roit les pays, pouvoit, sans remuer les levres, faire un bruit assez considérable, & proferer distinctement quelques paroles, & qu’il tiroit beaucoup d’argent de tous ceux qu’un phénomene aussi singulier attiroit après lui. (m)
VENTZA, (Géog. mod.) bourgade de l’Albanie, sur le bord méridional du golfe de Larta, vis-à-vis de la Previsa. C’est, selon Sophien, l’ancienne Anactorium. (D. J.)
VENUE, s. f. (Gram. & Jardinage.) on dit d’un bel arbre, bien droit, qu’il est d’une belle venus.
VENUS, s. f. (Astronomie.) l’une des planetes inférieures. On la représente par ce caractere ♀. Voyez Planete.
Vénus est aisée à reconnoître par son éclat & sa blancheur, qui surpassent celles de toutes les autres planetes. Sa lumiere est si considérable, que lorsqu’on la reçoit dans un endroit obscur, elle donne une ombre sensible.
Cette planete est située entre la Terre & Mercure. Elle accompagne constamment le Soleil, & ne s’en écarte jamais de plus de 47 degrés. Lorsqu’elle précede le soleil, c’est-à-dire, lorsqu’elle va en s’en éloignant, on l’appelle Phosphore, ou Lucifer, ou l’étoile du matin. Lorsqu’elle suit le Soleil, & qu’elle se couche après lui, on la nomme Hesperus ou Vesper, ou étoile du soir. Voyez Phosphorus, &c.
Le demi-diametre de Venus est à celui de la Terre, comme 10 à 19, sa distance du Soleil est la partie de celle de la Terre au Soleil. Son excentricité est de de sa moyenne distance, l’inclinaison de son orbite de 3° 23′. Voyez Inclinaison, Excentricité
Le tems de sa révolution dans son orbite est de 224 jours 17 heures ; & son mouvement au-tour de son axe se fait en 23 heures. Voyez Période & Révolution.
Le diametre de Vénus vu du Soleil, selon M. le Monnier, ne seroit que d’environ 15″. Lorsque cette planete s’approche le plus de la Terre, son diametre apparent est de 85″. Or la distance de Vénus périgée est à la distance moyenne de la Terre au Soleil, à-peu-près comme 21 est à 82. Donc si Vénus venoit à se trouver au centre du Soleil, elle ne paroîtroit plus que sous un angle de 21″ 46‴ ; d’où il suit que le diametre apparent de Vénus est à celui du Soleil, comme 1 à 84 environ.
Venus a des phases comme la Lune, qu’on peut appercevoir avec le télescope ; & ce qu’il y a de singulier, c’est que le tems où elle jette le plus de lumiere, n’est pas celui où elle est pleine, c’est au-contraire dans le croissant ; ce qui vient de ce qu’elle se trouve dans ce cas beaucoup plus proche de la Terre, que dès qu’elle est pleine. Au-lieu que quand elle est pleine, elle est éloignée de la Terre le plus qu’il est possible ; ensorte que sa distance devenant alors trop grande, fait que la force de la lumiere par rapport à la Terre, diminue en plus grande raison que la quantité de lumiere qu’elle reçoit du soleil n’augmente. Le plus grand éclat de Vénus n’arrive donc pas (fig. 49. astron.) lorsque Vénus est au point A, & qu’elle est pleine par rapport à la Terre qui est en T ; mais lorsque cette planete est environ au point O de son orbite, où elle paroît en croissant, rmq étant sa partie éclairée par le Soleil, & mq la partie que l’on voit de la Terre.
Je suppose, par exemple, que Vénus soit quatre fois plus proche de la Terre au point O, que lorsqu’elle étoit en A : il est évident qu’une même partie du disque lumineux de Vénus sera seize fois plus grande ; ainsi, quoique nous ne puissions appercevoir, lorsque Vénus est en O, qu’environ la quatrieme partie de son disque éclairé ; il est cependant vrai de dire, que son éclat est bien plus augmen-
par la perte que nous faisons d’une partie du disque.
