DE VÉNUS

Mercure , à cause de ses oscillations rapides autour du Soleil , a été considéré comme le symbole de la légèreté et du mouvement ; par une raison à-peu-près semblable , Vénus , qui parait en même temps que l’aurore ou le crépuscule , semblait produire les rosées, et présentait l’image de la fécondité et des amours. Cette planète se

nomme encore V étoile du Berger, et tantôt V étoile du Matin on Lucifer , tantôt Y étoile du Soir ou Ves*per . Elle est généralement connue par la blancheur de sa lumière et la beauté de son éclat ; souvent elle efface en splendeur toutes les autres étoiles , et brille déjà sur l’horizon avant la fin du jour. Il suffit d’une lunette très-ordinaire pour observer ses phases, et la voir dans ses conjonctions inférieures passer sur le disque du Soleil , lorsqu’elle se trouve dans des circonstances favorables pour produire ce phénomène. C’est à Galilée que l’on doit la première observation des phases de Yénus. On peut déjà conclure de ces dernières observations , que Yénus est un corps sphérique, opaque , qui circule autour du Soleil à une distance moindre que celle de notre Terre. Elle fait sa révolution dans une ellipse , dont le rayon moyen vaut 0,728 de celui de la Terre, et dont l’excentricité est seulement o,oo6853 du demi-grand axe. Sa révolution annuelle et tropique s’achève en 224 jours i6h 4a’; 'son année sidérale est de 7’ 44” plus longue, et vaut 22^,7 01 ; quant à l’année synodique , elle ne se termine qu’au bout de 584 jours ; on revoit alors Yénus revenir en conjonction avec le Soleil ; mais sa longitude s’est accrue depuis la conjonction précédente d’un arc de 3i6°. De sorte qu’après cinq conjonctions , ou huit ans exactement , la longitude s'est accrue de 1080°, ou trois circonféren-

ces entières» Ainsi tous les huit ans les conjonctions de Vénus et du Soleil arrivent vers le même lieu du Ciel.

Vénus , dans ses plus grands écarts, ne s’éloigne pas de plus de 45 à 4& degrés du Soleil , et l’on ne peut guère l’observer pendant plus de trois à quatre heures, après la fin ou le commencement du jour. Cette planète nous paraît, pendant quarante semaines, comme étoile du matin, et pendant quarante autres comme étoile du soir. En parcourant son orbite , elle devient aussi , comme Mercure , deux fois stationnaire , et a , tour-à-tour , un mouvement direct et rétrograde. La rétrogradation commence ou finit quand la planète , en se rapprochant le soir du Soleil , ou en s’en éloignant le matin , en est distante d’environ 28 degrés. L’arc de sa rétrogradation est de 160 à-peu-près, et sa durée moyenne de 42 jours.

Le plus grand éclat de Vénus , comme celui de Mercure , ne s’observe pas lors des conjonctions ; car le diamètre apparent est très-variable , à cause de l’inégalité de ses distances à différentes époques. Dans les conjonctions inférieures , en effet , l’astre n’est éloigné de nous que d’environ dix millions de lieues , tandis que dans les conjonctions supérieures sa distance est presque six fois plus grande. M. Arago a trouvé que la valeur moyenne du diamètre apparent est d’en-

viron 17”. Lors des passages de l’aslre sur le disque solaire , cette valeur est de près d’une minute.

L’on estime la parallaxe de Vénus, lors des passages tle cet astre sur le Soleil, observés par différens spectateurs situés à de grandes distances. Cette planète et la Terre décrivent alors des arcs à-peu-près parallèles avec des vitesses peu différentes ; c’est ce qui fait que l’éclipse de Soleil, qui a lieu, peut durer jusque près de huit heures. On conçoit, du reste, qu’à cause de la grande proximité de Ténus dans cet instant , le centre de cet astre doit paraître décrire des cordes plus ou moins grandes sur le disque solaire aux différens observateurs répandus sur la surface du globe. Or c’est par l’inégalité de ces cordes , et des temps employés à les décrire , qù’on estime la parallaxe de Ténus , et conséquemment sa distance à la Terre au moment de la conjonction ; on en déduit aussi la parallaxe moyenne du Soleil. Les observations du passage de Tenus, faites en 1761 et 1769, ont donné pour parallaxe moyenne du Soleil 8”, 64, et pour diamètre de Ténus 0,97 du diamètre de la Terre. On en conclut que le volume de la planète forme (\ de celui de notre globe. Lors du passage de 1769, la différence des durées observées à Otaïti, dans la mer du Sud, et à Cajanebourg, dans la Laponie suédoise, surpassa 1 5 minutes. De pareilles quan-

