MOUVEMENTS DE TRANSLATION; DISTANCES AU SOLEIL ET A LA TERRE

Comme Mercure, Vénus est tantôt une étoile du matin, tantôt une étoile du soir, visible avant le lever ou après le coucher du Soleil. Seulement, ses oscillations périodiques de part et d'autre de l'astre radieux ont ime amplitude et une durée beaucoup plus grandes, et leurs variations à ces deux points de vue se trouvent renfermées entre des limites plus étroites. La raison de ces différences est toute simple : c'est que l'orbite décrite par Vénus entre le Soleil et la Terre est plus grande que celle de Mercure, et a une excentricité plus faible : elle diffère beaucoup moins d'une circonférence de cercle (fig. 68).

Vénus est plus souvent et plus aisément visible à l'œil nu que Mercure, précisément parce qu'elle s'éloigne plus des rayons solaires et se dégage ainsi davantage des lueurs du crépuscule et de l'aurore. Ses plus grandes digressions à l'Orient et à l'Occident du Soleil atteignent en effet 48 degrés. Quelquefois même, la planète est visible à l'époque de ses conjonctions : ce qui arrive quand sa latitude, c'est-à-dire sa hauteur au-dessus ou au-dessous du Soleil relativement au plan de l'orbite de la Terre, est assez grande.

Les anciens avaient donné deux noms à Vénus, selon qu'elle faisait son apparition après le coucher ou avant le lever du Soleil : à l'origine, c'était pour eux sans doute deux astres différents, ainsi qu'ils le croyaient de Mercure. Le matin ils l'appelaient Lucifer ( cptocrç/o'po; , porte-fumirrr); Vesper ou Hespérus (É'c-!X£poç) était l'étoile du soir. C'est l'Étoile du Berger de nos campagnes.

Qui ne connaît l'Étoile du Berger? Qui n'a contemplé sa blanche lumière à la fois douce et vive, rarement scintillante, mais parfois assez intense pour faire porter ombre aux objets sur le sol\ Quand un nuage léger vient à voiler la portion du ciel qu'elle occupe, une forte lueur indique encore sa présence au centre de l'anneau lumineux formé par les molécules éclairées du nuage interposé. L'éclat de Vénus est si vif dans ces circonstances, qu'on peut l'apercevoir en plein jour : c'est de beaucoup la plus blanche et la plus brillante des étoiles du ciel tout entier.

Le mouvement apparent de Vénus sur la voûte étoilée est semblable à celui de Mercure, et s'explique de la même manière, de sorte que nous n'entrerons point dans de plus grands détails à cet égard. L'intervalle entre deux conjonctions successives, soit inférieures, soit supérieures, est en moyci:ne de 584 jours' : c'est la durée de sa révolution synodique, qui oscille d'ailleurs entre 592 jours et 577 jours.

Quant à sa révolution sidérale, elle est d'environ 225 jours moyens terrestres (224J . 70079 ou 224^ 1 6''49™ 8') ; c'est le temps que Vénus emploie à parcourir entièrement son orbite, et qui

1. « Dans des circonstances favorables, dit sir J. Hcrschel, Vénus projette une ombre assez forte. On doit recevoir cette ombre sur un fond blanc. Une fenêtre ouverte dans une chambre à muraille blanchie est la meilleure disposition. Dans une telle situation, j'ai observé non-seulement l'ombre, mais les franges de diffraction qui en bordent le contour. » [Outlines of astronomy.)

2. Sur cette durée totale de 584 jours, 542 jours sont employés par la planète à parcourir la portion de son orbite apparente qui se fait dans le sens

forme son année, un peu moindre, comme on voit, que les deux tiers d'une année de la Terre. L'orbite de Vénus est la moins excentrique des orbites planétaires, celle dont la forme se rapproche le plus d'un cercle parfait. Voici, en etfet, quelles sont les distances moyenne et extrêmes de Vénus au Soleil, exprimées en prenant pour unité la distance moyenne du Soleil à la Terre et converties en kilomètres :

Distance aphélie 0.72828 107 700 000 kil.

— moyenne 0.72333 107 000 000 —

— périhélie 0.71838 106 300 000 —

Connaissant l'excentricité (0.00684331) et le demi-grand axe, on la distance moyenne, on calcule aisément le développement de l'orbite de Vénus, qu'on trouve mesurer 672 millions de kilomètres, ou 168 millions de lieues. La vitesse moyenne de la planète est donc de près de 3 millions de kilomètres par jour, ou de 3i'''.6 par seconde^

Donnons encore un élément de l'orbite de Vénus. Son plan ne coïncide pas avec celui de l'orbite terrestre; l'angle d'inclinaison est de 3°23'35".

Un mot maintenant des distances de Vénus à la Terre. Ces distances varient considérablement, selon les positions des deux planètes sur leurs orbites respectives. Quand Vénus est à sa conjonction inférieure, elle est évidemment beaucoup plus rapprochée de la Terre qu'à sa conjonction supérieure, alors qu'elle se trouve située au delà du Soleil (fig. 82). La différence serait égale à tout un diamètre de l'orbite de Vé-

direct ou du mouvement du Soleil ; les 42 autres appartiennent à la portion de l'orbite la plus voisine de la Terre et constituent le mouvement rétrograde de Vénus. Ce changement de sons n'est qu'apparent; c'est un simple effet de perspective dont on se rend compte très-facilement, quand on voit un objet se mouvoir circulaircment autour d'un centre, et qu'on se meut soimême plus lentement, mais en dehors de l'orbite parcourue par l'objet.

