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Nouvelle édition, illustrée de 307 figures, 15 planches en chromotypographie et 2 cartes en couleur 12 » Le Monde avant la création de THomme. Origines du monde. Origines delà vie. Origines de l'humanité. Un vol. in-8% illustré de iOO figures, 5 aquarelles, 8 cartes eu couleur. 50* mille 12 » Astronomie sidérale. Les Étoiles doubles. Catalogue des étoiles multiples en mouvement. Un vol. in-8' 8 » Études sur TAstronomle. Recherches sur (iiversf>s questions. 9 vol. in 12. Le volume 2 50 Uranle. Un vol. in- 18, illustrations de Faléro, E. Bayard, etc. (Collection Guil- laume), 22* mille 3 50 Dans le Ciel et sur la Terre. Perspectives et harmonies. Un vul. in- 18, orné de 4 eaux-fortes de KauflFmann 5 o La Pluralité des Mondes habités, au point de vue de TAstronomie, de la Phy- siologie et de la Philosophie naturelle. 3i* édition. Un vol. in-18 avec figures. 3 50 Le même ouvrage, édition bijou 4 » Les Mondes Imaginaires et les Mondes réels. Revue des Théories humaines sur les habitants des Astres. 21* édition. Un vol. in-18 3 50 Dieu dans la Nature, ou le Spiritualisme et le Matérialisme devant la Science moderne. 22* édition. Un fort vol. in-18 avec portrait 4 » Récits de rinfinl. —Lumen. La Vie universelle et éternelle. Un vol. in-18. . . 3 50 Les Derniers Jours d*un Philosophe. Entretiens sur la Nature et sur les Sciences, • de sir Humphry Davy. Traduit de l'anglais et annoté. Un vol. in-18 3 50 Mes Voyages aériens. Journal de bord de douze voyages en ballon, avec plans topographiques. Un vol. in-18, nouvelle édition 3 50 Contemplations scientifiques. Première série. Un vol. in-18; 1870 3 50 Ck>ntemplatlons scientifiques. Deuxième série. Un vol. in-18; 1887 3 50 Les Merveilles célestes. Lectures du soir. Un vol. in-i8, illustré. 44* mille . . 2 25 Petite Astronomie descriptive. Un vol in-18, illustré de 100 figures 1 25 Lumen. Collection des auteurs célèbres. Petit in-18 » 60 Rêves étoiles. Petit in-18 » 60 L*éruptlon du Krakatoa et les tremblements de terre. Petit in-i8 « 60 Copernic et la découverte du système du Monde. Petit in-18 » 60 Qu*est-ce que le Ciel? Astronomie élémentaire, avec figures o 75 Grande Carte céleste, contenant toutes les étoiles visibles îi Tœil nu, étoiles doubles, nébuleuses, etc. Grand format : l'",20 sur 0", 90 6 » Planisphère mobile, donnant la position des étoiles visibles tous les jours de Tannée à une heure quelconque. Monté sur fort carton 8 »> Carte géographique de la Lune. Grand format : diamètre 0", 64 8 » Globes géographiques de la Lune et de la planète Mars 5 i> PLANETE MARS CONDITIONS D'HABITABILITE. SYNTHÈSE GÉNÉRALE DE TOUTES LES OBSERVATIONS. CLEHATOLOGEE, UÉTËOROLOGIE, ARÉOGnAPHIE, CONTINENTS, HBR3 ET RIVAGES, EAUX ET NEIGES, SAISONS, VARIATIONS OBSERVÉES. ILLUSTRÉ DE 580 OESSIHS TtLESCOPIQDES ET 23 CARTES, CAMILLE FLAMMARION. Ud coId du PUMHlu far3, depuis lea plua anciennes, qui datent de la pre- mière moitié du xvii» siède, jusqu'aux dernières. La seconde Partie résumera les résiiUals conclus de celte élude générale de la planète. Notre première Partie, d'autre part, se partagera on trois périodes. La première période commence avec la plus ancienne observation, de l'an I63G, et s'étend jusqu'à l'annÉe 1830. Elle comprend ainsi presque deux siècles. Lea dessins faits pendant toute cette p(5riode sont rudiitientaires et étaient absolument insufllsanls pour donner une id^e quelque peu exacte do la constitution physique de la pla- nète. La seconde période commence en 1830 et s'étend jusqu'à l'anniie I8"T. Elle a ÎDaugurii la géographie martienne, ou, pour parler plus exactement, l'ardo- graphie, Durant cette période, les grandes oppositions de Mars, les époques où cotte planète s'est le plus rapprochée de la Terre, ont apporté des notions do plus en plus étendues et de plus en plus précises sur l'état de ce mondo voisin, La troisième commence en 1677, par le premier plan géodésiquc (aréoddstque) de triangulation qui ait été fait de la surface continentale et maritime de la pia- note, et se continue jusqu'à l'heure actuelle par les surprenantes découvertes do détails faites coup sur coup pour ainsi dire dans la géographie bizarre et par- tiellement changeante de ce singulier pays. Dans la première période, on connaît de Mars son volume, sa masse, sa den- sité, la pesanteur à sa surface, l'inclinaison île son axe, la durée de son année et de ses saisons, la durée de sa rotation diurne ainsi que de ses jours et de ses fiuits, l'existence de ses taches polaires et leurs variations d'été et d'hiver; on 1 devine que ce sont des neiges analogues à celles de nos pôles ; on commence & pensor que les lâches foncées peuvent repri^senter des mers et que lea couti- j nenta sont jaunes. L'atmosphère est plutôt soupçonnée qu'étudiée. Dans la seconde période, on trace les premières cartes géograpliiques de la planète, on conllrme l'assimilation des taches polaires à des neiges en constitant qu'elles fondent régulièrement sous l'action des rayous solaires. On reconnaît que la seule explication à admettre des taches foncées est de les considérer comme représentant des étendues d'eans et l'on s'aperçoit que leurs -^onliiurs [ sont soumis à des variations, on trace en détail des golfes et des embouchures \ de grands fleuves, on analyse chimiquement l'atmosphère au spectroscope et t l'on y constate la présence certaine de la vapeur d'eau ; on démontre que cette I fttmosphËre ne peut pas être la cause de la coloration rougeâtre de la plauëte, I puisque celte coloration est plus marquée au centre du disque, où l'épaisseur k atmosphérique traversée est moindre que sur les contours où cette coloration I est presque eiïacée; on trouve que la température dépend principalement, non de la distance au Soleil, muis de l'état de l'atmosphère (exemples : le sommet et VIII PKÉFACE. le pied du Mont-Blanc), et que certaines vapeurs, notamment la vapeur d'eau, exercent une influence absorbante sur les rayons calorifiques bien supérieure à celle de certains gaz, tels que l'oxygène et l'azote, et l'on reconnaît que les conditions de la vie à la surface de Mars ne diffèrent pas essentiellement de celles de notre planète. Dans la troisième pdriodc, les