tités étant très- facile ment appréciables avec exactitude , doivent rendre les observations des passages précieux pour l’astronomie ; malheureusement ces phénomènes se présentent rarement : après s’être succédés dans l’intervalle de huit ans, ils ne reparaissent plus qu’ après 1 13 ans et demi, pour se succéder encore ainsi périodiquement. Le prochain passage ne devra donc avoir lieu qu’en 1874 ? et le suivant en 1882. La cause de ces périodes est l’inclinaison de l’orbite de Vénus sur l’écliptique ; elle est de 3°24\ et la planète paraît quelquefois s’écarter de ce plan de près de 90. La ligne des nœuds se dirige maintenant du 75e degré de longitude vers le 2 55e. C’est donc vers le s mois de juin et de décembre , temps auxquels le Soleil est dans les nœuds de Vénus , que ces passages s’observent ordinairement ; les passages de Mercure s’observent vers les mois de mai et de novembre , la ligne des nœuds de cette planète se dirigeant à-peu-près du 48e degré de longitude vers le 226e.

Lorsqu’on observe les passages de Vénus, il se présente deux phénomènes assez remarquables qui semblent dépendre de l’irradiation de la lumière. On voit une espèce de point noir, ou de ligament de même couleur, qui unit en un instant les deux bords de cette planète et du Soleil , lors même que les disques sont encore séparés : d’une autre part, le diamètre apparent de Vénus est

beaucoup plus petit qu’ayant ou après l’éclipse. On doit aux observations de Cassini et de Schrôter la connaissance du mouvement de rotation de Vénus autour d’un axe formant un angle de i5° avec l’écliptique ; ce qui doit y produire , comme sur Mercure , des saisons et des journées fort inégales. La durée de cette rotation paraît être de oggyd. Elle fut reconnue par Cassini, qui découvrit aussi la rotation de Mars et de Jupiter. On a déjà pu remarquer combien Vénus a de ressemblance avec notre Terre pour la grandeur, pour la forme et pour l’inégalité des jours et des saisons. On a aussi reconnu de très-hautes montagnes à sa surface , et Fexi-slence d’une atmosphère à-peu-près semblable à la nôtre. Quant à la chaleur elle doit être à-peu-près double de ce qu’elle est sur notre Terre , de même que la lumière. Quelquefois on aperçoit, sur la partie non éclairée de Vénus, une lumière tantôt rouge, tantôt grisâtre , qui a fait croire qu’elle était due à quelqu’autre corps placé dans le voisinage, àpeu-près comme notre Lime. Ce phénomène , assez rare , paraît avoir de l’analogie avec nos aurores boréales.

On pense que les montagnes de Vénus peuvent bien être quatre fois plus élevées que les nôtres ; ce qui , à cause de la proximité du Soleil , doit y produire des effets de lumière et des tableaux variés auxquels nous ne sommes pas habitués sur

notre globe. Les apparences que présentent les corps célestes doivent y être, du reste, à-peu-près lés mêmes que pour nous : on doit y voir Mercure et la Terre , à-peu-près comme nous voyons Vénus et Mars.

Des Planètes supérieures .

DE MARS çf.

À la vue simple , Mars se présente sous F apparence d’une étoile peu remarquable , dont l’éclat est rougeâtre ; mais, observé au moyen du télescope , son disque paraît tantôt circulaire , tantôt elliptique , selon qu’il se trouve éclairé par le Soleil. Ses phases ont cela de particulier, qu’elles n’offrent jamais un croissant , comme celles des deux planètes inférieures ; on peut en dire autant de toutes les planètes supérieures. Le disque se rétrécit d’autant moins , que la planète est plus éloignée du Soleil et de nous ; et on le concevra sans peine , en observant qu’une planète infiniment éloignée nous paraîtrait toujours entièrement illuminée , parce que nous la verrions à-peu-près comme si nous étions placés sur le Soleil même.