1. L'orbite de Vénus étant presque circulaire, la vitesse de la planète varie peu (de 34''. 4 à 34''. 9) dans le cours d'une de ses révolutions.

nus, si les plans des orbites coïncidaient. En se reportant à la figure 67 (page 224), où les courbes sont tracées avec leurs véritables grandeurs relatives et leurs excentricités, on se rendra un compte plus exact de ces variations de distance.

Voici d'ailleurs les limites approchées entre lesquelles elles sont comprises. La distance maximum de Vénus à la Terre s'élève jusqu'à 1.740, en prenant toujours pour unité ou mètre astronomique la distance moyenne de la Terre au Soleil : c'est environ 257000 000 de kilomètres ; sa plus courte distance s'abaisse à 0.260, à peu près 40000000 de kilomètres.

La différence est énorme, n'étant pas moindre, entre les distances extrêmes, de 217 millions de kilomètres ou, en nombres ronds, de 54 millions de lieues. Nous allons la voir se traduire par des différences correspondantes dans le diamètre sous lequel on voit Vénus dans les lunettes, et par suite dans l'éclat dont la planète brille à l'œil nu.

Fig. 82. ConjoncUon inférieure et conjonction supérieure de Vénns. Plus grande et plus petite distances à la Terre.

§ 2. VÉNUS VUE AU télescope; ses phases; ses dimensions.

Si, à l'époque où Vénus se dégage le soir des rayons solaires, après le coucher du Soleil, on se sert, pour observer la planète, d'une lunette même faiblement puissante, on la

voit sous la forme d'un disque lumineux, presque rond, qui de jour en jour s'aplatit vers l'Orient, en prenant des dimensions apparentes de plus en plus grandes. A son maximum de digression orientale, ce n'est plus qu'un demi-cercle lumineux semblable à la Lune au premier quartier; puis elle prend la forme d'un croissant concave qui s'amincit à mesure que la planète se rapproche du Soleil, et jusqu'à ce qu'elle disparaisse dans ses rayons.

Les phases passent par un ordre inverse quand on revoit Vénus, le matin, dans l'aurore. A sa plus grande digression occidentale, le croissant devient un demi-cercle ; mais à partir de ce point, la phase lumineuse s'agrandit encore, et le diamètre apparent de la planète diminue d'autant phis que son disque s'approche davantage de la forme circulaire.

Ce sont, comme on voit, des phases absolument pareilles à celles de Mercure et qui s'expliquent de la même manière (fig. 83) : seulement, comme les variations de distance de Vénus à la Terx^e sont beaucoup plus considérables, les changements qui en résultent pour son diamètre apparent sont plus sensibles ; et comme Vénus s'éloigne plus à l'Orient et à l'Occident du Soleil que Mercure, ses phases sont pour cela d'une observation plus facile ; on les distingue avec les plus faibles lunettes. Aussi furent-elles reconnues, dès 1610, par Galilée, qui eut la joie d'y trouver une confirmation éclatante des vues de Copernic sur le système du monde, et la condamnation du

Fig. 83. Explication des phases de Vénus.

système de Ptolémée ' . La figure 84 montre quelles sont les variations du diamètre apparent de Vénus, qui est de 16". 90 au moment où elle se trouve à sa moyenne distance de la Terre, ou à la distance 1 ; qui se réduit à 9". 5 quand Vénus est à son plus grand éloignement, et enfin atteint 63" et

Fig. 84. Dimensions apparentes comparées du disque de Vénus, à ses dislances moyenne

et extrêmes de la Terre.

même 64", quand la planète, à sa conjonction inférieure, se trouve à sa plus courte distance de la Terre " .

Vénus, avons-nous dit, est quelquefois si brillante qu'elle devient visible en plein jour à l'œil nu : « J'en ai été témoin en 1750, dit Lalande, et tout Paris était alors dans l'étonnement: je trouve que la même chose arriva vers le 10 juillet 1716, le

1. D'après ce dernier système, l'orbite de Vénus enveloppait la Terre immobile au centre du monde, et se trouvait comprise entre celle de Mercure et celle du Soleil. Avenus ne pouvait donc jamais se trouver au delà du Soleil, ni dès lors tourner vers la Terre son hémisphère éclairé, ce qui est en contradiction avec l'observation de la phase ronde à l'époque de la conjonction supérieure.

2. La mesure du diamètre apparent de Vénus est rendue difficile par la vivacité de sa lumière, et par l'irradiation qui en est la conséquence. On effectue d'ordinaire cette mesure en évaluant au micromètre la distance des cornes du croissant, ou par le passage du disque au méridien, ou encore, mais alors fort rarement, en observant Vénus au moment d'un de ses passages. Voici

peuple de Londres regardait cela comme un prodige, au rapport de M. Halley. » Arago cite, d'après Bouvard, une observation du même genre, faite à Paris en plein midi, à l'époque du Directoire. Les circonstances favorables à cette visibilité dépendent à la fois de la phase de Vénus qui, combinée avec les variations du diamètre apparent, donnent à la surface illuminée des dimensions apparentes plus ou moins grandes, puis de l'élongation de la planète ou de sa distance au Soleil, enfin de l'état de pureté de notre atmosphère ' .

