CHAPITRE I. — MERCLRE ET VENUS

constamment la même face vers le Soleil : l'un de leurs hémisphères toujours soumis à son action calorifique (six fois plus intense pour Mercure et deux fois poui- A énus (pie sur noire globe) serait une véritable fournaise, pendant que l'autre hémisphère serait le siège d'un froid plus intense que celui de nos régions polaires. On a peine à concevoir c|uelles conditions d'équilibre en césulteraient pour l'atmosphère dense qui entoure la planète Vénus ; il semble que des courants \iolents doivent alors partir de l'hémisphère froid pour Ihémisphère chaud, mélangeant HiiWi les différentes masses de cette atmosphère et l entretenant dans une perpétuelle et violente agitation. Dès lors, l'aspect de la surface de la planète ne saurait montrer cette apparence de calme à peu près absolu qui fait que, sauf vers le sommet des cornes du croissant, on peut si difficilement préciser un détail différenciant une portion du disque des parties voisines: elle s'explique, au contraire, très aisément avec une rotation voisine de 24 heures qui expose successix ement aux rayons solaires toutes les parties de son atmos|)hère.

Trouvelot, Niesten, Stuy^acrt, Pcrvotin, AnLoniadi, Flani-

Fig. i5. Fig. i6.

23 mai, i''-6''3o'". 24 juin, a''-^''.

niarion. — Aussi, on a cherché, dans nojubre d'observatoires, à xérifier la conclusion de l'astronome milanais, et l'on s'est adressé de

préférence à Vénus; tandis que Niesten et Stiijvaert (Bruxelles, 1 8 --1-1 890) disent avoir souvent constaté la réalité de la rotation

Fig. 17.

i5 juillet, Q'-ao^-G'-So™.

Fig. .8.

2 août. 2^'--;''.

Fig. 19.

17 août, 4''4'J"-7'''

Fig. 20.

27 septembre, i''-5''.

diurne, Perrotin (Nice, 1890) conclut iforinelleinenl à la rolalion

ClIAPITUE 1. — MERCURE ET VENUS. Cil

leiiLe. Comme celles de Schiaparelli sur Mercure, ses observations ont été faites pendant le jour; elles ont duré du i5 mai au 4 octobre 1890; l'étude attentive des 61 dessins {Jig- i5, 16, l'j, 18, ly et 20) qui en sont résultés conduit 1 auteur à cette conclusion : « L'aspect de la planète ne varie pas sensiblement d'un jour à l'autre, et il reste aussi le même aux diverses heures de la journée. Les modifications, que l'on observe le même jour, se font sans mouvement par le seid effet des variations de l'illumination et de l'absorption atmos|)hérique avec la hauteur de l'astre sur Thorizon. »

Nouvelles i-echerches. Schiaparelli, Brenner, Villiger, Barnard. — En i8g5, Schiaparelli tire, dune nouvelle étude de Vénus, la même conclusion qu'en 18^8.

Mais, à la même époque, Brenner, de l'observatoire Manora à Lussimpicolo (Istric), dit avoir démontré de la façon la plus évidente la courte rotation; pendant le mois de juin, en eflet, il put nombre de fois « voir très nettement arriver et passer sur le disque des taches bien délimitées qui y revenaient périodiquement chaque jour ». Il conclut à une durée tie révolution de 'iZ^ 5'-'" 7%;).

De leur côté, Villiger (équatorial de (/",28 de Munich, 1896), Antoniadi et Flammarion (objectif de o'",24 de Juvisj, 1 896-1 898), sans donner une valeur précise de la durée, arrivent aussi à une rotation voisine de a4 heures. Enfin, l'habile astronome Barnard dit que, même avec le grand instrument (o"',9i) de Tobservatoire Lick, il n'a vu qu'une .>eule fois apparence de tache sur la planète.

Trouvelot . Taches polaires. — La question restait donc tout aussi indécise; sa solution, datant à peu près de la même époque, est due à l'astronome français Trouvelot. Dès le mois de novembre 187'-, Trouvelot avait noté sur le contour de Vénus, au Nord et au Sud, près du terminateur, occupant des points diamétralement opposés, deux taches blanches d'un aspect tout particulier ('). Leur étude assidue, continuée avec beaucoup de soin pendant cpiinze ans, démontra leur permanence absolue , elles existent toujours sur la jdanètc aux mêmes points {Jig'. 21 ), et loisqu'elles disparaissent à nos yeux c'est, ou que

(') L'une de ces taclies, la méi'idionale, correspond exaclemeiil aux taciics A el li {fig- 12) que Schiaparelli avait oi)scrvées pendant un mois en iB'yS, mais dont il n'avait jjas reconnu le véritable caractère de taclie polaire.

