Derham, Préface de la Théologie astronomique

2. François Bianchini (né à Vérone le 13 décembre 1662, mort à Rome le 2 mars 1729) perfectionna les lunettes, et fut chargé par Innocent XIII de dresser un gnomon dans l’église Sainte-Marie des Anges, à Rome. Il écrivit de nombreux mémoires astronomiques et archéologiques, qui se trouvent disséminés dans différents recueils.

vigateurs les plus célèbres, dans un mémoire intitulé : Hesperi et Phosphori nova phænomena , sive observationes circa planelam Veneris: Rome, 1728, in-fol.

Une lumière très-pâle, semblable à celle de nos crépuscules, fait voirla païtie éclairée de Vénus au delà des limites déterminées par le calcul. Il résulte des observations de Herschel et de Schroeter que c’est- de la lumière réfractée par l’atmosphère de la planète. L’existence de cette atmosphère est ainsi mise hors de toute contestation. Peut-être y faut-il chercher la cause de la visibilité, plus d’une fois observée, de Vénus en plein jour. Ces cas se présentent 69 jours avant ou après sa conjonction inférieure, aux moments où la planète est à 40° à l’orient ou à l’occident du Soleil. Son diamètre apparent est alors de 40", bien que sa partie éclairée ait à peine 10" de largeur.

La partie non éclairée du disque de Vénus devient quelquefois visible comme la lumière cendrée de la Lune. Ce phénomène fut pour la première fois observé et décrit par Derham. « Je me souviens, dit-il, distinctement que, comme je regardais Vénus, il y a quelques années, pendant qu’elle était dans son périgée et qu’elle avait ses plus grandes cornes, je voyais la partie obscure de son globe de même que nous voyons celle de la Lune peu de temps après sa conjonction. » Depuis lors, d’autres observateurs, telsqu’André Mayer en 1759 Harding et Schroeter, en 1806, Gruithuisen"'en 1825, aperçurent le même phénomène. Herschel en attribuait la cause aune certaine phosphorescence de l’atmosphère de la planète. Quelques-uns ont cru voir dans la lumière cendrée de Vénus l’existence d’un satellite, de manière que. cette planète aurait son clair de lune comme la Terre. Il y eut même des astronomes qui prétendaient avoir distingué ce satellite. Lambert alla jusqu’à en calculer les éléments. Mais rien n’est vènu jusqu’à présent confirmer ces données imaginaires.

Mars. — De toutes les Tables planétaires, celles de Mars

ASTRONOMIE MODERNE

étaient, jusqu’au commencement; de notre siècle, les plus défectueuses. Depuis lors, Oriani, Schubert, Burckhardt, Lcfrançais,Monteiro,Triesncckcr,Laplace,Lindenau,etc., ont contribué au perfectionnement de ces Tables. Il résulte de leurs travaux que . Mars accomplit sa révolution sidérale en 6861,98, que sa distance moyenne au Soleil est de 1,524, que l’inclinaison de son orbite sur l’écliptique est de 1° 51' 6", 2, etc. N’oublions pas que c’est la grande ellipticité de son orbite qui a fait découvrir à Kepler les lois de l’astronomie.

Les phases do Mars, très-faibles comparativement à celles de Vénus, furent pour la première fois observées, selon Riccioli , par Fontana, à Naples, le 24 août 1638. Elles avaient été déjà entrevues par Galilée*. L’observation des taches permanentes de Mars remonte à la même époque : elles furent vues, en 1636, par Fontana, en, 1640 par le P. Zucclii, et en 1644 par le P. Bartoldi. La durée de la rotation de Mars, dont s’étaient déjà occupés Dominique Cassïni, Maraldi et W. Hcrschel, est, d’après les observations de Maedler et Beer, de 24h 37m 23*. L’aplatissement de Mars, que W. Herschel porta, en 1784, à •jtÿ, et que Bessel nia tout à fait, a été porté par F. Arago à environ

L’étude de la constitution physique de Mars pourra, par analogie, répandre beaucoup de lumière sur la nature dos autres planètes, moins accessibles à nos moyens d’investigation. Les premières observations des taches blanches polaires paraissent remonter au milieu du dix-septième siècle. Mais c’est Maraldi qui s’en occupa le premier avec suite. Dès 1706 il observa les taches blanches polaires de Mars. Répétant ses observations en 1719, il vit ces taches, changer d’étendue, et signala la disparition temporaire de celles du pôle boréal. Ces taches polaires lui semblaient lormer des protubérances et interrompre la courbure ré- ' * (