A la distance 1 , le diamètre apparent de Vénus est 1 6' .9, tan-

quelques-unes des déterminations du diamètre apparent ramené à la distance 1 :

Lalande, 1762 16". 50

Airy (méridien) 16". 566

Encke (passage de 1769). 16". 610

Arago (micromètre) .... 16". 90

Tennant (passage de 1874) 16". 903

Stone (méridien) 16". 944

Béer et Mœdler, 1836. . . 17". 14

Plummcr (micromètre). . 17''. 322

Main (micromètre) .... 17". 550

W. Herschel, 1792 18".79

La moyenne de tous ces résultats donne 17". 1 2, à peu de chose près le nombre trouvé par Béer et Mœdler; mais si l'on élimine le résultat d'Herschel, évidemment trop fort, on tombe sur 16". 94, c'est-à-dire sur les déterminations d'Arago et de Stone, ou sur celle de Tennant, la plus récente de toutes.

1. En ne tenant compte que des premières de ces conditions, Halley a résolu ce problème : Trouver la situation de Vénus par rapport à la Terre, où la quantité de lumière qu'elle réfléchit vers nous est la plus grande. L'illustre géomètre et astronome a trouvé qu'il en est ainsi, non pas quand la digression orientale ou occidentale de la planète est maximum, mais quand elle atteint environ 39° 1/2 : alors Vénus (fig. 85) se montre dans les lunettes avec le quart de son disque illuminé, comme 11 arrive pour la Lune à son cinquième jour. Selon Lalande, les époques de plus grande visibilité de Vénus doivent revenir à peu près tous les huit ans, puisque la planète, au bout de ce temps, se retrouve alors dans la même situation relativement à la Terre, ou du moins dans une situation peu différente.

, 85. Phase de pins grande visibilité de Vénus.

dis que celui de la Terre serait 17". 8. On voit donc que Vénus a des dimensions un peu inférieures à celles de notre globe. Voici les nombres que donne le calcul, quand on prend pour unités les dimensions correspondantes de la Terre; les nombres de la seconde colonne indiquent les rapports des dimensionsdu Soleil aux dimensions de Vénus :

Diamètre de Vénus 0.954 113 .82

Surface — 0.910 12 950

Volume — 0.868 1 473 800

Le diamètre de Vénus mesure donc 12 000 kilomètres en nombres ronds, et la circonférence de son globe offre un dé-

Fig. 86. Vénus cl la Terre ; dimensions comparées.

veloppement de 38 000 kilomètres, environ 9500 lieues. C'est de toutes les planètes -connues, celle dont les dimensions approchent le plus des dimensions du globe terrestre.

Comme Mercure, Vénus passe sur le Soleil à certaines de ses conjonctions inférieures; mais ces passages, beaucoup plus importants, sont aussi beaucoup plus rares. Nous donnerons plus loin (voy. la Troisième partie) des détails sur les passages antérieurs de Vénus, et sur ceux de 1874 et de 1882, dont le premier a été observé en un grand nombre de stations. Rappelons seulement ici que, malgré l'irradiation qui fait paraître plus petit le disque noir de Vénus sur le Soleil, c'est une cir-

constance favorable à la mesure de son diamètre et à l'étude de la forme rigoureuse du disque. Jusqu'ici, on n'avait pu constater aucune trace d'aplatissement; mais pendant le dernier passage, celui du 8 décembre 1874, un astronome anglais, le lieutenant-colonel Tennant, a constaté l'inégalité de deux rayons de la planète qui, ramenés à la distance unité, seraient égaux, le plus grand à 8'. 4633, le plus petit à 8". 4308 ; la différence 0''.0325 indiquerait un aplatissement d'au moins ~, nombre plus foi't que celui qui mesure l'aplatissement du globe terrestre.

En observant Vénus dans ses positions les plus favorables, Dominique Cassini est parvenu, en 1666 et 1667, à reconnaître quelques taches obscures sur son disque ; une tache brillante voisine de la ligne de séparation de la lumière et de l'ombre, étudiée par lui avec soin, lui fit reconnaître le mouvement de rotation de la planète, dont la durée lui parut être d'environ 23 heures et 20 minutes ' . Des observations ulté-

1. Gassini n'a pu s'assurer si le mouvement était une rotation : « En moins d'un jour, dit-il, la tache achève son mouvement soit de rotation, soit de révolution, soit de lihration ; de manière qu'en 23 jours à peu près, elle revient environ à la même heure, à la même situation dans la planète de Vénus: ce qui ne se fait pas néanmoins sans quelque irrégulariié. »

Soixante ans plus tard, en 1726, l'astronome romain Bianchini observa sur le disque une série de taches obscures, et de l'étude de leurs mouvements il crut pouvoir assigner à la rotation de Vénus une durée de 24 jours 8 heures. Mais J. Cassini, fils de Dominique, en discutant et comparant les observations de son père et celles de Bianchini, prouva que l'énorme différence des deux résultats provenait de ce que ce dernier savant avait observé la même tache, revenue à une position identique après une période de 25 rotations entières, ce qui donne 23 heures 22 minutes pour la durée de l'une d'elles, nombre presque pareil à celui de D. Cassini. Les observations de Vico, de 1840 à 1842, ont d'ailleurs levé à cet égard tous les doutes.

rieures dues à Schrœter (1788-1793), et notamment celles de l'astronome romain Vico (1 840-1 842), ont permis de déterminer avec plus de précision encore cette durée, qui est de 23 heures 21 minutes et 22 secondes, c'est-à-dire de 34 minutes et

Fig. 87. Taclics obscures el taches brillantes de Venus. — I, 2,3, laclies observées par D. Cassini en 1666 et 1667 '. — 4, 5, 6, taches observées par M. Langtlon en 1871.

