PHASES, DIMENSIONS APPARENTES ET RÉELLES

Mercure se voit assez rarement à l'œil nu, surtout dans nos climats ou dans les latitudes plus septentrionales. Le mouvement diurne de la sphère étoilée est trop oblique et la planète s'élève à une trop faible hauteur au-dessus de l'horizon, même dans ses plus grandes digressions à l'Orient ou à l'Occident du Soleil, pour n'être pas cachée par les brumes du matin ou du soir ^ .

Si, au lieu de se borner à regarder Mercure à la vue simple, on emploie, pour l'observer, 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 coui^s d'une de ses oscillations, présente des phases entièrement analogues aux phases lunaires. C'est d'abord un disque lumineux, à peu près circulaire, ou mieux semblable à la Lune deux ou trois jours avant son plein, qui peu à peu se rétrécit du côté de l'Orient, jusqu'à n'être plus qu'un demi-cercle, à l'époque de son plus grand éloignement apparent du Soleil; puis la forme de croissant caractéinse de plus en plus le disque de la planète, jusqu'à ce qu'elle ne soit bientôt plus visible que sous la forme d'un mince filet lumineux'. Voici quelques-unes de ces

1. Dans les latitudes plus méridionales, l'observation en est naturellement plus fréquente. Voilà pourquoi les Grecs, les Chaldéens purent fournir à Ptolémée un assez grand nombre d'observations de Mercure. Copernic se plaignait en mourant de ne l'avoir pas vu une seule fois dans sa longue vie d'astronome. Delambre dit ne l'avoir observé à l'œil nu qu'une fois. En février et mars de l'année 1868, tout le monde a pu voir, dans nos climats, la lumière rougeâtre de Mercure étinceler à l'horizon après le coucher du Soleil.

2. C'est surtout quand Mercure se trouve dans la portion de son orbite tournée vers la Terre que ses phases sont nettement visibles ; il paraît alors

phases, où raccroissement progressif des dimensions apparentes est aussi marqué dans des proportions exactes (fig. 70). Les mêmes apparences se succèdent|, mais dans un ordre

Fig. 70. Phases de Mercure, visibles le soir, après le coucher du Soleil.

inverse, si l'on observe Mercure pendant sa. période d'étoile du matin. Les voici (fig. 71) :

Les phases de Mercure prouvent que cette planète a la forme

Fig. 71. Phases de Mercure, visibles le matin, avant le lever du Soleil.

d'un globe sphéroïdal, non lumineux par lui-même, mais réfléchissant la lumière du Soleil.

L'explication des phases de Mercure est des plus simples.

sous forme de croissant. Mais on ne le voit jamais complètement rond à la lunette, parce que, étant alors à sa conjonction supérieure, il disparaît dans les rayons solaires; à moins cependant qu'il ne passe au-devant du Soleil, ce qui arrive dans quelques-unes de ses conjonctions inférieures : en ce cas, il se montre sous la forme d'un disque complètement obscur.

Il suffit, pour s'en rendre compte, de considérer les positions que la planète occupe sur son orbite par rapport à celle de l'observateur situe sur la Terre en T (fîg. 72). Quand Mercure est en M, ayant même longitude que le Soleil, mais entre cet astre et la Terre, il est dans sa conjonction inférieure. Il tourne alors vers nous son hémisphère obscur et n'est visible que si sa latitude, inférieure au demi-diamètre solaire (entre 15' 50" et 16' 10"), le fait se projeter sur le disque même du Soleil, circonstance qui se présente d'ordinaire dans les mois de mai ou de novembre.

Dans ce cas, Mercure se voit, pendant toutletemps de son passage^ comme une tache ronde et noire qui met au plus sept ou huit heures à traverser le disque.

En passant à l'occident du Soleil, Mercure découvre peu à peu la portion orientale de son hémisphère éclairé, sous la forme d'un croissant de moins en moins délié, et quand il atteint la position M', c'est-à-dire l'une de ses quadratures, on voit de la Terre tout un demi-cercle de cet hémisphère. En s'éloignant, ses dimensions apparentes diminuent, et sa forme est convexe des deux côtés; à sa conjonction supérieure, on le verrait entièrement rond, s'il n'était, ou occulté par le Soleil, ou noyé dans ses rayons. La seconde partie de sa révolution synodique lui fait reprendre en sens inverse les mêmes positions relatives et les mêmes apparences, ainsi qu'il est aisé de le comprendre à la seule inspection de la figure.

