1884. The Observatory évalue l'hypothèse de Houzeau.

The Problematical Satellite of Venus. A VERY interesting contribution to the literature of this enigmatical body has recently been made by M. Houzeau (until lately director of the Royal Observatory of Brussels) in an article appearing in ‘Ciel et Terre’ for 1884, May 15. M. Houzeau is unwilling to believe that the cases in which a satellite was seen near Venus were all illusions, “for all these observations were made either by celebrated astronomers, such as Dominic Cassini, or at least by experienced observers,” and it might be added that in the cases of the observations of Short and Roedkier, the object was seen with more than one telescope, and with several different eyepieces. Short, indeed, actually measured the distance of the “satellite” from Venus with a micrometer, whilst Roedkier’s observations were confirmed on more than one occasion by the other astronomers of the Copenhagen Observatory. M. Houzeau cannot admit the body in question to be a satellite which only becomes visible under accidental circumstances, " first on account of the impossibility of properly representing the observed positions by an orbit described round Venus, and further because the mass of the planet deduced from the least defective attempts would be seven times the real amount."   Some years ago M. Houzeau had suggested that the problematical satellite might possibly be an intra-Mercurial planet. " Let a small planet, revolving within the orbit of Mercury, come on some occasion into so close an apparent approach to Venus as to be visible in the field of the telescope with it, and it would appear beside the larger disk of Venus as a body of smaller size, presenting almost the same phase as the great planet. This is precisely what has been observed.”   “There was a method of deciding whether this explanation was admissible. An intra~Mercurial planet could not pass as far from the Sun as Venus does or even Mercury. It could then be seen near the former only at times, when, by its apparent motion, it was not very far from the Sun. If the observations were made sometimes at distances from the Sun in excess of the, greatest distance of Mercury, it would be necessary to seek another hypothesis.”   In order to test this theory, M. Houzeau therefore drew up the following table of seven of the best known and best attested instances in which the “satellite” of Venus is believed to have been seen :—	Le satellite problématique de Vénus. Une contribution TRES intéressante à la littérature de cet organisme énigmatique a été récemment faite par M. Houzeau (jusqu'à récemment directeur de l'Observatoire Royal de Bruxelles) dans un article paru dans Ciel et Terre du 15 mai 1884. M. Houzeau est ne voulant pas croire que les cas dans lesquels un satellite a été vu près de Vénus étaient tous des illusions, «car toutes ces observations ont été faites soit par des astronomes célèbres, tels que Dominic Cassini, ou au moins par des observateurs expérimentés», et on pourrait ajouter que dans les cas des observations de Short et Roedkier, l'objet a été vu avec plus d'un télescope, et avec plusieurs oculaires différents. Bref, en effet, mesurait la distance du «satellite» à Vénus avec un micromètre, tandis que les observations de Roedkier étaient confirmées à plusieurs reprises par les autres astronomes de l’Observatoire de Copenhague. M. Houzeau ne peut admettre que le corps en question soit un satellite qui ne devient visible que dans des circonstances accidentelles, «d'abord à cause de l'impossibilité de représenter correctement les positions observées par une orbite décrite autour de Vénus, et ensuite parce que la masse de la planète déduite des tentatives les moins défectueuses serait sept fois la valeur réelle".   Il y a quelques années, M. Houzeau avait suggéré que le satellite problématique pourrait être une planète intra-mercurielle. «Qu'une petite planète, tournant dans l'orbite de Mercure, vienne à une certaine occasion dans une approche si près de Vénus qu'elle soit visible avec elle dans le champ du télescope, et elle apparaîtrait à côté du grand disque de Vénus comme un corps de petite taille, présentant presque la même phase que la grande planète. C'est précisément ce qui a été observé.   «Il y avait une méthode pour décider si cette explication était recevable. Une planète intra ~ mercurielle ne pourrait pas passer aussi loin du Soleil que Vénus ou même Mercure. Il ne pouvait alors être vu à proximité du premier qu'à des moments où, par son mouvement apparent, il n'était pas très loin du Soleil. Si les observations étaient faites parfois à des distances du Soleil supérieures à la plus grande distance de Mercure, il serait nécessaire de rechercher une autre hypothèse.   Afin de tester cette théorie, M. Houzeau a donc dressé le tableau suivant de sept des exemples les plus connus et les mieux attestés dans lesquels le «satellite» de Vénus aurait été vu:
TABLE I N° of the observation Date Venus morning or evening star Héliocentric longitude of Venus Elongation Géocentric latitude Distance from the Earth Radius of Earth's orbit =1 1 1645 Nov. 15 E 309° 31° -2°.0 1.37 2 1672 Janv 25 M 162° 46° +4°.8 .59 3 1686 Aug 28 M 59° 38° -0°.7 1.17 4 1740 Oct. 23 * M 68° 46° -0°.5 0.60 5 1761 May 7 E 207° 34° +5°.4 0.45 6 1764 March 4 E 59° 30° -0°.7 1.38 7 1764 March 28 E 98° 35° +1°.2 1.24   * Old style. The line should read therefore :— 4. 1740, Nov.3  M  86  46  +0°7  0°64.
