UUd

Vénus....

La Terre.

■,l-li ',71)

Mars... .

TTreS'ïiTo

Jupiter. .

Saturne..

yâ 12

Uranus. .

2ob74

Neptune.

Ces divers éléments se trouvent rassemblés, avec ceux relatifs à la rotation, dans le tableau précédent : c'est par là que nous terminerons les notions générales relatives au monde planétaire. Nous allons maintenant aborder en particulier chaque planète, en suivant l'ordre qui semble le plus naturel, celui de leurs distances au Soleil.

Lorsque le ciel est pur, que l'atmosplière à l'horizon 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 demi-cercle de la voûte céleste.

Cette étoile est la planète Mercure.

En continuant de l'observer pendant des soirées favorables, on la veri'a 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 celui 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 indétiniment, 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 lumièi^e, et l'autre, Mercure, dieu des voleurs. Les Indiens, les Égyptiens lui donné-

Coiiionction supérieure.

Plits grande iloi'gatioit.

Fig. 69. Explicalion du mouvement apparent de Mercure.

rent de môme deux noms différents : Set ou Horus chez les derniers, Boudha et Rauhinèya chez les autres. 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 peu de chose près avec la disparition de l'autre : de là à conclure leur identité, il n'y avait qu'un pas.

Le mouvement apparent de Mercure sur le ciel, qui consiste ainsi qu'on vient de le voir en une double oscillation, tantôt à l'Occident, tantôt à l'Orient du Soleil, s'explique de

la façon la plus simple par la combinaison de son propre mouvement de translation avec celui de la Terre. Insistons sur les circonstances de ce mouvement apparent, circonstances que nous retrouverons les mêmes, sauf les différences de

grandeur, de vitesse, etc pour la planète Vénus. Vénus et

Mercure, en effet, sont l'une et l'autre des planètes inférieures; leurs distances au Soleil étant moindres que la distance de la Terre, leurs orbites sont enveloppées par l'orbite terrestre.

Quand Mercure se trouve en M à l'opposé du Soleil relativement à la Terre T, on dit qu'il est dans sa conjonction supérieure ; à ce moment, il se trouve ou bien caché par le Soleil, ou bien plongé dans ses rayons : il est invisible. A partir de ce point, la planète se meut sur son orbite dans la direction indiquée par la flèche (fig. 69), et passe à l'Orient du Soleil; en sortant de ses rayons, elle devient visible, et semble s'écarter de plus en plus, pendant que la Terre se meut ellemême sur son orbite. Sa vitesse apparente va alors en diminuant peu à peu jusqu'à ce qu'elle paraisse stationnaire . Puis, ayant atteint sa plus grande distance apparente à l'Orient du Soleil, ce qu'on nomme son élongation maximum^ elle va paraître se rapprocher de plus en plus de l'astre, en décrivant une portion de son orbite plus voisine de nous, avec une vitesse croissante. Une seconde fois, la planète disparaît dans les rayons du Soleil, et, atteignant le point M', où elle est située entre l'astre et la Terre T', elle arrive à sa conjonction inférieure.

En continuant sa route dans le même sens, Mercure se voit à l'Occident du Soleil, et fait alors la même oscillation en passant par une position où il semble stationnaire. Enfin, arrivé au point M", à l'opposé du Soleil, par rapport à la Terre T", il se retrouve à une nouvelle conjonction supérieure. Si la Terre eût été immobile, les points M et M" seraient identiques, et la durée de la révolution apparente de Mercure serait la même que la durée d'une révolution inté-

grale de la planète autour du Soleil . Comme il n'en est pas ainsi, Mercure met plus de temps à revenir en ligne droite avec le Soleil, et décrit encore l'arc MM" (en moyenne de 116°) au delà d'une circonférence entière, de sorte que sa révulntion synodiquc est plus longue que sa révolution sidérale\ D'ailleurs, comme on l'a vu plus haut, la révolution synodique varie entre cent six et cent trente jours, et les plus grandes élongations de Mercure varient aussi entre 16° et 29° : la cause de ces variations est dans l'excentricité de l'orbite, qui, au lieu d'être un cercle, est très-sensiblement ovale ou elliptique, ainsi que le montre la figure 67.

