LA TERRE

Nous traiterons de la Terre et de la Lune avec détails, après avoir achevé l'étude de toutes les autres planètes.

Planètes supérieures.

Mercure et Vénus ont été appelés planètes inférieures, parce qu'elles sont, comme nous l'avons dit précédemment, moins éloignées du soleil que la terre; celles dont nous allons maintenant nous occuper ont été nommées, par opposition, planètes supérieures, parce que là terre est plus voisine qu'elles du soleil.

MARS. cT

Cette planète vient immédiatement après notre globe, dans la proportion des distances au soleil. Elle parait ne mouvoir de l'ouest à l'est autour de la terre, mais

son mouvement offre beaucoup ^irrégularités. Le matin, quand elle commence à se séparer du soleil, sa marche esl très-rapide; mais celte rapidité s'affaiblit graduellement, et cesse tout à^fait à environ 137°. La planète reprend enfin un mouvement direct, qui la porte en opposition avec le soleil. Sa rapidité diminue de nouveau progressivement, et elle semble rétrograder jusqu'à ce qu'elle ait dépassé l'astre de d37^ Alors !e mouvement redevient direct, et la planète va se plonger dans les rayons du soleil.

La distance moyenne de Mars au soleil est do 58,000,000 dé lieues. Comme sa distance à la terre esl très-variable, celte variation se manifeste par les diminutions apparentes de son diamètre, qui est quelquefois delS*», et d'autres fois de 90°. L'observation des taches que présente son disque a fait reconnaître que Mars tourne sur lui-même en 24 h. 51' ^', Il se meut dans une ellipse très-excentrique, qu'il met 686 j. 23 h. 30^ 42'' 4 à parcourir. Son axe est incliné sur son orbite de 61* 33', et son orbite l'est sur l'écliplique de r 51' i"; son diamètre équatorial est à son diamètre polaire dans la proportion de 16 à 15.

Mars éprouve, en parcourant son orbite, de grandes variations de dislance : il se montre tantôt près, tantôt loin du soleil ; quelquefois il se lève quand cet astre se couche, et se couché quand il se lève ; sa dislance de la terre varie aussi prodigieusement, moins forte dans les oppositions, et plus grande dans les conjonctions. Comme Mercure et Vénus, il offre le phénomène des phases, sans éprouver, comme ces deux planètes, une troncature de son croissant.

LIS PJLÀIIÈTIS* 4S7

€on$UtuU<m phoque 4$ Mars. — Observée au télescope « cette plftnète présente un disque arrondi, et qui n'étant jamais échancré, semble moins hérissé d'aspérités. Ses phases font voir qu'elle n'est pas lumineuse par elle*méme. On aperçoit sur sa surface des taches de nuances diverses, au moyen desquelles on a déterminé la durée de son mouvement de rotation. La lumière que Mars réfléchit est d'un rouge obscur, apparence que l'on attribue à l'atmosphère dont il est enveloppé, et qui est si haute et si dense, que, lorsqu'il s'approche de quelque étoile fixe, celle-ci change de couleur, s'obscurcit et disparait souvent, quoique à quelque distance du corps de la planète.

Outre les taches qui ont servi à déterminer le mouvement de rotation de Mars, plusieurs astronomes ont remarqué qu'un segment de son globe, vers le pôle sud, a un éclat si supérieur à celui du reste du disque, qu'il parait comme le segment d'un globe plus considérable. Maraldi nous apprend que cette tache brillante a été observée il y a soixante ans , et qu'elle était de toutes la plus permanente. Une partie de cette planète est plus biillante que le reste, la plus sombre est sujette à de grands changements et disparaît quelquefois. Un éclat semblable a souvent étéobservé au pôle nord. Ces observations ont été confirmées par Hei'schell, qui a examiné la planète avec des instruments mieux faits et plus forts que ceux qu'on avait employés jusqu'à lui. Suivant cet astronome, l'analogie qu'il y a entre Mars et Vénus est la plus grande que présente le système solaire. Les deux corps ont presque le même mouvement diurne. L'obliquité de leur écliptique ne présente pas de grandes

