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BEER ET MÄDLER.

à l’œil nu). Les différences les plus essentielles entre Mars et la Terre consistent dans la petitesse de son volume et la forte excentricité de son orbite. En revanche, la durée des jours est sensiblement la même.

L’inégalité que l’excentricité amène dans la durée des saisons peut se déterminer de la manière suivante, si l’on admet la position de l’axe d’après Herschel et notre période de rotation :

Une année de Mars contient	6692/3 rotations,
Par conséquent	6682/3 jours solaire de Mars.
Le printemps de l’hémisphère boréal contient		1911/3	jours de Mars.
L’été		181	»»
		3721/3
L’automne		1491/3	»»
L’hiver		147	»»
		2961/3

de telle sorte que le printemps et l’été réunis ont 76 jours de plus dans l’hémisphère boréal que dans l’hémisphère austral. Les deux moitiés de l’année séparées par les équinoxes sont donc dans le rapport de 19 à 15.

Beer et Mädler terminent leur mémoire par l’examen de la durée de la rotation de la planète, comparée aux résultats obtenus par William Herschel. Nous avons vu plus haut (p. 106) qu’ils ont trouvé 24^h 37^m 23^s,7 pour la période la plus sûre.

La période de rotation que nous avons trouvée, remarquent-ils, diffère de 2 minutes de celle d’Herschel qu’on avait admise jusqu’à présent, et comme cette période est aussi basée sur la combinaison de deux oppositions, une aussi grande différence peut étonner. Cependant cette différence disparaîtrait presque entièrement si l’on voulait admettre dans l’une des deux années une erreur d’une seule révolution entière, si l’on voulait diviser l’intervalle des oppositions d’Herschel avec un diviseur augmenté d’une unité, ou le nôtre avec un diviseur diminué d’une unité. Toutefois, comme une période de 24^h 39^m 22^s est inconciliable avec nos observations comparées entre elles, et supposerait des erreurs que nous ne pouvons pas regarder comme possibles, il ne sera peut-être pas sans intérêt de se reporter aux observations d’Herschel et d’examiner quel résultat elles présentent lorsqu’on les réduit avec une plus grande exactitude.

En 1777, du 8 au 26 avril, il avait observé différentes taches, qui n’offraient cependant seules aucune combinaison certaine, c’est pourquoi il résolut d’attendre l’opposition suivante. Elle arriva le 12 mai 1779 et Mars atteignit alors un diamètre de 13″,5, grandeur qui diminua jusqu’au 19 juin où il fut de 11″.

Le 11 mai, à 11^h 43^m il aperçut au centre une tache qu’il avait déjà vue le 9 mai, à 11^h 0^m 45^s, mais du peu en dehors du centre. La même tache se montra le 19 juin où Mars avait déjà une position très basse. Voici son observation :