PLANETES  HYPOTHETIQUES

Dans le passé, des astronomes ont soupçonné l'existence de certains astres, mais par la suite, la présence de ces objets ne s'est pas trouvée confirmée. Voici leurs histoire.
 

 

Cet article est une traduction de "Hypothetical Planets" 
de Paul Schlyter (pausch@saaf.se) de la Société des Astronomes Amateurs de Suède.
Le texte original en anglais est consultable (entre autre) à: http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/hypo.html
Traduit et proposé par J. Frendelvel.  hatteras@free.fr
URL de cette page: http://hatteras.free.fr/planethp.htm

 

Vulcain, la planète interne à Mercure, 1860-1916, 1971


Le mathématicien français Urbain Le Verrier, co-producteur avec J.C. Adams de la position de Neptune avant qu'elle ne soit vue, a annoncé dans une lecture du 2 janvier 1860 que le problème des perturbations observées du mouvement de Mercure pouvait être résolu en supposant une planète interne à Mercure ou, autre possibilité, une seconde ceinture d'astéroïdes à l'intérieur de l'orbite de Mercure. La seule façon possible d'observer cette planète interne à Mercure ou ces astéroïdes était si/quand ils transitaient le Soleil, ou durant les éclipses solaires totales. Le professeur Wolf du Centre de données des taches solaires à Zurich trouva un certain nombre de taches suspicieuses sur le Soleil, et un autre astronome en trouva encore plus. Un total de deux douzaines de taches ont semblé valider un modèle de deux orbites internes à Mercure, une avec une période de 26 jours et l'autre de 38 jours.

En 1859, Le Verrier a reçu une lettre d'un astronome amateur Lescarbault, qui rapportait avoir vu une tache noire et ronde sur le Soleil le 26 mars 1859, ayant l'air d'une planète transitant le Soleil. Il avait vu la tache durant une heure et quart alors qu'elle parcourait un quart du diamètre solaire. Lescarbault a estimé l'inclinaison orbitale entre 5,3 et 7,3 degrés, la longitude du noeud à environ 183 degrés, son excentricité "énorme", et son temps de transit à travers le disque solaire 4 heures et 30 minutes. Le Verrier a étudié cette observation et en a déduit une orbite: période 19 jours et 7 heures, distance moyenne du Soleil 0,1427 UA, inclinaison 12° 10', noeud ascendant à 12° 59'. Le diamètre était considérablement plus petit que celui de Mercure et sa masse était estimée à 1/17 de la masse de Mercure. Cela était trop petit pour générer les perturbations de l'orbite de Mercure, mais peut-être que c'était le plus grand élément de cette ceinture d'astéroïde interne à Mercure? Le Verrier est tombé amoureux de cette planète et l'a nommé Vulcain.

En 1860 il y avait une éclipse totale de Soleil. Le Verrier mobilisa tous les astronomes français et quelques autres pour trouver Vulcain, personne ne l'a vu. Les "taches solaires" suspicieuses de Wolf ont ravivé l'intérêt de Le Verrier, et juste avant la mort de Le Verrier en 1877 certains "indices" supplémentaires  ont fait couler de l'encre. Le 4 avril 1875, un astronome allemand, H. Weber, a vu une tache ronde sur le Soleil. L'orbite de Le Verrier indiquait un possible transit le 3 avril de cette année là, et Wolf remarquait que son orbite de 38 jours pouvait aussi effectuer un transit environ à cette date. Ce "point rond" a aussi été photographié à Greenwich et à Madrid.

Il y eut encore plus d'émois après l'éclipse solaire totale du 29 juillet 1878, où deux astronomes ont affirmé avoir vu dans le voisinage du Soleil des petits disques illuminés lesquels pouvaient seulement être des petites planètes à l'intérieur de l'orbite de Mercure. J.C Watson (professeur d'astronomie à l'université du Michigan), a cru qu'il avait trouvé deux planètes internes à Mercure! Lewis Swift (co-découvreur de la comète Swift-Tuttle, laquelle est revenue en 1992), a vu aussi une "étoile" qu'il a pensé être Vulcain -- mais à une position différente de celles de Watson. De plus, les Vulcains de Watson ou de Swift ne pouvaient être conciliés avec le Vulcain de Le Verrier ou de Lescarbault.

Après cela, personne n'a jamais vu Vulcain de nouveau, en dépit de nombreuses recherches à différentes éclipses totales de Soleil. Et en 1916, Albert Einstein a publié sa Théorie de la Relativité Générale, laquelle expliquait les perturbations du mouvement de Mercure sans la nécessité d'invoquer une planète inconnue interne à Mercure. En mai 1929, Erwin Freundlich, Postdam, a photographié l'éclipse solaire totale à Sumatra, et plus tard a examiné soigneusement les plaques qui ont montré une profusion d'images d'étoiles. La comparaison des plaques a été faite six mois plus tard. Aucun objet inconnu plus brillant que la 9ème magnitude n'a été trouvé près du Soleil.

Mais qu'est-ce que ces personnes ont vu réellement? Lescarbault n'avait aucune raison de raconter des boniments, et même Le Verrier l'a cru. Il est possible que Lescarbault ait eu l'occasion de voir un petit astéroïde passant très près de la Terre, juste à l'intérieur de l'orbite terrestre. De tels astéroïdes étaient inconnu à cette époque, ainsi Lescarbault en déduisit qu'il avait vu une planète interne à Mercure. Swift et Watson ont pu, dans la précipitation des observations au moment de l'éclipse, mal identifier certaines étoiles, croyant qu'ils ont vu Vulcain.

On a reparlé brièvement de Vulcain autour de 1970 et 71, lorsque plusieurs chercheurs ont pensés qu'ils avaient détecté plusieurs faibles objets proches du Soleil durant une éclipse solaire totale. Ces objets peuvent avoir été des comètes faibles, et plus tard des comètes ont été observées qui passaient finalement suffisamment proche du Soleil pour entrer en collision avec lui.

 

La Lune de Mercure, 1974.


Deux jours avant que Mariner 10 n'effectue son survol Mercure du 29 mars 1974, un instrument a commencé a enregistrer des émissions lumineuses dans les U.V. extrêmes, qui "n'avaient rien à faire là". Le jour suivant elles étaient parties. Trois jours plus tard elles sont réapparues, et «l'objet» est apparu se détacher de Mercure. Les astronomes ont pensé en premier qu'ils avaient vu une étoile. Mais ils l'avait vue dans deux directions complètement différentes, et tous les astronomes savaient que ces longueurs d'ondes en U.V. extrêmes ne pouvaient pas pénétrer très loin à travers le milieu inter stellaire, ce qui laissait supposer que l'objet devait être proche. Mercure avait-il une lune?

Après un vendredi agité, quand on a calculé que «l'objet» se déplaçait à 4 km/s, une vitesse cohérente avec celle d'une lune, les responsables se sont réunis. Ils ont mis le vaisseau, alors agonisant, à la pleine disposition de l'équipe U.V., et tout le monde à commencer à se faire du souci à propos de la conférence de presse prévue plus tard dans la journée de ce samedi. La lune suspectée pourrait elle être annoncée? Mais la presse savait déjà. Certains journaux -- les plus grands et les plus respectables -- ont joué le jeux correctement; beaucoup d'autres se sont engouffrés dans ces histoires à sensations à propos d'une nouvelle lune de Mercure.

Et la "lune" elle-même? Elle s'était élevée droite depuis Mercure, et a été identifiée finalement comme une étoile chaude, 31 Cratéris. L'origine des premières émissions, celles aperçues à l'approche de la planète, restent un mystère. Ainsi se termine l'histoire de la lune de Mercure mais au même moment un nouveau chapitre de l'astronomie commençait: il s'avérait que les U.V. extrêmes n'étaient pas absorbés complètement par le milieu interstellaire comme on le croyait formellement. Déjà la nébuleuse Gum s'est avérée être un émetteur vraiment puissant d'U.V. extrêmes et s'étend sur 140 degrés du ciel nocturne à 540 angströms. Les astronomes ont découverts une nouvelle fenêtre à travers laquelle observer le ciel.

