CHAPITRE V

Des Planètes, et en particulier, de Mercure et de Vénus.

An milieu de ce iiom}>re infini de pointa Mnceiani dont U Toâte c^ette est psrsem^e , et qai gardent entre eux une position i pea pr^ constante , dix astres tonjonrs viaSiles , quand ils ne sont point plonges dans les rayons dn «oleil , se meuvent autour de lui suivant des lois fort compliquas dont la TecLerche est un des principaux objets de l'Astronomie. Ces astres , auxquels on a donne le nom de planèteM , sont Mercure, Venue, Mars , Jupiter et Saturne , connns dans la plus haute antiquité, parce qu'on peut les apercevoir à la vne simple ; ensuite Uranns , Cérës , Fallas, Jnnoa et Vesta , dont la découverte récente est due au télescope. Les deux premières planètes ne s'écartent point du soleil on-delà de certaines limites : les antres s'en Joignent i toutes les distances angulaires. Les moavemens de tons ces corps sont compris dans une zone de la sphère céleste que l'on a nommée zodiaque , et dont la largeur est divisée en deux parties égales par Técliptique.

Mercure ne s'éloigne jamais dn soleil au-delà de trente-deux degrés. Lorsqu'il commence à paraître le soir , on le distingue à peine dans les rayons du crépuscule : lés jours suivans, il s'en dégage de plus en plus, et après s'être éloigné d'environ vingt-cinq deg;rés dn soleil , il revient vers lui. Dans cet intervalle ,

4o EXPOSITION

le mouvemeat de Mercure , rapporte aux ((toiles , est (lirect; mais torsqu'en se rapprochant du soleil, sa distance à cet astre n'est plus que de vingt degrés, il parait stationnaire , et son mouvement derieot ensuite rétrograde. Mercure continue de se rapprocher du soleil , et finit par se replonger le soir dans ses rayons- Après y être demeure pendant qnelqne temps invisible , on le revoit le matin , soi-tant de ces rayons et ~ s'éloîgnant du soleil. Son mouvemeat est rétrograde, comme avant sa disparition ; mais la planète parvenue k vingt degrés de distance , est de noaveaji stationnaire , et reprend un mouvement direct : elle continue de s'éloigner du soleil jusqu'à la distance de vingt-cinq degrés ; ensuite elle s'en rapproche , se replonge le matin dans les rayons de l'aurore , et reparaît bientât le soir pour reproduire les mêmes phénomènes. , L'étendue des plus grandes digressions de Mercure ou de ses plus grands écarts de chaque côté du soleil , varie depuis dix-huit jusqu'à trente-deux degrés. La durée de ses oscillations entières ou de ses retours à la même position relativement au soleil, varie pareillement depuis cent six jusqu'à cent trente jours. L'arc moyen de sa rétrogradation est d'environ quinze degrés , et sa durée moyenne est de vingt-trois jours ; mais il y a de grandes différences entre ces quantités, dans les diverses rétrogradations. En général , le mouvement de Mercure est très compliqué : il n'a pas lieu exactement sur le plan de l'écliptiqus ; quelquefois la planète s'en écarte au-delà de cinq degrés.

Il a fallu sans doute une longue suite d'observations pour reconnaître l'identité de deux astres que l'on voyait alternativement, le matin et le soir, s'éloigner et se rapprocher alternatiTement du soleil ; mais comme

l'un ne se montrait jamais que l'autre n'eiit disparu , on )ngea enfin que c'était la mâme planète qui oscillait de chaque cAté du soleil.

Le diamètre de Mercure est Tarîabte, et ses change* mens apparent oat des rapports ëvîdens i sa position par rapport au soleil et à la direction de sou mouvement. Il est à son mi'nùnujn quand la planète se plonge le matin dans les rayons solaires, ou quand le soir elle s'en de'gage : il est à sou maximum quand elle se plonge le soir dans ces rayons , ou quand elle s'en dégage le matin. Sa grandeur moyenne est de 3i",3.

Quelquefois, dans l'intervalle de sa disparition, le soir , à sa réapparition , le matin , ou voit la planète se projeter sur le disque du soleil , sous la forme d'une tache noire qui décrit une corde de ce disque. On la reconnaît i » position ou à son diamètre apparent , et à son mouvement rétrograde , conformes à ceux qu'elle doit avoir. Ces passages de Mercure sont de véritables éclipses annulaires du soleil , qui nous prouvent que cette planète en emprunte sa lumière. Vue dans de fortes Innettes , elle présente des phases analogues aux phases de la lune , dirigées comme elles vers le soleil , et dont l'étendue variable suivant la position de la planète par rapport au soleil , et suivant la direction de son mouvement , répand une grande lumière sur la nature de son orbite.