détails de l'ardographio sont de mieux en mieux distingués et étudiés, les mers, les lacs, les golfes, les détroits, les rivages sont dessinés, épiés, suivis avec soin, et l'on constate que les variations soupçonnées sont incontestables; on découvre un réseau énigmatique de lignes foncées tra- versant tous les continents comme un canevas trigonométrique, on propose d'expliquer ces aspects par des variations dans le régime des eaux, on reconnaît en môme temps que l'atmosphère est généralement plus pure que sur la Terre et que les nuages sont rares, surtout en été et vers les régions équatoriales. Les analogies avec la Terre s'accroissent à certains points de vue, tandis que des dissemblances inattendues se révèlent et se confirment. Ces trois périodes forment donc les divisions naturelles de la première Partie du présent Ouvrage. La seconde Partie donnera les résultats à conclure de toute cette discussion. Nous autres habitants de la Terre, accoutumés à juger des effets par les causes que nous avons sous les yeux et ne pouvant, d'ailleurs, imaginer l'in- connu, nous avons une difficulté extrême h expliquer les phénomènes étrangers à notre planète, et leur constatation seule nous plonge souvent dans le plus désespérant embarras. Nous observons, par exemple, sur Mars, des variations certaines et non médiocres dans l'étendue comme dans le ton de ses taches som- bres, considérées comme mers. Il n'y a rien d'analogue sur la Terre, au moins comme proportions. Nous observons aussi sur cette planète toute une série de réseaux géométriques dont les lignes réticulées et croisées sous tous les angles ont reçu, non sans quelque analogie, le nom de canaux. Nous n'avons aucune comparaison non plus sur la Terre pour nous guider dans l'explication de ces aspects. Il s'agit ici véritablement d'un nouveau monde, incomparablement plus différent du nôtre que l'Amérique de Christophe Colomb n'était différente de l'Europe. Saurons-nous interpréter exactement les découvertes télescopiques ? Tous nos efforts doivent tendre à cette interprétation, sans aucune idée préconçue et avec la plus complète indépendance d'esprit. Nous confronterons ici toutes les observations, et pour cela nous traduirons et résumerons les Mémoires en quelque langue qu'ils aient été écrits. Il est bien évident que le seul moyen d'arriver à une connaissance un peu précise de l'état de cette planète est de comparer entre elles ces observations. La méthode historique s'imposait donc pour ainsi dire d'elle-même. Les lecteurs qui désireront acquérir une connaissance précise de la planète que nous allons étu- dier auront sous les yeux toutes les pièces du procès, tous les documents. ^Uneun UTSPÏus loin qu'URANliS.ou 4 o-^a,. URANUS ^ SATURNE i) JUPITER 2fi PLAN DU SYSTÈME SOLAIRE, A L'i^CHELLC PRÉGISB DE l""" POUR '20 MILLIONS DE KILOMÈTRES. X PRÉFACE. Nous ne voulons pas terminer cette Préface sans remercier MM. Gauthier- Villars du dévoué concours qu'ils nous ont apporté en éditant cet Ouvrage de science pure avec un soin délicat. Ils savent aussi que la recherche scienti- fique est rame du monde moderne, et qu'il est utile de répandre le plus possible dans le public intellectuel les grandes et lumineuses notions de l'Astronomie contemporaine. Avant d'entrer en matières, prenons d'abord une connaissance exacte de la position de la planète Mars dans le système solaire. Nous étudierons plus loin son orbite au point de vue de sa forme elliptique précise et de ses relations avec celle que nous décrivons nous-mêmes autour du Soleil. Ici, il nous suffît de re- mettre sous nos yeux l'ensemble du système au poiut de vue des distances au Soleil et de la position de Mars dans la région de ce système. Distances au Soleil. Planètes . colle de la eu mille Terre étant 1. kilomètres. Mercure 0,387 57 678 VÉNUS 0,723 107 772 La Terre 1,000 149 000 *^"j|^^°* Mars 1 ,524 227 031 kilomètres. ( 2,38 S24 \ 2,74 3:>b Petites planètes — 2, 175 à 4,2b2. Zones maxima. . . „ , * * ' j 3,12 408 I 3,42 464 Jupiter 5,203 775 217 5io Saturne 9,538 1 421 281 635 Uranus 19,183 2858 312 Neptune 30,055 4 478 195 La figure ci-dessus a été construite sur ces données numériques, à l'échelle de 1 millimètre pour .20 millions de kilomètres. C'était là le seul moyen de tracer un plan du système solaire dans le format de ce livre, encore avons-nous été obligé de supposer Neptune au-delà de la figure. Ce plan montre que Mars vogue comme la Terre dans une région relativement fort voisine du Soleil. C'est là un fait important que nous devons avoir constamment en vue, et il était intéressant de nous rendre exactement compte de cette position avant d'écrire les annales terrestres de cette île, sœur de la nôtre. Nous adoptons pour la parallaxe solaire le nombre 8',82, qui paraît actuellement le plus probable. La distance correspondante est 149 millions de kilomètres. Et maintenant, commençons l'histoire astronomique de Mars, et étudions ce monde voisin sans aucune idée préconçue. Observatoire do Juvisy, 4 août 1802. PREMIERE PÉRIODE. 1636-1830. Flammarion. — Marx. PREMIERE PÉRIODE. 1636-1830 La première période de ce que nous pourrions appeler les Annales histo- riques terrestres de la planète Mars commence à la première vue télescopique qui ait été obtenue de cette planète par les astronomes de la Terre. Le premier dessin a été fait à Naples, par Fontana, en 1636. Il s'agit ici d'Astro- nomie physique et non d'Astronomie mathématique, autrement, nousdevrions commencer cette monographie de Mars à l'ouvrage de Kepler De Motibm stellae ifarfw, publié en 1609 ('). Jusqu'à l'invention des instruments d'optique, l'observation des planètes s'est bornée, comme celle des étoiles, à la détermination de leurs positions apparentes sur la sphère céleste. Nous ne voyons, en effet, à l'œil nu, que des points briUants circulant dans le ciel. Les penseurs avaient deviné que les planètes sont des corps célestes sans lumière individuelle, analogues à la Terre, et ne brillant que parce qu'ils sont éclairés par le Soleil. Copernic avait annoncé, lors de son immortelle réforme astronomique (1543), que l'homme inventerait probablement dans l'avenir des instruments à l'aide desquels on constaterait les phases des planètes, et par là leur absence de lumière propre et leur analogie avec la Terre, de môme qu'aujourd'hui nous osons espérer que le jour viendra où des moyens inconnus de notre science actuelle nous apporteront des témoignages directs de l'existence des habitants des autres mondes, et même, sans doute, nous mettront en communication avec ces frères de l'espace. On souriait assez dcJaigncusement de l'idée assu- rément téméraire de Copernic, comme les sceptiques sourient aujourd'hui (*) Cet ouvrage de Kepler commence ainsi : in, traduit en français, a fait Dumontroyal. Quoi qu'il en soit, quels qu'aient été les premiers essais de l'optique, l'année 1609 est celle de la construction de la première lunette astronomique par Galilée, et l'observation du 7 janvier 1610 est la première de toutes, pratiquement parlant. MARS ET LES INSTRUxMENTS D'OPTIQUE. 