Neith, la Lune de Vénus, 1672-1892


En 1672, Giovanni Domenico Cassini, l'un des astronomes important de l'époque, a aperçu un petit compagnon proche de Vénus. Vénus avait-elle un satellite? Cassini a décidé de ne pas annoncer son observation, mais 14 ans plus tard, en 1686, il le vit de nouveau et il l'inscrivit alors dans son journal. L'objet fut estimé à environ un quart du diamètre de Vénus, et il montrait les mêmes phases que Vénus. Plus tard, l'objet a été vu par d'autres astronomes comme: James Short en 1740, Andreas Mayer en 1759, J.L. Lagrange en 1761 (Lagrange a annoncé que le plan de l'orbite était perpendiculaire à l'écliptique). Durant 1761 l'objet a été vu au total 18 fois par cinq observateurs. Les observations de Scheuten le 6 juin 1761 ont été spécialement intéressantes: il a vu Vénus en transit à travers le disque du Soleil, accompagnée par une tache sombre plus petite sur un coté qui suivait Vénus dans son transit. Cependant, Samuel Dunn à Chelsea, Angleterre, qui regardait aussi ce transit, n'a pas vu cette tache supplémentaire. En 1764 il y eut 8 observations par deux observateurs. D'autres observateurs ont essayé de voir le satellite mais n'ont pas réussi à le trouver.

A ce moment, le monde de l’astronomie était  placé face à une controverse: plusieurs observateurs rapportaient avoir vu le satellite alors que plusieurs autres n’avait pas réussi à le trouver en dépit d’efforts déterminés. En 1766, le directeur de l’observatoire de Vienne, Father Hell(!), a publié un traité où il déclarait que toutes les observations du satellite était des illusions d’optique -- l’image de Vénus est si brillante qu’elle se réfléchie dans l'oeil, retourne dans le télescope, créant une image secondaire à une échelle plus petite. D’autres ont publiés des traités déclarant que les observations étaient réelles. J.H. Lambert d’Allemagne a publié les éléments orbitaux du satellite dans Berliner Astronomischer Jahrbuch 1777: distance moyenne 66,5 rayon de Vénus, période orbitale 11 jours 3 heures, inclinaison sur l’écliptique 64 degrés. Il avait espéré que le satellite pourrait être vu durant le transit de Vénus devant le Soleil le 1 juin 1777 (il est évident que Lambert a fait une erreur en calculant ces éléments orbitaux: à 66,5 rayons de Vénus, la distance de Vénus est approximativement la même que la distance de notre lune à la Terre. Cela concorde très mal avec la période orbitale de 11 jours, c’est-à-dire à peine plus du tiers de la période orbitale de notre lune. La masse de Vénus est un peu plus petite que la masse de la Terre).

En 1768 il y eut une nouvelle observation du satellite, par Christian Horrebow à Copenhague. Il y eut aussi trois recherches, dont l’une faite par l’un des plus grands astronomes de tous les temps, William Hershel -- aucune des trois n’a réussi à trouver un satellite. En fin de compte, à propos de ce satellite, F. Schorr d’Allemagne a essayé d’en faire un cas dans un livre publié en 1875.

En 1884, M. Hozeau, ancien directeur de l’Observatoire Royal de Bruxelles, suggérait une hypothèse différente. En analysant les observations disponibles Hozeau concluait que la lune de Vénus apparaissait proche de Vénus approximativement tous les 2,96 ans ou 1080 jours. Hozeau suggérait que ce n’était pas une lune de Vénus mais une planète à part entière, orbitant le Soleil en 283 jours et donc étant en conjonction avec Vénus tous les 1080 jours. Hozeau le nomma aussi Neith, après la mystérieuse déesse Sais, celle dont aucun mortel ne souleva le voile.

En 1887, trois ans après, la «lune de Vénus» fut raviver par Hozeau, l’Académie Belge des sciences publiait un long article ou chaque observation rapportée était étudiée en détail. Plusieurs observations du satellite étaient réellement des étoiles vu dans le voisinage de Vénus. Les observations de Roedkier concordaient vraiment bien -- il avait été berné successivement par Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis, et Nu Geminorum! James Short a réellement vu une étoile un peu plus faible que la magnitude 8. Toutes les observations de Le Verrier et Montaigne pouvaient être expliqué similairement. Les calculs orbitaux de Lambert étaient démolis. La dernière observation, par Horrebow en 1768, pouvait être attribué à Thêta Librae.

Après que cet article fut publié, une seule observation supplémentaire fut rapporté, par un homme qui avait fait auparavant une recherche du satellite de Vénus mais n’avait pas réussi à le trouver: le 13 août 1892, E.E. Barnard enregistrait un objet de 7ème magnitude près de Vénus. Il n’y a aucune étoile dans la position enregistrée par Barnard, et la vue de Barnad était notoirement excellente. Nous ne savons pas encore ce qu’il a vu. Etait-ce un astéroïde qui n’a pas été cartographié? Ou était-ce une nova de courte vie que personne n’a eu l’occasion de voir?

La seconde Lune de la Terre, 1846-présent.


En 1846, Frédéric Petit, directeur de l’observatoire de Toulouse, annonce qu’une seconde lune de la Terre a été découverte. Elle a été vue par deux observateurs, Lebon et Dassier à Toulouse et par un troisième, Larivière, à Artenac, au début de la soirée du 21 mars 1846. Petit a trouvé que l’orbite était elliptique avec une période de 2 heures 44 minutes 59 secondes, un apogée à 3570 km au dessus de la surface de la Terre et un périgée à juste 11,4 km(!) au dessus de la surface de la Terre. Le Verrier qui était dans l’assistance grommela qu’il était nécessaire de tenir compte de la résistance de l’air, ce que personne n’était capable de faire à cette époque. Petit devint obsédé par cette idée d’une seconde lune et 15 ans plus tard annonçait qu’il avait fait des calculs à propos d’une petite lune de la Terre qui causait des particularités alors inexpliquées dans le mouvement de notre Lune principale. Les astronomes ignoraient généralement cela et l’idée aurait été oubliée si un jeune écrivain français, Jules Verne, n’en avait pas écrit un résumé. Dans la nouvelle de Verne «De la Terre à la Lune», Verne fait passer un petit objet près de la capsule spatiale des voyageurs, ayant comme conséquence de la faire tourner autour de la Lune au lieu qu’il s’écrase sur elle:
 

-  C'est, un simple bolide, dit Barbicane, mais un bolide énorme que l'attraction a retenu à l'état de satellite.

-  Est-il possible !  s'écria Michel Ardan. La Terre a donc deux Lunes comme Neptune ?

-  Oui, mon ami, deux Lunes, bien qu'elle passe généralement pour n'en posséder qu'une. Mais cette seconde Lune est si petite et sa vitesse est si grande, que les habitants de la Terre ne peuvent l'apercevoir. C'est en tenant compte de certaines perturbations qu'un astronome français, M. Petit, a su déterminer l'existence de ce second satellite et en calculer les éléments. D'après ses observations, ce satellite accomplirait sa révolution autour de la Terre en trois heures vingt minutes seulement ce qui implique une vitesse prodigieuse.

-  Tous les astronomes, demanda Nicholl, admettent-ils l'existence de ce satellite ?

-  Non, répondit Barbicane; mais si, comme nous, ils s'étaient rencontrés avec lui, ils ne pourraient plus douter. Au fait, j'y pense, ce bolide qui nous eût fort embarrassés en heurtant le projectile permet de préciser notre situation dans l'espace.

-  Comment ? dit Ardan.

-  Parce que sa distance est connue et, au point où nous l'avons rencontré, nous étions exactement à huit mille cent quarante(*) kilomètres de la surface du globe terrestre.

Jules Verne a été lu par des millions de personnes, mais jusqu’en 1942 personne n’avait remarqué les inexactitudes dans le texte de Verne:

      1. Un satellite à 8140(*) km au dessus de la surface de la Terre aurait une période de 4 heures et 48 minutes et non 3 heures et 20 minutes?
      2. Puisqu’il a été vu par la fenêtre par laquelle la Lune était invisible, pendant leur approche, il doit avoir un mouvement rétrograde, lequel serait un cas remarquable. Verne ne mentionne pas cela.
      3. De toutes façons le satellite aurait du être en éclipse et donc invisible. Le projectile ne quittera l’ombre de la Terre que beaucoup plus tard.


(*) [NDT : Dans le texte en anglais de Paul Schlyter, il apparaît : 7480 km ; j'ai pris la liberté de remettre la valeur 8140 km que l'on trouve dans le texte original de Jules Verne, "Autour de la Lune", Le livre de poche, 1978]

Le Dr. R.S. Richarson, Observatoire du Mont Wilson, a essayé en 1952 de faire les figures adéquates en présumant une orbite excentrique à cette lune: périgée 5010 km et apogée 8140 km au dessus de la surface de la Terre, excentricité 0,1784.

