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une orbite tracée à la distance moyenne de 57 250000 kilora. ou l 'i .iOOOOO lieueri. Nous disons distance moyenne, car cette orbite est loin d'ôtro cii'culaire; elle est au contraire fort elliptique et très allongée, de toile sorte qu'à son périhélie, la planète se rapproche jusqu'à 11375 000 lieuos, tandis qu'à son aphélie, elle s'en éloigne jusqu'à 17 250000 : la différence est de six millions de lieues. Comme l'intervalle entre le périhélie et l'aphélie n'est (jiic (le six semaines, on voit que la planète consacrée au dieu du commerce et des voleurs passe rapidement par de

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Fig. 151. — Les orbites de Mercure, Vénus et la Terre. Échelle : 1""" = 1 million de lieues.

curieuses alternatives de lumière et de chaleur. Si Ton représente par 1 000 la distance moyenne de la Terre, celle de Mercure sera représentée par 387, sa distance aphélie par 467, et sa distance périhélie par 307. L'excentricité («) ou l'allongement de l'ellipse est de 0,205 : c'est la plus allongée des orbites planétaires.

(') Rappelons qu'on nomme excentricité la distance du centre de l'ellipse au foyer, en fonction du demi-grand axe. Ainsi, dans le cercle, l'excentricité est 0, puisque le centre et le foyer ne font qu'un. Si l'excentricité est 0,2 c'est que la distance du centre (C, fig. 152) de l'ellipse au foyer S est égale aux deux dixièmes du demi-grand axe CA ou CP.

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Lii plaiirtc n'emploie que 88 jours pour parcourir cette orbite, dont le prriniètre mesure 8î) millions de lieues. Elle vogue dans le ciel avec une vitesse de 'ili 811 mètres par seconde, plus d'un million de lieues par jour.

La révolution, ou Vannée précise c' cette planète, est de 87 jours 23 heures 15 minutes 46 secondes.

Le petit plan tracé ci-dessus (//"//. 151) ..nrésente, ;i réchellc de 1 millimètre pour 1 million de lieues, les orbites de Mercure, de Vénus et de la Terre, se suivant concentriquenient autour du Soleil, aux distances respectives de 14, 26 et 37 millions de lieues. On voit que ces deux terres du ciel gravitent dans la même région de l'espace que nous et sont, par leur situation et par leur proximité, véritablement sœurs de celle sur laquelle se joue en ce moment le jeu de nos destinées.

A cause de son rapprochement du Soleil, Mercure n'est visible pour nous, habitants de la Terre, que le soir ou le matin, jamais au milieu de la nuit, et toujours dans le crépuscule. Cet astre ne peut jamais s'éloigner pour nous à plus de 28 degrés et demi du Soleil, ni le précéder à son lever ou le suivre à son coucher de plus de deux heures environ (le maximum s'élève parfois à 2'' ih"' jiour la latitude de Paris). Il n'est donc jamais visible au milieu de la nuit, mais seulement à l'aurore ou au crépuscule, ou, au maximum, d(Hix heures environ avant ou après le coucher du soleil. On aura une idée exacte de la plus grande élongation qu'il peut offrir, en examinant la petite figure précédente, tracée également à l'échelle de

1 millimètre pour 1 million de lieues. Lorsque Mercure est à son périhélie (P) il est de deux fois la distance ("S, ou de deux fois

2 930000 lieues plus près du centre du Soleil que lorscpi'il est à sr»n aphélie (A). Il est sensible que le plus grand angle que la planète puisse faire avec le Soleil relativement à la Terre arrive lorsque Mercure étant vers son aphélie, la Terre peut se trouver foniicr un angle droit avec lui et le Soleil, et être elle-même vers son

Fig. 15Î.— Relation entre l'orbite de Mercure et celle de la Terre.

LA l'LANLïE MEUCLRE

pt'""';-'.lc; : alors la distance angulaire de Mercure au Soleil atteint zS degrés et demi.

Si le lecteur veut bien supposer que Mercure roule autour du Soleil dans le sens indiqué par la flèche, il remarquera que sa distance à la Terre varie considérablement selon sa position. Son diamètre apparent varie dans la même proportion : à sa distance maximum, il descend à 4",5; à sa distance minimum, il s'élève à 12",9. C'est comme si nous disions que la largeur de son disque varie pour nous depuis 4 millimètres et demi jusqu'il presque 13 millimètres.

Si Mercure tournait autour du Soleil dans le même plan que la Terre, il passerait exactement devant son disque toutes les fois qu il passe entre lui et nous, c'est-à-dire à peu près tous les ans, dans un intervalle de temps combiné entre les 88 jours de sa révolution et les 365 jours de la révolution de la Terre, aux points nommés ses conjoiiclions inférieures. Mais le plan dans lequel il se meut ne coïncide pas avec celui de l'orbite terrestre : il est incliné de 7 degrés. Il en résulte qu'ordinairement la planète passe à sa conjonction inférieure, non juste devant le Soleil, mais au-dessus ou au-dessous, et par conséquent reste invisible.

Toutefois, elle passe de temps en temps juste devant le Soleil, et même beaucoup plus fréquemment que Vénus, car ses passages reviennent à des intervalles irréguliers de 13, 7, 10 et 3 ans. Voici leurs dates pendant trois siècles :