5 La première lunette de Galilée ne grossissait que 4 fois. L'immortel astro- nome porta successivement ses grossissements à 7, h 10 et môme à 30 fois en diamètre; mais il ne put dépasser ce chiffre. Son habileté, sa patience, sa persévérance obtinrent de re modeste instrument-les découvertes les plus merveilleuses. Cette célèbre lunette de Galilée a été religieusement conservée et elle se trouve aujourd'hui à TAcadémie de Florence. L'astronome Donati la remit un jour entre mes mains, ainsi qu'un doigt de Galilée qui a été conservé par la même Académie. Ce n'est pas sans émotion que je touchai ces reliques vénérables. II me semblait que cette première lunette d'approche de l'Astronomie moderne avait gardé quelque chose de la gloire des siècles passés, et je revoyais en esprit Tastronome florentin debout, après le coucher du Soleil, sur une de ces belles terrasses italiennes, à l'heure où s'allument lesétoiles, dirigeant avec une fiévreuse impatience ce tube merveilleux vers les mondes nouveaux découverts par lui dans les cieux ; je revoyais ce doigt montrant le ciel aux incrédules de son époque, et nous le montrant encore à nous-mêmes du fond de son victorieux tombeau. Le disque de Mars étant toujours très petit, même lorsque la planète s'approche le plus de la Terre, ces instruments primitifs, grossissant à peine ce disque, et n'ayant pas encore un pouvoir de définition bien net, ne pou- vaient rien montrer à sa surface. Galilée a observé Mars dès sa première aimée d'observation, dès 1610. La planète n'offrait dans son instrument qu'un disque à peine sensible (*). Le (') Lorsque Mars passe à sa plus grande proximité de la Terre, il se présente à nous sous la forme d'un disque do 30". A l'œil nu, co n'est «lu'un point très lumineux, une étoile de première grandeur, très éclatante pendant la nuit, quoiqu'il n'y ait là que la lumière reçue du Soleil et reflétée. La lunette de Galilée, grossissant i fois, montrait Mars de la grosseur d'un petit pois de 7"" de diamètre vu à 12" de distance. Une lunette grossissant GO fois la montre comme un petit pois vu à 0'",80 ou à peu près de la dimension de la Lune vue à l'œil nu. Un grossissement de 100 fois, comme un p<.';it pois vu à 0",-47. Un grossissement de 200 fois, comme une pêche de 0*",0G de diamètre vue à 2", 28. Un grossissement de 300 fois, comme une pêche île 0'",0G de diamètre vue à 1", 42. Un grossissement de 500 fois, comme une orange de 0™.08 de diamètre vue à 1"", 12. Un grossissement de 1000 fois, comme une orange de 0",08 de diamètre vue à O^jGO. Un grossissement de lôOO fuis, comnje une orange do ()™,08 de diamètre vue à 0",36. Tout objet éloigné de l'a^il à 57 fois son diamètre paraît sous un angle de 1*. La Lune, dont le diamètre est de 3182 kilomètres, est éloignée à 110 fois son diamètre, et mesure par conséquent un pou plus d'un demi-degré, soit 31'. Une orange de 0'",08 de diamètre, éloiL^née à •i"',5(i, soustend un angle de !•, parait deux fois plus grosse que la Lune, vue à r Martij hri.-N.S.Rom^ ^Tëîefcopio EtJlachu Diuini pat ^^. Eaiîemâie.et harcL Bononia: TiUscopio losej^i Catnpani palmoi^ M-- die a7. ig . 15 . 3 1 ' " ~^ fïf ApriliJ J.i.J.S^. ■vupere ( é? fe ^ circa.it pojl med.nod. Bim^ Mords jKtei apparem resitientia uaspertiria cirai avpusàjhJ^McmeAptil Diej S ^ 'i ^ y ('} On trouve dans les manuscrits de Caasini, conservés à l'Observatoire de Paris, plusieurs lettres de Salvatore Serra sur ce même sujet, écrites ea latin et en italien. Dans 1666 ANCIENNES OBSERVATIONS. 25 Des observations de Cassini on peut conclure qu'il a découvert la durée de la rotation de Mars ( elle est de 24*'37™22%6), et nous concluerons aussi que Ton peut découvrir la rotation d'une planète sans reconnaître la forme exacte des taches. En effet, à mesure que nous avancerons dans la connaissance de ce monde, nous nous verrons obligés de constater que les dessins de Cassini (publiés ici en originaux) ne ressemblent pas du tout à la configuration géographique de la planète. Devrions-nous penser que, depuis plus de deux siècles que ces observations sont faites, Mars a changé d'aspect à ce point? Non, car en cette même année 1G66, l'astronome Hooke a fait, comme nous allons le constater, des dessins qui se rapprochent davantage de la réalité, et dès 1659 nous avons vu que Huygens en avait obtenu qui peuvent encore être utilisés aujourd'hui. Les yeux distinguent et apprécient différemment les choses plus ou moins vagues qui sont à la limite de la visibilité. On a vu plus haut que les premières observations de Mars faîtes par Cassini sont des 6 et 24 février 1666. En môme temps que cet astronome et d'autres observaient en Italie, l'astronome anglais Hooke observait à Londres et découvrait aussi le mouvement des taches et la rotation. Mars brillait alors en une opposition peu favorable, presque en aphélie ; l'attention générale dont il devint l'objet avait pour cause le perfectionne- ment des lunettes. De plus, on venait précisément de découvrir les taches de Jupiter et sa rotation et l'on espérait obtenir le même résultat pour Mars. La première notification des observations de l'astronome anglais est une note publiée dans le numéro du 2 avril (p. 198), des Philosophical Transactions^ annonçant l'existence des taches de Mars et la rotation. Le numéro suivant du 7 mai renferme le mémoire et les dessins. Voici ces observations : XL Môme année 