Néanmoins, Jules Verne a fait connaître la seconde lune de Petit au monde entier. Des astronomes amateurs en tirèrent la conclusion qu’il y avait une opportunité de célébrité -- quiconque découvrirait cette seconde lune aurait son nom inscrit dans les annales de la science. Aucun grand observatoire n’a jamais pu vérifier la présence de la seconde lune de la Terre, ou s’ils l’ont fait ils ont gardé le silence. Des amateurs allemands étaient parti à la chasse de ce qu’ils avaient appelé Kleinchen («petit bout») -- bien sûr ils n’ont jamais trouvé Kleinchen.

W.H. Pickering a porté son attention à la théorie de ce sujet: si le satellite orbite à 320 km au dessus du sol et si son diamètre est de 0,3 mètres, avec le même pouvoir réfléchissant que la Lune, il serait visible dans un télescope de 3 pouces (7,5 cm). Un satellite de 3 mètres serait un objet visible à l’oeil nu de magnitude 5. Bien que Pickering n’ait pas cherché l’objet de Petit, il a continué sa recherche d’une lune secondaire -- un satellite de notre Lune (Recherche photographique d’un satellite de la Lune, Popular Astronomy, 1903). Le résultat a été négatif et Pickering a conclu que n’importe quel satellite de la Lune doit avoir une taille inférieure à 3 mètres.

L’article de Pickering sur la possibilité d’une seconde petite lune de la Terre, «Un Satellite Météoritique», est paru dans Popular Astronomy en 1922 et a provoqué un autre court émoi parmi les astronomes amateurs puisqu’il contenait une requête virtuelle: «Un télescope de 3 à 5 pouces muni d’un oculaire de faible puissance serait le moyen le plus adapté pour le trouver. C’est une opportunité pour les amateurs». Mais à nouveau toutes les recherches sont restées vaines.

L’idée originelle était que le champ gravitationnel de la seconde lune rendrait compte des perturbations mineures, alors inexplicable, de notre grande Lune. Ce qui supposait un objet d’au moins plusieurs kilomètres de large -- mais si une lune secondaire d’une telle dimension existait, elle aurait été vu par les Babyloniens. Même si elle est trop petite pour montrer un disque, sa proximité relative ferait qu’elle se déplacerait rapidement et par conséquent elle serait évidente, comme les observateurs actuels des satellites artificiels ou même des avions le savent. D’un autre côté personne n’était vraiment intéressé par les lunes trop petites pour être vues.

Il y a eu d’autres propositions concernant des satellites naturels supplémentaires de la Terre. En 1898 Dr Georg Waltemath depuis Hambourg a affirmé avoir découvert non seulement une seconde lune mais un système entier de lunes miniatures. Waltemath a donné les éléments orbitaux pour une de ces lunes: distance de la Terre 1,03 million de km, diamètre 700 km, période orbitale 119 jours, période synodique 177 jours. «Quelquefois elle brille la nuit comme le soleil», dit Waltemath et il pense que cette lune a été vue au Groenland le 24 octobre 1881 par Lieut Greely, dix jours après que le Soleil se soit couché pour l’hiver. L’intérêt du public s’est réveillé lorsque Waltemath a prédit que sa seconde lune passerait devant le Soleil le 2, 3 ou 4 février 1898. Le 4 février, 12 personnes au bureau de poste de Greifswald (Herr Postdirektor Ziegel, des membres de sa famille et des employés postaux) ont observé le Soleil à l’oeil nu, sans protection contre l’éblouissement. Il est facile d’imaginer une scène vaguement ridicule: un agent de l’administration prussienne à l’aspect impressionnant, observant le ciel par la fenêtre de son bureau, pendant qu’il lit à haute voix la prédiction de Waltemath pour la porter à la connaissance de ses subordonnés respectueux. En étant interviewé, ces témoins ont parlé d’un objet sombre ayant un diamètre apparent d’un cinquième du Soleil qui a traversé le disque solaire entre 1h10 et 2h10 (heure de Berlin). Il a été vite prouvé que c’était une erreur car à la même heure deux astronomes expérimentés étaient en train de scruter le Soleil, W. Winkler à Jena et le Baron Ivo von Benko de Pola en Autriche. Les deux ont rapporté la présence de quelques taches solaires ordinaires. L’échec de cette prédiction et des suivantes n’a pas découragé Waltemath qui a continué a publier des prédictions et des questions pour vérifications. Les astronomes contemporains ont été assez irrités d’avoir encore et encore à répondre aux questions du public comme: «Oh, a propos, qu’en est-il de toutes ces nouvelles lunes?». Mais les astrologues ont marché -- en 1918 l’astrologue Sepharial a nommé cette lune Lilith. Il l’a considérée comme étant noire, suffisamment pour être invisible la plupart du temps, étant visible seulement proche de l’opposition où lors d’un transit à travers le disque solaire. Sepharial a construit un éphéméride de Lilith, basé sur plusieurs observations annoncées par Waltemath. Il a considéré que Lilith a approximativement la même masse que la Lune, apparemment tranquillement insouciant qu’un tel satellite, même si invisible, montrerait son existence par les perturbations du mouvement de la Terre. Et même à ce jour Lilith est utilisée par certains astrologues dans leurs horoscopes.

De temps à autre des «lunes supplémentaires» ont été rapportées par des observateurs. Le magazine astronomique allemand «Die Sterne» a rapporté qu’un astronome amateur allemand nommé W. Spill avait observé une seconde lune traverser le disque de notre première lune le 24 mai 1926.

Aux environs de 1950, quand on a commencé à discuter de la notion de satellite artificiel pour un proche avenir, tout le monde s’attendait à ce que ce soit un étage supérieur éteint d’une fusée à plusieurs étages, ne comportant aucun émetteur radio mais étant pisté par radar depuis la Terre. Dans de telles conditions une flottille de petits satellites naturels proches aurait été plus ennuyeux, reflétant les rayons radar et comptant pour des satellites artificiels. La méthode pour chercher de tels satellites naturels a été développé par Clyde Tombaugh: le mouvement d’un satellite à 5000 km d’altitude (par exemple) est informatisé. Alors une caméra est installée sur une plate-forme, et scanne le ciel à cette vitesse précisément. Etoiles, planètes, etc., apparaîtront alors comme des lignes sur la photographie prise par la caméra, tandis qu’un satellite quelconque à l’altitude correcte apparaîtra comme un point. Si le satellite était à une altitude quelque peu différente, il produirait une courte ligne.

Les observations ont commencé en 1953 à l’observatoire Lowell et en fait ont envahi un territoire vierge: avec l’exception de la recherche allemande pour «Kleinchen» personne n’avait jamais prêté attention à l’espace entre la Lune et le Terre! A l’automne de 1954 un hebdomadaire et un quotidien de haute réputation ont annoncé que la recherche avait porté ses premiers résultats: un petit satellite naturel à 700 km d’altitude et un autre à 1000 km. On dit qu’un général aurait demandé: «Est-il certain qu’ils soient naturels?». Personne ne semble savoir d’où ces rapports ont été tirés -- les recherches étaient complètement négatives. Quand les premiers satellites ont été lancés en 1957 et 1958, les caméras ont été utilisées pour traquer ces nouveaux satellites.

Mais assez étrangement, cela ne veut pas dire que la Terre a seulement un satellite naturel. La Terre peut avoir un satellite très proche pour une courte période. Des météorites approchant la Terre et traversant la haute atmosphère peuvent perdre assez de vitesses pour se placer dans une orbite terrestre. Mais puisqu’ils passent dans la haute atmosphère à chaque périgée, ils ne dureront pas longtemps, peut-être une ou deux, voire une centaine de révolutions (environ 150 heures). Il y a quelques indications que de tels «satellites éphémères» ont été vus; il est même possible que les observateurs de Petit en ait vu un.

Pour compléter les satellites éphémères il y a deux autres possibilités. L’une est que la Lune ait un satellite à elle -- mais en dépit de plusieurs recherches aucun n’a été trouvé (de plus il est maintenant connu que le champ gravitationnel de la Lune est assez irrégulier, ou «bosselé», pour que toute orbite de satellite lunaire soit instable -- n’importe quel satellite lunaire s’écrasera donc sur la Lune après un court laps de temps qui peut être de quelques années à une décade. L’autre possibilité est qu’ils puissent être des satellites troyens, c’est-à-dire des satellites secondaires de l’orbite lunaire, voyageant à 60 degrés en avant ou en arrière de la Lune.

