LIVRE DEUXIEME

Nous avons vu qu'autour'du Soleil^, de cet immense foyer de chaleur et de lumière, circulent à des distances bien différentes, et en des périodes de temps tout aussi diverses, une multitude d'astres secondaires, dont notre Terre fait partie.

Tantôt isolés, tantôt réunis par groupes qui semblent reproduire en miniature le système solaire lui-même, ces corps forment autant de mondes distincts dont les dimensions et les distances, les mouvements, la forme, la structure et la constitution physique méritent une étude, un examen particuliers.

C'est cette étude qui va nous occuper maintenant.

Les nombreux phénomènes dont ces mondes sont le théâtre et que l'observation a recueillis, en se déroulant devant nos yeux, non-seulement nous feront connaître le mécanisme du système tout entier, mais nous permettront encore de pénétrer, autant que possible, dans les détails de l'organisation propre à chacun de ces corps.

Nous mettrons l'œil aux plus puissants télescopes, et les formes des planètes, les accidents, les taches visibles à la surface de leurs disques, nous apprendront si elles tour-

lient sur elles-mêmes et quelle est la durée du jour et de la nuit à leur surface. La forme et les dimensions des orbites, les durées des révolutions nous donneront des renseignements précis sur les alternatives des saisons et des climats, sur le temps que dure Tannée de chaque planète. Les variations mêmes de climat nous seront en partie révélées par le degré d'inclinaison de Taxe de rotation sur le plan dans lequel Tastre se meut autour du Soleil.

La présence de satellites n'offrira pas un moindre intérêt, soit à cause des illuminations partielles des nuits de la planète, dues à la réflexion des faces lumineuses de ces planètes secondaires, soit à cause des éclipses plus ou moins fréquentes, conséquences forcées de l'interposition d'un corps opaque entre le corps éclairé et la source de lumière.

Nous rencontrerons la Terre, dans notre pérégrination à travers le monde solaire. L'étude des phénomènes astronomiques qui la concernent ne sera pas d'un faible secours, pour arriver à nous faire comprendre les analogies et les différences que ces phénomènes présentent d'une planète à l'autre.

En partant du Soleil, nous allons donc visiter successivement tous les corps qui circulent autour de lui, en suivant, comme il semble plus naturel, l'ordre des distances.

Mouvements apparents et phases. — Dislances au Soleil et à la Terre. — Forme et dimensions de Mercure ; ses passages sur le disque du Soleil. — Durées des jours et des nuits; saisons et climats. — Randes équatoriales, atmosphère, ipontagnes de Mercure. — Masse, densité, pesanteur à la surface du sol.

Lorsque le ciel est pur, que l'atmosphère à Thorizon n'est pas trop chargée de vapeurs, on aperçoit quelquefois, le soir, après le coucher du Soleil, une étoile dont la vive lumière se détache en scintillant sur la lueur rougeâtre du crépuscule. Sa distance apparente au-dessus de l'horizon, d'abord très-petite, augmente peu à peu chaque soir, mais sans dépasser jamais la sixième partie d'un demicercle de la voûte céleste .

Cette étoile est la planète Mercure.

En continuant de l'observer pendant des soirées favorables, on la verra se rapprocher peu à peu du Soleil, puis disparaître sous la clarté éblouissante de l'astre radieux : elle se couche alors en même temps que lui.

Quelques jours après, c'est le matin, avant le lever du Soleil, que la même étoile, dégagée des rayons de cet astre, se lèvera de plus en plus tôt, montant de jour en jour au-dessus de l'horizon à des hauteurs croissantes dont le maximum, à l'Orient, sera précisément égal

à celai qu'elle avait précédemment atteint, à l'Occident. Enfin^ peu à peu, elle reviendra sur ses pas, se rapprochant du Soleil, jusqu'au moment où elle disparaîtra de nouveau dans ses rayons.