1666. — Hooke. L'astronome anglais Hooke, contemporain et rival de Newton, apubliéses observations de la planète Mars dans les Philosophical Transactions de 1666 sous le titre The particulars of those observations of the planet Mars, formerly intimaled tohave been made at London in the monthsof february and mars la première, du 27 février 166G (Rome), il est dit que Serra a observé les taches de Mars avec une lunette de 25 palmes et que le tube de 50 palmes est incommode. Dans une autre, du 24 mars, on lit la phrase à laquelle Cassini vient de répondre : « Maculas aliquot quarum una cœteris nigrior aliquantulum jam superarat diei médium »; dans une autre du 27 mars, on trouve des observations analogues; dans la dernière, du 10 avril, il discute si la rotation est de 12 ou 24 heures. Le môme recueil (G., 7, 3) renferme une lettre de Campani du 3 mars : « A observé les taches de Mars et a reconnu le mouvement de rotation. » 26 LA PLANÈTE MARS. anni 1666 | {*). Nous constatons que ce mémoire a été traduit textuellement dans le Journal des Savants du 23 août suivant, et nous donnons ici cette traduction du temps, qui ne manque pas de parfum pour les bibliographes. Les observations ont été faites à Taide d'un télescope de 36 pieds; nous reproduisons les dessins, non d'après la copie réduite qu'en donna le Jour- nal des Savants, mais d'après les originaux eux-mêmes, publiés dans les Philo- sophical Transactions. Voici cet exposé : M. Hooke, ayant observé les taches de Mars et leur mouvement avec une lu- nette de 36 pieds, en a écrit le 29 mars à la Société Royale d'Angleterre en ces termes : « Ayant une grande passion d'observer le corps de Mars durant qu'il serait achronique et rétrograde, parce que j'avais ci-devant remarqué avec une lunette d'environ 14 pieds quelques espèces de taches dans sa face, quoique à présent il ne soit point dans le périhélie de son orbe, mais proche de son aphélie, néanmoins j'ai trouvé avec un oculaire qu'une lunette de 36 pieds dont je me servais porte fort bien, que sa face, quand il était proche de son opposition au Soleil, paraissait quasi aussi grande que celle de la Lune paraît quand on la regarde sans lunette, ce que je remarquai en le comparant avec la Pleine Lune qui était tout auprès de lui le 10 du mois de mars. a Mais la disposition de Taira été telle pendant quelques nuits que de plus de vingt observations que j'en ai faites depuis qu'il est rétrograde, je n'ai pu être satisfait d'aucune, quoique je crusse souvent voir des taches, car les veines inflectives de l'air, s'il est permis d'appeler ainsi ces parties qui étant espacées çà et là en haut et en bas, peuvent causer une plus grande ou une plus petite réfraction que ne fait l'air contigu avec lequel elles sont mêlées, rendaient la chose si confuse que je n'en pouvais rien conclure de certain. « Le 3 du mois de mars, quoique l'air ne fût pas fort commode, je ne laissai pas de remarquer que le corps de Mars paraissait comme la fig. A (voy. fig. 15), laquelle je dessinai suffisamment et, environ 10 minutes après, je dessinai avec toute l'exactitude imaginable ce que je voyais avec la lunette, comme il est repré- senté dans la fîg. B, et je fus alors entièrement persuadé, après avoir mis mon œil en diverses positions, que ce que je voyais ne pouvait être autre chose que des taches et des parties plus obscures que les autres dans la face de cette planète. a Le 10 mars, trouvant l'air fort mal disposé, je me servis d'un oculaire plus faible, ne voyant rien avec un oculaire plus fort, et le corps de Mars me parut tel qu'il est représenté dans la fig. C (voy. fig. 16), mais je crus que ce pouvait être la même représentation des taches précédentes, regardées avec un oculaire plus faible. Le même matin, sur les 3 heures, Tair étant fort incommode (quoiqu'il fît très clair en apparence, qu'on vît toutes les étoiles briller, et que les plus petites («) Philosophical Transactions, giving some accompt of the présent undertaking stu- dies... of the world. Vol. I, 1605-1660, p. 239. )K6 ANCIENNES OBSERVATIONS. — HOOKE. 27 parussent assez grosses), bod corps parut comme il est repn^senti! par la pg. D el je supposai que c'était la représentation des mcmes taches regardées au tra- vers d'un air plus confus et plus brouillé. " Observant le 2t mars, je fus surpris do trouver l'air extraordiDairement transparent (quoiqu'il ne le fût pas assez pour voir les petites étoiles) et la face de Mars si bien arrondie et si bien distincte que je remarquai fort nettement qu'il était, sur les 9 heures et demie du soir, justement comme il est représenté , dans la/îj;. E. La tache triangulaire du c6té droit renversée (comme elle l'était I par la lunette, à cause que toutes les figures précédentes ont été tracées comme ^^^_^ vie. I DeaBÏm I _ 13» les v< I iraucbe. DesBina do la planile Mura i 1 les voyait) paraissait fort noire et distincte, et l'autre qui était vers le côté gauche, semblait plus obscure, mais toutes deux pourtant assez nettes et asseï! bien terminées. Je l'observai, la même nuit, avec le même verre, envîrou un quart d'heure avant minuit, et le trouvai justement comme il est représenté dans la pi/. F, et je crus que la première tache triangulaire se mouvait; mais ayant des- Fig. 10. © ® (D OaBslDs du la plaudie Hara falli par tlooke à, Londres, du 10 mars au 7 avril. sein de l'observer encore le même matin, sur les trois heures, j'en fus empêché parce que le temps fut couvert de nuées. • Toutefois, le 22 mars, sur les 8 heures et demie du soir, trouvant les mêmes taches dans la même situation, je conclus que la précédente observation n'était rien autre chose que l'apparence des mêmes taches dans une autre hauteur et épaisseur de l'air, et je me confirmai daus cette opinion quand je les trouvai presque dans la même situation le '23 mars, sur les 0 heures et demie, quoique l'air ne fût pas si favorable qu'auparavant. 