MOUVEMENTS APPARENTS ET ORBITE DE MARS

A une distance du Soleil qui dépasse d'un peu plus de la moitié la distance où la Terre se trouve elle-même du foyer commun, circule la planète Mars, la première des planètes supérieures. Son orbite enveloppe complètement l'oi'bite terrestre, et il en résulte nécessairement qu'au lieu de paraître osciller do part et d'autre du Soleil, comme Vénus et Mercure, sans s'écarter de ses rayons au delà de certaines distances angulaires qui sont leurs élongations maxima. Mars prend toutes les positions possibles relativement à l'astre radieux : tantôt se trouvant dans la même direction que le Soleil, mais au delà, il se lève et se couche à peu près au même instant que lui et devient invisible pour nous : c'est l'époque de sa conjonction ; tantôt il s'en trouve éloigné, soit à l'Orient, soit à l'Occident, de 90° : c'est l'époque de ses quadratures ; tantôt enfin, s'éloignant à 180° du Soleil, il passe au méridien vers minuit : c'est l'instant de sou opposition, parce qu'alors, la Terre étant située entre le Soleil et Mars, la position de la planète dans le ciel est pi'écisément l'opposé de celle qu'occupe le Soleil lui-même.

C'est dans cette dernière période de son mouvement syno-

dique que Mars se trouve dans la situation la plus favorable aux observations, d'abord parce que passant au méridien vers minuit, sa hauteur au-dessus de l'horizon est la plus grande possible aux heures de la nuit où l'obscurité est la plus profonde ; ensuite et surtout, parce que Mars est beaucoup plus rapproché de la Terre qu'en tout autre point de sa révolu-

Fig. 13ô. Mouvements apparents de Mars; ses oppositions^ ses conjonctions et ses quadratures.

tion, comme on peut s'en rendre compte en jetant un coup d'oeil sur la figure 135.

Alors, en effet, la distance de Mars à la Terre n'est plus, à peu de chose près, que la différence entre leurs rayons vecteurs, c'est-à-dire que la différence entre les distances respectives des deux planètes au Soleil.

Entre deux conjonctions ou deux oppositions consécutives de Mars, il s'écoule en moyenne 779 jours, c'est-à-dire 2 ans et 48 jours 5 dixièmes : telle est la durée de la révolution

synodique , qu'il ne faut pas confondre avec la durée d'une révolution sidérale, temps que Mars met à accomplir autour du Soleil une translation entière. Nous avons déjà vu, en étudiant les mouvements de Vénus et de Mercure, la raison de cette distinction importante, qui tient à la marche simultanée de notre planète et de la planète Mars sur leurs orbites respectives. Comme les mouvements apparents de Mars diffèrent notablement de ceux des planètes inférieures, et qu'ils ressemblent au contraire à ceux, des planètes supérieures, Jupiter, Saturne, etc., nous allons montrer rapidement par un exemple comment se succèdent les diverses positions relatives des deux planètes Mars et la Terre, positions dont la période constitue une révolution synodique de Mars.

Le 13 février 1869, Mars se trouvait au point M (fîg. 135) de son orbite, et la Terre au point T de la sienne. Le Soleil et Mars se trouvaient occuper relativement à la Terre deux positions opposées, ou, ce qui revient au même, leurs longitudes différaient de 180" : Mars était donc en opposition. Le 19 mai de la même année, Mars s'était transporté en M', la Terre en T, et l'on voit sur la figure que les lignes menées de la Terre à Mars et au Soleil formaient à cette date un angle droit, les longitudes de la planète et du Soleil différaient de 90° : Mars était donc alors en quadrature. A partir de cette époque, les deux planète sont continué leur route, mais la Terre se meut autour du Soleil, avec une vitesse angulaire et une vitesse réelle supérieures à celle de Mars, de sorte que celui-ci dut paraître se rapprocher de plus en plus des rayons du Soleil. Un peu plus d'une année après l'opposition d'où nous sommes partis, le 12 mars 1870, Mars était arrivé en M", la Terre en T", en ligne droite avec le Soleil qui avait alors même longitude que Mars; en un mot. Mars se trouvant au delà du Soleil, était devenu invisible pour nous, parce que, sa lumière se confondait dans ses rayons : ce fut l'époque de la. conjonction. Peu à peu, Mars se dégageant du Soleil, s'en éloigna de plus en plus ; le 16 dé-

cembrc de ia même amiée 1870, la Terre étant arrivée eu T'", Mars parvint Ini-même en M'", à 90" du Soleil : nouvelle qùadrature. .Enfin, à partir de cette position, il a continué à s'éloigner du Soleil, jusqu'au point M,, où il s'est trouvé de nouveau à l'opposé du Soleil par rapport à la Terre T,, le 19 mars de l'année 1871. Ainsi, après un intervalle de temps d'un peu plus de deux années , les deux planètes se sont retrouvées, non pas aux mêmes points de leurs orbites, mais dans une même situation relativement au Soleil. La Terre a accompli dans ce temps un peu plus de deux de ses révolutions, Mars \\n peu plus d'une des siennes \

