MOUVEMENT DE MARS

Distance minimum, le 2 septembre 1877 : 55746000 kilomètres. Opposition, le 5 septembre.

Passage au méridien à minuit, le 6 septembre.

.. l Distance minimum le 4 novembre 1879 : 71400000 kilomètres I Opposition, le 12 novembre.

Passage au méridien à minuit, le 9 novembre.

j„ 1 Distance minimum, le 21 décembre 1881 : 89216000 kilomètres 1 Opposition, le 26 décembre.

Passage au méridien à minuit, le 27 décembre.

j„ j Distance minimum, le 30 janvier 1884 : 99000000 de kilomètres, j Opposition, le 31 janvier.

Passage au méridien à minuit, le 4 février.

C'est en 1877 qu'elle est passée le plus près, comme on le voit en comparant les chiffres précédents. Le périhélie de Mars arrive lorsque ia planète se trouve à la position céleste, à la longitude, où la Terre se trouve le 27 août. La plus grande proximité des deux planètes arrive donc lorsque Mars passe en opposition vers cette date. En 1877, elle en était bien près. En 1892, elle passera plus près encore. On se rendra exactement compte de ces intervalles d'oppositions, qui reviennent tous les deux ans environ, ainsi que des mois auxquels ils se reproduisent et des variations de distances à chaque opposition, par l'examen de notre figure 40, construite à l'échelle de 1 millimètre pour 2 millions de lieues. Ce diagramme géométrique est le complément de ceux que l'on a vus plus haut (p. 18 et 19). Les distances entre la Terre et Mars sont inscrites en millions de lieues (en nombres ronds) pour chaque opposition.

A chacune de ses oppositions, la planète ne revient pas juste à la môme distance. Nous venons de voir que c'est en 1877 qu'elle a atteint son minimum. Si nous voulions figurer année par année mois par mois, cette marche céleste relativement à la Terre supposée immobile, nous obtiendrions le curieux diagramme ci-dessous, {fig. 41), .sur lequel on peut lire ce mouvement depuis la dernière opposition minimum de 1877 jusqu'à la prochaine de 1892, c'est-àdire pendant un cycle entier. Il est facile de concevoir, en effet, qu'en raison de la double marche de la Terre et de Mars autour du Soleil

MOfVE.MK.NT DE MARS

les disfnnoos entre les deux planètes varient rapidement i>t cimsidéralilenicut.

Nous av(ins vu qu'à ses époques de [ilus jurande pnixiinili'', la planète arrive à l'i millions de lieues de nous lorsqu'elle se trouve en opposition vt'rs la, fin d'août ou au commencement de septembre. Mais lorsque l'opposition arrive en février, le rappnjchement des deux planètes ne descend pas au-dessous do :2G millions

Ko ::o Fig. 11. — .Mouvement de Mars par rapport à la Terre.

de lieues. Si maintenant nous considérons Mars lor.squ'il s'éloigne Je la Terre dans raufre côté de son orbite et qu'il passe en conjonction au delà du Soleil, sa distance à la Terre peut s'élever à 87 millions de lieues, btrsque la conjonction arrive en février, et elle peut même atteindre 00 millions de lieues, lorsque la conjonction arrive en août. On voit donc que la distance entre les deux planètes varie de 14 à 00 millions de lieues. Remarquons, en passant, combien un tel mouvement serait plus

LE SYSTEME PLANETAIRE

compliqué que le mouvement réel des deux planètes autour du Soleil, et combien ce seul aspect devait rendre peu probable l'hypothèse de l'immobilité de la Terre, laquelle hypothèse obligeait toutes les planètes à tourbillonner ainsi pour permettre d'expliquer les variations de position et d'éclat observées.

Il faut constater, du reste, en l'honneur du génie de l'homme, qui sait s'élever au-dessus des apparences vulgaires et dominer les illusions des sens, que bien des siècles avant Copernic, le système qui porte son nom était enseigné par les philosophes, par les penseurs indépendants. Vers l'an 530 avant notre ère, Pythagore enseignait le mouvement de rotation diurne de la Terre, et il en fut de même de ses disciples Hicétas de Syracuse et Ecphantus. Philolaûs (le premier pythagoricien qui ait laissé des écrits) expliquait les aspects célestes, quatre siècles avant notre ère, par le mouvement de rotation diurne et par le mouvement de révolution annuelle de la Terre autour du Soleil en 365 jours et demi, ainsi que par la translation des autres planètes autour de l'astre du jour. Ptolémée, dans son Almageste, a longuement discuté cette opinion des pythagoriciens sur le double mouvement de la Terre : il trouve qu'elle est « du dernier ridicule » et tout à fait contraire au plus simple bon sens. C'est à lui qu'on doit le retard éprouvé à cet égard par le progrès des sciences et de la philosophie. Son esprit n'a pas su s'élever au-dessus des apparences vulgaires.

