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Tierra, resulta que la densidad de Mercurio es solo de 1,22. 

 «Por lo demás, dice Encke, esas deterrainaciones no deben 

 considerarse aun sino como un primer ensajo para llegar 

 á la verdad que no adquirió Laplace por completo.» Creíase, 

 no hace aun diez años, que la densidad de Mercurio era casi 

 triple de la de la Tierra : evaluándola entonces, tomando 

 por unidad la de la Tierra, en 2,56 ó 2,94. 



VENUS. 



La distancia media de Venus al Sol es igual á 0,723 331 7 

 de la de la Tierra _, es decir, igual á 15 millones de millas 

 geográficas ú 11 millones de miriámetros. La duración de 

 la revolución sideral de Venus es de 224 dias, 16 horas, 49 

 minutos j 7 segundos. Ningún otro planeta principal está 

 tan cerca de la Tierra. Con efecto, se aproxima á una dis- 

 tancia de 3.900,000 miriámetros, pero se aleja también 

 hasta 26.000,000 de miriámetros. De aquí las variaciones 

 considerables de su diámetro aparente que solo se podria 

 determinar según la intensidad de la luz (53). La escentri- 

 cidad de la órbita de Venus es únicamente de 0_,006 861 82, 

 tomando como siempre el semi-eje major por medida. El 

 diámetro de este planeta es de 1,694 millas geográficas ó 

 1,256 miriámetros^ su masa de ^/^ ^^g gg^ de la del Sol, su 

 volumen de 0,957, su densidad de 0,94 relativamente al 

 volumen j á la densidad de la Tierra. 



De los dos pasos de los planetas inferiores que fueron 

 anunciados por primera vez por Keplero en sus Tablas Ru- 

 dolfinas, el de Venus es de esencial importancia para la 

 teoría de todo el sistema planetario , en cuanto puede ser- 

 vir para determinar el paralaje del Sol, v por consecuen- 

 cia la distancia de la Tierra al cuerpo central. Según las 

 profundas observaciones á que se entregó Encke acerca 

 del paso de Venus en 1769, j cujos resultados ha con- 



