174 G. BIGOURDAN. — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 
88 jours : de même que la Lune par rapport à la 
Terre, Mercure présente donc toujours la même 
face au Soleil, toutefois avec une libration très forte. 
Comme l’intensilé 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 fin, 
est à une température sans doute très basse. 
Comment a-t-on pu admettre si longtemps une 
durée derotation aussi éloignée de la vérité? L'expli- 
cation est faciie : sous nos lalitudes 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-mereurielles (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. À 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- 
(4) 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 2 
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 (1). 
III. — Vénus 
De toutes les'planètes, c'est Vénus qui ressemble 
le plus à la Terre, dont elle se rapproche parfois 
beaucoup, car leur distance peut descendre à 0,25 
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'œil 
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 à vu en 188% 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 1645, 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 certainnombre 
d'observations de ce prétendu satellite,enadmettant 
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 dernier, page 121. 
CR 
» Étendre RER 