De tels «Satellites Troyens» ont été rapportés en premier par l’astronome polonais Kordylewsky de l’observatoire de Krakow. Il a débuté sa recherche en 1951, visuellement avec un bon télescope. Il espérait trouver des corps raisonnablement grand dans l’orbite lunaire, écartés de 60 degrés de la Lune. La recherche a été négative, mais en 1956 son compatriote et collègue, Wilkowsky, a suggéré qu’il y avait peut-être beaucoup de petits corps, trop petits pour être vus individuellement mais assez nombreux pour apparaître comme un nuage de particules poussiéreuses. Dans ce cas ils seraient plus visibles à l’oeil nu qu’avec un télescope. L’utilisation d’un télescope le «grossirait hors de son champ». Le Docteur Kordylewsky était en train d’essayer. Une nuit sombre avec un ciel limpide et une Lune sous l’horizon était nécessaire.

En octobre 1956, Kordylewsky a vu, pour la première fois, une tache faiblement brillante dans l’une des deux positions. Elle n’était pas petite, sous-tendant un angle de 2 degrés (c’est-à-dire environ quatre fois plus large que la Lune elle-même), et était très faible, seulement environ la moitié de la luminosité de la notoirement difficile Gegenschein (contre lueur -- une tache lumineuse dans la lumière zodiacale, directement opposée au Soleil). En mars et avril 1961, Kordylewsky a réussi en photographiant deux nuages près des positions attendues. J. Roach a détecté ces satellites nuageux en 1975 avec la sonde spatiale OSO 6 (Orbiting Solar Observatory). En 1990 ils étaient à nouveau photographiés, cette fois par l’astronome polonais Winiarsky, qui a trouvé qu’ils avaient quelques degrés de diamètre apparent, qu’ils «vagabondaient» de dix degrés à partir du point «Troyen», et qu’ils étaient quelque peu plus rouge que la lumière zodiacale.

Ainsi la recherche durant un long siècle, d’une seconde lune de la Terre, semble avoir réussi après tout et malgré que cette «seconde lune» se révèle être entièrement différente de tout ce à quoi on s’attendait. Ils sont très difficile a détecter et a distinguer de la lumière zodiacale, en particulier la Gegenschein.

Mais beaucoup de gens proposent encore des satellites naturels supplémentaires de la Terre. Entre 1966 et 1969 John Bargby, un scientifique américain, a affirmé avoir observé au moins dix petits satellites naturels de la Terre, visibles seulement dans un télescope. Bargby a trouvé des orbites elliptiques pour tous ces objets: excentricité 0,498, demi-grand-axe 14065 km, lesquels donne un périgée et apogée à une altitude de 680 et 14700 km. Bargby les a considérés comme des fragments d’un corps plus grand qui s’est cassé en décembre 1955. Pour ses satellites suggérés, il s’est basé beaucoup sur les perturbations supposées des satellites artificiels. Bargby a utilisé les données de satellite artificiel du Rapport Godart de Situation de Satellite, ignorant que les valeurs dans cette publication sont seulement approximatives et quelquefois grossièrement erronées et ne peuvent par conséquent être utilisées pour aucune analyse scientifique précise. De plus, à partir des observations annoncées par Bargby, on pouvait déduire que, lorsqu’ils sont au périgée, les satellites de Bargby devraient être visibles à la première magnitude et donc facilement visibles à l’oeil nu, jusqu’ici personne ne les a encore vu.

En 1997, Paul Wiegert (et son équipe) a découvert que l'astéroïde 3753 avait une orbite très étrange et pouvait être considéré comme un compagnon de la Terre, bien qu'à l'évidence il n'orbite pas la Terre directement.

Les Lunes de Mars, 1610, 1643, 1727, 1747, 1750, 1877-présent.


Le premier a supposé que Mars avait des lunes a été Johannes Kepler en 1610. Lorsqu’en essayant de résoudre l’anagramme de Galiléo se référant aux anneaux de Saturne, Kepler a pensé que Galiléo avait en fait trouvé des lunes de Mars.

En 1643, le moine Capucin Anton Maria Shyrl a affirmé avoir réellement vu les lunes de Mars. Nous savons maintenant que cela aurait été impossible avec les télescopes de cette époque -- probablement Shyrl a été abusé par une étoile proche de Mars.

En 1727, Jonathan Swift dans «Les voyages de Gulliver» a écrit à propos de deux petites lunes orbitant Mars, connues des astronomes Lilliputiens. Leurs périodes de révolutions étaient 10 et 21,5 heures. Ces «lunes» ont été adoptées en 1750 par Voltaire dans sa nouvelle «Micromégas», l’histoire d’un géant de Sirius visitant notre système solaire.

En 1747 un capitaine allemand, Kindermann, a annoncé avoir vu la lune de Mars (juste une!), le 10 juillet 1744. Kindermann a rapporté la période orbitale de cette lune martienne comme étant de 59 heures 50 minutes et 6 secondes (!)

En 1877, Asaph Hall a découvert finalement Phobos et Deimos, les deux petites lunes de Mars. Leurs période orbitale sont 7 heures 39 minutes et 30 heures 18 minutes, tout à fait proche des périodes supposées par Jonathan Swift 150 ans plus tôt!

La 14ème Lune de Jupiter, 1975-1980


En 1975, Charles Kowal à Palomar (découvreur de la Comète 95 P/Chiron) a photographié un objet qu’on a pensé être un nouveau satellite de Jupiter. Il a été vu plusieurs fois mais pas assez pour déterminer une orbite, puis perdu. Il apparaissait dans les notes de bas de pages dans les textes de la fin des années 70.

Les 9ème et 10ème Lunes de Saturne, 1861, 1905-1960,1966-1980


En avril 1861 Hermann Goldschmidt a annoncé la découverte d’une 9ème lune de Saturne qui orbitait la planète entre Titan et Hypérion. Il a nommé cette lune Chiron (!). Cependant la découverte n’a jamais été confirmé -- personne n’a jamais vu ce satellite «Chiron». Plus tard en 1898, Pickering a découvert ce qui est maintenant considéré comme la 9ème lune de Saturne, Phoebé. C’était la première fois qu’un satellite d’une autre planète était découvert par les observations photographiques. Phoebé est également la lune la plus externe de Saturne.

En 1905, Pickering a pensé qu’il avait découvert une 10ème lune qu’il a nommé Thémis. Selon Pickering elle orbitait Saturne entre les orbites de Titan et d’Hypérion avec une orbite fortement inclinée: distance moyenne de Saturne 1.460.000 km, période orbitale 20,85 jours, excentricité 0,23, inclinaison 39 degrés. Thémis n’a jamais été revu, mais il est apparu néanmoins dans des almanachs et des bons livres d’astronomie dans les années 50 et 60.

En 1966, A. Dollfus a découvert une autre nouvelle lune de Saturne. Elle a été nommé Janus, et orbitait Saturne juste à l’extérieur de ses anneaux. Elle était si faible et si proche de ses anneaux que la seule chance de l’apercevoir était quand les anneaux de Saturne étaient vu par la tranche, comme cela a eu lieu en 1966. Alors Janus fut la 10ème lune de Saturne.

En 1980, lorsque les anneaux de Saturne étaient de nouveaux visible par le côté, une flopée d’observations a permis de découvrir un tas de nouveaux satellites proches des anneaux de Saturne. Proche de Janus un autre satellite a été découvert, nommé Epiméthée. Leurs orbites étaient très proches l’une de l’autre, et l’aspect le plus intéressant de cette paire de satellites est qu’ils permutaient régulièrement leurs orbites. Donc la «10ème lune de Saturne» a été découverte en 1966 et cela s’est avéré vraiment être deux lunes différentes! Les sondes Voyager I et Voyager II qui ont approché Saturne peu après ont confirmé cela.

Six Lunes d’Uranus, 1787


En 1787, William Herschel a annoncé la découverte de six satellites d’Uranus. Herschel a fait une erreur ici -- seulement deux de ces satellites étaient réels (Titania et Obéron, les deux satellites les plus grands et les plus externes), les quatre autres étaient simplement des étoiles qui se trouvaient à proximité (...je pense que j’ai déjà entendu cette histoire avant... :-)

La planète X, 1841-1992


En 1841, John Couch Adams a commencé à étudier les grandes perturbations du mouvement d’Uranus. En 1845, Urbain Le Verrier a débuté leur étude également. Adams a présenté deux solutions différentes au problème, supposant que les perturbations étaient causées par la gravitation d’une planète inconnue. Adams a essayer de présenter ses solutions à l’observatoire de Greenwich, mais puisqu’il était jeune et inconnu il n’a pas été pris au sérieux. Urbain Le Verrier a présenté sa solution en 1846, mais la France manquait des ressources nécessaires pour situer la planète. Le Verrier s’est alors tourné vers l’observatoire de Berlin, où Galle et son assistant d’Arrest ont trouvé Neptune le 23 septembre 1846 au soir. Aujourd’hui, Adams et Le Verrier se partagent le crédit d’avoir prédit l’existence et la position de Neptune.