1, Lettre de Galilée au P. Castelli, écrite le 30 décembre 1G10.

gulière du disque de Mars *. Herschel observa la tache blanche du pôle sud, en 1777 et 1781, et surtout en 1783; depuis le mois de mai jusqu’au mois de novembre, époque où elle cessa d’être éclairée par le Soleil. Ü trouva que le milieu de cette tache coïncidait assez bien avec le pôle sud, tandis que le centre de la tache du pôle nord s’écartait de ce pôle d’environ 13 degrés. Flaugergues et Schroeter répétèrent ces observations en 1798 et 1807. Gruithuisen remarqua, en octobre 1813 et en août 1815, que le maximum d’étendue des taches du pôle sud coïncidait avec l’époque qui correspond à l’automne de l’hémisphère austral de Mars*, de même que, le 3 avril 1814, il vit le maximum d’étendue de cette tache coïncider avec l’époque où les jours de Mars commencent à grandir, c’est-à-dire avec la saison d’hiver du même hémisphère *. Des changements analogues furent observés, dans l’hémisphère boréal, sur la tache blanche du pôle nord.

Que conclure de ces observations ? Que les régions polaires de Mars sont, comme les régions polaires de la Terre, couvertes de glaces, et qu'elles augmentent ou diminuent d’étendue suivant l’action du froid ou de la chaleur, action qui rappelle nos hivers et nos étés. Maedler et Becr poussèrent cette explication jusqu’aux dernières conséquences. « Si les taches polaires, disaient-ils, sont véritablement de la neige, leur diminution à l’approche de l’été ne peut avoir lieu que par une fonte et évaporation continuelle ; l’épaisseur de cette neige est, selon toute vraisemblance, très-considérable. Par suite de sa fonte, le sol doit devenir très-humide. Or, un sol marécageux est certainement de toutes les parties d’une surface celle qui est le moins susceptible de réflexion et qui dès lors doit nous paraître plus foncée. » Ces mêmes astronomes ont constaté que sur les

1. Maraldi, dans les Mémoires de l'Académie des sciences, Pans, 1720

2. Astronomische JAhrbücher, année 1817, p. 180; année 1819, p. 251, et année 1825, p. 291.

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668 jours et 16 heures dont se compose une année solaire de Mars, l’été de l’hémisphère boréal de la planète renferme, en nombres ronds, 372 jours et l’hiver 296 jours.

La même distribution s’applique aux étés et aux hivers de l’hémisphère austral. Cette inégalité de durée entre la saison froide et la saison chaude ne doit pas, d’après un théorème appliqué par Lambert à la théorie des saisons terrestres, empêcher les habitants de Mars de jouir de la même température moyenne. Par suite de l’inclinaison de l’axe de Mars sur le plan de son orbite, le pôle sud se trouve ' tourné vers le Soleil lorsque la planète est à une de ses moindres distances du foyer de lumière et de chaleur, tandis que le pôle nord est à une de ses plus grandes distances lorsque arrive l’été pour l’hémisphère boréal. Il résulte de là que la calotte glacée de l’hémisphère austral varie dans de plus grandes limites que celle de l’hémisphère boréal. La même particularité s’observe pour le pôle austral de notre globe. Sur la Terre, comme sur Mars, les pôles de froid ne coïncident pas non plus exactement avec les pôles de rotation.