28 LA PLANÈTE MARS. € Et quoique j'eusse dessein de faire des observations tous les matins, de ce jour- là il survint toujours quelque chose qui m'en empêcha jusqu'au 28 mars, vers les 3 heures, que l'air se trouvant léger en poids, quoiqu'il fût humide et un peu brouillé, je vis qu'il était justement de la forme représentée dans la fig. I, ce qui ne se peut accorder avec les autres apparences, si cen'estque nous admettions un mouvement de Mars sur son centre. Si cela était, nous pourrions, par les remarques des 21, 22 et 28 mars, conjecturer que ce mouvement se fait une ou deux fois en 24 heures, si ce n'est qu'il ait quelque espèce de mouvement de libration,co qui ne semble pas si vraisemblable. J'observerai à l'avenir, autant qu'il me sera possible, si cela est véritablement ainsi, oui ou non. » Explication des figures dont il est parlé dans le précédent discours. t A. — La figure que j'ai observée le 3 mars, à0'>20" au matin, l'air étant pesant comme on le reconnut par le baromètre à roue et ayant plusieurs parties inflec- tives (c'est-à-dire qui faisaient réfraction) dispersées en haut et en bas, 0 B. — L'autre figure que j'ai tirée de l'observation que je fis le même matin, environ dix minutes après. Ces deux remarques ont été faites avec des oculaires fort convexes. « C. — Le 10 mars, 0^20™ au matin, l'air étant pesant et plein de parties inflec- tives, je me servis d'un oculaire assez faible. « D. — Le 10 mars, S^'O" au matin, l'air étant pesant et plein de parties inflec- tives, ce qui le rendait plus rayonnant et plus confus qu'il n'était à 3 heures ou environ auparavant, je me servis d'un oculaire faible. « E. — Le 21 mars, 9 heures et demie du soir, l'air étant léger et clair, sans parties inflectives, sa face paraissait distinctement de cette forme : je me servis d'un oculaire faible. « F. — Le 22 mars, H heures trois quarts du soir, l'air continua d'être léger et clair, sans vapeurs inflectives; l'oculaire était faible. «G. — Le 21 mars, 8 heures et demie du soir, l'air était clair avec quelque peu déveines inflectives et indifi*éremment léger. L'oculaire était faible. a IL — Le 23 mars, 9 heures et demie du soir, l'air était assez léger, mais hu- mide et en quelque façon épais, mais il paraissait avoir peu de parties inflectives. a L — Le 28 mars, 3 heures du matin, l'air était à peu près comme le 23, hu- mide, brumeux avec des veines. » Cet exposé des observations de Tastronome anglais est une traduction à peu près textuelle de sa communication à la Société Royale de Londres, le 28 mars 1666. Nous avons reproduit ici, parla photogravure, en fac-similés au- thentiques, sans retouche aucune et de môme dimensions que les originaux, les neuf dessins de Hooke. Les dates des observations doivent être augmentées de 10 jours, parce que la réforme du calendrier adoptée en Italie dès Tan 1582 n'a été adoptée en Angleterre qu'en 1752. Le 3 mars correspond donc au 13. 1666 ANCIENNES OBSERVATIONS. — HOOKE. 29 La môme planche des Philosophical Transactions y d*où nous reproduisons ces dessins, renferme aussi les dessins de Cassini et des observateurs italiens, mais quelque peu exagérés, notamment le grand dessin de tôte de la fig. 14 sur lequel les deux taches sont si massives que Ton pourrait prendre cet aspect pour celui d'une haltère de fonte ! Ici nous pouvons faire une pause d'un instant et nous demander si nous avons déjà une première conclusion à tirer de cet ensemble de croquis primitifs. Bien primitifs, en effet. Il faut croire que les lunettes ne possédaient pas à celte époque une grande puissance de définition, car il est à peu près impossible de reconnaître sur aucun de ces dessins les configurations géo- graphiques qui existent réellement sur le globe de Mars. Trois dessins seuls permettent une identification certaine, il est vrai, mais assez vague : ce sont les dessins de Huygens, 28 novembre 1659 [fig. 9, p. 16), et Hooke, 13 mars 1G66, à 0*'20'" et 0'*40'" (fig. 1.5). Pour commencer dès maintenant notre connaissance de la géographie martienne, je reproduirai ici [fig. 17) une photographie du globe de Mars que j*ai construit, il y a quelques années, sur l'ensemble des observations. Un hémisphère, le plus carac- téristique, suffit ici. La nomenclature adoptée sur ce globe est celle de la Carte générale de la planète construite par M. Grecn en 1877 et publiée par la Société Royale Astronomique de Londres, à l'exception des noms de « mer du Sablier », appelée aussi « mer de Kaiser » et de la baie du Méridien appelée aussi « baie de Dawos ». (Nous avons conservé le nom de mer du Sablier à cette mer triangulaire si caractéristique parce que l^'elle est depuis très longtemps désignée sous ce nom v ihe hour-glass sea », que 2^ ce nom est bien approprié à sa forme, et que 3° cette tache a véritablement servi de sablier pour déterminer la durée de la rotation de Mars, car c'est par son passage au méridien central et son retour, et par la comparaison des dates de ses anciens dessins à celles des modernes que l'on a exactement mesuré le temps martien.) Cette projection nous montre le globe de Mars vu perpendiculairement à son axe, le pôle sud en haut, le pôle nord en bas. Ce globe ne se présente pas souvent juste j)erpendiculaire, comme on le voit ici, mais légèrement incliné, nous offrant tantôt son pôle sud, tantôt son pôle nord. Mais celte projection perpendiculaire suffit actuellement pour nous orienter. Nous nous occuperons des autres aspects un peu plus loin. Les trois dessins dont nous venons de parler représentent cette mer du Sablier. Que le lecteur veuille bien les comparer à notre fig. 17, et il consta- tera comme nous que le premier montre cette mer très élargie et plus 30 LA PLANÈTE MARS- vague, que le second la montre plus étroite, rattachée en haut à la mer Flammarion et en bas à la mer Delambre. Il en est de même du troisième dessin. Ce n'est pas précis, ce n'est pas net, c'est vu de très loin, à l'aïâe d'instruments imparfaits, mais c'est bien cette configuration, et le calcul le prouve, attendu que la rotal'on mart'enne de 24'" 3'" 22 6 a bien réellement fait passer cette mer en ces mér d ens aux dates précises des observations. À cette carte f gure nous ajouterons une petite vue de la planète prise à l'aide d'une petite lunette (lunette de 75""") pour montrer que les conQgu- ratious les plus étendues sont perceptibles dans ces modestes instruments, pourvu qu'ils soient bons, qu'on ait un œil excellent et qu'on sache obser- ver. Les lunettes acluelles de cette dimension sont tout à fait comparables, pour