DE MARS

Les deux planètes que nous venons de considérer semblent accompagner le soleil comme autant de satellites , et leur moyen mouvement autour de la terre est le même que celui de cet astre. Les autres planètes s'éloignent du soleil à toutes les distances angulaires; mais leurs mouvements ont avec le sien des rapports qui ne permettent pas de douter de son influence sur ces mouvements.

Mars nous paraît se mouvoir d'occident en orient autour de la terre : la durée moyenne de sa révolution sidérale est à fort peu près de 687 jours; celle de sa révolution synodique, ou de son retour à la même position relativement au soleil, est d'environ 780 jours. Son mouvement est fort inégal : quand on commence à revoir, le matin, cette planète à sa sortie des rayons du soleil, ce mouvement est direct et le plus rapide; il se ralentit peu à peu, et devient nul lorsque la planète est à 162** de distance du soleil ; ensuite il se change dans un mouvement rétrograde dont la vitesse augmente jusqu'au moment de l'opposition de Mars avec cet astre. Cette vitesse, alors parvenue à son maximum, diminue et redevient nulle lorsque Mars, en se rapprochant du soleil, n'en est plus éloigné que de i52**. Le mouvement reprend ensuite son état direct, après avoir été rétrograde pendant soixante et treize jours; et dans cet intervalle, la planète décrit un arc de rétrogradation d'environ 1 8**. En continuant de se rapprocher du soleil, elle finit par se plonger, le soir, dans ses rayons. Ces singuliers phénomènes se renouvellent dans toutes les oppositions

de Mars, avec des difl'érences assez grandes dans Télendue et dans la durée des rétrogradations.

Mars ne se meut point exactement dans le plan de l'écliptique ; il s'en écarte quelquefois de plusieurs degrés. Les variations de son diamètre apparent sont fort grandes; il est de i9',4o à la moyenne distance de la planète, et il augmente à mesure que la planète approche de son opposition, oii il s élève à 5 6^,4 3. Alors la parallaxe de Mars devient sensible, et à peu près double de celle du soleil. La même loi qui existe entre les parallaxes du soleil et de Vénus a également lieu entre les parallaxes du soleil et de Mars , et l'observation de cette dernière parallaxe avait déjà fait connaître, d'une manière approchée, la parallaxe solaire, avant les derniers passages de Vénus sur le soleil, qui l'ont déterminée avec plus de précision.

On voit le disque de Mars changer de forme et devenir sensiblement ovale, suivant sa position par rapport au soleil : ces phases prouvent qu'il en reçoit sa lumière. Des taches que l'on observe à sa surface ont fait connaître qu'il se meut sur lui-même d'occident en orient, dans une période de iJ,02 733,et autour d'un axe incliné de 66°,33 à l'écliptique. Son diamètre est un peu plus petit dans le sens de ses pôles que dans celui de son équateur. Suivant les mesures de M. Arago , ces deux diamètres sont dans le rapport de 189 à 194 » le diamètre dont nous venons de donner les mesures étant moyen entre eux.