Mercure accomplit donc de la sorte une oscillation complète autour du Soleil, oscillation qu'il répète indéfiniment, et dont la durée varie entre cent six et cent trente jours.

Les anciens, qui ne connaissaient pas le vrai système du monde, trompés par la double apparition de Mercure, tantôt après le coucher, tantôt avant le lever du Soleil, crurent d'abord qu'il s'agissait de deux astres distincts : ils nommèrent l'un, Apollon, dieu du jour et de la lumière, et l'autre. Mercure, dieu des voleurs. Les Indiens, les Égyptiens lui donnèrent de même deux noms différents. Mais les observateurs finirent par remarquer qu'une seule des deux étoiles était visible à la fois, et que l'apparition de l'une coïncidait à fort peu près avec la disparition de l'autre : de là, à conchire leur identité, il n'y avait qu'un pas.

Si, au lieu de se borner à observer Mercure à l'œil nu — ce qui, par parenthèse, n'est pas toujours très-facile — on emploie, pour examiner cet astre, une lunette d'un assez fort pouvoir grossissant, on trouve que sa forme varie selon l'époque de l'observation. 11 en est de même de sa grosseur apparente.

Parlons d'abord de la forme. Mercure, dans le cours d'une de ses oscillations, présente des phases entièrement analogues aux phases lunaires. C'est d'abord un disque lumineux, à peu près circulaire, qui peu à peu s'échancre du côté de l'Orient, jusqu'à n'être plus qu'un demicercle, à l'époque de son plus grand éloignement apparent du Soleil; puis la forme de croissant caractérise de

plu:; en plus le disque de la planète, jusqu'à ce qu'elle ne soit bientôt plus visible que sous la forme d'un mince filel lumineux. Voici quelques-unes de ces phases, oti l'accroissement progressif des dimensions apparentes est aussi marqué dans des proportions exactes :

Fig. 19. — rhases île Vercure, tisible^i h soir aprè» le coucber du Soleil.

Les mêmes apparences se succèdent, mais dans un ordi'c inverse, si l'on observe Mercure pendant sa période d'étoile du matin. Les voici :

Pig. 30. — riiiises de Uercure, visihlps le matin, avant le lever du Soleil.

Il est aisé de se rendre compte des faits que nous venons de constater par l'observation.

Les phases prouvent que Mercure a la forme d'un globe sphérique, non lumineux par lui-même. Son mouvement autour du Soleil le plaçant, par rapport h ta Terre, dans

une série de positions fort différentes, nous montre des portions, tantôt plus petites, tantôt plus grandes de sa moitié éclairée. Le même mouvement le rapproche ou l'éloigné de la Terre, ce qui explique clairement les variations des dimensions apparentes de son disque. Voici

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Fig. 21. — Explication de.4 phasci de Mercure.

du reste un tableau des positions de Mercure le long de son orbite, comparées aux positions successives de la Terre , pendant la durée d'une oscillation entière du premier de ces astres.

Lorsque Mercure est dans la même direction que le

Soleil, on dit que la planète est en conjonction. C'est la conjonction supérieure, sll est au delà du Sdleil; la conjonction inférieure, s'il est en deçà. Dans le premier cas, il toiirne vers nous son hémisphère éclairé; dans le second , son hémisphère obscur.

Si la Terre était elle-même immobile, Fintervalle de cent six à cent trente jours, que nous avons vu être la durée d'une oscillation entière, serait aussi la durée d'une révolution de Mercure autour du Soleil. Mais, comme il est aisé de le voir sur le dessin qui précède , quand la planète est revenue à la même conjonction, la Terre a marché sur son orbite, et Mercure a accompli plus d'une de ses révolutions.

En réalité, la durée d'une révolution de Mercure est moindre que celle d'une oscillation complète : elle est d'environ 88 jours terrestres*.

Si l'orbite de Mercure était un cercle parfajt, sa distance au Soleil ne varierait pas. Mais on sait que les courbes décrites par les planètes sont des ellipses, courbes ovales plus ou moins allongées dont le Soleil n'occupe pas le centre , mais un des foyers.