Fig. T2. Explication des phases de Mereui'e.

Il est très-difficile de mesurer le diamètre apparent de Mercure dans ses diverses phases brillantes : l'éclat de sa lumière, sa position voisine de l'horizon dans les vap'eurs du matin ou du soir, rendent ses contours mal définis. C'est pendant ses passages sur le Soleil que les circonstances propres à une telle mesure sont les plus favorables; même alors, l'irradiation qui varie selon les instruments et les conditions atmosphériques ^ rend la mesure difficile. La valeur trouvée par Bessel (pendant le passage du 5 mai 1832) est celle qui paraît inspirer le plus de confiance ; elle diff'ère peu de celle donnée par Cassini (passage de 1736). Rapporté à la distance 1, c'est-à-dire à la distance moyenne de la planète à la Terre ou de la Terre au Soleil, le diamètre de Mercure vaut 6". 70. Il atteint 12". 2 à

l.'Quand^on regarde, à une certaine distance, un objet brillant sur un fond sombre, ou un objet sombre sur un fond brillant, la lumière semble empiéter sur tout le contour de la ligne de séparation des deux teintes. Il en résulte qu'un disque blanc vu sur un fond noir paraît augmenter de di-

Fi(?. 73. Effet d'irradiation.

mensions, qu'un disque noir tracé sur un fond blanc semble au contraire rétréci. Si les deux disques sont vus à côté l'un de l'autre comme dans la figure 73, le blanc paraît plus grand que le noir, bien que leurs diamètres soient rigoureusement égaux. C'est à cet effet optique qu'on donne le nom d'irradiation. L'irradiation est d'ailleurs d'autant plus forte que la lumière est plus intense.

sa distance minimum, en conjonction inférieure et se réduit à 4". 6 à sa distance maximum, pendant les conjonctions supérieures. La figure 74 rend sensible à l'œil la proportion de ces dimensions moyenne et extrêmes.

On a cherché si les diamètres de la tache noire et ronde observée pendant les passages de . , ^.. , , , ,

'^ 1 u pig^ j4 Dimensions opparentes rekitivcs un disque de

Mercure sur le Soleil pré- Mercm-ej a ses distances extrêmes el moyenne de la

Terre.

sentaient des traces d'inégalité. Gallet à Avignon, en 1677, Lalande à Paris, en 1779, ont cru voir un aplatissement sensible dans le disque de Mercure. Les mesures de l'astronome russe Otto Struve, pendant le passage du 5 novembre 1868, conduiraient à un aplatissement compris entre j et ^, mais les divergences des mesures micrométriques dues à divers observateurs du même passage, ont été si considérables qu'il est plus prudent de ne rien con-

1 1 ivT) 1 !• Fia;. 75. .Mercure cl la Terre: dimensions comparées.

dure . JN oublions pas

du reste que, si cet aplatissement existe en efTet, il peut fort bien n'être pas supérieur à celui de la Terre, lequel ne dépasse guère -âoir > et qu'alors la différence du plus grand au

1. La moyenne de 17 mesures faites par M. Wolf donnait 9". 63 pour le diamètre. M. Stéphan ne trouvait que 7". 8. Les deux diamètres mesurés par M. Struve étaient, le plus petit, égal à 6".32, le plus grand à 7". 36, c'est-à-dire encore moindre que celui de M. Stéphan. Le calcul indiquait 10". 10 selon les Tables de M. Le Verrier et 9".80 selon la Coîinaissance des Temps. Le telles divergences obligent à conserver provisoirement la mesure de Bessel citée plus haut et ramenée à la distance 1.

plus petit diamètre de Mercure, dans les passages où le maximum de 12" est atteint, serait au plus de 0".04, quantité bien inférieure aux erreurs d'observation.

Des dimensions apparentes, il est aisé de passer aux dimensions réelles. En effet, le diamètre de Mercure et celui de la Terre vus du Soleil à leurs moyennes distances étant 6". 7 et 17". 72, le rapport de ces deux nombres ou 0.378 donne le diamètre de Mercure, considéré comme sphérique. 4820 kilomètres ou 1205 lieues, en est la traduction en mesures itinéraires usuelles. La périphérie du globe de Mercure, ou la longueur d'un de ses grands cercles, est alors de 15 000 kilomètres. Voici d'ailleurs les dimensions de la planète, diamètre, surface et volume, rapportées à celles de la Terre et du Soleil, dans l'hypothèse de l'exactitude des mesures de Bessel et de la parallaxe adoptée 8". 86

Diamètre. Surface. Volume.

r>- -.^c 1 à la Terre. . . 0.378

Dimensions l

de au Soleil

Mercure comparé ( 286.54

Mercure est la moins volumineuse des huit planètes principales. Il faudrait près de 24 millions de globes égaux au sien pour avoir le volume du Soleil ; il en faudrait 1 8 et demi pour former celui de la Terre; enfin, Mercure est 2 fois et 7 dixièmes aussi gros que la Lune.