M. Houzeau points out that this table completely overthrows the suggestion he had made, since in every instance Venus was further from the Sun than an intra-Mercurial planet could possibly be.   The table, however, gives rise to another hypothesis. Expressing the dates in years and decimals of a year, in order better to ascertain the intervals between them, M. Houzeau obtains the following table :—	M. Houzeau fait remarquer que ce tableau abat complètement la suggestion qu'il avait faite, puisque dans tous les cas Vénus était plus éloignée du Soleil qu'une planète intra-mercurielle ne pouvait l'être.   Le tableau donne cependant lieu à une autre hypothèse. Exprimant les dates en années et décimales d'une année, afin de mieux connaître les intervalles entre elles, M. Houzeau obtient le tableau suivant:
TABLE II † N° of the observation. Date. Interval. Number of périods. Length of périod. 1 1645,87 years years 2 1672,07 26.20 9 2.91 3 1686,65 14.58 5 2.92 4 1740,81 54.16 18 3.02 5 1761,34 20.53 7 2.97 7 1764,24 2.90 1 2.90 Total interval. 118.37 40 2.96 † The table as given by M. Houzeau is here altered for the true date of Short’s observation. Le tableau donné par M. Houzeau est ici falsifié pour la date réelle de l’observation de Short.
It will be observed that the successive intervals are multiples of very nearly the same period, which is almost exactly the length of the interval between the two last dates.   M. Houzeau asks, “Is this agreement, six times repeated, wholly the effect of chance? Undoubtedly it may be only accidental; but the probability of the opposite view is so great that it will not be without interest to examine what a like periodicity would indicate, supposing it were established. There are two bodies, the one relatively large, and the other described as of much smaller dimensions, which appear side by side at nearly constant intervals. There can be no question that it cannot be a true satellite, since the two are separated in the intervals. It follows from the observed facts that the path they follow brings them together at fixed intervals of time. These paths are near one another throughout their entire length, for conjunctions have been observed at different parts of the orbit of Venus, on this and on the further side of the Sun, and to the east and west of that luminary. These conditions can only be satisfied by imagining two orbits sensibly concentric and of radii which differ but very little.   “To save time I will give the supposed star, which has to be mentioned several times, a name. Any name will do: I choose Neith, the name of the mysterious goddess of Sais, whose veil no mortal raised. I will say then: Venus and Neith come again to apparent conjunction every 2.96 years, i. e. about 1080 days, in their concentric orbits. It is evident that Neith moves either quicker or slower than Venus, and that after having either gained or lost a revolution it is again at the same longitude as the latter.”   The second hypothesis is shown to be the true one by reference to Table I., which shows that Neith and Venus have been seen together when Venus is at greatest elongation from the Sun. Neith must then be a planet a little exterior to Venus, and M. Houzeau shows must have a period of about 283 days. But if the period of Neith were 281 days, then five revolutions of Venus would exactly equal four revolutions of Neith, and the influence of the former upon the latter, which in any case would have been great, would occasion very considerable perturbations.   M. Houzeau suggests that two observations recently made at the Brussels Observatory may possibly be of this hypothetical planet Neith.   “ If we add either 40 or 41 periods to the last date of 1764, we shall get very nearly the present time; but the interval being over a century, it is impossible to state exactly the time of conjunction. If we take, for instance, the first half of February 1884, say 1884.12, we should have for the period from the observation of 1764, 2.92 years, and from the first apparition of the satellite in 1645 2.94 years. I choose this date of February 1884, because at 6 P.M. on the 3rd of that month M. Stuyvaert, of the Brussels Observatory, saw on the disk of Venus, near the bright limb, an exceedingly bright point, which appeared like the satellites of Jupiter when crossing before the planet. This observation is rendered of more interest, as some days later M. Niesten noted a small star very near and a little to the S. of Venus, which seemed to consist of a nucleus and a very faint nebulosity, which he could not find again on following days. Was this a reappearance of the supposed satellite? Is there not ground for multiplying researches and for examining the disk of Venus and its surroundings daily ?”   M. Houzeau discusses one objection to the theory as follows :— “The inclination of the orbit of Venus though not very great is still sensible. The observations of the supposed satellite have been made at various distances from the nodes of Venus, and consequently at points where the orbits must have been separated in latitude. However, in order to have the two bodies visible together in the field of a telescope there could nat be more than about half a degree between them. On looking at the geocentric latitudes of Venus in Table I. for the different observations, it will be seen that they have very irregular values. To preserve the apparent proximity it is necessary to admit (which would be extremely improbable if the point in question concerned planets taken at hazard) that the two lines of the nodes as well as the two inclinations are very close—in other words, that the planes of the two orbits are very nearly coincident.” But since the motions of Neith must be greatly influenced by the attraction of Venus, it is not improbable, M. Houzeau thinks, that its orbit may have been forced into practically the same plane as that of Venus.   This theory is so ingenious and would so neatly account for facts which at present seem inexplicable, that we might well wish it to be true. It would be something, too, to look forward to, that we might have a transit of Neith perhaps long before the next transit of Venus, a transit which would doubly excel in usefulness - one of the larger planet, since it would give a higher factor for the solar parallax, and could be far more accurately observed. But a detail seems to have been overlooked in the theory, which we fear will prove fatal to it, viz. the fact that the mean distance of Neith from the Sun must, for the period of revolution assigned, be nearly .84 of that of the Earth—in other words, that it will approach the Earth more nearly than Venus by about eleven millions of miles, revolving nearly midway the two, though a little nearer to Venus. It follows therefore that the condition that the orbits should be “of radii which differ but very little” is not satisfied, nor, would Neith necessarily have the same heliocentric longitude as Venus when the two were in conjunction. Further, Neith could not revolve in the same plane as Venus ; and as some of the observations (as 2, 4, and 5) were made when Venus was in the part of her orbit between the Earth and the Sun, whilst others were made when she was in the further part, no possible plane would satisfy all, though a small inclination of about 1° might serve for several.   It should be noticed that there are several observations extant, besides those here employed by M. Houzeau. Altogether there are about thirty that have fair claims for consideration. Amongst these are two series made at Copenhagen, the one in 1761 and the other in 1764, and detailed in ‘ Copernicus,’ Vol. II. p. 164, by Dr. H. C. Schjellerup. The entire series of the 1761 observations commences on Feb. 10 with the first of La Grange’s observations, or, if these be rejected, with Montagne’s on May 3, and extends to Aug. 13, the date of Roedkier’s last observation in that year. Again, in 1764 we have Roedkier’s observations of March 3 and the following days, and Montbarron’s of March 15, 28, and 29. It is impossible that the two planets moving at such different speeds should have appeared to continue in conjuuction for so long a time, especially in 1764, when Neith, the more slowly moving body, must have been the further from the Earth.   