les images qu'elles donnent, aux grands instruments primitifs dont se servaient Hooke et Cassini. Ouels progrès! Un instrument de cet ordre ne coûte pas 200'' aujourd'hui. Ne devrait-on pas en posséder au moins un par département, un par école primaire ? Les citoyens de la Terre auraient au moins une notion des réalités de l'Univers. Mais, en France même, il n'y a certai- nement pas un humain sur mille qui ait jamais vu une seule des merveilles célestes, ou plutôt pas un sur dix mille, peut-être à peine un sur cent mille! !6G6 ANCIENNES OBSERVATIONS. — 1100KE. 31 Cette vue do Mars a été prise le 18 février 1884. Elle est satisfaisante. Le ciel élait nuageux, mais, en affaiblissant l'éclat de la planète, ces nuages ne nuisaient pas à l'observation, au contraire. On remarque sur le disque {heure de l'observation : d'-Sb") une tache grise rappelant la forme d'une coupe à Champagne, s'évasant considérable- ment par le haut, de sorte qu'on croirait voir les ailes ùlondues d'un oiseau de mer. Celle tai:ho allongée est la mer du Sablier dont noua venons de parler à propos des deui dessins de llooke du I3;mars 1666. A elle seule, cette observation suffirait pour prouver la permanence des taches de la planète Mars. Le pûle nord est très marqué sur le bord inférieur du disque par la neige polaire qui y forme une tache blanche circulaire. Quant aux autres dessins de Hooke, ainsi qu'à tous ceux de Cassini, Serra, etc., nous avouons n'y rien reconnaître, n'y rien pouvoir idenlifler. La surface de Mars était-cllo alors très masquée par des nuages ? Les instru- ments manquaient-ils de déûaition? Pourtant ces taches ont servi à déter- miner la rotation. Elles existaient donc réellement : elles ont été plus ou moins précisées, plus ou moins bien exactement dessinées; mais ce ne sont pas de fausses images, puisque la rotation déterminée par elles est exacte. De ces premières observations, comme on vient de le voir, Cassini avait déjà pu conclure, dès 1666, la rotation de la planfete à 24'' 40'" environ (sans tenir compte du déplacement de la Terre). Pourtant, cette opposition de 1666 est loin d'être l'une des plus favorablos ; elle a eu lieu le 18 mars, c'est-à-dire à une épdjue où la planète est fort éloignée de la Terre et vers son aphélie. Celte oppositiou est analogue à celle do 1686. Continuons notre étude. 32 ( LA PLANÈTE MARS. XII. 1672. — HUTGENS. Nous avons déjà signalé une observation de cet astronome faite vers 1656 et quatre de l'année 1659; plusieurs autres dessins, dont deux de 1662, sont Fig. 19. Q de XHTi fail par Huygci conservés aussi à l'Université de Leyde, l'un du 6, l'autre du 13 août. Le premier ne montre aucune tache sombre, mais seulement la tache blanche polaire méridionale; lo second montre ce pùle et, dans la partie inférieure du disque, la mer du Sablier. Nous reproduisons ici ce second dessin, d'après le fac-similé qu'eu a publié M. Terby. En 1672, Mars passait en une opposition périhélie, c'est-à-dire dans la Fig, ao. iUO 9-3 W i 883-S30-84^66a8 89 plus favorable de toutes. Il y revient tous les 15 ans environ. Les années 1672-1683 ANCIENNES OBSERVATIONS. — HUYGENS. 33 1689, 1704, 1719 ont élé dans le même cas. Alors la planète se présente à nous inclinée, avec le pôle supérieur visible et la mer du Sablier très basse. Le dessin de Huygens peut être parfaitement idenlifié avec la réalité, comme on peut s'en rendre compte par la projection ci-dessus. XIII. Même année 1672. — Flamsteed. Le premier Directeur de TObservatoire royal d'Angleterre, fonde en 1676, avait observé, notamment le 11 octobre 1672, la planète dont nous écrivons rhistoire. Cet astronome, voulant prendre la position de la planète Mars, fit la remarque suivante : « Planetae scmper circa médium obscuritas aliqua apparuit, quam ut potui in figura adumbravi. » C'est tout ce qu'il dit sur notre planète. L'es- quisse qu'il en a tracée montre simplement dans l'intérieur du disque, vers la région centrale, « l'obscurité » dont il parle, c'est-à-dire une tache irrégu- lière environnée d'une large pénombre. Cette figure nous paraît peu intéres- sante à reproduire (M- Cette même opposition a été observée par Laurentiis (*), sans résultat utile pour le progrès de la connaissance physique de Mars. XIV. 1683. — Huygens. Aux observations de Huygens signalées plus haut, nous devons adjoindre Fig. 21. Esquisse de Mars par Huygens, le 17 mai 1083, à lu»" 3 -. ici celles qu'il a faites en 1683, les 7 et 9 avril, 7, 13, 17 et 23 mai. Ces sLx observations, accompagnées d'autant de dessins, ne donnent encore que de vagues esquisses, analogues à celles du même astronome, de 1659 et de 1672 ; mais ces esquisses permettent de reconnaître notamment la mer caractéris- (•) On la trouvera Ilistoria Cœlestis, 1725, tome I, p. 17, fig. 35. (») Joannis Francisci de Laurentus Observationcs Saturni et Martis Pisaurienses. In-fol. — Pisauri, 1672. Flammarion. — Mars, 3 34 LA PLANÈTE MARS. tique du Sablier avec laquelle nous avons déjà lait connaissance. Nous signa- lerons entre autres le croquis du 17 mai, à 10'' 30", fait à la plume comme tous les autres, et qui dessine bien cette forme. Mars était alors fort éloigné de la Terre, tandis qu'en 1072 il était passé en opposition vers son périhélie. Huygens a encore fait, le 4 février 1694, une esquisse du même ordre. On en était là de Tétude de Mars lorsque Fontenelle publia ses Entretiens sur la pluralité des Mondes, Remarque assez curieuse, Mars était passé très près do la Terre en 1072, et on ne l'avait observé qu'au point de vue de l'astronomie de position : la connaissance de sa constitution physique n'a pas fait un seul pas, si ce n'est la constatation de la tache polaire australe par Iluygens. XV. 1686. — Fontenelle. Le spirituel auteur des Entretiens sur la pluralité des Mondes (') s'occupe de toutes les planètes, du Soleil et des étoiles fixes, et nous expose dans le plus élégant des langages ce que l'on en savait à son époque. Qnoiqu'il parle assez longuement de Vénus, de sa rotation, de ses années, de ses climats et même de ses montagnes, il semble dédaigner quelque peu la planète qui nous occupe ici. « Mars, dit-il, n\i rien de curieux que je sache; ses jours sont de plus d'une demi-heure plus longs