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NEPTUNE
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NEPTUNE , dans l'See also:astronomie, la planète connue extérieure de notre système See also:solaire; son See also:symbole est. Sa distance du See also:soleil est peu plus de 30 unités astronomiques, c.-à-d. 30 fois la distance See also:moyenne de la See also:terre du soleil, ou environ 2.796.000.000 M. It dévie considérablement de ont présagé la See also:loi, qui donnerait une distance presque de 39. Son See also:orbite est plus presque circulaire que See also:celle de n'importe quelle autre planète principale, See also:Venus excepté. Son See also: Sa période de révolution est 5d. 21 son See also:mouvement de h. est rétrograde, dans un See also:avion faisant un See also:angle environ de 35° avec l'orbite de la planète. C'était le See also:premier See also:cas du mouvement rétrograde trouvé dans n'importe lequel See also:des planètes II ou des satellites du système solaire. Le dispositif le plus remarquable lié au satellite est un changement séculaire qui continue en position de son avion orbital. Étaient la planète sphérique See also:sous la See also:forme, aucun un tel changement pourrait se produire, à moins qu'extrêmement See also:lent ait produit par l'See also:action du soleil. Le changement est donc attribué à une ellipticité considérable de la planète, qui est ainsi impliquée pour être dans la rotation See also:rapide. Il sera finalement possible de déterminer à partir de ce mouvement la position de l'See also:axe de la rotation de Neptune avec une précision beaucoup plus grande qu'il pourrait probablement directement observer. Les éléments suivants du satellite ont été déterminés par H. See also:Struve à partir de toutes les observations jusqu'à 1892 disponible: Éléments variables du satellite de Neptune. Inclination à l'équateur de la terre. 165° de 119 •35°o (t189o) R.a. de See also:noeud sur l'équateur de la terre. distance du 148 de 185 •15°+ o (t189o) de noeud à l'époque. mouvement quotidien See also:moyen de 234 42. . . . la distance moyenne de 61 •2578° à la See also:notation = l'époque du 271 1,47814 i6, 189o, See also:janv. o, See also:midi moyen de See also:Greenwich l'excentricité, le cas échéant, est trop petite pour être certainement déterminée. De la distance moyenne ci-dessus est dérivé comme masse de Ni 65 de Neptune. Le mouvement d'See also:Uranus donne une masse au }i• =. découverte de détection de Neptune.The de Neptune par son action sur Uranus avant que son existence ait été faite connaître par observation soit un exemple saisissant de la précision atteint par la théorie des mouvements célestes. Tant d'agences ont été concernées dans la découverte See also:finale See also:cette les formes entières un des chapitres les plus intéressants dans l'See also:histoire de l'astronomie. On avait observé la planète Uranus, avant sa découverte réelle par See also: W. See also:Bessel, 'qui jugé pour réconcilier la difficulté par une See also:augmentation de la masse de Saturne, mais constaté qu'il pourrait faire ainsi seulement en assignant une masse pas autrement admissible. Bien que l'idée que les déviations étaient probablement dues à l'action d'une planète ultra-Uranian ont été amusées par Bouvard, Bessel et sans aucun doute d'autres, il semblerait que le premier rapport clair d'une conviction que tel était le cas, et qu'il était recommandé de tirer une certaine conclusion quant à la position du See also:corps inquiétant, a été exprimé par l'inverseur T. J. Hussey, un astronome d'See also:amateur See also:anglais. Dans une See also:lettre à monsieur See also:George B. Airy en 1834 il s'est enquis des See also:vues bien aérées du sujet, et a offert à la See also:recherche de la planète avec son propre équatorial si l'évaluation exigée de sa position pourrait être fournie. Bien aéré exprimé comme pas entièrement satisfait que la déviation ne pourrait pas résulter des erreurs dans les perturbations. Il n'était pas donc See also:certain d'aucune action étrangère; mais même s'il y avait, il a douté de la possibilité de déterminer l'See also:endroit d'une planète qui pourrait le produire. En Bouvard 1837, en même temps que son See also:neveu See also:Eugene, travaillait encore sur le problème; mais il ne semble pas qu'ils ont disparu plus loin que rassembler des observations et comparer les résultats aux tables de Bouvard. En F. 1835 B. See also: 
Deux ou trois soirées assidûment consacrées à la recherche ne pourraient pas donc n'ont pas fait connaître la planète. Le See also:papier d'Adams a été accompagné d'une comparaison de sa théorie avec les observations d'Uranus de 178o, montrant un excellent See also:accord. Bien aéré en la réponse cette lettre s'est enquis si la perturbation assumée expliquerait également l'erreur du rayon-vecteur d'Uranus, qu'il a semblé considérer l'essai See also:crucial de l'exactitude. Il ne semble pas que n'importe quelle réponse catégorique à cette question a été faite par Adams. En attendant, à la suggestion d'See also:Arago, la recherche a été prise par U. J. J. See also:Leverrier, qui avait édité un certain excellent travail dans l'astronomie théorique. La communication d'abord éditée de Leverrier sur le sujet a été faite à l'académie française sur le peu disposé de novembre 1845, quelques See also:jours après que les résultats d'Adams aient été aux mains