Le mouvement de Mars est célèbre dans les fastes de l'astro-

1. Sur les 779 jours dont se compose une révolution synodique moyenne de Mars (la durée de cette révolution est variable), il faut distinguer une période de 73 jours au milieu de laquelle a lieu l'opposition : pendant tout ce temps, le mouvement de la planète sur le ciel est rétrograde, c'est-à-dire qu'elle semble marcher d'Orient en Occident, avec une vitesse variable qui atteint son maximum le jour même de l'opposition. Au commencement et à la fin de cette période rétrograde, Mars paraît stationnaire. Enfin tout le reste de son mouvement apparent est direct, et la vitesse avec laquelle Mars se meut ainsi sur la voûte étoilée atteint son maximum le jour de la conjonction. Ces apparences, ces stations et rétrogradations se retrouvent dans le même ordre chez toutes les planètes supérieures, et elles s'expliquent de la façon la plus simple par les mouvements réels, simultanés, de chacune des planètes et de la Terre elle-même. C'est un effet de perspective qu'on peut rendre évident sans recourir à aucun appareil mécanique : il suffit d'imaginer deux observateurs tournant avec des vitesses inégales autour d'un point de leur plan représentant le Soleil et à des distances différentes. L'observateur le plus près du centre constatera de la façon la plus simple, par l'examen des positions que son compagnon occupera, soit relativement au centre du mouvement, soit relativement aux objets éloignés qui figurent la voûte du ciel, toutes les circonstances du mouvement synodique d'une planète supérieure : l'opposition, la conjonction, les stations et rétrogradations ; l'autre observateur, au contraire, sera témoin des phénomènes que caractérisent tous les mouvements apparents d'une planète intérieure, les oscillations ou digressions occidentales ou orientales, la portion rétrograde et la portion directe de chaque révolution synodique.

Nous avons cru devoir nous étendre sur ces questions de géométrie céleste, afin de n'avoir pas à y revenir, quand nous décrirons les autres planètes.

nomie. C'est en l'étudiant d'après ses propres observations et celles de son maître Tycho-Brahé, que Kepler a découvert successivement les trois lois qui portent son nom, celles du mouvement elliptique des planètes autour du Soleil. Dans les oppositions, la parallaxe de Mars devient assez forte, pour qu'on puisse la mesurer et en déduire la parallaxe du Soleil, comme plusieurs astronomes l'ont fait dans ces derniers temps.

Pour effectuer une révolution entière autour du Soleil, il faut à la planète Mars 686^98, c'est-à-dire 1 année sidérale terrestre et 321 '72 : son orbite est donc de 43 jours et demi moins longue que deux années de la Terre. L'orbite qu'elle décrit pendant cet intervalle de temps est une ellipse, dont le plan ne coïncide pas tout à fait avec celui de l'écliptique (l'angle d'inclinaison est de près de deux degrés, l^Sl'). C'est, après l'orbite de Mercure, la plus allongée des orbites des huit planètes principales : son excentricité est égale à 0.09326. Il en résulte, pour ses distances au Soleil, des variations assez considérables et des différences qui atteignent leur maximum aux époques où Mars se trouve aux deux extrémités du grand axe de son orbite, c'est-à-dire à l'aphélie et au périhélie. Voici d'ailleurs quelles sont ces distances :

En rayons moyens

En millions

de l'orbite terrestre.

de kilomètres.

aphélie. . . . 1.6658

moyenne. . . 1.5237

périhélie. . . 1.3816

Distances de Mars j au Soleil j

On voit qu'entre les distances extrêmes de Mars au Soleil, il y a une différence de 42 millions de kilomètres ou de 10 500 000 lieues, près de la cinquième partie de la distance moyenne. Le développement total de l'orbite mesure, en nombres ronds, 1400 millions de kilomètres, que la planète parcourt avec une vitesse variant de 22 à 26 kilomètres par seconde : en moyenne. Mars franchit par seconde 23''. 8, ou plus de 2 millions de kilomètres par jour. Sa vitesse de

translation est donc à peu près les ■— de la vitesse moyenne de la Terre.

