planète (suite)

Les plans des orbites sont très voisins de celui de l’orbite terrestre, ou écliptique, à l’exception de Pluton, qui gravite dans un plan incliné de 17°. Les excentricités sont faibles, le maximum appartenant à l’orbite de Mercure avec 0,20 ; les orbites ne se rencontrent nulle part, à l’exception d’un arc très court de celle de Pluton, qui, en projection sur l’écliptique, pénètre de peu à l’intérieur de celle de Neptune. Enfin, les vitesses moyennes de translation décroissent avec les racines carrées des demi-grands axes.

Vu de la Terre, le mouvement des planètes est assez compliqué, en raison de celui de la Terre elle-même, entraînant l’observateur. Chaque planète revient dans une même position par rapport au Soleil (notamment en opposition) au bout d’un temps dit période synodique, dont la valeur se déduit de la différence des moyens mouvements de la Terre et de la planète autour du Soleil. Plus ceux-ci sont voisins, plus la période synodique sera longue. Au contraire, cette période se rapproche, par valeurs décroissantes, de l’année terrestre à mesure que l’on s’éloigne du Soleil ; c’est ainsi qu’elle vaut 1 an et 1 mois pour Jupiter, dont la période sidérale est de 11 ans 10 mois, et 1 an et 4 jours pour Uranus, qui accomplit sa révolution en 84 ans.

• Les planètes inférieures, dont l’orbite est intérieure à celle de la Terre, sont toujours vues, depuis la Terre, à une distance angulaire du Soleil qui est limitée à un maximum d’un côté ou de l’autre ; leur mouvement apparent se borne à une oscillation périodique d’une élongation à l’autre selon un cycle où s’intercalent en alternance des conjonctions inférieures (entre le Soleil et la Terre) et supérieures (au-delà du Soleil). Quand une conjonction inférieure se produit aux environs de la ligne des nœuds de l’orbite, la planète étant donc proche de l’écliptique, elle peut arriver à passer devant le disque solaire. Entre deux conjonctions successives, les planètes inférieures peuvent présenter toutes les phases de 0 à 180°, en même temps que leur diamètre apparent varie dans le rapport de la somme à la différence des demi-grands axes (Terre et planète), donc de façon importante.

• Les planètes supérieures, dont l’orbite enveloppe celle de la Terre, peuvent se trouver dans toutes les directions de l’écliptique par rapport au Soleil ; leur période synodique comporte une seule conjonction, qui est supérieure, et une opposition que ne connaissent pas les planètes inférieures. La phase est petite ou négligeable ; elle a pour maximum l’angle d’écartement extrême de la Terre par rapport au Soleil, vu de la planète. Seul le disque de Mars montre une phase parfois très sensible (forme dite « gibbeuse ») ; la phase de Jupiter ne dépasse pas 11°, ce qui représente, au bord intéressé, 2 p. 100 seulement du rayon du disque et fait reconnaître celui-ci plutôt à un léger dégradé qu’à un défaut dans les dimensions. Au-delà de Jupiter, les phases sont insensibles ; l’anneau de Saturne, en revanche, permet de suivre, par le jeu des ombres qu’il porte ou qu’il reçoit, la présentation de Saturne au Soleil et à la Terre respectivement. Le mouvement apparent des planètes supérieures est plus simple que celui des planètes inférieures. Il s’effectue dans le sens général ouest-est, avec de brèves phases de rétrogradation au moment des oppositions. À ce moment, la vitesse de translation de la planète est parallèle à celle de la Terre ; mais, comme elle est toujours plus petite, la planète paraît se déplacer de l’est vers l’ouest.

Observation physique des planètes

Le diamètre apparent maximal des planètes est celui de Vénus en conjonction inférieure, qui atteint 60″. C’est dire qu’il a fallu attendre l’invention de la lunette d’approche (1610) pour distinguer les disques comme tels, voir les phases de Vénus, l’anneau de Saturne et plus tard quelques détails sur les disques. Seuls Mars et Jupiter montrent une certaine variété de configurations, dont il a été possible de dresser des cartes, avec une mention particulière pour l’objet extraordinaire qu’est l’anneau de Saturne. Aux oppositions favorables, Mars peut atteindre un diamètre apparent de 25″, tandis que Jupiter varie peu autour de 35″.

Autour de la plupart des planètes, on aperçoit un certain nombre de satellites qui sont pour elles l’équivalent de la Lune ; dans chacun de ces systèmes on constate que les mouvements se font selon les lois de Kepler, dont la troisième fournit un moyen sûr et commode de déterminer la masse du corps central.

Mercure

Planète la plus proche du Soleil, Mercure a des élongations maximales de 28° ; on peut alors le voir quelques jours, le matin ou le soir et lors des élongations les plus favorables, comme une belle étoile de magnitude 1. On le voit mieux dans les instruments et dans le ciel de jour, à des hauteurs plus grandes sur l’horizon.

Le globe de Mercure est à peine plus gros que celui de la Lune, et sa surface a comme lui un albédo, ou coefficient de diffusion, très faible (0,10), ce qui fait penser à une structure analogue. On distingue des taches qui paraissent permanentes, mais les observations sont difficiles et trop discontinues pour avoir donné de façon certaine la période de rotation. Cette dernière fut longtemps supposée égale à la période de révolution autour du Soleil, mais des observations modernes faisant appel à la technique du radar pour mesurer les vitesses radiales des bords conduisent à une valeur de 58,6 jours terrestres. Avec une période annuelle de 88 de nos jours, Mercure a donc des années d’un jour et demi. Il présente toutes les phases et peut passer devant le Soleil à certaines de ses conjonctions inférieures, toujours en mai ou en novembre, où la Terre se trouve assez près de la ligne des nœuds de l’orbite de Mercure. Les prochains passages se produiront en novembre 1986 et 1999, le dernier remontant à novembre 1973.

Grâce à la sonde américaine « Mariner 10 » qui a survolé Mercure à trois reprises en 1974 et 1975, s’en approchant jusqu’à 200 km, on dispose aujourd’hui de vues rapprochées du sol de la planète (les plus fines montrent des détails de 50 m seulement). Par son aspect général, la surface de Mercure, criblée de cratères de toutes dimensions, ressemble à s’y méprendre à celle de la Lune. Les grands bassins y sont toutefois proportionnellement moins nombreux, ce qui conduit à un relief plus tourmenté.