de bien aéré et de Challis. Un deuxième mémoire a été présenté par Leverrier dans?846 (See also:juin I). Sa recherche était plus complète que celle d'Adams. Il a prouvé la première fois que les observations d'Uranus ne pourraient pas être expliquées par l'attraction des corps connus. Considérant en See also:succession de diverses explications, il n'en a trouvé aucun admissible sauf que d'une planète extérieure à Uranus. Vu les distances à être doubles See also:cela d'Uranus il a alors étudié les autres éléments de l'orbite. Il a également essayé, mais par une méthode défectueuse, de déterminer les limites dans lesquelles les éléments doivent être contenus. Ce qui suit sont les éléments trouvés par Adams et Leverrier: Leverrier. Adams. Hypothèse I. Hypothesis II. axe Semi-See also: 1. § 94 de Nach. xiii. 2 Ibid. xv le ° du § 217, voient Astron. Nach., F_rganzungsheft, p. 6. La longitude de la planète réelle était 327° 57'sur le 1er See also:octobre 1846. L'accord étroit de ces éléments a mené bien aéré à suggérer à Challis, sur le 9ème See also:juillet 1846, à une recherche de la planète avec le télescope de See also:Northumberland. Il a proposé un examen d'une partie du ó° de cieux longtemps dans la direction de l'écliptique et du ro° larges, et a estimé le nombre du travail des See also:heures probablement à utiliser dans ce See also: See also:Galle (1812-1910), puis auxiliaire en See also:chef à l'observatoire de See also:Berlin, proposant qu'il devrait rechercher la planète calculée, avec l'See also:espoir de le détecter par son disque, qui était probablement See also:seul que 3"de diamètre. Cette lettre, reçue probablement sur le 23ème septembre, a été communiquée à J. F. See also:Encke, directeur de l'observatoire, qui a approuvé la recherche. H. L. d'Arrest, un étudiant vivant à l'observatoire, a exprimé un souhait à l'aide. En soirée la recherche a été débutée, mais elle n'a pas été trouvée possible de ne détecter aucune planète par son disque. Des diagrammes d'étoile alors étaient préparés à l'observatoire sous les auspices de l'académie de Berlin des sciences. On l'a suggéré par d'Arrest que cette région pourrait être couverte par un des diagrammes. En référence au See also:diagramme, qui se situait dans un tiroir, on l'a constaté que tel était le cas. Comparant les étoiles sur le diagramme un aux cieux on l'a constaté qu'une huitième étoile de grandeur maintenant évidente n'était pas sur le diagramme. Cet See also:objet a été observé jusque 2'après le minuit, mais aucun certain mouvement n'a été détecté. La soirée suivante l'objet a été de nouveau recherché, et avéré pour s'être déplacé réellement. L'existence de la planète 'a été ainsi établie. On l'a après constaté que Challis dans ses champs avait observé la planète sur le 4ème août, mais, ayant comparé ses observations à ceux a fait plus See also:tard, ne l'avait pas détecté. La question si Leverrier devrait recevoir le crédit See also:unique de la découverte a été chaudement discutée. Arago a pris la terre extrême que seule la publication réelle devrait être considérée, rejetant les communications d'Adams à bien aéré et à Challis comme tout à fait indigne de considération. Il a également proposé que le nom de Leverrier devrait être donné à la planète, mais cette proposition a été reçue avec tellement peu de faveur en dehors de de la France qu'il l'a rapidement retirée, proposant que de Neptune à la See also:place. Les observations à la première opposition ont prouvé que la planète se déplaçait une orbite presque circulaire, et étaient à une distance moyenne du soleil beaucoup moins que cela a placé par Leverrier en tant que plus petit possible. Le dernier en fait avait commis l'erreur de déterminer les limites en considérant les See also:variations des éléments une par une, supposant dans le cas de chacun qui tandis qu'elle changeait d'autres est resté constant. Mais une variation simultanée de tous les éléments aurait prouvé que la représentation des observations d'Uranus serait améliorée par une diminution simultanée de l'excentricité et de la distance moyenne, l'orbite devenant plus presque circulaire et la planète étant apportée plus près au soleil. Mais ceci d'abord n'a pas été clairement vu, et See also:Benjamin See also:Peirce d'université de Harvard est allé autant que maintenir qu'il y avait une discontinuité entre la See also:solution d'Adams et de Leverrier et de la solution offerte par la planète elle-même, et que la coïncidence dans la direction de la planète réelle et calculée était un See also:accident. Mais cette vue n'était pas fondée bonne, et la seule explication requise devait être trouvée dans la méthode défectueuse de Leverrier de déterminer les limites dans lesquelles la planète doit être située. En fait le mouvement réel de la planète pendant le siècle précédant, comme dérivé des éléments de Leverrier, était beaucoup plus proche la vérité que les éléments eux-mêmes étaient. Ceci a surgi du fait que sa orbite très elliptique, par sa grande excentricité, a apporté la planète près au soleil, et donc près dans sa position vraie, pendant la période de 178o à 1845, quand l'action sur Uranus était à son plus grand. Les observations de la première opposition permise dessèche le See also: L'information et commentaires additionnelsIl n'y a aucun commentaire pourtant pour cet article.
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