GRANDEUR ET ROTATION DES PLANÉTES. PARTICULARITÉS DIVERSES

Éclat. — Les planètes sont, comme la Lune, des astres sans « lumière propre, et qui ne nous envoient que de la lumière solaire «

réfléchie.

L’albedo d’une surface réfléchissante est le rapport de la quantité de lumière qu’elle réfléchit à la quantité de lumière qu’elle reçoit: Les mesures photométriques fournissent, pour les albedos dela

Lune et des planètes, les résultats suivants :

“Lune 0,15 Jupiter 0,72 Mercure 0,16 Saturne 0,84 Vénus 0,88 Uranus 0,70

Mars 0,26 Neptune 0,61

Rapprochés des diamètres des planètes, ces nombres permettent le caleul de leur éclat intrinsèque. Rapprochés, de plus, des distances à la Terre, ils permettent le calcul de l’éclat des planètes pour l’observateur terrestre. Ainsi la Lune à un éelat total égal à 4 : 600 O00 de celui du Soleil.

Phases. — Pour un observateur terrestre, la partie lumineuse visible d’une planète est le fuseau commun à lhémisphère tourné vers le Soleil et à l'hémisphère tourné vers la Terre ; elle dépend ainsi de la position relative des trois astres, et il en résulte des phases analogues aux phases de la Lune.

Les phases des planètes inférieures sont complètes : leur partie éclairée et visible va de zéro à un hémisphère. Ces phases extrêmes se réalisent lorsque la planète et le Soleil ont même longitude géocentrique (sont en conjonction), la première quand la planète est en deça du Soleil (conjonction inférieure), la seconde quand la planète est au delà du Soleil (conjonction supérieure).

Les planètes supérieures ne s’éteignent jamais complètement. Les phases de Mars, déjà, sont peu marquées : le disque apparent est toujours presque complet, et l’éclat de la planète ne peut être réduit qu’à ses neuf dixièmes.

Les phases des autres planètes supérieures sont insensibles.

.. Grandeur. — Le diamètre des globes planétaires se déduit de leur distance à la Terre et de leur grandeur apparente pour l’observateur terrestre.

Diamètre des planètes

Diam. app. Diam. app. Diam. app. Diam.en Diam. en

minimum moyen maximum diam. terr. kilom.

Mercure Al 61 10,7 0,38 4 846 Vénus 10 ,2 16,8 695 0,95 19 116 Mars Dust 0S1 17 0,53 6 760 Jupiter on ay 16 ,3 11,19 142 719 Saturne 15 , LISE 19 ,2 9,47 120 780 Uranus Do DU 4 1 3,90 49 740 Neptune 2e JE È 4,15 52 930

Étude de la surface. Rotation. Aplatissement.

Mercure. — L’étude de la surface de Mercure à été pauvre en résultats. Le nelteté de son disque noir lors de ses passages sur «« le Soleil et son faible albedo, voisin de l'albedo lunaire, démontrent que cette planète ne possède pas d’atmosphère. Les taches aperçues à sa surface sont extrêmement vagues et difficiles à “4 suivre, au point que les astronomes ne sont pas du tout d'accord sur la durée de sa rotation. Les üns sont partisans d’une rotation lente dont la durée serait celle de la révolution sidérale de la pla=« nète, 88 jours, ce qui maintiendrait constamment le même hémis-« phère tourné vers le Soleil. Les autres soutiennent l’opinion d’une rotation rapide, d’une durée voisine de 24 heures. Cette question est liée jusqu’à un certain point à celle de la rotation de Vénus.