Mercure fait un tour entier autour du Soleil, ou achève sa révolution sidérale, en 88 jours environ (plus exactement en 87^9693, ou 87 jours 23 heures 15 minutes 46 secondes). Son année est donc un peu moins longue que le quart d'une année de la Terre. L'orbite décrite pendant ce temps autour du Soleil est, relativement, la plus allongée des orbites planétaires (l'excentricité est plus de 12 fois celle de l'orbite terrestre), de sorte que les distances de la planète au foyer du mouvement varient entre les limites suivantes, la distance moyenne de la Terre et du Soleil étant prise pour unité :

Distance aphélie 0.46669 69 000 000 kilom.

Distance moyenne 0.38710 57 250 000 —

Distance périhélie 0.30750 45 500 0Cf0 —

Dimensions de l'orbite 356 000 000 —

Il y a une grande différence, on le voit, entre les distances

1. La révolution sidérale d'une planète s'entend du parcours intégral de l'orbite supposée invariable — ce c[ui n'est pas complètement exact, puisque la forme et la position de la courbe subissent le plus souvent des altérations provenant de l'action réciproque des masses planétaires et de la masse du Soleil. Sa durée est l'intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages consécutifs de l'astre au même point de la courbe, de sorte que, vu du Soleil, il serait revenu coïncider avec le même point du ciel, avec la même étoile. — La révolution synodique est le retour de la planète à une même position par rapport au Soleil vu de la Terre.

extrêmes, puisque la plus grande surpasse la plus petite de moitié', ce qui équivaut à 23 500000 kilomètres, près de six millions de lieues.

Les dimensions de l'orbite de Mercure atteignent 356 millions de kilomètres ou, en nombre rond, 89 millions de lieues ; comme la planète les parcourt entièrement en 88 jours, sa vitesse moyenne sur son orbite est de 4 050 000 kilomètres par jour, ou de 47 kilomètres environ par seconde. C'est la plus grande des vitesses planétaires : elle dépasse celle de la Terre de moitié. Plus tard, du reste, nous verrons que plus une planète s'éloigne du Soleil, plus sa vitesse se ralentit, de sorte que cette vitesse, maximum au périhélie, est minimum à l'aphélie. Pour Mercure, elle est de près de 60 kilomètres dans la première position, et dans la deuxième, elle s'abaisse à 40 kilomètres par seconde.

Reportons-nous maintenant à la figure 67 où les orbites de Mercure et de la Terre sont tracées, avec leurs vrais rapports de position et de grandeur. Il est aisé de voir que les distances des deux planètes doivent considérablement varier suivant leurs positions relatives, qu'elles sont les plus faibles possible vers les époques où Mercure se trouve en conjonction inférieure, les plus grandes au contraire près des conjonctions supérieures, quand Mercure est au delà du Soleil. Mais, dans ces positions même, Mercure est tantôt plus rapproché tantôt plus éloigné de la Terre, à cause de la forme elliptique de son orbite et de celle de l'orbite terrestre, et aussi à cause de l'inclinaison des plans de chacune d'elles, inclinaison qui est d'environ 7 degrés. Tout calcul fait, la plus petite distance des deux planètes se réduit à environ 80 millions de kilomètres ; la plus considérable monte à 215 millions : elle est donc presque le triple de la première.

1 . C'est ce qu'exprime l'excentricité de l'orbite, égale au nombre 0 . 2056048, qui est le rapport de la différence des distances aphélie et périhélie au grand axe ou au double de la distance moyenne.

§ 2. MERCURE VO AU TÉLESCOrE.