VÉNUS

leur reçue à la surface, non de la manière dont elle agit sur la température.

Fig. 105. Dimensions apparentes de Vénus à ses distances extrêmes et moyenne de la Terre.

Le diamètre apparent de Vénus varie beaucoup parce que ses distances à la Terre sont elle-mêmes fort variables, étant

Fig. 106. Vénus et la Terre.

égales tantôt à la somme, tantôt à la différence de leurs dis-

tances respectives au Soleil. La figure 105 donne une idée juste de ces variations.

Quant aux dimensions réelles de la planète, elles appro dbeiii.btiiicoup de celles de la Terre. Le rayon de Vénus est ka 93 centièmes environ du rayon équatorial terrestre , ce ipaà faii ea valeur absolue 5940 kilomètres, et, pour sa circonférence 37 250 kilomètres, plus de neuf mille lieues.

Son volume est 0.806, le volume de la Terre étant prie pour unité.

Fig. 107. Ëohancrares da croissant de Vénus, d'après Schrœter.

On n*a encore pu mesurer l'aplatissement de son globe, l'irradiation produite par l'éclat de sa lumière rendant les mesures très-difficiles. Mais , en observant quelques taches du disque, ainsi que les irrégularités du croissaut pendant plusieurs périodes de ses phases, on a reconnu que Vénus a un mouvement de rotation de 23 heures 21 minutes. L'année de Vénus comprend 231 de ces rotations.

L'axe autour duquel ce mouvement s'effectue est incliné de 40 degrés environ sur le plan de l'orbite. Comparée à. celle de l'axe de la Terre, c'est une inclinaison considérable, et il doit en résulter des variations très -grandes dans les durées relatives des jours et des nuits, et dans les phénomènes des saisons.

MARS. âSÔ

Vénus passe, comme Mercure, sur le disque du Soleil dans certaines de ses conjonctions inférieures. Mais ces passages, fameux dans l'histoire de l'astronomie, parce qu'ils ont servi an dernier siècle à mesurer la parallaxe du Soleil , sont beaucoup plus rares que ceux de Mercure : ils n'ont lieu que deux fois par siècle, à peu près. Le 8 décembre 1874 et le 6 décembre 1882, sont les dates impatiemment attendues des retours de ces phénomènes dans le dix-neuvième siècle. Il n'y en aura plus ensuite avant Tan 2004.

Fig. 108. Inolioaison de l'axe de rotation de Vénus.

Pendant le passage de 1761, Vénus parut entourée d'un anneau nébuleux qui s'explique aisément par l'existence d'une épaisse atmosphère autour de son globe. Enfin les irrégularités de la ligne qui sépare l'ombre de la lumière, dans les phases de Vénus, ont fait naturellement supposer que cette planète est couverte de montagnes dont la hauteur parait considérable.

Après la planète Vénus, c'est la Terre qu'on rencontre quand on s'éloigne du Soleil ; mais nous avons donné tous les détails relatifs à sa forme, à ses dimensions , à sa consti-

tation physique dans les chapitres I et II de cet ouvrage. C'est donc Mars que nous avons maintenant à décrire. I La distance moyenne de Mars au Soleil surpasse une fois et demie celle de la Terre et mesure environ 225 millions de kilomètres. Â Taphélie cette distance s'élève à près de 246 millions, et au périhélie, elle n'est plus que de 204 million^ de kilomètres. Ces différences accusent une orbite beaucoup plus allongée que l'orbite terrestre ; et, en effet, Texcentricité de Mars^vaut près de 6 fois l'excentricité de l'orbite de la Terre.

Les distances de Mars à notre planète varient dans des limites très -étendues, qu'il est aisé de constater dans les télescopes par des variations de son diamètre apparent. C'est au moment de l'opposition que ce diamètre atteint son maximum, ou que la distance àla Terre est la plus petite possible. Le 17 août 1845, Mars se trouvant alors en opposition n'était plus qu'à une distance de la Terre égale à 56 500000 kilomètres, un peu plus de 14 millions de lieues.

Mars, vu de la Terre, offre des phases; vers l'époque de ses quadratures, le disque ne parait pas complètement circulaire. Il ressemble au disque de la Lune deux ou trois jours avant ou après son plein.

La mesure du diamètre apparent de Mars a donné pour son diamètre un nombre égal aux 54 centièmes environ du diamètre de la Terre, de sorte que le rayon de son globe mesure à peu près 3400 kilomètres, et la circonférence de 'Son équateur 21 360 kilomètres ou 5340 }ieues. En prenant le volume de la Terre pour unité, celui de Mars est 0.157,

Le globe de Mars est très-sensiblement elliptique; on évalue son aplatissement à 1/50 et même, selon d'autres observateurs, à 1/33; c'est entre ^6 et 9 fois Taplatifisement d^ la Terre.

t Quand on examine le disque de Mars avec de forts télescopes, on dislingue à sa surfigige des taches permanentes qui ont un mouvement de progression dans le même sens, ce qui indique une rotation du globe autour d'un de ses diamètres. La durée de cette rotation est de 24 heures 37 minutes.

£n comparant ce nombre avec la durée de Tannée de la