PREMIKRlî PARTIK. — l'LANETES.

Vénus est alors trop éloij;iiée pour peruiellre de les clistin;;uer, ou qu'elles sont envahies par la nuit de la planète.

Fio;. 2.

i3 février iSSi.

Quand Vénus, allant vers sa conjonction inférieure, se rapproche graduellement de nous, on voit ces taches gagner en éclat et visibi-

Kiff. 25.

5 février iS^S.

lilé; « elles se recou\renl sur h'ur hord interne de pics et (Taigudles d'éclat éblouissant (yt^'-. a^i), <pii laissent parfois bien loin en arrière

CHAPITUK I. — MKKCIRE ET VÉNUS. ' 33

les lâches polaires de Mars, el qui rédéchissent la lumière avec une si grande intensité que ce ijord a[)paraît comme tout constellé d'étoiles alignées comme les grains d'un collier de pierres précieuses » ; l'axe de rotation de la planète passe nécessairement jjar ces points fixes diamétralement opposés. Ces laclies sont donc des taches [jolaires; elles sont absolument analogues d'asj)ecl aux taches polaii'es de Mars, et formées comme elles et comme les régions polaires de notre gloixde masses de glace énormes et de hanquises probablement beaucoup ])lus hautes.

Comme les taches polaires de Mars, celles de Vénus vont en dimi-

V\ii.

\énus ii\Kc tiiflie polaire.

nuanl j)rogressi\ement, mais dans une bien moins grande proportion; l'axe de rotation de \ énus est, en ellet, moins incliné (12") que celui de Mars (27") sur l'axe du plan de l'orbite.

Nous devons ajouter que, quehpies années auparaNant, lors du passage de Vénus en 1874, R.ussell, directeur de l'Observatoire de Sydney, el ses collaborateurs Savage et Lenehan avaient, pendant de courts instants à la sortie, constaté l'existence sur le bord sud de la A. 3

34 PREMIÈRIi: PARTIE. — PLANÈTES.

planète, alors extérieur au Soleil, d'une tache lumineuse très brillante {Jig- 2?) ) qu'ils ont nettement appelée tache polaire.

L'existence de ces deux régions polaires, dont le caractère avait échappé à Schiaparelli, montre la grande analogie qui existe entre Vénus, la Terre et Mars, analogie que confirme encore l'aplatissement :j-^ très voisin de celui de la Terre, trouvé par MM. Bouquet de la Grye et Arago pour Vénus, et ne permet pas d'attribuer à ces planètes des modes de rotation aussi dilïerents; enfin, Trouvelot, en étudiant de jjrès les dessins de la grande tache grise, en déduit une durée de rotation très voisine de 2/\ heures.

G. -H. Darwin. — Ces considérations trouvent un appui important dans les conclusions d'un Mémoire fort remarqué de G. -H. Darwin (1880) sur l'évolution du système solaire par l'action des marées internes qu'avait invoquée fvirkwood.

« Si, dit-il, comme on Ta prétendu, le frottement des marées joue un rôle si important dans l'histoire de la Terre et de la Lune, on pourrait s'attendre à ce que cela soit vrai également pour les autres planètes et satellites et pour les planètes elles-mêmes dans leur ra[yport avec le Soleil. Mais, pour chacun de ces cas, le calcul montre péremptoirement qu'il n'en a pas pu être ainsi. Le rapport de Va Lune avec la Terre est tout à fait exceptionnel dans le système solaire, et pour expliquer les caractères principaux de celui-ci nous devons encore avoir recours à des théories comme celles de Laplace. »

Méthode spectroscopique. Belopolsky, Lowell et Slipher. — A la même époque Belopolsky pensait à faire ser\ir la méthode spectroscopique à l'étude de la rotation de Vénus : en lui supposant, en ellet, une durée de 24 heures, chacun des bords de l'équateur de Vénus tourne avec une vitesse linéaire de o'^'", 5, correspondante un déplacement des raies du spectre certainement appréciable, ave*; le bel instrument (équalorial de o'",^! et spectroscope à température constante) dont disposait l'astronome de Pulkowa.

Les observations faites par lui, du 20 mars au i3 mai kjoo, lui donnèrent en moyenne pour valeur de la vitesse V = o'^'",<j par seconde it o'''", 1,

(•e qui correspond à une durée de rotation d'en\iron 1 ;>. heures.