Les distances de Mars à la Terre sont très-variables : c'est, comme nous l'avons dit déjà, une conséquence des positions relatives que les deux planètes occupent sur leurs orbites. A l'époque d'une conjonction supérieure, il faut faire la somme des rayons vecteurs ou des distances de la Terre et de Mars au Soleil pour obtenir leur distance mutuelle (à peu de chose près du moins), tandis qu'à l'époque d'une opposition, c'est au contraire leur différence. Ajoutons que les deux orbites, celle de Mars surtout, étant excentriques au Soleil, les distances minimum de Mars à la Terre varient entre d'assez grandes limites. En se reportant aux figures 30 et 87, on peut voir que si l'opposition a lieu vers le milieu d'août, les planètes seront le plus rapprochées possible l'une de l'autre ; si, au contraire, cette opposition a lieu dans les points opposés des orbites, vers le milieu de février, elles seront notablement plus éloignées. L'inverse a lieu pour les distances maximum, qui seront les plus grandes de toutes, quand la conjonction aura lieu en août, les moindres si elle a lieu en février\ En

1. Voici un tableau de quelques-unes des oppositions de Mars, qui montre clairenaent les variations considérables des distances où cette planète se trouve de la Terre, selon les situations des deux astres sur leurs orbites respectives :

Rayon vecteur Distances

Époques des oppositions. de Mars. de Mars à la Terre.

19 sept. 1830 1.3911 0.3895

5 février 1837 1.6594 0.6746

17 aoiît 1845 1.3930 0.3820

17 juillet 1860 1.4703 0.3910

6 octob. 1862 1.4085 0.4094

13 février 1869 1.6638 0.6772

5 sept. 1877 1.3832 0.3772

La prochaine opposition de Mars, celle du 5 septembre 1877, sera favorable aux observations, parce que, comme en 1830, en 1845 ou en 1862, la planète se trouvera à une de ses distances minimum do la Terre : le 2 septembre, cette distance sera plus petite encore que le jour même de l'oppo-

résumé, on trouve que les distances de Mars à la Terre varient du simple au septuple : la plus petite possible est les I seulement de la distance moyenne du Soleil à la Terre, c'est-à-dire égale à 55 millions de kilomètres, 14 millions de lieues ; la plus grande atteint près de trois fois la même distance moyenne. Mars est alors éloigné de la Terre d'environ 396 millions de kilomètres ou 99 millions de lieues.

2. MARS A l'œil nu ET AU TÉLESCOPE. — DIMENSIONS APPARENTES ET RÉELLES.

Mars apparaît à l'œil nu comme l'étoile la plus rouge du ciel : aussi les anciens l'avaient-ils surnommé uuposiç, incandescent ^ couleur de feu; en sanscrit, angaraka, charbon

silion, ou 0.3767. La figure 136 donne les positions relatives des deux astres, deux mois avant et deux mois après l'époque de l'opposition même. Elle fait

Fig. 136. Positions et distances relatives de Mars et de la Terre pendant l'opposition de 1877.

voir aussi comment le globe de Mars se trouvera placé et quelle portion de sa surface il tournera particulièrement vers la Terre.

ardent. Son éclat varie considérablement, en raison de la variabilité même de ses distances à la Terre : à l'époque de ses oppositions, Mars brille au ciel comme une belle étoile de première grandeur, dont la lumière est le plus souvent calme et se distingue ainsi des autres étoiles par l'absence, de scintillation, caractère commun d'ailleurs à toutes les planètes, mais non absolue, puisque Vénus, Mercure et Mars lui-même ont parfois une lumière scintillante.

Vu au télescope, le point lumineux prend la forme d'un disque nettement terminé, dont la teinte rougeâtre ou rougejaune n'a fait que diminuer d'intensité sans disparaître : avec un grossissement suffisamment fort, on y remarque, principalement vers l'époque de l'opposition ou entre les deux quadi^atures qui en sont voisines, des taches dont nous donnerons plus loin la desci'iption. Bien que la planète emprunte sa lumière au Soleil, et dès lors n'ait jamais qu'un de ses hémisphères complètement éclairé, son disque paraît presque toujours circulaire : il n'a jamais de phases en forme de croissant comme Vénus et Mercure. On conçoit en effet que, l'orbite de Mars enveloppant l'orbite de la Terre, il ne peut jamais y avoir qu'une faible partie de l'hémisphère obscur tournée vers nous. C'est à l'époque des quadratures qu'a lieu la plus forte phase, d'un peu plus de 30" ; mais alors même le disque de la planète diffère assez peu d'un cercle, ayant l'apparence du disque lunaire trois jours environ avant ou après la pleine Lune : l'aspect de Mars en cette circonstance lui a fait donner par J. Herschel le surnom de glbbeux (voir la planche XXII). Si faible que soit cette phase, elle témoigne du fait que nous mentionnons plus haut, à savoir : que la lumière dont la planète brille n'est autre chose que la lumière du Soleil réfléchie vers la Terre.