(Inspiré par ce succès, Le Verrier s’est attaqué au problème des perturbations orbitales de Mercure, et a suggéré l’existence d’une planète interne à Mercure, Vulcain, qui plus tard s’est avérée non existante).

Le 30 septembre 1846, une semaine après la découverte de Neptune, Le Verrier a déclaré qu’il y avait peut-être une planète externe encore inconnue. Le 10 octobre, on a découvert Triton, la plus grande lune de Neptune, qui a fourni un moyen aisé de déterminer avec précision la masse de Neptune laquelle s’est avérée être 2% plus grande que prévue à partir des perturbations d’Uranus. Cela semblait comme si les perturbations du mouvement d’Uranus était en fait occasionné par deux planètes -- de plus l’orbite réelle de Neptune s’est avérée être significativement différente des orbites prédites par Adams et Le Verrier.

En 1850 Ferguson observait le mouvement de la planète mineure Hygeia. Hind, un lecteur du rapport de Ferguson a vérifié les étoiles de références utilisées par Ferguson. Hind n'a pas réussi à retrouver l’une des étoiles de références. Maury à l’Observatoire Naval a été tout aussi incapable de trouver cette étoile. Pendant quelques années on a cru que cela avait été une observation d’une autre planète, mais en 1879 une autre explication a été proposée: Ferguson a fait une erreur en enregistrant son observation -- lorsque cette erreur a été corrigée, une autre étoile a parfaitement convenu à son «étoile de référence manquante».

La première tentative sérieuse pour trouver une planète trans-neptunienne a été faite en 1877 par David Todd. Il a utilisé une «méthode graphique», et en dépit du manque d’évidence des perturbations d’Uranus, il a déduit des éléments pour une planète trans-neptunienne: distance moyenne 52 UA, période 375 ans, magnitude inférieure à 13. Sa longitude pour 1877,84 a été donné à 170 degrés, avec une incertitude de 10 degrés. L’inclinaison était de 1,4 degrés et la longitude du noeud ascendant 103 degrés.

En 1879, Camille Flammarion a fait une allusion supplémentaire à l’existence d’une planète au-delà de Neptune: les aphélies des comètes périodiques tendent à se grouper autour des orbites des planètes majeurs. Jupiter a la plus grande part de telles comètes, Saturne, Uranus et Neptune en ont aussi quelque unes chacune. Flammarion a trouvé deux comètes, 1862 III avec une période de 120 ans et un aphélie à 47,6 UA, et 1889 II, avec une période quelque peu plus longue et un aphélie à 49,8 UA. Flammarion a suggéré que la planète hypothétique voyageait à 45 UA.

Une année plus tard, en 1880, le professeur Forbes a publié un mémoire concernant l’aphélie des comètes et leur association avec des orbites planétaires. Aux alentours de 1900, cinq comètes étaient connues avec des aphélies à l’extérieur de l’orbite de Neptune, et Forbes a suggéré alors une trans-neptunienne qui voyageait à une distance d’environ 100 UA, et une autre à 300 UA, avec des périodes de 1000 et 5000 ans.

Durant les cinq années suivantes, plusieurs mathématiciens/astronomes ont publiés leurs idées personnelles à propos de ce qu’on pourrait trouver dans la partie la plus extérieure du système solaire. Gaillot à l’Observatoire de Paris a proposé deux planètes trans-neptuniennes à 45 et 60  UA, a prédit trois planètes trans-neptuniennes: «Oceanus» à 41,25 UA et une période de 272 ans, «trans-Oceanus» à 56 UA et une période de 420 ans, et une autre finalement à 72 UA et une période de 610 ans. Le Docteur  Grigull de Munster en Allemagne a proposé en 1902 une planète de la taille d’Uranus à 50 UA et une période de 360 ans qu’il a nommé «Hadès». Grigull a basé principalement son travail sur les orbites des comètes ayant des aphélies au-delà de l’orbite de Neptune, en vérifiant par recoupement que l’attirance gravitationnelle d’un tel corps produirait les perturbations observées dans le mouvement d’Uranus. En 1921 Grigull a ramené la période orbitale de «Hadès» à 310-330 ans, pour mieux coller aux perturbations observées.

En 1900 Hans-Hemil Lau de Copenhague a publié les éléments de deux planètes trans-neptuniennes à 46,6 et 70,7 UA de distance, avec des masses de 9 et 47,2 fois la Terre, et une magnitude pour la planète la plus proche autour de 10-11. Les longitudes 1900 de ces corps hypothétiques étaient de 274 et 343 degrés avec pour les deux une très grande incertitude de 180 degrés.

En 1901, Gabriel Dallet a calculé une planète hypothétique à 47 UA avec une magnitude de 9,5-10,5 et une longitude 1900 de 358 degrés. La même année Théodore Grigull a déduit  une longitude d’une planète trans-neptunienne à moins de 6 degrés d’écart de la planète de Dallet, et plus tard a ramené la différence à 2,5 degrés. Cette planète était supposée être à 50,6 UA de distance.

En 1904, Thomas Jefferson Jackson See a suggéré trois planètes trans-neptunienne, à 42,25 , 56 et 72 UA. La planète la plus interne avait une période de 272,2 années et une longitude en 1904 de 200 degrés. Un général Russe nommé Alexander Garnowsky a suggéré quatre planètes hypothétiques mais n’a pas réussi à fournir le moindre détail à leurs sujets.

Les deux prédictions les plus soigneusement mises au point pour les trans-neptuniennes ont été toutes les deux d’origine américaine: «Recherche d’une planète au-delà de Neptune» de Pickering (Annals Astron. Obs. Harvard Coll, vol LXI part II 1909), et «Mémoire au sujet d’une planète trans-neptunienne» de Percival Lowell (Lynn, Mass 1915). Elles concernaient le même sujet mais utilisaient des approches différentes et sont arrivées à des résultats différents.

Pickering a utilisé une analyse graphique et a suggéré une «Planète O» à 51,9 UA avec une période de 375,5 années, une masse deux fois celle de la Terre et une magnitude de 11,5-14. Pickering a suggéré huit autres planètes trans-neptuniennes durant les 24 années qui ont suivi. Les résultats de Pickering ont amené Gaillot à réviser les distances de ses deux trans-neptuniennes à 44 et 66 UA, et il leur a donné des masses de 5 et 24 masses terrestres.

Au total, de 1908 à 1932, Pickering a proposé sept planètes hypothétiques -- O, P, Q, R, S, T et U. Ses éléments finals pour O et P ont définis des corps complètement différents de ceux d’origines, ainsi le total peut être estimé à neuf, certainement le record en matière de pronostics planétaires. La plupart des prédictions de Pickering ont seulement un intérêt passager en tant que curiosités. En 1911 Pickering a suggéré que la planète Q avait une masse de vingt mille Terres, la rendant 63 fois plus massive que Jupiter ou approximativement 1/6 de la masse du Soleil, proche d’une étoile de masse minimale. Pickering disait que la planète Q avait une orbite fortement elliptique.

Dans les années ultérieures seule la planète P a occupé sérieusement son attention. En 1928 il a réduit la distance de P de 123 à 67,7 UA, et sa période de 1400 à 556,6 années. Il a donné à P une masse de 20 masses terrestres et une magnitude de 11. En 1931, après la découverte de Pluton, il a publié une autre orbite elliptique pour P: distance 75,5 UA, période 656 ans, masse 50 fois la Terre, excentricité 0,265 , inclinaison 37 degrés, proche des valeurs données pour l’orbite de 1911. Sa planète S, proposée en 1928 et les éléments donnés en 1931, fut mise à 48,3 UA de distance (proche de la Planète X de Lowell à 47,5 UA), période de 336 ans, masse 5 Terres, magnitude 15. En 1929 Pickering a proposé une planète U, distance 5,79 UA, période 13,93 années, c’est-à-dire tout juste à l’extérieur de l’orbite de Jupiter. Sa masse était de 0,045 masses terrestres, excentricité 0,26. La dernière des planètes de Pickering est la planète T, suggérée en 1931: distance 32,8 UA, période 188 ans.