Vénus. — On est certain d’une atmosphère dense à la surface « de Vénus ; sa densité serait à peu près double de la densité de l'atmosphère terrestre. L

L'existence de cette atmosphère est prouvée :

1° par l’albedo considérable de la planète, supérieur à celui de toutes les substances terrestres solides, et qui ne peut être dû qu’à une enveloppe de nuages ; N

> par une ligne brillante qui, dans les passages de Vénus sur le Soleil, pendant lPimmersion et l’émersion, entoure la partie du disque de la planète encore (ou déjà) hors du disque solaire ; ;

3° par la lumière qui émane de la partie obscure de la planète lorsque sa partie lumineuse visible est réduite à un mince croissant, lumière dite secondaire dont l’explication ne peut être celle de la lumière cendrée de Ja Lune ; :

4 par l'allongement des cornes du croissant, peu de temps avant ou après les conjonctions inférieures, au delà d’un diamètre de la planète, de manière à étendre le bord lumineux sur plus d’une demi-circonférence : ce phénomène, dù à la réfraction de l'atmosphère, a permis la mesure approximative de la densité de celle-c1.

Les taches que présente la surface de Vénus sont très vagues

et très fugitives ; sans doute sont elles dues à des modifications

temporaires des hautes couches nuageuses de latmosphèére. L'étude de quelques taches qui semblaient permanentes a été entreprise en vue de la détermination de la période de rotation ; elle a, comme pour Mercure, divisé les astronomes en partisans d’une rotation lente, d’une durée égale à celle de la révolution sidérale (225 j.), et en partisans d’une rotation rapide, d’une durée voisine de 2% h. Mais il faut signaler la découverte de taches très brillantes, aux extrémités d’un même diamètre, et qui seraient des accumulations de neige dans le voisinage des pôles ; avec cette interprétation, les {aches polaires excluent la possibilité de la rotation lente et déterminent l’axe de rotation de la planète.

L’axe de rotation est, par définition, dirigé de manière que la rotation s'effectue dans le sens direct pour un observateur appartenant à sa partie positive.

L’enclinaison de l'équateur planétaire sur le plan de l'orbite est mesurée par l’angle que fait axe de rotation avec la partie nord de la perpendiculaire au plan de Porbite.

La position des taches polaires fait attribuer une valeur de 12 à l'inclinaison de l’équateur sur le plan de l'orbite. Les saisons de Vénus sont donc moins accentuées que les saisons terrestres. À leur succession correspondent des extensions et des régressions des taches polaires.

Vénus présente un faible aplatissement, évalué à (4 : 300).

Mars. — La surface de Mars présente des taches parfaitement stables et des taches polaires brillantes qui ont permis une détermination précise des éléments de sa rotation : la durée de celle-ci est de

| DAT. 0e

et son équateur est incliné de 2330" sur le plan de son orbite.

L’atmosphère de Mars parait analogue à l’atmosphère terrestre. Ceci résulte de la valeur de l’albedo et de l’étude des extensions

et des régressions des calottes polaires neigeuses ; ces phénomènes sont très marqués, ce qui résulte de la forte obliquité de léquateur martien sur le plan de lorbite. Lors de leurs régressions, les. calottes polaires sentourent d’une bande bleue qui nous renvoie de la lumière polarisée : c’est une zone liquide due à la fonte des glaces polaires. | / 3

Les particularités de la surface de Mars ont été l’objet d’études longues et multiples. Les taches sombres, grandes et petites, ont été figurées sur des cartes. Beaucoup d’astronomes voient ces taches réunies par des lignes sombres, menées suivant des grands. cercles de la planète, et extrêmement nombreuses. Ces figures 4 leur ont paru révéler l’activité d'habitants de Mars : les lignes sombres seraient des vallées fertiles bordant des canaux creusés de manière à réunir les mers martiennes, et dont les intersections seraient entourées d’oasis. Les mers, les oasis, les canaux ont reçu des noms, et on a compté et figuré sur les cartes jusque 420 canaux. À certaines époques quelques canaux ont paru dédoublés. |

Mais plusieurs astronomes soutiennent que l’apparence des canaux constitue une illusion d'optique, et qu’à la limite de vis: bilité, l'observateur réunit inconsciemment par un tracé rectiligne de petites taches isolées distribuées à peu près dans une même direction. Des expériences ont été faites qui confirment cette opinion. Cependant les canaux de Mars apparaissent sur les photographies de la planète ; mais les partisans de lillusion attribuent ces aspects à des phénomènes de diffraction. |

Mars présente un aplatissement sensible, exprimé par (1 : 105). 4

soi