De cette première observation on peut conclure que Mars est un corps opaque de forme sphérique. On remarque quelquefois sur son disque des taches dont les formes sont très-varia-

Mes , et qui ont fait reconnaître que la planète tourne sur elle-même dans l’espace de 11,02733, et autour d’un axe incliné de 6i°,3o à l’écliptique. Dans le voisinage de son équateur, et parallèlement à celte ligne, on aperçoit quelquefois des bandes ou filets. On remarque aussi que le diamètre est un peu plus petit dans le sens des pôles que dans celui de son équateur. Ces deux diamètres, selon M. Arago, sont dans le rapport de 189 à ig4-

Mars paraît enveloppé d’une atmosphère assez épaisse • on a supposé que les taches qu’on voit fréquemment à sa surface pouvaient bien provenir d’agglomérations de nuages épais. L’inégalité de saisons et des jours doit y être très-sensible : on aperçoit alternativement dans le voisinage des pôles des régions blanchâtres et brillantes , selon que le Soleil éclaire l’un ou l’autre hémisphère ; on attribue ce phénomène à la présence des neiges et des glaçons qui y séjournent pendant les longs hivers qu’on doit y éprouver.

Le mouvement de Mars est fort inégal en apparence. Après la conjonction , nous voyons l’astre se dégager le matin des rayons du Soleil et prendre un mouvement direct assez rapide qui se ralentit ensuite , et devient nul lorsque la distance au Soleil est de près de 1 4.7°. Après avqir été stationnaire, la planète paraît rétrograder jusqu’après l’opposition où elle devient encore

stationnaire pour reprendre son mouvement direct. On concevra facilement la rétrogradation apparente de Mars , si Ton conçoit que , vers l’opposition, cette planète décrit un arc à-peuprès parallèle à celui que décrit notre Terre, mais avec une vitesse moins grande ; en nous regardant comme dans un état de repos , Mars paraît reculer à-peu-près comme une voiture semble reculer aux yeux d’une personne assise dans une autre voiture qui suit la même direction et qui va beaucoup plus vite. L’arc de rétrogradation est d’environ i5 degrés', et la durée de 78 jours. Le temps de la révolution synodique ou du retour de l’astre à la même position , relativement au Soleil , est de près de 780 jours ; celui de la révolution sidérale est de 686^98 , et surpassa d’une heure et douze minutes sa révolution tro pique. Son mouvement moyen est de 3T26” par jour. L’inclinaison de l’orbite est i°5i’3”, et la ligne des nœuds s’étend dans la direction de 48° de longitude à-peu-près vers 228°.

Connaissant le temps de la révolution sidérale, on déduit de la troisième loi de Kepler que la distance moyenne de Mars au Soleil est 1,524 de la distance de la Terre au même astre. Nous sommes donc successivement à des distances bien inégales de Mars ; vers la conjonction , nous en sommes éloignés de 86 millions de lieues , et vers l’opposition , de 18 millions seulement.

Aussi le diamètre apparent de cette planète est très-variable ; à la moyenne distance il est de G’y,4i et vers l’opposition, il s’élève à 18” : la parallaxe, dans ce dernier instant, est à-peu-près double de celle du Soleil. On prend quelquefois la parallaxe annuelle de Mars pour déterminer sa distance à la Terre.

Le diamètre de Mars, comparé à celui de notre globe, est de o,56. De sorte que sa surface est à-peu-près f et son volume f; mais sa masse n’est que le dixième de celle de notre planète , de sorte que sa pesanteur spécifique en est presque la moitié.

On comprend quelquefois sous le nom de Pla~ nètes tellustriqnes , Vénus, Mercure et Mars, à cause de leur ressemblance avec notre Terre. Cette dernière planète a cependant cela de particulier, qu’elle possède un satellite, tandis qu’on n’a pu en découvrir aux trois autres , ainsi qu’à Vesta, Junon, Cérès et Pallas, qui viennent à des distances plus grandes , et qu’on a désignées sous le nom & Astéroïdes ou de Planètes télescopiques. On passe donc brusquement à Jupiter, Saturne et Uranus , qui ont chacun plusieurs satellites semblables a notre Lune. On a nommé ces astres les Grandes Planètes ou Planètes à cortèges, pour les distinguer des autres.

DES PLANÈTES VESTA j§ , JUNON CÉRÈS Ç ET PALLAS $.