Mercure tourne sur lui-même, ou autour d'un de ses diamètres, en 24 heures 5 minutes environ.

Comment est-on parvenu à déterminer ce mouvement de rotation et à en mesurer la durée? C'est ce que nous allons indiquer sommairement. Schrœter, en observant avec soin et assiduité, pendant les années 1800 et 1801, les phases de

Mercure, a constaté diverses inégalités périodiques dans l'apparence des contours du disque de la planète. La ligne de séparation de la partie éclairée et de la portion que son obscurité rend invisible, au lieu de présenter une forme régulière et elliptique, a paru dentelée (fîg. 76), comme si, en ces points, le sol de la planète était accidenté; d'autres fois, quand Mercure se présentait, dans les lunettes, sous la forme d'un mince croissant lumineux, l'une des cornes, la corne méridionale, paraissait tronquée, tandis que la corne boréale restait effilée. Mais ces inégalités, ces accidents du sol de la planète n'étaient

Fig. 76. Croissant de Mercure, d'après Sclirœler. Échaneriues du bord. Troncature de la corne australe.

pas visibles à toute époque ; ils disparaissaient pour reparaître à des intervalles dont la périodicité témoignait avec évidence d'un mouvement de rotation du globe de Mercure. C'est surtout en étudiant les retours de la troncature de la corne australe (fig. 76), que Schrœter et Harding ont pu en conclure pour la durée de la rotation, une moyenne de 24 heures, 5 minutes et 28 secondes.

Les mêmes astronomes ont aussi aperçu des taches obscures, sous forme de bandes parallèles (fig. 77); ces bandes, absolument noires dans certaines de leurs parties, ont permis aussi de constater le mouvement de rotation. Mais ce n'est qu'en

les supposant parallèles à l'équateur de la planète — hypothèse probable, mais non certaine — qu'ils en ont conclu pour

l'inclinaison de l'équateur de Mercure sur le plan de l'orbite, un angle de 70 degrés. L'axe de rotation ne ferait donc que 20 degrés avec le même plan. Mais il faudra se rappeler, quand nous en tirerons des conséquences pour la météorologie de Mercure , que tous ces résultats au- Fig. -7. Bandes équatoiiaies de j^aignt bcsolu d'être conhrmés par

Mercure; d'après Schrœter. '■

des observations nouvelles.

Partons du nombre cité plus haut, qui donne 24 heures 5 minutes pour la durée de la rotation.

Cette durée est celle d'un jour sidéral sur Mercure ; elle dépasse de 9 minutes seulement la durée du jour sidéral terrestre. Comme la durée de l'année est 87.9693 jours moyens de la Terre, un calcul simple montre que l'année de Mercure comprend environ 87 rotations et deux tiers (87.637), et qu'ainsi le nombre des jours solaires de l'année, toujours inférieur d'une unité à celui des jours sidéraux, y est de 86^637. Chacun de ces jours solaires moyens est de 24 beures 21 minutes. S'il y a des habitants sur Mercure, et s'ils règlent leur calendrier d'après les mêmes principes qiie nous le nôtre, deux de leurs années sur trois sont bissextiles ou ont 88 jours, et la troisième en a 87 seulement.

De quelle manière ces 87 jours mercuriens se partagent-ils entre les saisons astronomiques de la planète? Il faudrait, pour le dire, connaître la position exacte de la ligne des nœuds de l'équateur sur le plan de l'orbite : nous l'ignorons. Mais on peut supposer que cette ligne coïncide avec le grand axe de l'orbite, et qu'ainsi le périhélie et l'aphélie soient précisément les points des solstices. Dans ce cas, l'automne et l'biver de l'hémisphère boréal, ou le printemps et l'été de

l'hémisphère austrar, seraient les deux saisons les plus courtes et dureraient seulement 16 jours; les deux saisons opposées seraient plus longues de plus de 11 jours, et dureraient par conséquent chacune 27 jours un tiers. Cette inégalité considérable provient de la forte excentricité de l'orbite.

