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LA PLANÈTE MARS.

de 36 jours seulement. On sait que, sur la Terre, le solstice d’été austral arrive le 21 décembre et le périhélie le 1^er janvier : chez nous, le solstice précède donc de dix jours le périhélie. Malgré cette différence entre les positions de Mars sur son orbite et celles de la Terre sur la sienne, la situation de cette planète relativement au Soleil est analogue à la nôtre : c’est son hémisphère austral qui est tourné vers l’astre illuminateur à l’époque du périhélie, c’est-à-dire que l’été de l’hémisphère austral correspond à la moindre distance de Mars au Soleil, comme il arrive pour la Terre. Cet hémisphère reçoit donc plus de chaleur que le boréal au moment du solstice. Le solstice d’été boréal arrive à l’aphélie. Au point de vue de la variation des neiges polaires, celles du pôle austral, recevant plus de chaleur à leur solstice que les boréales n’en reçoivent au leur, devraient donc fondre davantage, toutes circonstances égales d’ailleurs.

La planète présente au Soleil la position dessinée au bas de la figure, et tourne en gardant constamment son axe parallèle à lui-même. On voit que c’est son pôle nord qui est exposé au Soleil — et à la Terre — au solstice d’hiver austral, et aux époques d’oppositions aphéliques, tandis que la planète présente au Soleil et à la Terre son pôle sud au solstice d’été austral et aux époques d’oppositions périhéliques.

Quelle est la période qui règle les rencontres de Mars avec la Terre sur le même rayon vecteur mené au Soleil, rencontre analogue à celle des deux aiguilles d’une montre ?

L’intervalle moyen entre deux oppositions successives de Mars peut se calculer par la formule suivante. La Terre marche plus vite que Mars. Son avance par jour est, en moyenne, en longitude héliocentrique, de

${\frac {360^{\circ }}{365,26}}-{\frac {360^{\circ }}{686,98}}\cdot$

Par conséquent, la rencontre des deux planètes sur une même ligne droite menée du Soleil s’exprimera par

$1\div \left({\frac {1}{365,26}}-{\frac {1}{686,98}}\right)\mathrm {jours} ={\frac {686,98\times 365,26}{321,72}}\mathrm {jours} =779,94\;\mathrm {jours} .$

C’est là la période synodique moyenne. Mais cette période est en réalité très irrégulière à cause des énormes variations de vitesse orbitale causées par l’excentricité de l’orbite de Mars. On jugera de cette diversité en comparant les dates suivantes des oppositions qui ont eu lieu depuis vingt ans :

18887722 septembre.	Intervalles.		18887722 septembre.	Intervalles.
1871jour20 mars			1881jour27 décembre
	$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$769 jours.			$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$766 jours.
1873jour27 avril			18841er février
	$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$784 »			$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$765 »
1875jour20 juin			1886jour6 mars
	$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$809 »			$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$767 »
1877jour5 septembre			1888jour11 avril
	$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$798 »			$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$777 »
1879jour12 novembre			1890jour27 mai
	$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$775 »			$\left.{\begin{matrix}\\\end{matrix}}\right\}\,$799 »
1881jour27 décembre			1892jour4 août