Nous ayons déjà eu occasion d,e voir que Kepler avait supposé qu’il devait exister une lacune entre Mars et Jupiter. Ce ne fut que deux cents ans après que son opinion se trouva confirmée ; le commencement de ce siècle , en effet, fut illustré par la découverte de Gères, c’est à Piazzi qu’en appartient la gloire. Ce célèbre astronome fit sa découverte le ier janvier 1801. Le 28 mars de l’année suivante, Olbers, à Bremen, fit la découverte de Pallas, et cinq ans après, à pareille époque, le même astronome annonça l’existence d’une quatrième planète nouvelle qu’on nomma Vesta ; déjà Harding avait aperçu, à Bremen, la troisième planète nouvelle, Junon, et l’avait fait connaître le ier septembre i8o4- Ainsi , en moins de six ans , quatre planètes inconnues jusqu’alors furent ajoutées aux sept que l’on avait déjà observées.

Le voisinage des nouvelles planètes qui se trouvent à-peu-près également éloignées du Soleil , et qui se ressemblent sous tant de rapports, a fait croire qu’elles pouvaient bien être les éclats d’un autre corps céleste beaucoup plus grand, qui se serait brisé dans l’espace. Leur éloignement au Soleil est de 57,000 à 66,000

rayons terrestres , conséquemment leurs révolutions ont à-peu-près la même durée et sont de trois à quatre ans. Les astéroïdes se succèdent de la manière suivante, pour l’ordre des distances , Vesta, Junon, Gérés et Pallas. Quant aux dimensions, il paraît qu’il faut prendre Pordre inverse. Les astronomes ne sont pas d’accord sur les volumes et les masses de ces petits corps planétaires, que l’on ne pourra bien connaître qu’après une longue série d’observations. Herschel, Schrôter et d’autres astronomes, estimaient que le volume de Vesta n’était guère que la 25, 000e partie de la Terre, et que conséquemment son diamètre était à-peu-près le 28e de celui de notre globe. Herschel prétendait même avoir trouvé que le diamètre de Cérès n’était que de 60 lieues, et celui de Junon de 25 ; cette estimation a paru trop faible • il semble même que Junon, quoique trèspetite, est cependant plus grosse que Vesta. Quant à Pallas, que l’on regarde comme la plus considérable des quatre planètes nouvelles , elle ne serait pas , d’après Schrôter, plus volumineuse que notre Lune. On a calculé que les volumes réunis des quatre planètes ne formeraient qu’environ le 2 5e de notre Terre. Tous les recoins de semblables corps seraient bientôt connus , s’ils avaient des habitans semblables à ceux de notre Terre. En prenant , avec la plupart des astronomes, 80 à go lieues pour diamètre de Vesta, dix jours

suffiraient à un bon piéton pour aller yisiler les antipodes ; et il ne faudrait pas plus à un cavalier pour faire le tour d’un pareil globe. Tout le monde pourrait s’y connaître facilement, car la surface de ce monde formerait à peine l’étendue d’un de nos petits royaumes d’Europe.

A cause de l’exiguité de ces planètes , l’on n’a pu y reconnaître encore de rotation diurne. Vesta, la plus petitç des quatre, paraît cependant la plus brillante et a l’éclat d’une étoile de 5e ou de 6e grandeur. Schrôter, par ce motif, Tamise au rang des corps qui brillaient de leur propre lumière ; les trois autres astéroïdes ne présentent que les apparences d’étoiles de neuvième et de dixième grandeurs. Gérés a une lumière très- variable, tantôt rougeâtre et vive, tantôt pâle et blanchâtre. Les astéroïdes présentent des phénomènes atmosphériques assez singuliers : Gérés et Pallas surtout paraissent enveloppés d’atmosphères trèsdenses , qui ont bien douze à quinze fois la hauteur de la nôtre. Les inclinaisons des orbites , surtout pour Junon et Pallas, ont des valeurs considérables ; il en est de même des excentricités des ellipses que décrivent ces deux astres. On a cru pendant long-temps que toutes les planètes devaient se mouvoir dans le zodiaque; on a vu depuis que Pallas s’en éloignait alternativement, vers le nord et vers le sud, de plus de 24 degrés.

On trouvera plus loin , dans le tableau géné-

ral des élémens elliptiques des planètes, les élémens connus qui concernent les astéroïdes. Il faut observer cependant que l’on ne connaît encore , d’une manière un peu certaine , que les temps des révolutions, les distances ainsi que les excentricités et les inclinaisons des orbites. Les grandeurs des diamètres ont été donnés d’après Schrôter.