It seems clear, therefore, that we cannot add Neith to our list of planets; yet the theory is noteworthy from its ingenuity and from its affording another example, in which the solar system appears prolific, of a purely accidental numerical coincidence, none the less accidental that the exclusion of Fontana’s observation (so-called), which clearly arose wholly from the defects of his instrument, and the inclusion of Roedkier’s observation of 1768 Jan. 4, would have rendered it less perfect. It is curious, too, that this is the second such coincidence to which the observations of the “satellite” of Venus have given rise, since Lambert was able to combine all the observations in an orbit, which only failed by demanding a mass for Venus much larger than it really possesses. It might, however, be possible to revise Lambert's elements, since the mean distance of the hypothetical satellite which he obtained appears to rest mainly on Montagne’s observations ; and these were not measures but estimations, and are very greatly in excess of the distances as shown in the diagram in Baudouin’s ‘Mémoire.’ To diminish Lambert’s distance would, however, only remove one difficulty to create another, since it would make it more than ever incredible that the planet should have been scrutinized for 115 years, and watched during three transits, without revealing any trace of so close a companion if it had any real existence.   It seems impossible to suggest any new theory which shall be more successful than its predecessors have been. Uranus and the asteroids, all then undiscovered, might, it has been rather hastily conjectured, have one or other been in conjunction with Venus at these different dates. Uranus was indeed in the neighbourhood of Venus on 1764 March 4, and on that occasion alone, but not even then near enough to account for Roedkier’s observation on that day, whilst the minor planets are too small and too dull for the theory with regard to them to have any plausibility. There would seem to remain only the vague and unsatisfactory resource of ascribing as many of the observations as possible to false images, of regarding others as observations of stars, and in the case of the remainder, where the observations were too minute and precise to allow of these hypotheses, to adopt Webb’s suggestion * of ‘atmospheric reflection or mirage.” Perhaps, however, it is better to be content with things as they are, and to leave the “ satellite” of Venus, at least for the present, as an unsolved “astronomical enigma.” * ‘Nature,’ vol. xiv. p. 195, where Mr. Webb gives a very interesting account of an observation of his own of a “ satellite’ of Venus.	On remarquera que les intervalles successifs sont des multiples à peu près de la même période, qui est presque exactement la longueur de l'intervalle entre les deux dernières dates.   M. Houzeau demande: «Cet accord, six fois répété, est-il entièrement l'effet du hasard? Sans aucun doute, ce n'est qu'accidentel; mais la probabilité du point de vue opposé est si grande qu'il ne sera pas sans intérêt d'examiner ce qu'une même périodicité indiquerait, à supposer qu'elle soit établie. Il y a deux corps, l'un relativement grand et l'autre décrit comme beaucoup plus petit, qui apparaissent côte à côte à des intervalles presque constants. Il ne fait aucun doute qu'il ne peut pas être un vrai satellite, puisque les deux sont séparés dans les intervalles. Il résulte des faits observés que le chemin qu'ils suivent les rapproche à intervalles de temps déterminés. Ces chemins sont proches les uns des autres sur toute leur longueur, car des conjonctions ont été observées à différentes parties de l'orbite de Vénus, de ce côté et de l'autre du Soleil, et à l'est et à l'ouest de ce luminaire. Ces conditions ne peuvent être remplies qu'en imaginant deux orbites sensiblement concentriques et de rayons qui diffèrent très peu.   «Pour gagner du temps, je donnerai un nom à la supposée étoile, qui doit être mentionnée plusieurs fois. N'importe quel nom ira: je choisis Neith, le nom de la mystérieuse déesse de Saïs, dont aucun mortel n'a levé le voile. Je dirai alors: Vénus et Neith reviennent en conjonction apparente tous les 2,96 ans, i. e. environ 1080 jours, sur leurs orbites concentriques. Il est évident que Neith se déplace soit plus vite soit plus lentement que Vénus, et qu'après avoir gagné ou perdu une révolution, il est à nouveau à la même longitude que cette dernière.   