que les nôtres, et ses années valent deux de nos années, à un mois près. Il est cinq fois plus petit que la Terre, il voit le Soleil un peu moins grand et moins vif que nous ne le voyons ; enfin Mars ne vaut pas trop la peine qu'on s'y arrête. Mais la jolie chose que Jupiter avec ses quatre lunes ou satellites! » C'est tout ce qu'il dit de Mars. Il y revient un peu plus loin à propos de a l'absence de satellites », qu'il regrette inûniment au point de vue de la logique. « On ne peut pas nous le dissimuler, répond-il à la marquise, il n'en a point, et il faut qu'il ait pour ses nuits des ressources que nous ne savons point. Vous avez vu des phosphores, de ces matières liquides ou sèches, qui, en recevant la lumière du Soleil, s'en imbibentet s'en pénètrent, et en- suite jettent un assez grand éclat dans l'obscurité. Peut-être Mars a-t-il de grands rochers fort élevés, qui sont desphosx^hores naturels, et qui prennent • pendant le jour une provision de lumière qu'ils rendent pendant la nuit. Vous ne sauriez nier que ce ne fût un spectacle assez agréable de voir tous ces rochers s'allumer de toutes parts dès que le Soleil serait couché, et faire sans aucun art dos illuminations magnifiques, qui ne pourraient incommoder par leur chaleur. Vous savez encore qu'il y a en Amérique des oiseaux qui sont si lumineux dans les ténèbres qu'on s'en peut servir pour lire. Une (») Première édition; Paris, 16SG. 1704 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 35 savons-nous si Mars n'a pas un grand nombre de ces oiseaux, qui, dès que la nuit est venue, se dispersent de tous côtés et vont répandre un nouveau jour? » C'est charmant. Si Fontenelle n'avance pas l'étude technique que nous fai- sons en ce moment, du moins nous y intéresse- t-ii et nous convie-t-il à aller plus loin. Les deux satellites de Mars ont été découverts 191 ans plus tard. Le dix-septième siècle se couche quelques années après la divulgation du livre de Fontenelle, qui marque une ère nouvelle dans l'histoire de la littéra- ture scientifique ou, pour mieux dire, qui ouvre cette ère. Le dix-huitième siècle s'ouvre au point de vue du sujet qui nous occupe ici par les recherches do Maraldi (neveu de Gassini) à TObservatoire de Paris. XVL 1704. — Maraldi (»). La planète était passée en 1072 en une opposition périhélique très favo- rable, que Ton avait appliquée avec succès à la détermination de la paral- laxe de Mars. En septembre et octobre 1704, elle revint à une situation presque aussi rapprochée de la Terre. On l'observa spécialement à l'Observa- toire de Paris pour une nouvelle détermination de sa parallaxe, et Maraldi uti- lisa cette circonstance pour observer les taches et vérifier le mouvement de rotation. Sa conclusion est que ces taches sont variables. Voici du reste son mémoire, auquel nous adjoignons les trois dessins qui l'accompagnent. Dans les mômes circonstances de la plus petite distance de Mars à la Terre, nous avons observé avec une lunette de 34 pieds de Campani les taches de Mars, qui nous ont servi à vérifier la révolution autour de son axe, qui, suivant la décou- verte de M. Gassini, est d'environ 2i*»iO'". Les taches que l'on voit avec de grandes lunettes sur le disque de cette planète ne sont pas pour l'ordinaire trop bien terminées, et elles changent souvent de figure, non seulement d'une opposition à l'autre, qui est le temps le plus propre pour ces observations, mais aussi d'un mois à l'autre. Nonobstant ces changements, il ne laisse pas d'y avoir des taches d'une assez longue durée pour pouvoir être observées pendant un espace de temps suffisant h déterminer leurs rc'volutions. Parmi ces difl'érentes taches, nous en avons remarqué une en forme de bande vers le milieu du disque, à peu près comme une des bandes de Jupiter. Klle n'en- vironnait pas tout le globe de Mars, mais elle était interrompue, comme il arrive quelquefois aux bandes de Jupiter (fto- 1). et occupait seulement un peu plus d'un (') Observations des taches de Mars i)our vérifier sa révolution autour de son axe. Histoire et Mémoires de l'Acadt':mie des Sciences. Aimée 1706, p. 74.! 36 LA PLANÈTE MARS. hémisphère de Mars; ce que l'on a reconnu en observant cette planète à différentes heures de la môme nuit et aux mêmes heures de différents jours. Cette bande n'était pas partout uniforme, mais environ à 90° de son extrémité précédente dans la révolution de Mars, elle faisait un coude avec une pointe tournée vers son homisphère septentrional. C'est cette pointe, assez bien terminée, contre Tordi- uaire des taches de cette planète, qui nous a servi à vérifier sa révolution. Nous vîmes la bande dès les premières observations que nous fîmes avec la grande lunette au mois d'août, lorsque le disque de Mars qui s'approchait de la Terre commençait à paraître assez grand ; cependant nous n'aperçûmes la pointe dont nous venons de parler qu'au mois d'octobre suivant. Elle arriva au milieu Fig. 22. Aapcct de Mars les 14 octobre 1704, à 10''24*, 16 octobre 1704, à 9'»5", et mémo jour à 7''0'». Fac-similé d'un dessin de Maraldi. du disque de Mars le 14 octobre, à 10'>24°». Le 15, elle arriva à 11^9". Le 16, à 7*» du soir, proche des deux pôles de la révolution de Mars, on voyait deux taches claires qui ont été observées plusieurs fois depuis cinquante ans iTig- 3). Outre ces deux taches claires, on en voyait une obscure vers le bord oriental, qui était l'extrémité de la bande qui commençait à entrer dans l'hémi- sphère de Mars exposé à la Terre. Le m^.me jour, à 9*»5«', l'extrémité de cette bande avait déjà passé le milieu de Mars, et la bande se voyait continuée jusqu'au bord oriental (fig. 2) où l'on voyait une marque de la tache adhérente à la bande qui arriva ensuite au milieu de Mars, à ll*'38°>. On continua les jours suivants les mêmes observations de la bande interrompue, qui n'était pas si avancée dans rhémisphère apparent aux mêmes heures que les jours précédents, et nous observâmes aussi que la tache principale arriva le 17 octobre au milieu de Mars, à 11^18'». Dans la comparaison de ces observations, les retours de la même tache au milieu de Mars ne paraissent pas précisément égaux, et il y a quelques minutes de tliffôrence, ce que nous attribuons à la difficulté