Si l’on veut connoître plus précisément quelle doit être la situation de Vénus, pour qu’elle nous paroisse dans son plus grand éclat, on peut voir dans les Transactions philosophiques, n°. 349. la solution que le célebre astronome M. Halley a donnée de ce problème. Ce savant mathématicien a démontré que cela arrive soit avant, soit après la conjonction inférieure, lorsque l’élongation de Vénus au Soleil est d’environ 40 degrés ; c’est-à-dire lorsque l’angle TSO est d’environ 40 degrés : on n’apperçoit alors que la quatrieme partie environ du disque de Vénus ; mais cette planete est alors si brillante, qu’on la voit en plein jour à la vue simple, lors même que le Soleil est dans les plus grandes hauteurs sur l’horison. Il n’y a rien assurement de plus digne de notre attention, ni de plus étonnant que cette lumiere & la route de Vénus, qui même, quoiqu’elle ne lui soit pas propre (puisque ce n’est qu’une lumiere empruntée du Soleil qu’elle nous réfléchit), est néanmoins si vive, & lancée avec tant de force, qu’elle est supérieure à celle de Jupiter & de la Lune, lorsque ces planetes sont à pareille distance, c’est-à-dire à même degré d’élongation du Soleil. Car si on compare leur lumiere à celle de Vénus, à la vérité celle-ci devroit paroître moins considérable, parce que leurs diametres apparens surpassent celui de Vénus. Mais d’un autre côté la lumiere de Jupiter ou de la Lune paroît si foible, qu’elle n’étincelle jamais, sur-tout celle de Jupiter, qui tire un peu sur la couleur du plomb ; au-lieu que Vénus lance une lumiere vive & éclatante, qui semble nous éblouir presque à chaque instant.
M. de la Hire, en 1700, vit avec un télescope de 16 piés des montagnes sur Vénus, qu’il jugea plus grandes que celle de la Lune. Voyez Lune.
M M. Cassini & Campani, dans les années 1665 & 1666, découvrirent des taches sur le disque de Venus, par le moyen desquelles on a déterminé le mouvement que cette planete a autour de son axe. Voyez Tache, &c.
Venus paroît quelquefois sur le disque du Soleil, comme une tache ronde. Voyez Passage.
L’année prochaine, 1761 (ceci est écrit en Juillet 1760), elle doit passer ainsi sur le disque du Soleil, & M. Halley a fait voir qu’au moyen de cette observation on pourroit avoir la parallaxe du Soleil à une cinquieme partie près, pourvu que l’observation en soit faite selon les circonstances que cet auteur marque. On trouve le détail de ces circonstances, & l’explication de la méthode de M. Halley dans les institutions astronomiques de M. le Monnier, ainsi qu’une méthode pour déterminer l’orbite de Vénus par l’observation de son passage sur le Soleil, méthode qui a été donnée à l’académie en 1677, par M. Picard.
En 1672 & en 1686, M. Cassini, avec un télescope de 54 piés, crut voir un satellite à cette planete, & qui en étoit distant d’environ les du diametre de Vénus. Ce satellite avoit les mêmes phases que Vénus ; mais sans être bien terminé. Son diametre supposoit à peine le quart de celui de Vénus.
M. Gregory regarde comme plus que probable que c’étoit véritablement un satellite de Vénus qu’on apperçoit rarement, à cause que sa surface peut être couverte de taches, & n’être point propre à renvoyer les rayons de lumiere. Il dit à cette occasion, que si le disque de la Lune étoit par-tout comme il paroît dans les taches, on ne la verroit point du tout à la distance où est Vénus.
Ce qui est surprenant, c’est que quelques recherches que M. Cassini ait faites depuis en divers tems pour achever une découverte de si grande importan-