Parmi les huit planètes principales. Mercure est celle dont l'orbite diffère le plus de la forme circulaire. De là, des distances au Soleil fort variables. Tandis qu'à son plus grand éloignement de l'astre central, sa distance est de dix-sept millions sept cent mille lieues, elle s'en approche,

1. Plus exactement, 2 mois, 27 jours, 23 heures, 15 minutes et 46 secondes. Telle est la précision avec laquelle les astronomes sont parvenus à mesurer les phénomènes célestes.

Cette révolution est dite sidérale^ par opposition à la révolution synodique, parce que, rapporté au centre du mouvement, l'astre revient coïncider avec la même étoile. La révolution synodique d'une planète s'entend de l'intervalle de temps qu'elle met i revenir à une même position par rapport au Soleil vu de la Terre.

à sa plus petite distauce, jusqu'à n'en être plus éloignée que dé onze millions six cent soixante-dix mille. C'est une différence de plus de six millions de lieues.

A chacune de ses révolutions, Mercure ne parcourt guère moins de cent onze millions de lieues, ce qui suppose UDc vitesse de 1 260475 lieues par jour, S2î)20 lieues par heure, ou enfin, plus de H lieues et demie par seconde.

Puisque nous parlons distances, disons un mot de celles qui séparent Mercure de la Terre. Elles varient plus encore, et cela se conçoit : d'abord, parce que les distances des planètes au Soleil varient elles-mêmes, ensuite parce que tantôt Mercure — nous l'avons vu — est entre notre globe et le foyer commun, tantôt il est au delà.

Dans la première de ces positions, Mercure s'approche de nous jusqu'à dix-neuf millions de lieues , tandis que dans la seconde, il s'en éloigne jusqu'à r.g. n. - Dimension, appar^nw, du disque d« pl^sdc cinquante-six

Mercure, i ses dislances eiirënies et moyenne Je miHiouS ' CCS distances varient dans le rapport du simple au triple. Aussi est-ce dans la même proportion, mais renversée, que change son diamètre apparent.

Quant à ses dimensions réelles, elles ont pu aisément se conclure des deux éléments qui précèdent, j'entends, d'une part, la mesure de son diamètre apparent, d'autre part, la connaissance de la distance où la planète se trouve de la Terre. On a ainsi la première donnée physique sur Mercure, quiala forme d'un globe de 1244 lieues de diamètre. C'est environ les deux cinquièmes du diamètre moyen de

la Terre. La Ggure 23 donne une idée exacte des grosseurs relatives des deux planètes.

Il résulte de là que la surface de Mercure est à peu près six fois et demie moins considérable que celle de notre sphéroïde, et qu'il faudrait près de dix-sept volumes égaux au sien pour égaler le volume de la Terre.

Mercure est-il de forme parfaitement sphérique ? Il est difficile de s'en assurer en observant la planète dans ses phases. L'éclat de sa lumière est si vif que les mesures précises sont difficiles alors'. Les astronomes ont préféré utiliser un phénomène qui arrive encore assez fréquemment pour permettre de contrôler les observations. Je veux parler du passage de Mercure sur le disque du Soleil.

On se rappelle qu'à chacune de ses oscillations autour du Soleil, Mercure vient s'interposer entre la Terre et l'astre radieux. Si le plan dans lequel se meut la planète était identique au plan de l'orbite terrestre, c'est-à-dire coïncidait avec lui, à chacun de ces passages Mercure se projetterait sur le Soleil. Hais il n'en est pas ainsi. Grâce à l'inclinaison des deux plans l'un sur l'autre, tantôt la planète nous semble au-dessus du disque solaire, tantôt elle passe au-dessous.