Les différents éléments de Pickering pour la planète O étaient:

      Dist moy.  Période     Masse     Magnitude  Noeud Incl Longitude
1908    51.9     373.5 a   2 (x Terre) 11.5-13.4             105.13
1919    55.1     409                      15       100   15
1928    35.23    209.2     0.5            12

Percival Lowell, plus connu comme adepte des canaux sur Mars, a construit un observatoire privé à Flagstaff en Arizona. Lowell a appelé sa planète hypothétique, Planète X, et a effectué plusieurs recherches à son sujet sans succès. La première recherche de Lowell sur la Planète X s’est terminée en 1909, mais en 1913 il a débuté une seconde recherche avec une nouvelle prédiction de la Planète X: époque 1850-01-01, longitude moyenne 11,67 degrés, longitude périhélie 186, excentricité 0,228 , distance moyenne 47,5 UA, longitude du noeud 110,99 degrés, inclinaison 7,30 degrés, masse 1/21000 de la masse solaire. Lowell et d’autres ont cherché en vain cette planète en 1913-1915. En 1915, Lowell a publié ses résultats théoriques de la Planète X. Il est ironique que cette même année, 1915, deux faibles images de Pluton ont été enregistrées à l’observatoire Lowell, bien qu’elles n’ont jamais été reconnues comme telles jusque après la découverte de Pluton (1930). L’échec de Lowell de trouver la Planète X fut son plus grand désappointement dans sa vie. Il n’a pas consacrer beaucoup de temps à chercher la Planète X durant les deux dernières années de sa vie. Lowell est mort en 1916. Sur le millier de cliché pratiquement effectué dans sa seconde recherche, il y avait 515 astéroïdes, 700 étoiles variables et 2 images de Pluton!

La troisième recherche de la Planète X a commencé en avril 1927. Aucun progrès n’a été fait en 1927-1928. En décembre 1929 un jeune garçon de ferme et astronome amateur, Clyde Tombaugh de Kansas, a été engagé pour faire la recherche. Tombaugh a démarré son travail en avril 1929. Les 23 et 29 janvier, il a remis au jour la paire de cliché sur les quelles il a trouvé Pluton lorsqu’il les a examinés le 18 février. A ce moment Tombaugh avait examiné des centaines de plaques  et des millions d’étoiles. La recherche de la Planète X prenait fin.

Mais l’était-elle? La nouvelle planète, plus tard nommée Pluton, s’est avérée petite ce qui a laissé les astronomes désappointés. Elle faisait peut-être seulement une masse terrestre ou même probablement 1/10 de la masse de la Terre ou plus petite (en 1979, lorsque Charon le satellite de Pluton a été découvert, la masse du couple Pluton-Charon s’est avérée être seulement 1/1000 de la masse de la Terre). Si elle était la cause des perturbations dans l’orbite d’Uranus, la planète X devait être beaucoup plus grande que ça!  Tombaugh a continué sa recherche 13 années de plus, et a examiné le ciel depuis le pôle nord céleste jusqu'à 50 degrés de déclinaison sud, en descendant à la magnitude 16-17, quelque fois même 18. Tombaugh a examiné quelques 90 millions d’images de quelques 30 millions d’étoiles sur plus de 30 milles degrés carré du ciel. Il a trouvé un nouvel amas globulaire, 5 nouveaux amas ouverts d’étoiles, un nouveau super amas de 1800 galaxies et plusieurs nouveaux petits amas de galaxies, une nouvelle comète, environ 775 nouveaux astéroïdes -- mais aucune nouvelle planète exceptée Pluton. Tombaugh a conclu qu’aucune planète inconnue plus brillante que la magnitude 16,5 n’existait -- seule une planète dans une orbite presque polaire et située près du pôle sud céleste aurait pu échapper à sa détection. Il aurait pu déceler une planète de la taille de Neptune à sept fois la distance de Pluton, ou une planète de la taille de Pluton à 60 UA.

La dénomination de Pluton est toute une histoire en elle-même. Les premières suggestions du nom de la planète étaient: Atlas, Zymal, Artemis, Persée, Vulcain, Tantale, Idana, Cronos. Le New York Times a suggéré Minerve, des journalistes ont suggéré Osiris, Bacchus, Apollon, Erèbe. La veuve de Lowell a suggéré Zeus, mais plus tard a changé d’avis pour Constance. Beaucoup de personnes ont suggéré que la planète soit nommé Lowell. Le personnel de l’Observatoire Flagstaff, où Pluton a été découvert, a suggéré Cronos, Minerve et Pluton. Quelques mois plus tard la planète était officiellement nommée Pluton. Le nom Pluton a été suggéré à l’origine par Venetia Burney, une écolière de 11 ans à Oxford en Angleterre.

La toute première orbite calculée de Pluton donnait une excentricité de 0,909 et une période de 3000 ans! Cela a jeté un doute si c’était une planète ou non. Cependant, quelques mois plus tard, des éléments orbitaux de Pluton considérablement améliorés ont été obtenus. Voici une comparaison, ci-dessous, des éléments orbitaux de la Planète X de Lowell, la Planète O de Pickering, et Pluton:
 

                          X de Lowell    O de Pickering  Pluton

a (dist moyenne)             43.0           55.1          39.5
e (excentricité)              0.202          0.31          0.248
i (inclinaison)              10             15            17.1
N (long. N. A.)         (non déterm.)      100           109.4
W (long. périhélie)        204.9           280.1         223.4
T (date périhélie)       Févr 1991       Jan 2129      Sept 1989
u (mouv. annuel moyen)       1.2411          0.880         1.451
P (période, années)        282             409.1         248
E (long 1930.0)            102.7           102.6         108.5
m (masse, Terre=1)           6.6             2.0           0.002
M (magnitude)              12-13            15            15
 

La masse de Pluton a été très difficile à déterminer. Plusieurs valeurs ont été données à différents moments -- le problème n’était pas réglé jusqu’à ce que James W. Christy ait découvert Charon la lune de Pluton en juin 1978 -- on s’est aperçu alors que Pluton avait seulement 20% de la masse de notre lune!  Ce qui a rendu Pluton désespérément inadéquat pour produire des perturbations gravitationnelles mesurables sur Uranus et Neptune. La planète trouvée n’était pas la planète prévue. Ce qui a semblé être un autre triomphe de la mécanique céleste s’est avéré être un accident -- ou plutôt un résultat de l’intelligence et de la minutie de la recherche de Clyde Tombaugh.

La masse de Pluton:

  Crommelin 1930:     0.11 (masses terrestres)
  Nicholson 1931:     0.94
  Wylie, 1942:        0.91
  Brouwer, 1949:      0.8-0.9
  Kuiper, 1950:       0.10
  1965:              <0.14 (occultation d’une étoile faible par Pluton)
  Seidelmann, 1968:   0.14
  Seidelmann, 1971:   0.11
  Cruikshank, 1976:   0.002
  Christy, 1978:      0.002(découverte de Charon)

Une autre suspecte trans-neptunienne a été rapportée le 22 avril 1930 par R. M. Stewart à Ottawa au Canada -- elle a été rapportée à partir de clichés pris en 1924. Crommelin a calculé une orbite (distance 39,82 UA, noeud ascendant 280,49 degrés, inclinaison 49,7 degrés!). Tombaugh a chercher «l’Objet d’Ottawa» sans le trouver. Plusieurs autres recherches ont été faites mais rien n’a jamais été trouvée.

Pendant ce temps Pickering continuait de prédire des nouvelles planètes (voir au-dessus).  D’autres ont prédit aussi des nouvelles planètes basées sur la théorie (Lowell lui-même avait déjà suggéré une seconde trans-neptunienne à environ 75 UA). En 1946, Francis M. E. Sevin a suggéré une planète trans-neptunienne à 78 UA. En premier il a déduit cela d’une curieuse méthode empirique où il a groupé les planètes et les astéroïdes erratiques Hidalgo, en deux groupes de corps intérieurs et extérieurs:

  Groupe I:     Mercure   Vénus   Terre    Mars   Astéroïdes  Jupiter

  Groupe II:      ?       Pluton  Neptune  Uranus  Saturne    Hidalgo

Il a alors ajouté les logarithmes des périodes de chaque paire de planètes, trouvant une somme à peu près constante d’environ 7,34. En supposant que cette somme soit valide pour Mercure et la trans-neptunienne aussi, il est arrivé à une période d’environ 677 ans pour «Trans-pluton». Plus tard Sevin a calculé un ensemble d’éléments pour «Trans-pluton»: distance 77,8 UA, période 685,8 années, excentricité 0,3 , masse 11,6 fois la Terre. Sa prédiction a stimulé un peu d'intérêt parmi les astronomes.

