MERCURE

65. Vénus nous offrait toutes les facilités possibles par son grand éclat, par sa proximité, son grand diamètre , ses phases bien sensibles et le peu d’excentricité de son orbite. Mercure est beaucoup plus petit, plus loin de nous, et son excentricité est beaucoup plus grande ; mais cette planète a d’ailleurs tant d’analogie avec Vénus, que sa théorie ne ■era guèrcs plus difficile à déterminer ; il nous suffira d’appliquer à Mercure tous les raisonnemens que nous avons fait3 pour Vénus.

66. Mercure se voit très-difficilement au méridien , du moins dans nos climats septentrionaux; mais on le voit trèsaisément dans les lunettes , et même quelquefois à la vue «impie , vers le commencement ou vers la En du jour. Pour l’observer assidûment il faut recourir à la machine parallactique.

67. Ainsi au mois de février 1809 on voyait Mercure à l’horizon pendant près d’une heure après le coucher du so-

leil. En le suivant plusieurs jours, on aurait vu que sa latitude était australe décroissante; que le 12 elle se réduisait à o, que le ijiusrs la latitude était de 3° 4^ boréale; qu’elle avait été ensuite en diminuant jusqu’au 22 au soir, où elle était nulle, Mercure étant alors dans son nœud descendant.

G8. Du 1 2 février au 22 mars il y a 4° jours; ainsi dans une orbite circulaire, nous pourrions conclure une demi-révolution de 4° à 41 jours; mais le 11 mai Mercure était de nouveau dans son nœud ascendant, ainsi la révolution entière paraîtrait d'environ 89 ou 90 jours. Le 18 juin, Mercure passait par son nœud descendant , d’où l’on conclurait la révolution de 88 jours , par la comparaison avec le 22 mars. Dans la réalité , elle est de 87' nS* 14' 34".

Les observations de mars et de juin étaient plus faciles , parce que dans l’une la planète passait i* avant le soleil, dans la seconde elle passait ih fô' après.

On voit déjà que la révolution est très-courte et la planète fort excentrique.

69. La loi de Kepler donnera pour la distance moyenne 0.38710 , en admettant que Mercure tourne autour du soleil , ce que prouvent ses phases, toutes semblables à celles de Vénus : seulement elles sont moins faciles à bien voir , parce que le diamètre de Mercure à la distance moyenne du soleil ne serait que de 6", 3 , ainsi que je l’ai trouvé par les passages sur le soleil; mais dans ses digressions il est un peu plus grand.

70. Parmi ces digressions on choisira la plus grande et la plus petite , on en tirera une première idée de l’excentricité. Les digressions moyennes s’accorderont avec la distance 0.38710 trouvée par la loi de Kepler.

71. Nous trouverons la longitude du nœud et l’inclinaison par les méthodes exposées à l’occasion de Vénus; nous perfectionnerons toutes ces connaissances par les moyens donnés ci-dessus. rl rois conjonctions inférieures nous feraient trouver 1 aphélie et l’excentricité avec d’autant plus d'exactitude que' les perturbations sont peu de chose. La plus grande difficulté

consiste à observer la conjonction inférieure, à moins que

Mercure ne passe sur le soleil.

73. Ces passages sont beaucoup plus fréquens que ceux de Vénus; on les calcule de même; les périodes qui les ramènent sont de 6,7, i3, 46 et a63 ans. On en a observé un nombre suffisant pour bien établir les élémens de Mercure.

73. On ne peut faire que deux hypothèses pour expliquer les mouvemens de cette planète ; la première , c’est qu'elle tourne autour du soleil , comme Vénus et comme la terre. La seconde est que le soleil tournant autour de la terre , entraînant aveç lui les orbites de Mercure et de Vénus , comme la terre , dans l’autre système , entraîne avec elle l'orbite de la lune.

Les Egyptiens avaient dès-long-tems reconnu la nécessité de faire ainsi tourner autour du soleil deux planètes qui ne a’en séparent jamais. Les digressions moyennes de Vénus sont de 4^° 20' ; celle de Mercure de 2a0 4 £'• Ces planètes se montrent tantôt le matin, tantôt le soir, en avant ou à la suite du soleil; dans leurs nœuds on les voit passer- sur le soleil, mais c’est toujours dans leurs conjonctions inférieures; jamais on n’a observé de passages dans leurs plus grandes distances à la terre, c’est qu’alors elles sont derrière le soleil; donc elles tournent autour du soleil et non de la terre. Cette vérité nous est démontrée par leurs phases; c’est faute d’avoir eu des moyens pour observer ces différentes apparences, que Ptolémée a pu s’aveugler lui-même et persister dans une opinion qu’il n’a pu étayer que par des suppositions au moins fort étranges , et qui l’ont forcé à cet aveu , qu’il ne faut pas s’imagiuer que tout se passe dans le ciel comme le disent les astronomes à qui il suffit qu’une hypothèse se prête aux calculs. Mais le système de Ptolémée n’a pas même cet avantage ; l’insuffisance en a été reconnue même avant l’invention des Lunettes, et par les adversaires les plus obstinés de Copernic.

LEÇON x\r.