Au cinquième siècle de notre ère, mille ans avant Copernic, l'astronome hindou A'ryabhata, auteur du traité astronomique et astrologique VA'ryabliata-Siddkanta, écrivait : « La sphère des étoiles est stalionnaire, et la Terre, en tournant sur elle-même, produit les levers et couchers des étoiles et des planètes. » Mais cette doctrine ne devait pas prévaloir non plus dans l'astronomie indienne. Au commencement du septième siècle, Brahmagupta réfutait l'auteur précédent, tout comme Ptolémée avait réfuté les pythagoriciens, en objectant que si la Terre tournait, les objets ne devraient pas rester en équilibre, mais tomber par-dessous, etc.

C'est le mouvement de Mars qui donnait le plus de peine, à cause de la grande variation de distance de la planète. C'est cette difficulté même qui a conduit Kepler à découvrir les véritables orbites planétaires

MOUVEMENT DE .AIAUS

La combinaison de son nionvcnient autour clu Soleil avec celui qui nous emporte nous-mêmes dans notre révolution annuellt; fait qu'il décrit sur la sphère céleste une ligne irrégulière, marchant généralement, comme toutes les planètes, de l'ouest à l'est, de droite à gauche le long des constellations du zodiaque, mais s'arrètant à certaines époques, rétrogradant vers l'ouest, s'arrètant de nouveau et reprenant son coui'S vers l'est. Notre figure 4'2 représente

Fi;;. 1-2. — .Marche cl posilions de hi |i;;inéle Mars sur la b-phi

son mouvement apparent parmi les étoiles, pendant sa i)ériode actuelle de visibilité. Chacun peut s'en rendre compte tous les soirs à l'o'il nu (').

(') Ct'ltf pctiti' carte pi'iiiirl à chacun do trouver Mars parmi les t'toilcs, rcconnaissahlo d'ailleurs par sa coloration rouge et par son niani|uo de scintillation. Le 15 anùl. il se levé a 1 est à minuit et passe au méridien au sud à 8 heures du matin. I.e 1.5 septembre, il se lève à 1 l'i^O" du soir et arrive au méridien à T'ai"" du matin. Le 15 octobre, il se lève à Kt'iS'" du soir et passe au méridien i\ «'38°. Le 15 novembre, lever a O'o" et passage au méridien à oMS"". Le lo décembre, lever à 8'36™ et passage an méridien à 4'V'". Il avance ainsi de mois en mois pour planer sur nos nuits d"hiver Telles sont les positions actuelles de Mars. Ce serait sortir du cadre d'un ouxragi" populaire et d un livre d'astronomie descriptive que de calculer ici les épliémérides de ses positions futures. Mais ceux d'entre nos lecteurs qui s'intéressent à suivre eux-mêmes, soit à l'œil nu, soit à t'aide d'instruments de moyenne puissance, les divers phénomènes célestes, trouveront toutes les indicatinns désirables dans notre Revue itte'isuclle iV.islronomie populaire, qui préparu perpétuellement toutes les obsenations ii l'aire.

MOIVE.MKNT DE MARS

Far suite de ce mouvement de Mars le long du zodiaque, et du mouvement de toutes les planètes dans la intl-me zone, plusieurs planètes peuvent se trouver momentanément réunies dans la même région du ciel. C'est précisément ce qui vient d'arriver : eu juillet 1883, toutes les planètes visibles à l'œil nu pouvaient être vues en même temps dans le ciel le matin avant le lever du soleil. Au mois de juin I88I, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne sont passés les uns prés des autres dans la constellation des Poissons. Quelquefois, deux planètes passent si près l'une de l'autre qu'elles

Fig 43.

Conjonclion île Jlars avec Saturne le 1'' juillet 1879.

n'en font plus qu'une cà l'œil nu et que dans le champ d'une lunette elles sont voisines comme les deux composantes d'une étoile double. Ainsi, par exemple, le T"" juillet 1879, à 5''16'° du matin, Mars et Saturne se sont rencontrés dans le ciel en perspective. Les deux planètes sont passées à 87" seulement l'une de l'autre, d'un centre h l'autre. Saturne se montrait, dans une lunette de huit pouces, environné de trois satellites, et Mars semblait appartenir au môme système. Sa couleur était d'un jaune orangé bien prononcé, tandis que Saturne paraissait jaune verdàtre pâle et beaucoup moins intense que Mars en lumière.

Ouclquetbis trois planètes peuvent se rapprocher ainsi. Le -23 dé-

r H AS ES DK M A 11 s

cembre 1769, Mars, Jupiter et Vénus se sont trouvés réunis dans lui même champ de 1 degré de diamètre. Ce rapprochement si curieux est môme arrivé pour quatre planètes, pour Mars, Jupiter, Vénus et Mercure, le 17 mars 17:25. Les anciens attribuaient une importance spéciale à ces conjonctions planétaires et nous ont conservé un grand nombre d'observations, sur lesquelles il serait superflu de nous étendre davantage.