En 1950, K. Schutte de Munich a utilisé les données de huit comètes périodiques pour suggérer une planète trans-plutonienne à 77 UA. Quatre ans plus tard, H. H. Kitzinger de Karlsruhe, en utilisant les mêmes huit comètes, a élargi et affiné le travail, estimant la planète supposée à 65 UA, avec une période de 523,5 ans, une inclinaison de 56 degrés, et une magnitude estimée de 11. En 1957, Kitzinger a retravaillé le problème et est arrivé à de nouveaux éléments: distance 75,1 UA, période 650 ans, inclinaison 40 degrés, magnitude autour de 10. Après des recherches photographiques infructueuses, il a retravaillé le problème encore une fois en 1959, arrivant à une distance moyenne de 77 UA, période 675,7 années, inclinaison 38 degrés, excentricité 0,07, une planète pas différente de «Trans-pluton» de Sevin et, en quelque sorte, similaire à la Planète P finale de Pickering. Aucune de ces planètes n’a jamais été trouvée cependant.

La comète de Halley a aussi été utilisée comme une «sonde» pour les planètes trans-plutoniennes. En 1942 R. S. Richardson a trouvé qu’une planète de la taille de la Terre à 36,2 UA, soit 1 UA au-delà de l’aphélie de Halley, retarderait le passage au périhélie de telle façon qu’il convienne mieux avec les observations. Une planète à 35,3 UA de 0,1 masse terrestre aurait un effet similaire. En 1972, Brady a prédit une planète à 59,9 UA, période 464 ans, excentricité 0,07, inclinaison 120 degrés (c’est-à-dire dans une orbite rétrograde), magnitude 13-14, taille environ six fois Saturne. Une telle planète trans-plutonienne expliquerait significativement les perturbations de la comète de Halley jusqu’au passage du périhélie en 1456. Cette gigantesque planète trans-plutonienne a été recherchée également, mais jamais trouvée.

Tom van Flandern a examiné les positions  d’Uranus et de Neptune dans les années 70. L’orbite calculée de Neptune correspond aux observations seulement pendant quelques années, et puis a commencé à dériver. L’orbite d’Uranus correspond aux observations durant une révolution mais pas durant la révolution suivante. En 1976 Tom van Flandern est devenu convaincu qu’il y avait une dixième planète. Après la découverte de Charon en 1978 qui a montré que la masse de Pluton était beaucoup plus petite qu’attendue, van Flandern a convaincu son collègue de l’USNO, Robert S. Harrington de l’existence de cette dixième planète. Ils ont débuté leur collaboration en examinant le système des satellites neptuniens. Bientôt leurs vues ont divergé. Van Flandern pensait que la dixième planète s’était formée au-delà de l’orbite de Neptune, tandis que Harrington croyait qu’elle s’était formée entre les orbites d’Uranus et de Neptune. Van Flandern pensait qu’il était nécessaire d’avoir plus d’informations, telles qu’une masse plus précise de Neptune fournie par Voyager 2. Harrington a commencé à chercher la planète par la force -- il a commencé en 1979 et en 1987 il n’avait encore trouvé aucune planète. Van Flandern et Harrington ont suggéré que la dixième planète pouvait être proche de l’aphélie dans une orbite fortement elliptique. Si la planète est sombre, elle pourrait être de magnitude aussi faible que 16-17, a suggéré van Flandern.

En 1987, Whitmire et Matese ont suggéré une dixième planète à 80 UA avec une période de 700 ans et une inclinaison de peut-être 45 degrés, comme une alternative à leur hypothèse «Némésis». Cependant, selon Eugene Shoemaker, cette planète n’aurait pas pu provoquer ces pluies de météores que Whitmire et Matese ont suggérées (voir au-dessous).

En 1987, John Anderson au JPL a examiné les mouvements des vaisseaux Pioneer 10 et Pioneer 11, pour voir si une quelconque déflexion due à des forces de gravité inconnues pouvait être trouvée. Rien n’a été trouvé -- de cela Anderson a conclu qu’une dixième planète existe très vraisemblablement! Le JPL avait exclu de ses éphémérides les observations d’Uranus antérieures à 1910, tandis qu’Anderson avait une confiance totale dans les premières observations. Anderson a conclu que la dixième planète avait une orbite fortement elliptique, l’emmenant trop loin pour être détectable maintenant mais la ramenant périodiquement assez proche pour laisser sa signature perturbante sur les sillages des planètes externes. Il a suggéré une masse de cinq masses terrestres, une période orbitale d’environ 700 à 1000 années, et une orbite très inclinée. Ses perturbations sur les planètes extérieures ne seront plus détectées jusqu’à 2600. Anderson espérait que les deux Voyagers aiderait à «épingler» la position de cette planète.

Conley Powell du JPL a analysé aussi les mouvements planétaires. Il a aussi trouvé que les observations d’Uranus collent soudainement beaucoup mieux avec les calculs après 1910 qu’auparavant. Powell a suggéré une planète avec une masse de 2,9 fois la Terre à 60,8 UA du Soleil, une période de 494 années, inclinaison 8,3 degrés et seulement une petite excentricité. Powell a été intrigué que la période était approximativement deux fois celle de Pluton et trois fois celle de Neptune, suggérant que la planète qu’il pensait avoir vu dans les données avait une orbite qui se stabilisait par résonance mutuelle avec ses voisines les plus proches malgré leur grand éloignement. La solution demandait que la planète soit dans les Gémeaux, et aussi d’être plus brillante que Pluton lorsqu’il a été découvert. Une recherche a été effectuée en 1987 à l’Observatoire Lowell à propos de la planète de Powell -- rien n’a été trouvé. Powell a réexaminé sa solution et révisé les éléments: 0,87 masses terrestres, distance 39,8 UA, période 251 ans, excentricité 0,26, c’est-à-dire une orbite très similaire à celle de Pluton! Actuellement, la nouvelle planète de Powell devrait être dans le Lion, à une magnitude 12, cependant Powell pense qu’il est prématuré de la chercher, il a besoin d’examiner ses informations plus précisément.

Même si aucune planète trans-plutonienne n’a jamais été trouvée, l'intérêt a été dirigé vers les parties externes du système solaire. Le groupe d’astéroïdes erratiques Hidalgo, se déplaçant dans une orbite entre Jupiter et Saturne, a déjà été mentionné. Ente 1977 et 1984 Charles Kowal a effectué une nouvelle recherche systématique des corps inconnus dans le système solaire, utilisant pour cela le télescope Schmidt 48 pouces de l’Observatoire Palomar. En octobre 1987 il a trouvé l’astéroïde  1977 UB, plus tard nommé Chiron, se déplaçant à une distance moyenne de 13,7 UA, période 50,7 années, excentricité 0,3786 , inclinaison 6,923 degrés, diamètre environ 50 km. Pendant sa recherche, Kowal a aussi trouvé 5 comètes et 15 astéroïdes, dont Chiron, l’astéroïde connu le plus distant lorsqu’il a été découvert. Kowal a aussi retrouvé 4 comètes perdues et un astéroïde perdu. Kowal n’a pas trouvé une dixième planète, et il a conclu qu’il n’y avait aucune planète inconnue plus brillante que la vingtième magnitude dans les 3 degrés de l’écliptique.

Chiron à d’abord été annoncé comme une «dixième planète», mais a été immédiatement désigné comme un astéroïde. Mais Kowal a suspecté qu’il était peut-être de nature cométaire, et plus tard il a même développé une courte queue cométaire! En 1995 Chiron a été également classifié comme comète -- c’est certainement la plus grande comète que nous connaissions.

En 1992 un astéroïde même plus distant a été trouvé: Pholus. Plus tard en 1992 un astéroïde a été trouvé à l’extérieur de l’orbite de Pluton, suivi par cinq astéroïdes trans-plutoniens supplémentaires en 1993 et au moins une douzaine en 1994!