La même raison doit être cause d'une variation très-grande dans l'intensité des rayons solaires, lumineux ou calorifiques, reçus par chaque hémisphère dans le cours de l'année. Sur

Fig. 78. Les saisons sur Mercure; posilions de la planète et de son axe de rotation aux équinoxes et aux solstices.

Mercure, cette intensité moyenne — nous l'avons vu — est 6.670 fois aussi forte que sur la Terre, abstraction faite bien entendu de toute absorption atmosphérique. Mais à l'époque du périhélie, la radiation est beaucoup plus forte qu'à l'aphélie ; la proportion est de 2.303 à 1. Ainsi, tandis qu'à l'aphélie

1. Ceci n'est aussi qu'une hypothèse, dépendant du sens de l'inclinaison de l'axe sur le plan de l'orbite : il est possible que l'axe soit incliné dans un sens précisément inverse, et qu'il faille dire d'un hémisphère ce que nous disons ici de l'autre.

cette radiation n'est guère que quatre fois et demie celle du Soleil sur la Terre, au périhélie elle la dépasse 10 fois. Des variations aussi considérables doivent produire, dans les saisons, des contrastes d'autant plus étonnants — à notre point de vue — que leur succession a lieu avec une rapidité plus grande, et que 43 jours seulement séparent les extrêmes. Nous allons voir que l'inclinaison de l'axe de rotation, si elle est bien de 20 degrés seulement comme Sclirœter et Harding l'ont assuré, ajoute encore à ce que de telles conditions météorologiques paraissent avoir d'intolérable.

Entrons sur ce point dans quelques détails.

Nous venons de voir que la durée du jour solaire est, buv Mercure, de 24 heures 21 minutes. Aux équinoxes, la journée et la nuit s'y partagent donc cette durée, de sorte qu'à l'équateur pendant l'année tout entière, et pour toutes les autres latitudes à l'époque des équinoxes', le jour et la nuit sont seulement chacun de 10 minutes plus longs que le jour et la nuit sur la Terre dans les mêmes circonstances. Mais aux autres époques de la courte année de Mercure, les variations de la durée de ces deux éléments, et, par suite, les variations des saisons et des climats y sont beaucoup plus tranchées qu'à la surface du globe terrestre, ce qui tient à l'inclinaison considéi'able de l'équateur sur l'orbite. Au solstice d'été, le Soleil passe au zénith à midi dans les régions qui sont à 20 degrés seulement du pôle boréal, et ne s'y couche point pendant une partie de l'été; pendant ce temps, au contraire, les longues nuits polaires envahissent l'hémisphère austral jusqu'à

1. Mercure est à l'un ou à l'autre de ses équinoxes, quand le plan de son équateur passe par le Soleil : l'iiémisphère éclairé renferme alors les deux pôles, et le jour et la nuit sont égaux à toutes les latitudes. Aux solstices, la planète présente l'un de ses pôles au Soleil, tandis que l'autre pôle est dans l'ombre : c'est l'époque des longs jours et des courtes nuits sur un hémisphère, des jours courts et des longues nuits sur l'autre. Nous retrouverons des positions analogues pour chaque planète; mais une explication détaillée de tous ces phénomènes sera donnée au chapitre qui concerne la Terre.

la latitude de 20 degrés : le contraire arrive naturellement à l'autre solstice. Ainsi, sur Mercure, des zones très-étendues à partir des deux pôles, tantôt pendant leur été jouissent constamment de la lumière du jour, tantôt pendant leur hiver sont plongées dans des ténèbres profondes. C'est à peine si, pendant une courte période, voisine de chacun des équinoxes, ces zones voient la lumière et l'ombre se succéder dans l'intervalle d'un même jour. Les zones glaciales et les zones torrides se confondent sur Mercure, et les climats tempérés n'y existent pas, ces diverses zones s'envahissant mutuellement deux fois à chaque révolution. Les régions équatoriales ayant moins de 20° de latitude boréale ou australe, ont seules le privilège de posséder toute l'année le jour et la nuit, la lumière et l'ombre, et de voir se succéder, à chaque période du jour solaire, la chaleur pendant la journée, la fraîcheur et le calme pendant les nuits. Il est vrai que si le Soleil, vers les équinoxes, s'y élève jusqu'au zénith, il s'abaisse très-près de l'horizon dans les saisons extrêmes.