ÉLÉMENTS ASTRONOMIQUES DU MONDE DE MARS

Distance moyenne au Soleil : 1,5236913 ~ 2*27031000 kilomètres. Excentricité: 0,0932611.

Variation séculaire do l'excentricité : -0,000090170, Distance périhélie : 1,3820 -206007000 kilomètres. Distance aphélie: 1,G658 =^248207000 kilomètres.

Durée de la révolution. Année sidérale, 686' 23'' 30" 4P = 686^,979 = 1,8808 ^. Année troi)ique : 680^,929.

Période synodiquo : 11Q\[)\.

Inclinaison sur l'orbite terrestre : l'5r2''. Longitude du nœud ascendant : î8«23'53". Longitude du périhélie : 333* 40'.

Variation séculaire du périhélie : -t- 1582\i3.

Longitude du solstice d'été austral : 356° 48'.

Distance du périhélie au solstice : 3G'.

Longitude du solstice d'ét*» boréal : 170° 48'.

Longitude de l'aphélie : 153° 49'.

Longitude de Téquinoxe d'automne austral et de l'équinoxe de printemps boréal: 86* 48'.

Longitude de l'équinoxe de printemps austral et de l'équinoxe d'automne boréal :266o 48'.

Distance du solstice d'été austral (ou hiver boréal) à l'équinoxe d'automne austral (ou de printemps boréal] : IGO'.

Distance de l'équinoxe d'automne austral (ou de printemps boréal) au solstice d'hiver austral (ou d'été boréal) : iW.

Distance du solstice d'hiver austral (ou d'été boréal) à l'équinoxe de printemps austral (ou d'automne boréal) : 182J.

Distance de l'équinoxe de printemps austral (ou d'autouine boréal) au solstice d'été austral (ou d'hiver boréal } : 146'.

Obliquité de l'écliptique : 24°52'.

Rotation sidérale : 24''37'"22»,65.

Durée du jour solaire : 24*'39'"25%0..

Aplatissement polaire : environ 2-J^;.

Diamètre : 9%35 --0,530 Ô.

Surface : 0,281 ô .

Volume : 0,140 Ô.

Masse : 0,105 ô.

Densité : 0,705 ô ■■^- 3,91 eau.

Pesanteur à l'équateur : 0,376. ry = 3-, 69.

Diamètre moyen du Soleil : 21' 2" = 0,656 o vu de Ô.

Lumière et chaleur reçues du Soleil : 0,43 ô.

Valeur de !• aréocentrique à la surface de Mars ; 60 kilomètres.

L'orbite de Mars est très elliptique. Sa distance au Soleil varie de 206 à 248 millions de kilomètres, soit de 42 millions, ce qui équivaut à | de sa distance moyenne.

Nous avons représenté, par la construction de la ftg, 253, toutes les situalions relatives à cette orbite et à ses rapports avec les positions de la Terre. L elliplicité de chaque orbite est dans ses proportions réelles. Le grand axe

LOUBITE DK MAUS.

de Porbitc de Mars est liorizontal, le Soleil brille à run des foyers et le point C marque le centre de l'ellipse parcourue par Mars autour du Soleil; la distcince de C au centre solaire représente donc rexcenlricité. Le périhélie

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Fig. 253. - î/orbite de Murs autour du Soleil et ses relations avec lorbile terrestre.

se trouve à la longitude héliocentrique 333*^49', à laquelle la Terre passe cUe-nième le 27 août. Le solstice d'été de rhémisphère austral n'est pas fort éloigné de là et se trouve à la longitude 356*48'. La ligne des apsides va donc de cette longitude à celle qui lui est diamétralement opposée.

Le périhélie de la Terre est en p, l'aphélie en a.

On voit par là que la planète Mars présente son pôle austral au Soleil non loin de l'époque du périhélie, le solstice d*été austral suivant le périhélie

de 36 jours seulement. On sait que, sur la Terre, le solstice d'été austral arrive le 21 décembre et le périhélie le 1" janvier : chez nous, le solstice précède donc de dix jours le périhélie. Malgré cette différence entre les positions de Mars sur son orbite et celles de la Terre sur la sienne, la situation de cette planète relativement au Soleil est analogue à la nôtre : c'est son hémisphère austral qui est tourné vers l'astre illuminateur à l'époque du périhélie, c'est-à-dire que l'été de l'hémisphère austral correspond à la moindre distance de Mars au Soleil, comme il arrive pour la Terre. Cet hémisphère reçoit donc plus de chaleur que le boréal au moment du solstice. Le solstice d'été boréal arrive à l'aphélie. Au point de vue de la Taiiation des neiges polaires, celles du pôle austral, recevant plus de chaleur à leur solstice que les boréales n'en reçoivent au leur, devraient donc fondre davantage, toutes circonstances égales d'ailleurs.

La planète présente au Soleil la position dessinée au bas de la figure, et tourne en gardant constamment son axe parallèle à lui-môme. On voit que c'est son pôle nord qui est exposé au Soleil — et à la Terre — au solstice d'hiver austral, et aux époques d'oppositions aphéliqucs, tandis que la planète présente au Soleil et à la Terre son pôle sud au solstice d'été austral et aux époques d'oppositions périhéliques.

Quelle est la période qui règle les rencontres de Mars avec la Terre sur le même rayon vecteur mené au Soleil, rencontre analogue à celle des deux aiguilles d'une montre?

L'intervalle moyen entre deux oppositions successives de Mars peut se calculer par la formule suivante. La Terre marche plus vite que Mars. Son avance par jour est, en moyenne, en longitude héliocen trique, de

Par conséquent, la rencontre des deux planètes sur une même ligne droite menée du Soleil s'exprimera par