La deuxième hypothèse s'avère être la vraie par référence au tableau I., qui montre que Neith et Vénus ont été vus ensemble lorsque Vénus est au plus grand allongement du Soleil. Neith doit alors être une planète un peu extérieure à Vénus, et les spectacles de M. Houzeau doivent avoir une période d'environ 283 jours. Mais si la période de Neith était de 281 jours, alors cinq révolutions de Vénus équivaudraient exactement à quatre révolutions de Neith, et l'influence de la première sur la seconde, qui en tout cas aurait été grande, provoquerait des perturbations très considérables.   M. Houzeau suggère que deux observations récemment faites à l'Observatoire de Bruxelles pourraient être de cette hypothétique planète Neith.   «Si nous ajoutons 40 ou 41 périodes à la dernière date de 1764, nous obtiendrons très près de l'heure actuelle; mais l'intervalle étant de plus d'un siècle, il est impossible de dire exactement le moment de la conjonction. Si nous prenons, par exemple, la première moitié de février 1884, disons 1884,12, nous aurions pour la période de l'observation de 1764, 2,92 ans, et de la première apparition du satellite en 1645 2,94 ans. Je choisis cette date de février 1884, car à 18h. le 3 de ce mois, M. Stuyvaert, de l'Observatoire de Bruxelles, aperçut sur le disque de Vénus, près du limbe, un point extrêmement brillant, qui apparaissait comme les satellites de Jupiter traversant devant la planète. Cette observation est rendue plus intéressante, car quelques jours plus tard, M. Niesten a noté une petite étoile très proche et un peu du S. de Vénus, qui semblait se composer d'un noyau et d'une très faible nébulosité, qu'il n'a pas pu retrouver les jours suivants. Était-ce une réapparition du prétendu satellite? N'y a-t-il pas lieu de multiplier les recherches et d'examiner quotidiennement le disque de Vénus et ses environs?   M. Houzeau discute une objection à la théorie comme suit: «L'inclinaison de l'orbite de Vénus, quoique pas très grande, est toujours sensible. Les observations du prétendu satellite ont été faites à diverses distances des nœuds de Vénus, et par conséquent aux points où les orbites devaient être séparées en latitude. Cependant, pour que les deux corps soient visibles ensemble dans le champ d'un télescope, il pourrait y avoir plus d'un demi-degré environ entre eux. En regardant les latitudes géocentriques de Vénus dans le tableau I. pour les différentes observations, on verra qu'elles ont des valeurs très irrégulières. Pour conserver la proximité apparente, il faut admettre (ce qui serait extrêmement improbable si le point en question concernait des planètes prises au hasard) que les deux lignes des nœuds ainsi que les deux inclinaisons sont très proches - en d'autres termes, que le les plans des deux orbites coïncident presque. » Mais comme les mouvements de Neith doivent être fortement influencés par l'attraction de Vénus, il n'est pas improbable, pense M. Houzeau, que son orbite ait été forcée pratiquement dans le même plan que celle de Vénus.   Cette théorie est si ingénieuse et rendrait si bien compte de faits qui semblent actuellement inexplicables, que nous pourrions bien souhaiter qu'elle soit vraie. Ce serait aussi quelque chose à espérer, que nous pourrions avoir un transit de Neith peut-être bien avant le prochain transit de Vénus, un transit qui excellerait doublement en utilité - une des plus grandes planètes, car il donnerait un facteur plus élevé. pour la parallaxe solaire, et pourrait être observée avec beaucoup plus de précision. Mais un détail semble avoir été négligé dans la théorie, qui, nous le craignons, ne lui sera fatal, à savoir. le fait que la distance moyenne de Neith du Soleil doit, pour la période de révolution assignée, être près de 0,84 de celle de la Terre - en d'autres termes, qu'elle s'approchera de la Terre plus près que Vénus d'environ onze millions de miles , tournant presque à mi-chemin entre les deux, mais un peu plus près de Vénus. Il s'ensuit donc que la condition selon laquelle les orbites devraient être «de rayons qui diffèrent mais très peu» n'est pas satisfaite, ni que Neith aurait nécessairement la même longitude héliocentrique que Vénus lorsque les deux étaient en conjonction. De plus, Neith ne pouvait pas tourner dans le même plan que Vénus; et comme certaines des observations (comme 2, 4 et 5) ont été faites quand Vénus était dans la partie de son orbite entre la Terre et le Soleil, tandis que d'autres ont été faites lorsqu'elle était dans l'autre partie, aucun plan possible ne satisferait le tout, bien qu'une petite inclinaison d'environ 1 ° puisse en servir plusieurs.   