ÉTUDE DU MOUTEMENT DES PLANÈTES INFÉRIEURES
C'est Vénus que les Grecs appelaient Ntotle du matin ou lcDacp^po<;, por^ teur de P Aurore,
L'éclat de cette étoile se perd bientôt dans les flots de la lumière solaire, sauf à quelques époques éloignées, où l'on peut encore l'apercevoir à l'œil nuy en plein jour, parcourir son arc diurne de la voûte céleste.
Les points de lever et de coucher de Vénus oscillent, d'une manière irrégulière, autour de la position moyenne des points de lever et de coucher du Soleil.
Cette planète se lève tantôt avant le coucher du Soleil, tantôt après. Lorsque Vénus se couche quelque temps après le Soleil, elle apparaît encore sous l'aspect d'une étoile très-brillantej ce qui lui a fait donner le nom d'étoile du soir ou du Berger.
Ainsi, l'éioile du soir et Vétoile du matin, c*est la planète Vénus.
2' Par rapport au méridien. — Vénus passe toujours au méridien aux environs du moment où le Soleil y passe, tantôt avant cet astre^ tantôt après. L'intervalle de temps maximum qui s'écoule entre le passage du Soleil et celui de cette planète, au même méridien, n'excède pas ^^ 50°* environ.
L'élévation maximum de Vénus au-dessus de Thorizon .oscille autour de Télévation maximum du Soleil. Cette oscillation ne suit pas un mouvement aussi régulier que le mouvement d'oscillation du point d'élévation maximum du Soleil.
3* Par rapport au Soleil et aux étoiles. — Si à 1-aide d'une forte lunette nous regardons, un certain jour, le Soleil, en ayant soin d'interposer un verre coloré pour affaiblir ses rayons, nous apercevons Vénus à l'Orient, mais très-près du Soleil. Si nous observons, maintenant, la planè'e et le Soleil par rapport aux étoiles, nous voyons que ces deux astres marchent dans le sens d'Occident en Orient, seulement la vitesse de la planète surpasse la vitesse du Soleil; par conséquent, la distance de ces deux astres augmente successivement, c'est-à-dire que rénus paraît s'écarter du Soleil.
En continuant nos observations, nous remarquons que la vitesse de la planète par rapport aux étoiles se ralentit, bien qu'étant toujours plus grande que celle du Soleil; la distance des deux astres augmente toujours.
Quelque temps après, la vitesse de la planète par rapport aux étoiles est la même que celle du Soleil ; la distancf des deux astres est à son maximum.
Les jours suivants, la vitesse de la planète par rapport aux étoiles est plus petite que celle du Soleil; les deux astres se rapprochent.
La vitesse de Vénus par rapport aux étoiles va de jour en jour en diminuant, et les deux astres sont bientôt très-près Tun de l'autre; la planète se trouve toujours à l'Orient du Soleil.
Pendant quelques jours la planète paraît stalionnaire par rapport aux étoiles, par suite le Soleil s'en rapproche.
Enfin, le mouvement de la planète par rapport aux étoiles devient retrograde; le Soleil ^ rapproche de l'astre plus sensiblement; les deux astres sont bientôt en conjonction inférieure^ et Ton aperçoit quelquefois, à des intervalles généralement très-éloignés, le disque noir de la planète sur la surface solaire qu'elle traverse d'Orient en Occident,
Le mouvement rétrograde de la planète par rapport aux étoiles se continue pendant quelques jours ioul en diminuant cependant ; les deux astres s^écarteiit Tun de Tautre. Lorsque Tastre se trouve à une petite distance du Soleil à l'Occident , sa vitesse rétrograde par rapport aux étoiles devient nulle; la planète parait encore stationncire.
La distance des deux astres augmente, la planète est à l'Occident du Soleil.
Le mouvement de la planète par rapport aux étoiles devient bientôt direct; mais comme il est inférieur à celui du Soleil ^ la distance des deux astres augmente toujours.
La vitesse de la planète par rapport aux étoiles continue à augmenter, et un certain jour cette vitesse est la même que celle du Soleil. La distance des degx astres est à son maximum, la planète étant toujours à l'Ouest du Soleil. Ce maximum est à peu près le même que celui obsené lorsque la planète était à l'Orient du Soleil.
La vitesse de la planète par rapport aux étoiles devenant plus grande que celle du Soleil. Vénus se rapproche du Soleil et, tout en continuant son mouvement direct sur les étoiles, vient passer à peu de distance du Soleil pour se trouver comme au point de départ de nos observations à rOrient de l'astre radieux; on dit alors que la planète est en conjonction supérieure,
A des intervalles éloignés^ si l'éclat extraordinaire du Soleil ne nous en empêchait^ on pourrait apercevoir la planète disparaître pendant quelque temps derrière le disque solaire pour reparaître ensuite à l'Orient; le mouvement se continue ensuite indéfiniment et jjériodiquement y ainsi que nous venons de l'indiquer.
Lorsque la planète s'éloigne du Soleil, on dit qu'elle est en digression.