42 secondes moins longue que celle de la rotation de la Terre (0.977 du jour sidéral terrestre).

Telle est la durée du jour sidéral de Vénus ; l'année de la planète se compose donc de 231 rotations et par conséquent d'environ 230 jours solaires. Le jour solaire moyen de Vénus

1. Le dessin n" 1 donne, d'après Cassini, l'aspect de Vénus le 14 octobre 1666 à 5'' 45"' du soir; on y voit deux taches sombres allongées et réunies par leurs pointes, et une petite tache brillante non loin du centre. Les n" 2 et 3 se rapportent à l'observation du 28 avril 1667; le premier montre l'aspect du croissant un quart d'heure avant le lever du Soleil; le second le donne au moment même du lever. Le déplacement sensible des taches est le fait qui a servi à l'illustre astronome pour reconnaître et déterminer le mouvement.

Les dessins 4, 5 et 6, faits à deux cent quatre ans d'intervalle, nous ont paru intéressants à comparer à ceux de Cassini, à cause de la similitude de forme des taches obscures.

se trouve ainsi égal à 23 heures 27 minutes et 6 secondes, plus long de 5 minutes et 42 secondes que son jour sidéral. La vitesse de rotation d'un point de l'équateur atteint 452 mètres par seconde, à très-peu de chose égale à la vitesse d'un point de l'équateur de la Terre. Comme les autres éléments physiques, la masse, la densité diffèrent aussi très-peu des

Fig. 88. Observations du croissant de Vénus, faites en mars 1833, et d'avril à octobre 1836, par M;edler'.

mêmes éléments terrestres, on peut en conclure, par analogie, que l'aplatissement du globe de Vénus dû à la rotation doit être à peu près égal à celui de notre planète ; les mesures que nous avons citées plus haut, mais qui ont besoin d'être confirmées, font cet aplatissement un peu plus fort.

1. Dans la série de dessins du croissant de Vénus que représente la figure 88, il faut remarquer principalement : 1 et 3, correspondant au 21 mars à 7'' 29™ et au 25 mars à 5'' 14'" (4 périodes à 23'' 24"'). La comparaison des diverses apparences et de leurs dates, donne une rapidité dans les variations qui, selon Mfedler, « est incompatible avec la période de Bianchini et parle au contraire en faveur de la période de Gassini. »

â66 LE MONDE SOLAIRE.

Mais sous d'autres rapports, par exemple en ce qui regarde la météorologie astronomique, Vénus doit différer notablement de la Terre. Le jour sidéral et le jour solaire y ont, il est vrai, à peu de chose près la même durée que les nôtres ; mais leur distribution suivant les latitudes, leurs inégalités dans le cours d'une révolution ou d'une année de Vénus, sont loin de suivre les lois qui caractérisent les climats terrestres. En effet, l'inclinaison du plan de l'équateur sur celui de l'orbite atteint, d'après les mesures de Vico, près de 50° (49° 48'), au lieu du nombre 23° 27' qui sur la Terre mesure l'obliquité de l'écliptique ; l'axe de rotation fait donc un angle de 40° 12' avec le même plan. Le nœud de l'équateur a une longitude de 56" 30'. Ces éléments permettent de préciser l'ordre et la durée des saisons, et aussi la distribution des climats. Ainsi, pour un point de l'hémisphère nord de la planète, les saisons estivales, printemps et été, sont les plus courtes, et le solstice d'été se trouve voisin du périhélie. Le contraire a lieu naturellement pour l'hémisphère austral. Mais l'orbite de Vénus étant peu excentrique, les distances au Soleil varient peu, et il y a peu de différence dans la durée relative des saisons estivales et des saisons hivernales. Ces durées varient entre 54 et 56 jours. Les radiations solaires, calorifiques et lumineuses conservent aussi durant toute l'année une intensité presque constante, à peu près double (1.910), nous l'avons vu\ des radiations solaires sur la Terre. Au périhélie, cette intensité ue dépasse celle de l'aphélie que de 0.028.

1. Vu de Vénus, à sa moyenne distance, le Soleil a un diamètre apparent de 44' 20", plus d'une fois et un tiers celui sous lequel on le voit de la Terre. Les surfaces apparentes du disque solaire, et, dès lors, les intensités de la lumière et de la chaleur rayonnées par le Soleil sur Vénus et sur la Terre, sont donc entre elles dans le rapport des nombres 191 à 100. Mais si l'on tient compte des dimensions des hémisphères des deux planètes qui reçoivent ces radiations, on trouve que les quantités totales de lumière ou de chaleur reçues simultanément par Vénus et par la Terre, sont comme les nombres 182 et 100. La différence entre ces deux rapports est peu sensible.

Il y aurait donc des variations météorologiques presque insensibles sur Vénus, sans cette circonstance de la forte obliquité de son équateur sur le plan de l'orbite. Mais il est aisé de se rendre compte de l'influence considérable de cette inclinaison, soit sur la longueur relative des jours et des nuits pendant le cours de l'année, en un point quelconque de la surface de la planète, soit sur leurs variations selon la latitude.

A l'équatcur de Vénus, le jour est égal à la nuit pendant les 230 jours de l'année; mais là, le Soleil, qui s'élève au zénith

Polc X.

roic A .

Pule S.

Pôle S.

Fig. 89. Les jours et les nuits sur Vénus, à l'époque des solstices.