1 . En 1832, Satnnie et Mercure se trouvèrent trës-voiEins l'un de l'au* tre, en apparence, bien entendu. D'après Béer et Ma^iler qui les observèrent alore, ■ Satame comparé & Mercure présentait un globe p&le et sans éclat. Mercure présentait nn éclat inégal, et resta parraitemeol visible après le lever du Soleil, tandis que Sainrne disparut à la vue. Mercure était éclairé nn peu plus de la moitié. *

(Fragments sur les corps célestes du syslhne solaire)

78 LE MONDE SOLAIKE.

]| arrive quelquefois cependaut qu'elle se trouve précisé-

meut à la même hauteur appareute que le Soleil.

On peut voir alors Mercure, sous la forme d'uue tache noire et ronde, travei'ser eu quelques heures ' le disque du Soleil , qui se trouve aiusi partiellement éclipsé'. La netteté de la forme circulaire , l'uniformité du mouvement de la tache sur le So- U'il, enfin la durée même du passage sont autant de cii^ constances qui ne permettent pas de confondre le phénomène avec celui des taches solaires.

Les astronomes ont choisi l'instant favorable de ces passages pour mesurer, à l'aide d'instruments micrométriques, les dimensions apparentes de Mercure, lesquelles par un calcul facile ont permis de conclure ses dimensions l'éelles. En même temps, ils ont pu s'assurer que la tache

1. La durée da passage est fort variable. Elle peut s'élever jusqu'à 8 heores environ. Le dernier passage a eu lieu le 13 novembre 1861. AjoutODS que d'ici à la lin du dix-neuvième siècle, il y en aura encore six antres, dont le premier s'effectuera le 5 novembre 1868. Les passages de Mercure s'eFfectuenl toujours en mai ou en novembre.

S. I Li. première de ces observations fut faîie k Paris par Gassendi, le 7 novembre 1 63 1 , et, comme dit ce philosophe, selon le vœu et l'avertissement de Kepler. Car Kepler avait prédit ce passage et en avait publié ou écrit l'année précédente qui Tut celle de sa mort. >

(D'Alembsrt, Encyclopédie.)

noire était toujours parfaitemeut ronde, c'est-a-<lire que le globe ne Imsse voir aucune trace d'aplatissement '.

Nous connaissons le mouvement de Mercure autour du Soleil, la durée de sa révolution, ses distances au Soleil ot à la Terre, et enfin ses dimensions en diamètre, en surface et en volume. 11 nous reste à dire ce qu'on sait de sa constitution physique. Les éléments que la science est par^'enue à rassembler sur ce point curieux et important de la monographie des planètes, doivent être pour tous d'un vif intérêt, par les similitudes ou les contrastes que chacun de ces mondes présente avec le nôtre. La manière dont la lumière et la chaleur sont distiîbuées à la surface des corps planétaires, la succession de leurs jours, de leurs nuits et de leurs saisons, l'existence ou la privation d'une atmosphère semblable à la nôtre, enfin les accidents que le télescope a permis aux regards de l'homme d'apercevoir à leur surface, sont autant de renseignements précieux qui nous permettent de faire les conjectures les plus probables sur l'organisation des êtres vivants qui les peuplent sans doute. Appuyée sur de telles données positives , l'imagination peut alors se lancer hardiment dans le champ des hypothèses.

L'intensité de la lumière que Mercure reçoit du Soleil, à sa distance moyenne, est près de sept fois^ aussi grande que celle dont notre globe est éclairé dans les mêmes conditions de distance. Il n'est donc pas étonnant que les anciens aient gratifié Mercure de l'épithète d'etincelant (<jt(X6wv). Ce n est pas tout. Les lois de propagation de la chaleur rayonnante sont les mêmes que celles de la lumière. Mer-

1. Une seule appréciation de ce genre ne serait pas toujours concluante, puisque Mercure peut se trouver dans une position telle, qu'il se présente ^ nous par Tun de ses pôles de rotation. D'ailleurs, Taplatissement peut être assez faible pour n'être pas mesurable à cette distance.