On distingue donc deux sortes de digressions : l'une orientale, Poutre occidentale. Les digressions de Vénus sont plus grandes que celles de Mercure et varient entre 4o' et 47* 15'; celles de Mercure ne sont comprises qu'entre 16' et 28*7' environ.
A" Par rapport à son aspect. — Une planète inférieure, dans le mouvement que nous venons d'observer par rapport au Soleil, ne conserve pas toujours le même aspect. Elle a des phases analogues à celles de la Lune, c'est-à-dire qu'elle se présente sous la forme d'un croissant variant depuis la ligne circulaire jusqu'au cercle entier.
ÉTUDE DU MOUVEMENT DES PLANÈTES INFÉniEURES.
La convexité de ce croissant est toujours tournée vers le Soleil; la ligne qui joint les cornes de ce croissant est perpendiculaire sur la ligne qui joint le centre de Taslre au centre du Soleil.
Le disque de la planète présente la forme d'un demi-cercle lumineux» lorsque la planète est en digression; d'un cercle entier lorsqu'elle est en conjonction supérieure; et enfin d'un filet circulaire très-mince quand elle est en conjonction inférieure.
On observe, de plus, que le diamètre de la planète n'est pas constant et varie périodiquement entre deux limites dans un intervalle de 3 mois et 22 jours environ pour Vénus et de 1 mois 14 jours pour Mercure.
Conclusioru — Puisqu'une planète Inférieure ne s'écarte jamais beaucoup du Soleil et parait le suivre dans son mouvement; puisqu'elle s'interpose quelquefois entre le Soleil et nous, et se cache au contraire quelquefois derrière le disque solaire; que jamais sa digression ne s'étend à 180*, ce qui arriverait si cet as1re tournait autour de nous; puisque, enfin, l'aspect de sou disque subit des phases analogues à celles de la Lune, nous pouvons rationnellement conclure que la planète est douée d*un mouvement de translation autour du Soleil , auquel elle emprunte sa lumière.
312. Explication des phases de Vénus. — La figure 182 fait aisément comprendre, d'après cela, les différentes phases d'une planète inférieure.
Lorsque la planète est en V,, elle ne présente h la Terre que sa partie non éclairée ; la planète est en conjonction inférieure; en V, elle présente à la Terre sa partie éclairée, elle est vue sous la forme d'un cercle lumineux : elle est en conjonction supérieure.
En V'j et en V, la planète doit être vue de la Terre sous la forme d'un demi cercle lumineux, elle est alors dite dichotome, et elle se trouve, en ces deux points, au maximum de sa digression.
Mercure est di Sicile à apercevoir dans nos climats septentrionaux; jamais Copernic n'a pu voir cette planète. Delamh*e dit ne l'avoir aperçue à la vue simple que deux fois.
Le premier mode d'observation fait sur Mercure nous conduirait à des résultats complètement analogues.
392 ASTRONOMIE. ^ GÉOMÉTRIE CÉLB8TK.
DEUXIÈME MODE D* OBSERVATION
3i3. Supposons^ actuellement^ que nous soyons dans un observatoire et que nous possédions une lunette méridienne^ un cercle murale une pendule sidérale et enfin un globe ou sont tracés Véquateur, l'écliptique et toutes les positions des étoiles.
A Taide de la lunette méridienne, de la pendule sidérale et du cercle mural, déterminons^ chaque jour, l'ascension droite^ et la déclinaison de la planète. Si nous portons ces coordonnées sur le globe céleste, et que nous réunissions par un trait continu toutes les positions^ successivement déterminées, nous reconnaîtrons :
V Que la planète se meut à peu près suivant Vécliptique en passant tantôt d'un côté tantôt de Vautre de ce cercle;
.2* Que son mouvement y qui le plus souvent est direct^ cett^à^dire d'Occi' dent en Orient^ est tantôt accéléré^ tantôt retardé;
3» De temps en temps le mouvement devient rétrograde pendant quelques jours pour reprendre ensuite le sens direct.
La courbe sinueuse tracée sur les figures 183 et 184, aux environs de l'arc qui représente l'écliptique, indique le lieu des positions successives de Vénus dans le courant de l'année 1858.
On voit que le mouvement est rétrograde du 20 novembre au % décembre; la planète devait se trouver à ces époques aux environs de sa conjonction inférieure, puisque entre ces deux dates le Soleil a dû passer au solstice d'hiver.
Le temps quune planète inférieure met à faire le tour de la sphère cfleste nest pas constant; en moyenne, ce temps est le même que celui de la révolution du Soleil autour de la Terre.
La courbe que nous venons de déduire du deuxième mode d'observation^ ne peut pas servir à déterminer les lois du mouvement de la planète, attendu qu'elle est évidemment le mouvement apparent résultant du mouvement propre de la Terre autour du Soleil et du mouvement propre de la planète que notre premier mode d'observation nous a déjà fait supposer avoir lieu autour du Soleil.
Ce mouvement composé devenant très-compliqué quand on le rapporte au centre de la Terre à l'aide du troisième mode d'observations habituel, nous allons tâcher de déterminer ce qu'il serait pour un observateur situé au centre du Soleil.