Cette même combinaison des uiouvcnients de Mars et de la Terre autour du Soleil fait que Mars est loin de nous présenter toujours de face son hémispliére éclairé par le Soleil. 11 en résulte par consé-

Fig. -U. — Les phases de Mars.

quent que nous lui observons des phases, moins complètes que celles de la Lune, mais pourtant assez sensibles, et même parfois évidentes du premier coup d'œil. Nos lecteurs ont déjà pu en remarquer une (p. 2'.]). La partie obscure peut s'étendre davantage encore et atteindre le huitième du disque.

"Ces phases ont été remarquées dès l'année 1610, aussitôt qu'on eût dirigé la lunette astroDomique vers l'astre de la guerre. Galilée écrivait au père Castclli, le .30 décembre de cette année, que cet astre ne lui paraissait pas entièrement rond. Le 24 août 1638, Fontana observant sous le ciel de Naples, dessina la planète évidemment amincie ou gibbeuse. C'était une confirmation de la théorie que cette planète, comme les autres, ne brilh^ pas plus que la Terre

niMENSlONS DE MARS

par sa propre lumière, mais seulement par celle qu'elle reçoit du Soleil et réfléchit dans l'espace.

La grandeur apparente de Mars varie naturellement en raison de sa distance. A ses époques de plus grande proximité, cette planète brille comme une étoile de première grandeur, rivalisant presque d'éclat avec Vénus et Jupiter, et pouvant même devenir visible en plein jour. Lorsqu'elle est très éloignée de nous, elle descend au contraire au rang de la seconde et môme de la troisième grandeur. Le diamètre de son disque télescopique peut descendre jusqu'à 3" ; aux époques d'opposition, il atteint au minimum 13" et peut, au maximum, s'élever jusqu'à 30"; ce qui est arrivé en 1877, et ce qui se reproduira en 1892. Cette époque favorable revient tous les quinze ans, et coïncide avec celle de la disparition des anneaux de Saturne lorsqu'ils se présentent à nous par leur tranche. On se rendra compte de la variation de la grandeur apparente de Mars à l'examen de notre figure 45, dessinée à l'échelle de 2""° pour 1". A chaque opposition consécutive, le disque apparent de la planète varie dans la proportion suivante : 1877=30"; 1879 = 23"; 1881 = 18"; I88't=16"; 1886=14"; 1888=18"; 1890=23"; 1892 = 30". Mais la distance et la diminution de grandeur ne jouent pas un aussi grand rôle qu'on le croirait pour la visibilité des détails.

En supposant Mars placé à la distance du Soleil, prise pour unité dans les mesures célestes, son diamètre serait de 9"35 (mesures concordantes de Bessel, Kaiser, Main et Hartwig). A cette même unité de distance, le diamètre de la Terre est de 17"72.

En combinant la grandeur apparente de Mars avec la distance, on trouve qu'elle correspond à un diamètre de 6850 kilomètres, soit 1700 lieues en nombre rond. Le tour du monde de Mars est donc de 5375 lieues.

On voit que cette planète est plus petite que la Terre. Son diamètre n'est guère que la moitié du nôtre (0,54). Sa surface n'est que les 29 centièmes de la surface du globe terrestre, et son volume n'est que les 16 centièmes du nôtre.

Étant six fois et demie plus petit que la Terre en volume. Mars se trouve être sept fois et demie plus gros que la Lune, et trois fois plus gros que Mercure.

Dimensions de .mars

Combien pèse-t-il ?

Avant la découverte des satellites de Mars, faite en 1877, il était assez difïicile de déterminer exactem3nt la masse de cette planète. Cumment pèse-t-on les mondes? Le procédé le plus simple; à employer pour peser un astre, c'est de comparer la vitesse avec lujuelle il fait tourner un corps céleste soumis à sa puissance avec

Dimensions apparentes de Mars à ses disUinres pjilrèmes et raoycnnos. (Écbeus 2»" = I").

celle que la Terre imprime à la Lune : la proportion des vitesses conduit à la proportion des masses ou des poids. C'est ainsi que nous avons pesé le Soleil. Quand la nature ne fournit pas ce moyen direct, il faut prendre un moyen détourné, tel que les perturbations que la planète fait éprouver à ses compagnes célestes dans leur cours à travers l'espace, ou à quelque comète vagabonde qui s'appnielie suffisamment pour subir une influence sensible. C'est ainsi qu'on a déterminé les masses de Mercure, de Vénus, et celle de Mars jusqir(>n lS77.Mais lor?;qu'il y a un satellite, l'opénifiDU esta la fois