à chaque équinoxe, s'y abaisse jusqu'à 40° de l'horizon, aux jours des solstices. Les zones polaires et les zones tropicales y existent seules et s'y confondent entre les latitudes de 40° et de 50°. Pour donner un exemple des variations que subissent les durées relatives des jours et des nuits et les alternatives de chaleur et de froid qui en sont nécessairement la conséquence, considérons les l'égions situées sur Vénus à une latitude de 45", à égale distance de l'équateur et du pôle. A partir de l'équinoxe du printemps, le Soleil, qui à cette époque s'élève à 45" à midi, monte chaque jour de plus en plus haut au méridien et finit par atteindre le zénith. Alors commence une période de jours semblables à celle des jours de notre zone polaire :

le Soleil ne se couche plus; toutes les 23 heures 21 mhiutes, il décrit un cercle autour du pôle céleste, cercle qui diminue de plus en plus, jusqu'à n'avoir plus, à l'époque du solstice d'été, qu'un rayon de 40° 12', correspondant à une hauteur méridienne de 85° ; puis il revient sur ses pas, repassant par les mêmes positions sans se coucher, jusqu'à ce qu'il se trouve une seconde fois au zénith. Viennent alors des nuits d'abord fort courtes, puis peu à peu croissant en durée jusqu'à l'autre équinoxe. Voilà pour les saisons estivales. En automne et en hiver, même évolution du Soleil, mais en sens inverse. Les

Fig. 90. Vénus à l'un de ses solstices ; hypotlièsedo l'inclinaison de l'axe de rotalion, de 15°, d'après Sclirœler.

nuits y surpassent de plus en plus les jours, et une époque arrive où le Soleil, de plus en plus bas sur l'horizon à midi, se cache au-dessous, pour ne plus reparaître pendant toute une période analogue à celle des nuits de nos zones polaires. A l'équateur, la plus grande hauteur méridienne du Soleil aux solstices est d'environ 40 degrés, tandis qu'il s'y élève au zénith à chaque équinoxe. Aux deux pôles, règne alternativement, pendant 115 jours de Vénus, une nuit ou un jour perpétuel : pendant la durée de ce long jour, le Soleil monte sans cesse sur l'horizon et finit par atteindre une hauteur de 50 degrés. Ces aperçus suffisent pour donner une idée de la distribution des climats astronomiques de la planète, et de la

succession singulière du jour ou de la nuit, des saisons ou des températures.

Sclu'œter, il est vrai, avait trouvé 75 degrés au lieu de 50", pour l'inclinaison de l'équateur de Vénus sur son orbite. En adoptant ce nombre, qui diffère beaucoup de celui de Vico, les variations que nous venons de décrire seraient encore plus considérables; mais, dans l'une ou l'autre hypothèse, elles offrent ce caractère particulier, que les zones tropicales et les climats polaires empiètent les uns sur les autres : comme Mercure, Vénus n'a pas de zones tempérées.

Peut-être qu'une atmosphère nuageuse très-dense, constamment chargée des vapeurs qu'engendre la chaleur même, enveloppe le globe de Vénus, et tempère ainsi la rigueur de ses saisons opposées. Ce qui donne à cette hypothèse un certain degré de vraisemblance, c'est l'observation du passage de Vénus sur le Soleil en 1 76 1 . Un anneau nébuleux parut environner le disque noir de l'astre. En outre, au moment où ce disque était en partie sur le Soleil, en partie au dehors, le contour de l'arc extérieur se montra bordé d'un anneau lumineux. Pendant le passage de 1874, plusieurs observateurs, notamment MM. Janssen, Mouchez, Héraut, Bonifay et Watson, ont vu le disque de Vénus, soit avant son entrée, soit après le premier contact, entouré d'une auréole lumineuse. La planète se projetant alors sur le fond lumineux de la couronne, devenait visible par un effet naturel de contraste. Mais, outre cet effet, il paraît probable que l'atmosphère de Vénus a joué un rôle dans cette apparence : ce qui semble le démontrer, c'est qu'un peu avant le second contact, une mince bande brillante reliant les deux cornes du croissant solaire a été observée, et considérée par les observateurs, comme due à l'illumination de l'atmosphère de la planète'. Ce dernier phéno-

I . M. Fleuriais, chef de la mission française envoyée à Pékin pour obser-

' ver le passage de Vénus du 9 décembre 1874, et M. Watson, astronome

américain qui observait à la même station, ont été témoins d'un phénomène,

mène et celui de l'anneau obscur s'expliquent aisément, si le globe de Vénus est enveloppé d'une atmosphère très-épaisse ; mais on va voir qu'il y a d'autres témoignages de l'existence de cette atmosphère.

Vers l'époque des conjonctions inférieures, Vénus se montre sous la forme d'un croissant très-mince, dont les cornes ont paru à divers observateurs dépasser notablement la demi-circonférence (fig. 91). Schrœter, qui aperçut le premier ce fait, en conclut qu'il prouve l'existence d'une atmosphère autour de la planète, et que la visibilité du croissant au delà de l'hémisphère directement éclairé par le Soleil, est due à une diffusion lumineuse analogue à celle qui produit sur la Terre la lumière crépusculaire. En mai 1857, le P. Secchi a observé le même phénomène qu'il intei'prète de la même manière. Vénus aurait donc des crépuscules et des aurores, dont la durée correspondrait, d'après ces deux astronomes, à un abaissement du Soleil de 15° à 20" au-dessous de l'horizon de la planète. C'est probablement à la même cause qu'il faut attribuer la dégradation très-marquée de lumière qu'on aperçoit dans les phases de Vénus, sur les limites de la ligne de séparation de la lumière et de l'ombre. A la vérité, comme nous l'avons déjà fait observer en parlant de Mercure, cette dégradation