Il faut remarquer qu'il y a plusieurs observations, outre celles employées ici par M. Houzeau. Au total, il y en a une trentaine qui ont des demandes justifiées à examen. Parmi ceux-ci, deux séries réalisées à Copenhague, l’une en 1761 et l’autre en 1764, et détaillées dans «Copernic», vol. II. p. 164, par le Dr H. C. Schjellerup. La série entière des observations de 1761 commence le 10 février avec la première des observations de La Grange, ou, si celles-ci sont rejetées, avec celle de Montagne le 3 mai, et s’étend jusqu'au 13 août, date de la dernière observation de Roedkier cette année-là. Encore une fois, en 1764, nous avons les observations de Roedkier du 3 mars et les jours suivants, et celles de Montbarron des 15, 28 et 29 mars. temps, surtout en 1764, lorsque Neith, le corps le plus lentement en mouvement, devait être le plus éloigné de la Terre.   Il semble donc clair que nous ne pouvons pas ajouter Neith à notre liste de planètes; pourtant la théorie est remarquable par son ingéniosité et par le fait qu'elle donne un autre exemple, dans lequel le système solaire apparaît prolifique, d'une coïncidence numérique purement accidentelle, non moins accidentelle que l'exclusion de l'observation de Fontana (soi-disant), qui a clairement surgi entièrement des défauts de son instrument, et l'inclusion de l'observation de Roedkier du 4 janvier 1768, l'auraient rendu moins parfait. Il est curieux, aussi, que ce soit la deuxième coïncidence de ce genre à laquelle les observations du «satellite» de Vénus ont donné lieu, puisque Lambert a pu combiner toutes les observations en orbite, qui n'a échoué qu'en exigeant une masse pour Vénus beaucoup plus grand qu'il ne possède vraiment. Il pourrait cependant être possible de réviser les éléments de Lambert, puisque la distance moyenne du satellite hypothétique qu'il a obtenu semble reposer principalement sur les observations de Montagne; et ce n'étaient pas des mesures mais des estimations, et sont très largement au-delà des distances comme le montre le diagramme du "Mémoire" de Baudouin. Réduire la distance de Lambert ne supprimerait cependant qu'une difficulté pour en créer une autre, car cela la rendrait plus plus qu'incroyable que la planète ait été scrutée pendant 115 ans, et surveillée pendant trois transits, sans révéler aucune trace d'un compagnon si proche s'il avait une existence réelle.   Il semble impossible de suggérer une nouvelle théorie qui aura plus de succès que ses prédécesseurs. Uranus et les astéroïdes, tous alors inconnus, pourraient, a-t-on assez hâtivement conjecturé, avoir l'un ou l'autre été en conjonction avec Vénus à ces différentes dates. Uranus était en effet dans le voisinage de Vénus le 4 mars 1764, et à cette seule occasion, mais même pas assez près pour rendre compte de l'observation de Roedkier ce jour-là, tandis que les planètes mineures sont trop petites et trop terne pour la théorie en ce qui les concerne pour avoir quelque plausibilité. Il semblerait qu'il ne reste que la ressource vague et insatisfaisante d'attribuer autant d'observations que possible à de fausses images, de considérer les autres comme des observations d'étoiles, et dans le cas du reste, où les observations étaient trop minutieuses et précises pour permettre de ces hypothèses, pour adopter la suggestion de Webb * de «réflexion atmosphérique ou mirage». Peut-être, cependant, vaut-il mieux se contenter des choses telles qu'elles sont et laisser le «satellite» de Vénus, du moins pour le présent, comme une «énigme astronomique» non résolue. * «Nature», vol. xiv. p. 195, où M. Webb donne un compte rendu très intéressant de sa propre observation d’un «satellite» de Vénus.
i>The Observatory, 1884, p. 222-225)