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différences. De toutes les planètes supérieures, Mars est celle dont la distance au soleil est la plus approchante* de celle de la terre, et la longueur de son année ne parait non plus beaucoup différer de la nôtre, quand on la compare avec l'excessive durée de celles de Jupiter, de Saturne et d'Herschell. Puisque le globe que nous habitons a ses régions polaires glacées et des montagnes couvertes de glaces et de neiges, qui ne .fondent qu'en partie, quand elles sont allernativement exposées à l'action du soleil, on peut supposer que les mêmes causes produisent les mêmes effets sur Mars; que ses taches polaires resplendissantes sont dues à la vive réflexion qu'éprouve la lumière sur ces régions glacées, et que la diminution de ces taches, lorsqu'elles sont exposées aux rayons du^soleil, est un effet de Tinfluence de cet astre. La tache du pôle sud était extrêmement grande en 1781, ce qui devait être puisque ce pôle sortait d'une nuit de douze mois, et avait été privé pendant tout ce temps de la chaleur du soleil : elle était plus petite en 1783 et diminua graduellement depuis le 20 mai jusqu'au milieu de septembre qu'elle sembla devenir stationnaire. À cette époque le pôle sud avait joui de huit mois d'été, pendant lesquels il avait constamment éprouvé rinfluence des rayons solaires. Il est vrai qu'à la fin ils étaient tellement obliques qu'ils ne pouvaient en exercer une bien considérable. D'un autre côté le pôle nord, qui, d'une exposition de douze mois au soleil, était tombé dans une obscurité profonde, paraissait peu considérat)le quoiqu'il eût sans doute augmenté de volume. Il n'était pas visible en 1783, attendu

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la position de l*axe de la planète, qui ne nous permettait pas de voir ce pôle.

Une autre considération vient encore confirmer Thypothèse que les taches brillantes des pôles de Mars sont dues à la présence des glaces et des neiges, c'est que Taxe de cette planète étant incliné sur son orbite de 61® 33\ les variations des saisons ne doivent pas être fort sensibles, et cette constance de chaque parallèle à conserver la même température est regardée comme favorable à la formation des glaces.

Le soleil ne dispense à Mars que le tiers environ de la lumière qu'il répand sur la terre, aussi paralt-il singulier qu'il n'ait pas de lune ou satellite. Toutefois cette circonstance peut être compensée par la hauteur et la densité de son atmosphère que nous avons vues être considérables*.

Des quatre planètes télescopiques.

Ces planètes qui, dans le système solaire, sont placées entre Mars et Jupiter, sont dues aux découvertes modernes. Cette circonstance, jointe à leur petitesse, fait qu'elles sont encore fort peu connues.

VSSTÀ. fi

Vesta fut découverte par un des élèves d'Olbers le 29 mars 1807. Elle décrit en 5 ans 66 jours 4 heures, son orbite qui parait fort irrégulière, et qui s'incline sur l'écliptique de T 8'. Cette petite planète est fort peu

* Voy. Annuaire pour 1K43, p. 54i-54a«

IM omifciii uçcM.

ptr HencheU ayee un d*iiD poavoir amplificatif paissant, dte ne domia pas rapparence d'un disque, mais panil comme no poin brillant. Od la croit à 91 ,O0O,CM)O de lieues du soleil.

iCKOir. Q

DécouYcrle par Harding le i*' septembre 1803, cette planète a, selon Schrœler, un diamètre de 475 lieues. Elle emploie 4 ans et 138 jours à accompUr sa révolution autour du soleil, dans une orbite inclinée sur Técliptique de 31* W; sa dislance au soleil est de 102,000,000 de lieues environ.

CtBÈS. i

Des quatre planètes télescopiques. Gérés fut découverte la première par Piani^ directeur de TObservatoire de Palerme, le 1" janvier 1801. Son diamètre, de SSO lieues selon Herschell, et^de 475 selon Schrœter, n*est pas bien connu. Elle accomplit dans Tespace de 4 ans 1/2 sa tévolotion autour du soleil, dans une orbite dont le plan fitit un angle de 10* 37' 25" avec celui de Técliptique. Sa distance au soleil est d'environ 106,252,000 lieues. Son apparence est celle d'une étoile nébuleuse, environnée de brouillards très-variables, ce qui a donné lieu à Herschell de penser qu'elle a une atmosphère. D'après les mesures de Scbrœler, elle n'aurait pas moins de 276 lieues de hauteur*

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