qu'ils attribuent l'un cl l'autre à l'atmosphère de la planète. Un peu avant l'instant du 3"" contact, l'intervalle lumineux qui séparait les bords de Vénus et du Soleil, a paru d'abord interrompu par des franges mobiles, par des ombres tremblotantes, puis recouvert d'une teinte grise uniforme, comme si un milieu absorbant était interposé en cette région. Ce phénomène paraît évidemment dû à l'atmosphère de la planète, et M. Watson qui a cherché à en calculer l'épaisseur, d'après cette observation, l'évalue à la 70"'° partie du rayon de Vénus, c'est-à-dire à 88 kilomètres environ.

Nous avons sous les yeux et nous reproduirons plus loin une épreuve photographique du passage, obtenue à Kobé, et que nous devons à l'obligeance de M. Janssen; sur cette épreuve, on aperçoit une auréole faiblement lumineuse autour du disque noir de Vénus. Si cette auréole, comme il paraît probable, est due à l'atmosphère de la planète, les observations analogues faites sur Mercure (voir la figure 80) légitimeraient une conclusion pareille.

de teinte peut être occasionnée on partie par l'obliquité des rayons solaires, à leur arrivée sur le sol, dans les points où le Soleil est très-bas sur l'horizon, en partie par les ombres que les aspérités du sol projettent très-longues vers le lever ou le coucher de l'astre. De telles aspérités existent à la surface de Vénus, si l'on s'en rapporte aux échancrures de son

Fig. 91. Échancrures du croissant de Vénus, d'après Sclirœter. Taches des deux hémisphères, d'après Bianchini.

disque, observées par Lahiro, Derham, Schrœter, et aux dessins qu'en a laissés ce dernier, dessins dont trois se trouvent, reproduits dans la figure 91. En d'autres circonstances, les cornes du croissant ont paru tronquées, et même un point lumineux a été aperçu en dehors de la portion continiie du disque éclairé. Maintenant, les mesures de hauteur que Schrœter

a calculées d'après ses observations, pour les montagnes de Vénus, ne sont-elles point exagérées? Est-il vrai que les aspérités du sol de la planète atteignent jusqu'à 44 kilomètres de hauteur verticale? Évidemment, il n'y aurait rien là d'impossible : mais les particularités physiques d'où l'on a tiré ces mesures sont d'une observation si difficile, il y a tant d'incertitude encore sur leur réalité', qu'il n'est pas permis d'affirmer, ni de nier. Il faut attendre la consécration d'observations nouvelles.

Les taches sombres que Cassini a le premier remarquées sur

Fig. 92. Planisphère de Vénus, d'après Bianchini.

le disque de Vénus, mais qui lui ont paru très-fugitives, que Bianchini a pu dessiner avec plus de précision, paraissent avoir été revues un siècle après, avec les mêmes formes par Vico : ce sont celles qu'on voit représentées dans le planisphère dressé par Bianchini (fig. 92) et dans les deux disques

1. Le savant et regretté J. Ghacornac m'écrivait en 1865 : «Je n'ai jamais rien aperçu des taches ni des troncatures des cornes (de Mercure et de Vénus), même avec le 80 centimètres. Je ne connais aucune observation datant des grandes puissances optiques des lunettes récentes, qui aient consluté le fait de la troncature : on est réellement étonné de tout ce qu'a vu avec les lunetlcs do son époque, le célèbre Schrœtor. » '

entièrement éclairés de la figure 91. Ce seraient donc des taches permanentes, non des parties vaporeuses de l'atmosphère : peut-être sont-ce les continents et les mers de Vénus, si toutefois cette division du sol se retrouve sur cette planète, comme sur la nôtre.

L'analyse spectrale n'a rien indiqué de positif à M. W. Huggins sur l'existence d'une atmosphère autour de Vénus. Le P. Secchi paraît avoir été plus heureux : il signale, dans le spectre de sa lumière, l'existence de raies analogues aux raies de la vapeur d'eau de l'atmosphère terrestre; et il en conclut naturellement non-seulement la réalité d'une atmosphère, mais l'analogie de composition qu'elle offre avec la nôtre.

Quand Vénus est voisine de sa conjonction inférieure, son disque se voit quelquefois tout entier, bien que le croissant lumineux soit très-mince : la partie obscure apparaît comme éclairée par une lumière secondaire, semblable à la lumière cendrée de la Lune. Arago rapporte plusieurs observations de ce fait, depuis celle de Derham (publiée en 1729) jusqu'à celle de Gruithuysen en 1825. A Leipzig, le 20 avril 1865, la lumière secondaire de Vénus a été vue très-distinctement, ayant une teinte gris verdâtre, plus claire que le fond du ciel. Quelle est la cause de cette illumination nocturne? Un phénomène de phosphorescence du sol de Vénus, le reflet des lumières stellaires, de la lumière zodiacale, un effet de diffraction dans son atmosphère, ou enfin la lumière d'aurores magnétiques pareilles à nos aurores polaires? On ne sait : mais toutes ces hypothèses ont été proposées pour expliquer le fait en question.