La planète Vénus offre les mêmes phénomènes que Mercure , avec cette différence que ses phases sont beaucoup plus sensibles , tei oscillations plus e'tendues , et leur durée plus considérable. Les plus grandes digressions de Vénns varient depuis cinquante jusqu'à cinquante-trois degrés; et la durée moyenne de ses oscillations on de son retour à la même position relati-

vement au soleil , est âe cinq cent qnatre-TÏngt'qnaU^ jours. La rétrogradation conuneace ou finit quand la planète , en se rapprochant le soir du soleîl , oa en s'en ëloignaot le matin , en est distante d'enriroi^ trentedeux degrés. L'arc de sa rétrogradation est de dix-huit degrés à peu près , et sa durée moyenne est de quarante-deux jours. Vénus ne se ment point exactement sur le plan de l'écliptiqae dont elle s'écarte quelquefois de plusieurs degrés.

Les durées des passages de Vénus sur le disque solaire, observées à de grandes distances sur la terre, sont très sensiblement difltfrentes par la même caose qui fait différer entre elles les durées de la même éclipse du soleil dans divers pa^fs. En vertu de la parallaxe de cette planète , les divers observateurs la rapportent à différens points de ce disque dont ils lui voient décrire des cordes plus on moins longues. Dans le passage qut eut lieu en 1769, la différence des dorées observées à Otaïti dans la mer du Sud, et à Cajaneboarg dans la Laponie suédoise , surpassa quinie minutes. Ces durées pouvant être déterminées avec une grande précision, leurs différences donnent fort exactement la parallaxe de Vénus , et par conséquent sa distance k la terre , au moment de sa conjonction. Une loi remarquable que nous exposerons à la suite des découvertes qui l'ont &it connaître , lie cette parallaxe à celle du soleil et de toutes les planètes ; ce qui donne i l'observation de ces passages une grande importance dans l'Astronomie. Après s'être succédés dans l'intervalle de hnit ans , ils ne reviennent qu'après plus d'un siècle , pour se succéder encore dans le court intervalle de huit années, et ainsi de suite. Les deux derniers passages sont arrivés le 5 juin 1761 , et 3 juin 1769. Les astronomes se sont

r^pandiu dans les lieax oà il était le plus aTantagenx de le» obserrer, et c'est de l'enaemBle de lears observations que l'on a concla 1b parallaxe da soleil de 36",54 dans sa moyenne distance k la terre. Les deux prochains passages auront Heu le 8 décembre 1874 et le 6 décembre 1883.

Lesgrandes variations dn diamètre apparent de Vénos noos prouTent que sa distance à la terre est très variable. Cette distance est la plus petite , an moment de «es passages sor le soleil , et le diamètre apparent est alors d'environ 189": la grandeur moyenne de ce diamètre est, suivant H. Arago, de 5a",[73.

Le mouvement de quelques taches observées sur cette planète , avait fait reconnaître i Dominique Cassini sa rotation dans l'intervalle d'an peu moins d'un jour. Schroè'ter , par l'observation suivie des variations de ses cornes, et par celle de quelques points lumineux vers les bords de sa partie non éclaire'e , a coniîrme' ce résultat sur lequel on avait élevé des doutes. Il a fixé i 01,973 , la durée de la rotation , et il a trouvé , comme Cassini , que l'équateur de Vénus forme un angle considérable avec l'écliptique. Enfin , U a conclu de ses observations, l'existence de très hautes montagnes à sa surface; et par la loi de ladégradationde la lumière dans le passage de sa partie obscure à sa partie éclairée , il a jugé la planète environnée d'une atmosphère étendue dont la force réfractive est peu dilTérente de celle de l'atmosphère terrestre. L'extrême difficulté d'apercevoir ces phénomènes dans les plus forts télescopes , en rend l'obsei'vatîon très délicate dans nos climats : ils méritent toute l'attention des observateurs placés au midi , sons un ciel favorable. Mais il est bien important , lorsque les impressions sont aussi légères, de se garantir des

effets de rimaginatùm qni peut avoir sur «Uet nne ^aade influence ; ctr alors les bnagcs îatérienres qu'elle fait uftttre modifient et transforment souvent celles que produit la me des objets.

Venus surpasse en clarté les antres planètes et les étoiles : elle est quelquefois si brillant , qu'on la voit en plein jour, k la vne simple. Ce phénomène, qui dépend du retour de la planète & sa même position par rapport au soleil , revient dans l'intervalle de dix-neuf mois i peu près , et sou plus grand éclat se reproduit tonales huit ans. Quoiqu'assez fréquent, il ne manque jamais d'eicîter la surprise' du vulgaire, qui, danssacrédule ignorance , le suppose toujours lié aux événemens contemporains les plus remarquables.