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G. BIfîOURDAN. — REVUK ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



88 jours : do même que la Luue par rapport à la 

 Terre, Mercure présente donc toujours la même 

 face au Soleil, toutefois avec une libration très forte. 

 Comme l'intensité de la chaleur solaire est sept 

 fois plus forte sur Mercure que sur la Terre, on peut 

 juger par là ce que doit être la température qui 

 règne sur la partie éclairée de la planète, tandis 

 que l'autre partie, plongée dans une nuit sans tin, 

 est à une température sans doute très basse. 



Comment a-t-on pu admettre si longtemps une 

 durée de rotation aussi éloignée de la vérité? L'expli- 

 cation est facile : sous nos latitudes on ne peut ja- 

 mais observer utilement Mercure dans la nuit com- 

 plète, mais seulement dans le crépuscule, pendant 

 peu de temps et à peu près aux mêmes heures; or 

 on retrouvait ainsi pendant plusieurs jours consé- 

 cutifs les mêmes détails : il en résulte que la durée 

 de rotation est ou bien voisine de celle de la Terre 

 (ou une fraction aliquote de celle-ci), ou bien enfin 

 très lente et presque insensible d'un jour à l'autre : 

 la première hypothèse fut acceptée par Schrôter 

 et après lui par tous les astronomes, tandis que la 

 dernière est la vraie. 



La masse de Mercure est mal connue également, 

 parce qu'on ne lui a pas trouvé de satellite ; 

 comme cette masse est très faible, on ne peut la 

 déduire avec précision des perturbations qu'elle 

 produit sur les autres planètes. La comète d'Encke, 

 lorsque sa théorie sera terminée, en fournira une 

 valeur assez précise, car en 1838 et en 1878 elle 

 s'est beaucoup rapprochée de Mercure. 



Dès le commencement de sa carrière astro- 

 nomique. Le Verrier s'occupa de la théorie de 

 Mercure qui avait toujours présenté de grandes 

 difficultés. Dans la suite, il reprit ce travail et 

 l'ayant terminé, en 1859, il annonça que le mou- 

 vement du périhélie de cette planète présentait une 

 accélération séculaire inexplicable par la loi de la 

 gravitation universelle et en tenant compte des 

 actions exercées par les planètes connues. Il se 

 trouva conduit ainsi à admettre l'existence d'une 

 ou de plusieurs planètes intrà-mercurielles (1), 

 c'est-à-dire plus voisines encore du Soleil et qui 

 par suite ne peuvent être aperçues que lorsque, 

 dans leurs conjonctions inférieures, elles passent 

 devant le disque du Soleil, ou pendant l'obscurité 

 des éclipses totales de Soleil. A diverses époques on 

 avait vu passer devant le Soleil des corps ronds, 

 opaques, se projetant en noir sur son disque, qu'ils 

 traversaient beaucoup plus rapidement que des 

 taches ordinaires. L'hypothèse de Le Verrier, qui 

 rendait bien compte de ces passages en les attri- 



(1) Voyez la Notice sur les planètes Intra-mercurielles , par 

 M. F. Tisserand (Annuaire du Bureau des Longitudes pour 

 1882, p. 729-772). 



buant aux planètes intrà-mercurielles, fut acceptée 

 avec enthousiasme et confirmée bientôt après par 

 un autre passage du même genre, observé par le 

 D' Lescarbault, à Orgères. Au moyen des observa- 

 tions qui lui parurent les plus sûres. Le Verrier es- 

 saya de calculer l'orbite de la planète hypothétique, 

 qui reçut le nom de Vulcain ; et il annonça comme 

 possible un nouveau passage sur le Soleil, du 21 

 au 23 mars 1877. Mais la subtile planète fut cher- 

 chée en vain, et on se rejeta sur les éclipses totales 

 de Soleil. Les astronomes les plus habiles la cher- 

 chèrent pendant les éclipses du 29 juillet 1878 et 

 du 6 mars 1883, mais tous les efforts restèrent in- 

 fructueux, et depuis lors la question des planètes 

 intrà-mercurielles est un peu tombée dans l'oubli. 

 Il faut ajouter que les calculs de Le Verrier, 

 vérifiés par divers astronomes, ont été complète- 

 ment confirmés; et le mouvement anormal qu'il 

 avait signalé dans le périhélie de Mercure attend 

 encore une explication (I). 



III. — VÉ.NUS 



De toutes les'planètes, c'est Vénus qui ressemble 

 le plus à la Terre, dont elle se rapproche parfois 

 beaucoup, car leur distante peut descendre à 0,23 

 en prenant pour unité la distance de la Terre au 

 Soleil, comme on le fait ordinairement. Aussi est- 

 elle parfois très brillante; son éclat dépasse alors 

 celui de toutes les autres planètes et des plus belles 

 étoiles, et il n'est pas rare de l'apercevoir à l'oîil 

 nu en plein jour, surtout si l'on connaît à peu près 

 sa position. Malgré son éclat, on n'a pu distinguer 

 à sa surface des détails bien saillants, de sorte que 

 sa durée de rotation (23'' 21™) n'est pas très 

 exactement connue. Cependant M. Stanley Williams 

 y a vu en 1884 une bande noire étroite, assez 

 longue, figurant comme l'embouchure d'une rivière. 



On a pu croire pendant longtemps à l'existence 

 d'un satellite de Vénus, signalé par divers astro- 

 nomes, depuis Fontana en 1643, jusqu'à Horrebow 

 en 1768; mais on ne l'a plus revu depuis cette der- 

 nière époque, malgré la puissance croissante des 

 instruments. 



Houzeau était arrivé à cette conclusion bizarre 

 qu'on pourrait peut-être concilier un certain nombre 

 d'o])servalions de ce prétendu satellite, en admettant 

 l'existence d'une nouvelle planète circulant entre 

 Vénus et la Terre, et qu'il avait appelée Neith. 



Il était plus rationnel de se demander, avec 

 M. J. Bertrand, si ces observations ne se rappor- 

 teraient pas à certaines des petites planètes décou- 

 vertes depuis. M. Stroobant, qui vient de faire une 



(1) Voyez à ce sujet la remarque de M. Tisserand dans la 

 Revue du 28 février dernicrj page 127. 