Par diverses méthodes, la masse de Vénus a été calculée, et la moyenne des déterminations fait voir qu'elle est environ la 400000' partie de la masse du Soleil, ou les 8/10 de la masse terrestre : d'après M. Le Verrier, elle est îTjTyô^ celle du Soleil étant 1 , ou 0.787, si la masse de la Terre est prise pour unité. La densité moyenne, comparée à celle de la Terre, serait alors

0.90o; ou 5.1, en la i^apportant à la densité de l'eau. Cela indiquerait pour le globe de Vénus, une composition minérale presque identique à celle de notre globe. D'autre part, l'intensité de la pesanteur à la surface, y est 0.864, de sorte qu'un corps qui tombe à la surface, sous la seule influence de la gravité, y parcourt 4'".414 pendant la première seconde. Les corps, sur Vénus, pèsent, comme on voit, un peu moins que sur la Terre : la différence est de 1/7 à peu près.

En résumé, la planète que nous venons d'explorer se rapproche beaucoup, par ses dimensions et plusieurs éléments de sa constitution astronomique et physique, de celle que nous habitons, mais elle n'en diffère pas moins peut-être sous plusieurs autres rapports. Les données positives sont trop peu nombreuses pour qu'il soit possible de se prononcer en connaissance de cause sur ce qui l'emporte, des ressemblances ou des difî"éi'ences signalées entre Vénus et la Terre. C'est à la science de l'avenir qu'il faut renvoyer la décision ',

1 . Si l'on s'en rapportait à un assez grand nombre d'observations de savants du dix-septième et du dix-huitième siècle (de Gassini, Short, Montaigne, Rœdkier, Horrebon, Montbarron, Lambert), Vénus aurait eu encore avec nous un trait de ressemblance de plus. Gomme la Lune accompagne la Terre, Vénus serait aussi pourvue d'un satellite. Mais on n'a pu revoir ce corps singulier, et de hautes autorités scientifiques (De Lalande, Encyclopédie mélhodique) ont assuré que les observateurs avaient été le jouet d'une illusion d'optique. A la vérité, aucun astronome ne croit plus aujourd'hui à cette existence.

§ 1. FORME SPHÉROÏDALE DE LA TERRE; SON ISOLEMENT DANS l'eSPACE.

Tout le monde, aujourd'hui, sait que la Terre est une planète, qu'elle a la forme d'un globe, isolé de toutes parts au sein de l'éther céleste, qu'elle est douée d'un double mouvement, mouvement de rotation diurne autour d'un de ses diamètres, mouvement annuel de translation dans l'espace ou de circulation autour du Soleil. Mais tout le monde ne se rend pas compte des raisons qui ont amené les savants à reconnaître ce grand fait, cette vérité si longtemps méconnue, de la réalité des mouvements du globe que nous habitons. Il importe donc, non de donner une démonstration en règle que tous les traités de cosmographie renferment d'ailleurs, mais de rappeler au moins les diverses preuves de raisonnement, d'observation et d'expérience, qui ont fait triompher les théories de Copernic et de Galilée.

Un mot auparavant de la forme de la Terre et de son isolement dans l'espace.

Quand on examine l'horizon, dans les pays de plaine, on reconnaît qu'il a la forme d'un cercle entourant l'observateur. Si ce dernier se déplace, le cercle se déplace aussi, mais sa forme persiste et ne paraît se modifier que lorsque des mon-

tagnes, des obstacles d'une certaine hauteur viennent à borner la vue. En pleine mer, la forme circulaire de l'horizon est plus nette encore et ne change qu'auprès des côtes, dont le profil en vient rompre la régularité. Voilà déjà un premier aperçu sur la rondeur de la Terre, puisque la sphère est le seul

Fig. 93. Isolement de la Tci're dans l'espace.

corps qui se présente toujours à nos yeux sous la forme d'un cercie, quel que soit le point de vue extérieur d'où on l'examine. D'ailleurs, on ne peut pas dire que l'horizon soit formé par la limite de la vue distincte, et que c'est là ce qui lui donne l'apparence d'une ligne circulaire, puisque le cercle

s'agrandit lorsqu'on s'élève verticalement au-dessus du sol de la plaine ^

Jetez les yeux sur le dessin suivant (fig. 94), dans lequel une montagne est figurée au milieu d'une plaine dont la courbure uniforme appartient à une sphère. Du pied de la montagne, le spectateur n'aperçoit qu'un horizon très-limité, dont le rayon est i k par exemple. S'élève-t-il à mi-côte, en G, son

Fig. 94. Courbure des continents. Horizon d'un même lieu à. diverses altitudes.

rayon visuel s'étend, plonge au-dessous du premier horizon et découvre un espace circulaire plus étendu, o ee'. Au sommet S

1. Quand nous disons que le cercle s'agrandit, il faut comprendre que l'étendue de la surface terrestre embrassée par l'œil, a un rayon réel de plus on plus considérable; despoints d'abord masqués par la convexité de la Terre surgissentàmesure qu'on s'élève. Mais la dimension apparentedu cerclede l'horizon, l'angle des rayons visuels aboutissant aux deux extrémités d'un diamètre de ce cercle, va au contraire en diminuant. C'est le phénomène connu sous le nom de dépression de l'horizon. Il résulte de là, qu'en s'élevant, on découvre aussi des portions de la voûte céleste qui seraient cachées pour un observateur posté au niveau du sol, et qu'on voit ainsi plus qu'un hémisphère du ciel. J. Herschel cite un fait curieux qui est dû à la dépression de l'horizon. Un aéronaute, nommé Sudler, étant parti en ballon de Dublin, descendit presque à la surface de la mer en approchant de la côte du pays de Galles. Le Soleil venait de se coucher. Sudler jeta du lest, remonta, et vit de nouveau le Soleil apparaître à l'horizon, comme si l'astre se levait à l'ouest. Enfin, descendant encore, l'aéronaute fut témoin d'un second coucher du Soleil.

de la montagne même, l'horizon aaa s'agrandit encore, et si l'atmosphère est pure, le spectateur verra de nombreux objets apparaître, là où, dans les stations inférieures, son regard ne rencontrait que l'azur du ciel. Cette extension de l'horizon serait inexplicable, si la Terre avait la forme d'un plan indéfini.