A sa distance moyenne, Mars a un diamètre apparent^ com-

1. 9". 57 d'après les mesures micrométriques faites en 1845 et 1847 à l'Ob-

pris entre 9" et 10". Mais ces dimensions varient énormément, puisque aux plus grandes distances de la Terre le diamètre de la planète se réduit à 3". 6, et qu'aux oppositions les plus favorables il s'élève à 25". 5, variant ainsi du simple au septuple. La figure 137 fait saisir d'un coup d'oeil ces différences, que

Fig. 137. Dimensions apparentes de Mai's à ses distances extrêmes de la Terre et à sa distance moyenne.

nous avons vues plus haut se traduire par des variations dans l'éclat de la lumière de Mars.

Des dimensions apparentes passons aux dimensions réelles. Les voici, dans l'hypothèse du diamètre apparent égal à 9". 57 :

La Terre = 1

Diamètre de Mars 0.540

Surface — 0.292

Volume — 0.157

Évalué en kilomètres, le diamètre de Mars est 6890'', ou 1700 lieues en nombres ronds, ce qui donne 21 500 kilomètres ou 5375 lieues pour la circonférence de son équateur. Il ne faudrait pas moins de 8 300 000 globes égaux à celui de Mars pour former le volume du Soleil. Enfin, ce même globe vaut 7 fois 3/4 celui de la Lune et près de 3 fois le globe de Mercure. Il paraît bien établi que Mars aune forme ellipsoïdale,

servatoire de Paris; W. Herschel avait obtenu 9".l ; Schroeter en 1789, 9". 84; M. Liais a trouvé récemment 9". 9.

qu'il est aplati aux pôles de rotation ou renflé à son équateur. Mais la détermination de cet aplatissement ofTre des difficultés considérables que la plupart des observateurs attribuent aux erreurs de mesures provenant de l'irradiation due aux taches polaires, toujours très-brillantes. Arago, qui a fait avec un grandsoinune série de mesures des deux diamètres, équatorial et polaire, en avait conclu que ce dernier est moins long que le premier de la trentième partie de sa valeur. Hei'schel, en 1784, évaluait la même quantité à -^ ; Schrœter, à la même époque, la regardait comme au plus égale à ^; les premières mesures d'Arago donnaient des nombres non moins diver-

Fig. 138. Mars et la Terre; dimensions comparées.

gents ; celles faites sous sa direction à l'Observatoire de Paris en 1845 et 1847 réduisaient l'aplatissement àj^, et enfin des mesures plus récentes l'évaluent seulement au tiers de la valeur adoptée par Arago : M. Kaiser (de Leyde) donne j^-g- pour l'aplatissement, tel qu'il a pu le mesurer pendant l'opposition de 1862. En supposant que la planète ait été primitivement fluide, la plupart des nombres qui précèdent sont trop considérables ; du moins ils paraissent en désaccord avec les lois de l'hydrostatique qui régissent la configuration des corps célestes. Mais peut-être ici l'incertitude des mesures est-elle la seule cause de cette apparente anomalie; peut-être, espérons-le du moins, dans les oppositions prochaines les plus favorables.

les astronomes arriveront-ils sur ce point à des données plus précises.

La masse de Mars, calculée d'après les perturbations qu'elle fait éprouver au mouvement de translation de la Terre autour du Soleil, est environ la trois-millionième partie de la masse du Soleil, à peu près | de la masse de notre globe (0.109) ; sa densité moyenne est 0.692 ', celle de la Terre étant prise pour unité. En rapportant cette densité au poids spécifique de l'eau, on trouve le nombre 3.76 environ, d'où l'on pourrait induire que la matière formant le globe de Mars se rapproche, sous le rapport de la densité, d'un grand nombre de nos minéraux terrestres, et aussi de quelques aérolithes ; mais ily a toujours, dans les comparaisons de ce genre, une réserve à faire, c'est qu'on ne connaît pas la loi de variation de la densité des couches du centre à la surface de la planète, de soiie qu'en définitive on ignore la densité des matériaux qui composent le sol lui-même. L'intensité de la pesanteur à la surface de Mars est 0.374 : un corps tombant librement dans le vide, sous l'influence de la seule gravité, y parcourt donc l'".833 dans la première seconde de la chute, et sa vitesse acquise, après ce temps de chute, est égale à 3". 666.