Mars est do tous les astres celui qui présente la plus forte coloration rouge, et, sous ce rapport, il n’a subi, depuis mémoire d’homme, aucun changement, puisque le mot de rouge se retrouve au fond de tous les noms qu’il porte dans les langues les plus anciennes. Ainsi dans l’idiome sanscrit, d’où dérivent toutes les langues indo-européennes, ' Mars s’appelle Lohitanga, de lohita, rouge, et anga, corps, Cette coloration rouge, qui parait plus intense à l’œil nu que dans une lunette, d’où vient-elle? On a voulu l’attribuer à la teinte des lueurs crépusculaires dont l’atmosphère de Mars serait le siège. Mais si cette explication était vraie, la teinte rouge devrait atteindre son maximum sur les bords et dans les régions polaires. Or c’est le contraire qui a lieu. Lambert en cherchait la cause dans la couleur dominante de la végétation de Mars, qui, au lieu d’être verte comme sur notre planète, serait rouge. Si le

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fait est exact, la teinte rouge devra éprouver des changements avec les saisons estivales et hivernales de la planète. Mais jusqu’à présent l’observation est restée muette à cet égard. Enfin, du règne végétal on est descendu au règne minéral, beaucoup moins changeant dans son aspect ; aussi croit-on avoir trouvé la véritable cause de la coloration rouge dans des terrains ocreux, dans des roches ferrugineuses, dont une grande partie de la surface de Mars serait couverte. Cette explication est la plus plausible. Quant aux taches sombres, d’une teinte bleuâtre, qu’on a remarquées à côté des taches rouges et brillantes (les roches ferrugineuses réfléchissent vivement la lumière solaire), elles paraissent former des lacs ou des mers.

Enfin, indépendamment des taches permanentes, il-existe sur Mars des taches de nuances très-variables. Ces nuances ont été particulièrement observées en 1862 par M. Norman Lockyer, pendant l’opposition de la planète. «On observe, dit-il, de jour en jour, d’heure en heure, des changements de détail dans les nuances des diverses régions, sombres ou lumineuses de la planète. Ces changements, je n’en puis douter, ont pour cause le passage des nuages en avant des différentes taches. » D’autres phénomènes s’ajoutent à ceuxlà pour mettre hors de doute l’existence d’une atmosphère de Mars, d’une transparence très-inégale et souvent, troublée. C’est Arago qui a montré que la coloration rouge de Mars n’est point due à une modification que les rayons solaires auraient éprouvée dans l’atmosphère de cette planète.

Tout récemment, M. C. Flammarion s’est occupé de la constitution physique de Mars. Il résulte d’un travail qu’il a communiqué à l’Académie des sciences (juillet 1873), que la météorologie de Mars est à peu près la même que celle de la Terre, que l’eau y est la même que sur notre globe, et qu’il y a un peu plus de terres que de mers. L’auteur attribue, comme Lambert, la coloration rouge de la planète à une végétation particulière. Cette opinion

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a déjà été réfutée, parce que la végétation change avec les sâisons, si les choses doivent se passer sur Mars comme sur la Terre.

JuptTER. — Jupiter partagea, en tout temps, avec Vénus la curiosité de tous les mortels qui lèvent les yeux pour contempler les astres. Mais la théorie de ses mouvements n’a été un objet d’étude sérieux que depuis le» travaux de Lambert, de Lalande, de Delambre, de Bouvard, de Lindenau, de Zach, de W. Herschel, de Schroeter, de Bessel, etc. De leurs travaux on a déduit 5,203 pour la distance moyenne de Jupiter au Soleil; 1°, 19' pour l’inclinaison de son orbite sur l’écliptique; 11 ans 10 mois 17j.,6 pour la durée de sa révolution sidérale, etc. Les déterminations de la durée de rotation faites, sur l’observation des taches, par différents astronomes, depuis Gassini (en 1665) jusqu’à Àiry (en 1835), varient entre 9b 56m 5* et 9b55m24". Les différences obtenues pour son aplatissement varient depuis un jusqu’à un y*. Elles montrent que la question est loin d’être nettement résolue.

Nous avons parlé plus haut do la découverte des satellites de Jupiter1. Comme pourla Lune et probablement pour tous les satellites, la durée de la rotation autour de leur axe est égale au temps de la révolution sidérale autour de la planète qu’ils accompagnent, et ils présentent tous constamment la même face aux habitants de leurs planètes respectives.

Outre les taches, on a découvert sur Jupiter des bandes obscures, parallèles, perpendiculaires à son axe de rotation, faciles à distinguer, même avec des lunettes d’un faible grossissement. Les deux bandes, centrales, lune au nord, et l’autre au midi de l’équateur, furent, rappelons-le, aperçues, pour la première fois, le 17 mai 1630, par le P. Zucchi. Sont-elles permanentes? Hévélius, dans