La courbure de la surface des mers se manifeste d'une fa-

Fig. 9ô. Courbure de la surlace des mers. Visibiliié ou disparition progressive des diverses parties d'un navire qui s'approche ou s'éloigne.

çon plus sensible encore. Supposez-vous placé sur la côte, au sommet d'une tour élevée, d'un monticide ou d'une falaise. Un navire apparaît à l'horizon : vous ne voyez d'abord que le haut des mâts, les voiles les plus élevées; les basses voiles et la coque sont invisibles. A mesure que le navire s'approche, ses parties inférieures sortent de derrière l'horizon, et bientôt il apparaît tout entier (fig. 95). Ce fait de l'apparition successive, à la surface de la mer, des diverses parties d'un objet

visible, en commençant par les plus élevées, se manifeste de la même façon pour les marins qui, du navire, observent la côte. L'explication en est rendue très-sensible dans le second croquis (fig. 96), où la marche du navire, vue de profil, est figurée sur la surface convexe de la mer.

Comme la coux^bure de l'Océan est la même dans toutes les

Fig. 96. Courbure des mers. Explication des divers aspects d'un navire vu de la côte.

directions, c'est que la Terre a vraiment la forme d'une sphère, ou du moins n'en diffère que très-peu.

Mentionnons encore deux preuves d'un autre ordre, qui, de même que les précédentes, sont plus intéressantes comme faits que comme éléments de conviction pour le lecteur. Qui pourrait en effet douter aujourd'hui de la rondeur de la Terre, de son isolement dans l'espace, après tant de voyages de circumnavigation' dans tous les sens, après le témoignage jom^nalier du mouvement des astres, se couchant d'un côté à l'horizon pour reparaître au bout de vingt-quatre heures, au côté opposé? Voici néanmoins ces preuves.

1. Le premier -voyage de circumnavigation a été effectué, comme on sait, par un célèbre navigateur portugais, Ferdinand Magellan. Le 20 septembre 1519, il s'embarqua sur l'Océan, d'un des ports de Portugal, et se dirigeant vers l'Occident, il parvint au continent américain récemment découvert. L'absence d'un passage qui lui permît de continuer sa route vers l'Occident, le détermina à côtoyer l'Amérique dans la direction du sud, à doubler son extrémité méridionale par le détroit qui porte son nom, et à poursuivre sa navigation vers l'ouest. Magellan traversa la mer du Sud, et mourut dans les Philippines, avant d'aborder aux îles Moluques ; mais le navire qui le portait, continuant sa route, finit par entrer en Europe comme s'il venait de l'Orient, après avoir achevé le tour entier du globe tei'restre. Depuis, des voyages semblables se sont effectués fréquemment, tant par terre que par mer, et la rondeur de la Terre ainsi que son complet isolement dans l'espace sont devenus des vérités familières à tous.

Une des étoiles de la partie boréale du ciel, l'étoile Polaire

— dont nous reparlerons plus loin — reste à peu près immobile et à la même hauteur dans le ciel au-dessus de l'horizon d'un lieu déterminé. Or, quand on s'éloigne dans la direction du Midi, cette étoile s'abaisse peu à peu, tandis qii'elle s'élève au contraire de plus en plus, si l'on s'avance vers le Nord. C'est là un fait qui trouve son explication toute naturelle dans la convexité de la surface de la Terre. Voudrait-on considérer ce changement de hauteur comme le résultat d'un rapprochement ou d'un éloignement réel du voyageur, relativement à l'étoile observée? Quand on saura à quelles distances les étoiles se trouvent de la Terre, on comprendra que le déplacement de l'observateur est pour ainsi dire infiniment petit, comparé à la distance de la Polaire, et ne peut en aucune façon rendre compte du mouvement apparent de l'étoile.

D'ailleurs, si, au lieu de marcher du Nord au Sud, c'est de l'Est à l'Ouest que l'observateur se déplace, la Polaire paraîtra toujours au même point du ciel rapporté à l'horizon mobile, à la même hauteur au-dessus de cet horizon. Mais alors, c'est l'heure du lever et du coucher des étoiles qui variera, ainsi que cela doit être, si la courbure de la surface terrestre existe en tous sens, et si, comme on le sait d'ailleurs, notre globe effectue chaque jour une rotation entière autour d'un de ses diamètres.

Enfin, dans les éclipses de Lune, la forme de l'ombre de la Terre, à mesure qu'elle envahit et obscurcit le disque brillant de l'astre, est toujours celle d'un segment de cercle, autre preuve concluante de la rondeur de notre planète.

La Terre a donc la forme d'un globe à peu près sphérique, dont une moitié reçoit la lumière du Soleil, tandis que l'autre moitié est plongée dans l'ombre. Pour qui s'en éloignerait graduellement, elle appai-aitrait sous la forme d'un disque de plus en plus petit, mais aussi de plus en plus lumineux,

— parce que la lumière du Soleil que réfléchirait vers l'ob-