvé en décembre 1966 par A. Dollfus sur des clichés pris au pic du Midi.
Leurs orbites sont toutes très proches du plan équatorial, où se trouve également l’anneau ; ce plan fait un angle de 27° avec celui de l’orbite annuelle de Saturne, lui-même à 2° 30″ de l’écliptique. Deux fois par année saturnienne, soit tous les 15 ans environ, il passe par le Soleil et, comme il est très mince (pas plus de 100 km, soit 0″ 02 vu de la Terre), il cesse d’être visible ainsi éclairé de profil. En outre, la Terre, qui, vue de Saturne, oscille autour du Soleil sans jamais s’en écarter de plus downloadModeText.vue.download 597 sur 619
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de 6°, passe, elle aussi, dans le plan de l’anneau soit une, soit trois fois selon le cas. On matérialise ce phénomène en traçant la courbe des hauteurs apparentes du Soleil et de la Terre au-dessus du plan de l’anneau en fonction du temps lors d’une de ces époques.
L’anneau disparaît d’une part quand il est éclairé ou vu de profil et d’autre part dans les intervalles de temps où le Soleil éclaire une face, tandis que la Terre voit l’autre. Tout ce qui reste de visible à certains moments est l’ombre de l’anneau sur le globe, parfois des nodosités dans les anses de certaines parties de l’anneau.
Le globe de Saturne est fortement aplati (1/10 environ), et sa rotation se fait en un peu plus de 10 heures. Son diamètre apparent, voisin de 18″, en fait un objet facile à distinguer, mais son disque ne montre que des zones un peu plus grises dans les régions polaires et de latitude moyenne (tempérées). Très rarement et pour quelques rotations seulement, notamment en 1933 et en 1946, on a vu apparaître une tache claire sur l’une des bandes tempérées. L’atmosphère est semblable en composition à celle de Jupiter, mais beaucoup plus épaisse ; la température est de – 150 °C à l’extérieur.
Les anneaux sont au nombre de trois, séparés par deux divisions et qui sont, en partant de l’extérieur : l’anneau A, la division de Cassini, l’anneau B, nettement le plus brillant, la division de Lyot et l’anneau C, l’anneau de crêpe, qui est très sombre et pratiquement transparent. Une division interne sépare deux parties d’éclat un peu différent dans l’anneau B lui-même (division d’Encke). En 1969, P. Guérin a décelé sur des photographies prises au pic du Midi un anneau intérieur D supplémentaire, très pâle et visible dans les anses seulement. Cet ensemble d’anneaux est fait d’une foule de petits corps qui gravitent indépendamment sur des orbites concentriques ; Cassini le pensait dès 1705, et des considérations mécaniques l’ont prouvé par la théorie. En outre, on put le vérifier en 1895 en prenant des spectres où l’effet Doppler-Fizeau montre que la vitesse radiale des diverses parties de l’anneau décroît de façon continue vers l’exté-