Pendant ce temps, les vaisseaux Pioneer 10 et 11 et les Voyagers 1 et 2 ont voyagé à l’extérieur du système solaire, et ont pu aussi être utilisés comme «sondes» pour les forces gravitationnelle inconnues des planètes inconnues -- rien n’a été trouvé. Les Voyagers ont aussi apporté plus de précision sur les masses des planètes extérieures -- lorsque ces masses mises à jour ont été insérées dans les intégrations numériques du système solaire, les anomalies dans les positions des planètes extérieures ont finalement disparu. Il semble que la recherche de la «Planète X» soit arrivée à sa fin. Il n’y a pas de «Planète X» (Pluton ne compte pas réellement), mais, à la place, une ceinture d’astéroïde extérieure à Neptune/Pluton a été trouvée! Les astéroïdes extérieures à l’orbite de Jupiter qui étaient connus en août 1993 sont les suivants:
 

Astéroïde   a      e     Incl     Noeud   Arg péri Anom.moy Période Nom
            UA           deg       deg      deg      deg    années

 944     5.79853 .658236 42.5914  21.6567  56.8478  60.1911  14.0 Hidalgo
2060    13.74883 .384822  6.9275 209.3969 339.2884 342.1686  51.0 Chiron
5145    20.44311 .575008 24.6871 119.3877 354.9451   7.1792  92.4 Pholus
5335    11.89073 .866990 61.8583 314.1316 191.3015  23.3556  41.0 1991DA

1992QB1 43.82934 .087611  2.2128 359.4129  44.0135 324.1086  290  "Smiley"
1993FW  43.9311  .04066   7.745  187.914  359.501    0.4259  291  "Karla"

                  Epoque:  01,0-08-1993  TT

En novembre 1994 ces astéroïdes trans-neptuniens étaient connus:

Objet      a     e     incl   R Mag   Diam   Découverte  Découvreurs
           UA           deg            km      Date

1992 QB1  43.9  0.070   2.2    22.8    283    1992 Aou  Jewitt & Luu
1993 FW   43.9  0.047   7.7    22.8    286    1993 Mar  Jewitt & Luu
1993 RO   39.3  0.198   3.7    23.2    139    1993 Sep  Jewitt & Luu
1993 RP   39.3  0.114   2.6    24.5     96    1993 Sep  Jewitt & Luu
1993 SB   39.4  0.321   1.9    22.7    188    1993 Sep  Williams et al.
1993 SC   39.5  0.185   5.2    21.7    319    1993 Sep  Williams et al.
1994 ES2  45.3  0.012   1.0    24.3    159    1994 Mar  Jewitt & Luu
1994 EV3  43.1  0.043   1.6    23.3    267    1994 Mar  Jewitt & Luu
1994 GV9  42.2  0.000   0.1    23.1    264    1994 Avr  Jewitt & Luu
1994 JQ1  43.3  0.000   3.8    22.4    382    1994 Mai  Irwin et al.
1994 JR1  39.4  0.118   3.8    22.9    238    1994 Mai  Irwin et al.
1994 JS   39.4  0.081   14.6   22.4    263    1994 Mai  Luu & Jewitt
1994 JV   39.5  0.125   16.5   22.4    254    1994 Mai  Jewitt & Luu
1994 TB   31.7  0.000   10.2   21.5    258    1994 Oct  Jewitt & Chen
1994 TG   42.3  0.000   6.8    23.0    232    1994 Oct  Chen et al.
1994 TG2  41.5  0.000   3.9    24.0    141    1994 Oct  Hainaut
1994 TH   40.9  0.000   16.1   23.0    217    1994 Oct  Jewitt et al.
1994 VK8  43.5  0.000   1.4    22.5    273    1994 Nov  Fitzwilliams et al.

Le Diamètre est en km (il est basé sur les magnitudes avec un albédo supposé, et est donné à titre indicatif)

 Les corps trans-neptuniens semblent former deux groupes. Un groupe, composé de Pluton, 1993 SC, 1993 SB et 1993 RO, ont des orbites excentriques et une résonance de 3:2 avec Neptune. Le second groupe, incluant 1992 QB1 et 1993 FW, est légèrement plus externe et avec une excentricité plutôt faible.

Némésis, l'étoile compagne du Soleil, 1983-présent.


Supposez que notre Soleil n’était pas seul mais avait une étoile compagne. Supposez que cette étoile compagne se déplaçait dans une orbite elliptique, sa distance solaire variant entre 90000 UA (1,4 année lumière) et 20000 UA, avec une période de 30 millions d’années. Supposez aussi que cette étoile est sombre ou au moins très faible, et à cause de cela nous n’avons pas pu la déceler encore.

Cela signifierait, qu’une fois tout les 30 millions d’années, qu’une hypothétique étoile compagne du Soleil traverserait le nuage d’Oort (un nuage hypothétique de proto-comètes à une grande distance du Soleil). Durant un tel passage, les proto-comètes dans le nuage d’Oort pourraient être déviées. Quelques dizaines de milliers d’années plus tard, ici sur Terre nous noterions un dramatique accroissement du nombre de comètes traversant le système solaire intérieure. Si le nombre de comètes augmente dramatiquement, il accroît aussi le risque de collision de la Terre avec le noyaux d’une de ces comètes.

Si nous examinons l’histoire géologique de la Terre, il apparaît qu’environ une fois tous les 30 millions d’années une extinction massive de la vie sur Terre a lieu. La plus connue de ces extinctions massives  est bien sûr l’extinction des dinosaures il y a quelques 75 millions d’années de cela. Dans environ 15 millions d’années ce sera le moment de la prochaine extinction massive, selon cette hypothèse.

Cette hypothétique «compagne de la mort»  du Soleil a été suggérée en 1985 par Daniel P. Whitmire et John J. Matese de l’Université du Sud Louisianne. Elle a même reçu un nom: Némésis. Un aspect gênant de l’hypothèse Némésis est qu’il n’y a aucune preuve quelconque d’une étoile compagne du Soleil. Il est nécessaire qu’elle ne soit pas très brillante ni très massive, une étoile beaucoup plus petite et plus terne que le Soleil suffirait, même une naine brune ou noire (un corps comme une planète insuffisamment massif pour démarrer «la combustion de l’hydrogène» comme une étoile). Il est possible que cette étoile existe déjà dans l’un des catalogues des étoiles faibles sans que personne n'ait noté quelque chose de particulier, à savoir l’énorme mouvement apparent de cette étoile par rapport à l’arrière plan des étoiles plus lointaines (c’est-à-dire son parallaxe). Si elle était trouvée, certains douteront qu’elle est la cause principale des extinctions massives principales sur Terre.

Mais cela est aussi une notion de puissance mythique. Si un anthropologue d’une génération précédente avait entendu une telle histoire de ses informateurs, le gros livre académique résultant utiliserait sans doute des mots comme «primitive» ou «pré-scientifique». Considérez cette histoire:
 

Il y a un autre Soleil dans le ciel, un Soleil Démon que nous ne pouvons voir. Il y a longtemps, même avant le temps de nos arrières grand-mères, le Soleil Démon a attaqué notre Soleil. Des comètes sont tombées, et un terrible hiver a couvert la Terre. Presque toute vie a été détruite. Le Soleil Démon a attaqué  de nombreuses fois auparavant. Il attaquera encore.


Voilà pourquoi certains scientifiques ont pensé que cette théorie de Némésis était une blague quand ils l’ont entendue la première fois -- un Soleil invisible attaquant la Terre avec des comètes ressemble à une psychose ou à un mythe. Elle mérite une bonne dose supplémentaire de scepticisme pour cette raison: nous sommes toujours en danger de nous décevoir nous-même. Mais même si la théorie est spéculative, elle est néanmoins sérieuse et respectable, parce que son idée principale est vérifiable: vous trouvez l’étoile et examinez ses propriétés.

Cependant, puisque IRAS a examiné le ciel entier dans l'infrarouge éloigné sans trouver de «Némésis», l’existence de «Némésis» n’est pas très vraisemblable.

Références


Willy Ley: "Watcher's of the skies", The Viking Press NY,1963,1966,1969

William Graves Hoyt: "Planet X and Pluto", The University of Arizona Press 1980, ISBN 0-8165-0684-1, 0-8165-0664-7 pbk.

Carl Sagan, Ann Druyan: "Comet", Michael Joseph Ltd, 1985, ISBN 0-7181-2631-9

Mark Littman: "Planets Beyond - discovering the outer solar system", John Wiley 1988, ISBN 0-471-61128-X

Tom van Flandern: "Dark Matter, Missing Planets & New Comets. Paradoxes resolved, origins illuminated", North Atlantic Books 1993, ISBN 1-55643-155-4

Joseph Ashbrook: "The many moons of Dr Waltemath", Sky and Telescope, Vol 28, Oct 1964, p 218, also on page 97-99 of "The Astronomical Scrapbook" by Joseph Ashbrook, SKy Publ. Corp. 1984, ISBN 0-933346-24-7

Delphine Jay: "The Lilith Ephemeris", American Federation of Astrologers 1983, ISBN 0-86690-255-4

William R. Corliss: "Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies", Sourcebook Project 1979, ISBN 0-915554-05-4, p 45-71 "The intramercurial planet", p 82-84 "Mercury's moon that wasn't", p 136-143 "Neith, the lost satellite of Venus", p 146-157 "Other moons of the Earth", p 423-427 "The Moons of Mars", p 464 "A ring around Jupiter?", p 500-526 "Enigmatic objects"

Richard Baum & William Sheehan: "In Search of Planet Vulcan" Plenum Press, New York, 1997 ISBN 0-306-45567-6 , QB605.2.B38

Dernière mise à jour de ce texte: 3 septembre 1997


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