connaît à sa position, ou à son diamètre apparent, et à son mouvement rétrograde, conformes à ceux qu'elle doit avoir. Ces passages de Mercure sont de véritables éclipses annulaires du Soleil, qui nous prouvent que cette planète en emprunte sa lumière. Vue dans de fortes lunettes, elle présente des phases analogues aux phases de la Lune, dirigées comme elles vers le Soleil, et dont l'étendue, variable suivant la position de la planète par rapport au Soleil et suivant la direction de son mouvement, répand une grande lumière sur la nature de son orbite.

La planète Vénus offre les mêmes phénomènes que Mercure, avec cette différence que ses phases sont beaucoup plus sensibles, ses oscillations plus étendues et leur durée plus considérable. Les plus grandes digressions de Vénus varient depuis 50° jusqu'à 53°, et la durée moyenne de ses oscillations ou de son retour à la même position relativement au Soleil est de 584 jours. La rétrogradation commence ou finit, quand la planète, en se rapprochant le soir du Soleil ou en s'en éloignant le matin, en est distante d'environ 32°. L'arc de sa rétrogradation est de 18° à peu près, et sa durée moyenne est de 42 jours. Vénus ne se meut point exactement sur le plan de l'écliptique dont elle s'écarte quelquefois de plusieurs degrés.

Les durées des passages de Vénus sur le disque solaire, observées à de grandes distances sur la Terre, sont très sensiblement différentes, par la même cause qui fait différer entre elles les durées de la même éclipse du Soleil, dans divers pays. En vertu de la parallaxe de cette planète, les divers observateurs la rapportent à différents points de ce disque dont ils lui voient décrire des cordes plus ou moins longues. Dans le passage qui eut lieu en 1769, la différence des durées observées à Otaïti, dans la mer du Sud, et à Cajanebourg, dans la Laponie suédoise, surpassa quinze minutes. Ces durées pouvant être déterminées avec une grande précision, leurs différences donnent fort exactement la parallaxe de Vénus, et par conséquent sa distance à la Terre au moment de sa conjonction. Une loi remarquable, que nous exposerons à la suite des découvertes qui l'ont fait connaître, lie cette parallaxe à

celle du Soleil et de toutes les planètes, ce qui donne à l'observation de ces passages une grande importance dans l'Astronomie. Après s'être succédé dans l'intervalle de huit ans, ils ne reviennent qu'après plus d'un siècle, pour se succéder encore dans le court intervalle de huit années, et ainsi de suite. Les deux derniers passages sont arrivés le 5 juin 1761 et le 3 juin 1769. Les astronomes se sont répandus dans les lieux où il était le plus avantageux de les observer, et c'est de l'ensemble de leurs observations que l'on a conclu la parallaxe du Soleil, de 27" dans sa moyenne distance à la Terre. Les deux prochains passages auront lieu le 8 décembre 1874, et le 6 décembre 1882.

Les grandes variations du diamètre apparent de Vénus nous prouvent que sa distance à la Terre est très variable. Cette distance est la plus petite au moment de ses passages sur le Soleil, et le diamètre apparent est alors d'environ 189′′; la grandeur moyenne de ce diamètre est, suivant Arago, de 52", 173.

Le mouvement de quelques taches observées sur cette planète avait fait reconnaître à Dominique Cassini sa rotation dans l'intervalle d'un peu moins d'un jour. Schröter, par l'observation suivie des variations de ses cornes, et par celle de quelques points lumineux vers les bords de sa partie non éclairée, a confirmé ce résultat sur lequel on avait élevé des doutes. Il a fixé à o3, 973 la durée de la rotation, et il a trouvé, comme Cassini, que l'équateur de Vénus forme un angle considérable avec l'écliptique. Enfin il a conclu de ses observations l'existence de très hautes montagnes à sa surface, et par la loi de la dégradation de la lumière, dans le passage de sa partie obscure à sa partie éclairée, il a jugé la planète environnée d'une atmosphère étendue, dont la force réfractive est peu différente de celle de l'atmosphère terrestre. L'extrême difficulté d'apercevoir ces phénomènes dans les plus forts télescopes en rend l'observation très délicate dans nos climats : ils méritent toute l'attention des observateurs placés au midi, sous un ciel favorable. Mais il est bien important, lorsque les impressions sont aussi légères, de se garantir des effets de l'imagination, qui peut avoir sur elles une grande influence; car alors les images intérieures qu'elle fait

naitre modifient et transforment souvent celles que produit la vue des objets.

Vénus surpasse en clarté les autres planètes et les étoiles: elle est quelquefois si brillante, qu'on la voit en plein jour, à la vue simple. Ce phénomène, qui dépend du retour de la planète à sa même position par rapport au Soleil, revient dans l'intervalle de dix-neuf mois à peu près, et son plus grand éclat se reproduit tous les huit ans. Quoique assez fréquent, il ne manque jamais d'exciter la surprise du vulgaire, qui, dans sa crédule ignorance, le suppose toujours lié aux événements contemporains les plus remarquables.

CHAPITRE VI.

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 152° 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 152°. Le mouvement reprend ensuite son état direct, après avoir été rétrograde pendant 73 jours, et dans cet intervalle, la planète décrit un arc de rétrogradation d'environ 18°. 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 différences assez grandes dans l'étendue 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 19′′,40 à la moyenne distance de la planète, et il augmente à mesure que la planète approche de son opposition, où il s'élève à 56", 43. 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 1,02733, 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 d'Arago, ces deux diamètres sont dans le rapport de 189 à 194, le diamètre précédent étant moyen entre eux.

OEuvres de L. - VI.

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