de déterminer exactement le temps de son arrivée au milieu. Mais, en comparant l'observation du 14 octobre avec celle du 17, entre lesquelles il y a trois révolutions, on trouve le retour de la tache au milieu de l'hémisphère apparent de 24*» 38". On connaîtra mieux cette période par la comparaison des observations de la ITOt ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 37 tache plus éloignées entre elles, comme sont celles que nous fîmes le 22 novembre, auquel jour, après avoir reconnu qu'à 7*»0« l'extrémité de la bande était avancée dans le disque de Mars, nous observâmes que la tache arriva au milieu à il ''5'». Si Ton compare cette dernière observation avec celle qui fut faite le 14 octobre, à 10*» 24", on trouve entre ces deux observations 39 jours et 41", qui étant partagés par 38, nombre des révolutions dues à cet intervalle, donnent un jour et 39 minutes pour chacune, à une minute près de celle qui a été déterminée par M. Casslni. Ces périodes sont telles qu'elles résultent des observations immédiates et sont presque les plus courtes qu'on puisse trouver, à cause que le mouvement que Mars a fait durant cet intervalle n'a pas été considérable. Si de ces périodes apparentes on en voulait conclure les périodes moyennes, ces dernières se trou- veraient un peu plus longues que les apparentes ; mais nous négligeons ces équations, aussi bien que la difiPérence qu'il peut y avoir entre l'arrivée de la tache au milieu de Mars, lorsque son disque paraissait rond comme dans l'obser- vation du mois d'octobre, et l'arrivée de la même tache au milieu de Mars lors- qu'il n'était plus rond, mais sensiblement ovale, comme dans la dernière obser- vation du 22 novembre. Nous avons cru qu'il était inutile de tenir compte de ces équations, parce que nous n'espérons pas d'arriver à la précision qu'on peut attendre dans cette déter- mination, à cause des changements qui sont arrivés aux taches que nous avons observées. Car la pointe adhérente à la bande que nous observâmes pendant plusieurs jours, vers le milieu d'octobre, était fort diminuée le 22 novembre, en sorte qu'on ne l'aurait pas jugée la même, si la distance à l'extrémité de la bande qui la précédait et qui était la même que dans les observations précédentes, ne l'avait pas fait reconnaître. Après le 22 novembre, nous ne pûmes pas continuer les observations de la tache pour voir le changement qui lui est arrivé dans Ja suite, à cause du temps couvert qui dura près d'un mois, après lequel temps Mars était trop éloigné de la Terre pour pouvoir bien distinguer les taches; mais les observations faites au mois de septembre précédent nous donnent lieu de croire qu'il y a eu des changements considérables; car, en prenant pour époque des retours de la tache l'observation du 14 octobre, et supposant qu'avant cette époque ses retours au milieu de Mars soient à peu près égaux à ceux qui l'ont suivie, on trouve que la tache aurait dû paraître au milieu du disque de Mars depuis le 4 j usqu 'au 10 de septembre, à peu près aux mêmes heures que vers le milieu d'octobre. Cepen- dant, parmi les observations que nous fîmes avec soin en ce temps-là, à diverses heures de la nuit, on ne vit aucune marque de cette tache, quoiqu'on distinguât fort bien la bande à laquelle on a remarqué depuis la pointe. Dans le commoji- cément de septembre, au lieu de cette pointe, nous observâmes au milieu de Mars une autre tache séparée de la bande vers le septentrion, et cette tache avait dis- paru lorsqu'on remarqua la pointe; ce qui nous donne lieu de croire que la tache, qui au commencement de septembre était séparée de la bande, peut avoir eu un mouvement particulier du Nord au Sud, par lequel elle s'est approchée de la bAde et y a forme la pointe que nous observâmes vers le milieu d'octobre et le tl no- 38 LA PLANÈTE MARS. vembre qu'elle parut diminuée. Ces change m en Is ont quelque ressemblance avec ceux qui oot été obsen'^s par M. Cassini dans les taches de Jupiter, et avec ccux- raêmos qui s'observent quelquefois dans les taches du Soleil. Ces observations de Maratdi en 1704 confirmaient, comme on le voit, la durée de rotation trouvée par Cassini et l'existence des taches de diverses natures A la surface de la pianote, les unes foncées, les autres blanches- Ces taches lui paraissent variables, en étendue ot en position, comme celle.s de Jupiter. ■ En 1704, Mars se présentait à la Terre comme en 1072, en opposition péri- liélii]ue, l'I les dessins de Maraldi devraient pouvoir s'accorder plus ou moins avec les aspects suivants, (]ui représentent l'eiisemlite du tour de la planèle Fb 2î en cette position. La /ig. A, dont le méridien central est 270°, et qui montre la mer du Sablier, correspond presque à I.i face représentée fig. 2(1. Nous avouons ne pouvoir identifier avec certitude, et miîme avec proba- bililé. les trois dessins de Maraldi. Cette bande existait réellement, plus ou moins pareille au dessin, puisqu'elle a servi à déterminer la rotation, mais elle ne ressemble pas à ce qui a été vu par Cassini et Hooke, et Maraldi con- stata lui-même des changements d'aspect pendant ses observations. Il n'est pas ilouteux, non plus, que celte sorte de gonflement de la bande que l'on voit sur les deux premiers dessins n'ait varié sous les yeux mêmes de l'obser- vateur. Nousavons donc dès maintenant, eu 1704, quatre faits établis parles obser- vations, dont la première utile date de 165G (Huygens), c'est-;i-dii-ede48 ans : l.c filobe de Mars a rhs tnclies, comme le globe lunaire; Il est animé d'vn mouvemaU de rotation analogue à cehii de la Tfrrf .■34''39"'; Ali rnntrdirc de celles de la Lune, les tacites de Mars sont variables; l.rs pilles sont mnrrjuês par des tarhcs clairei. \ l'opposition périhélique suivante, 171'J, Maraldi renouvela les mêmes observations à l'Observatoire de Paris. Nous allons également les publier, avec les quatre dessins qui les accompagnent. Les voici. 1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 39 XVII. 1719. — Maraldi (M. Pendant Tautomnc de Tannée 1719, la situation de la planète se présenta de nouveau d*une manière particulièrement favorable pour les observations. Lorsque la planète arriva en opposition, le 27 aoii t de cette année, elle n'était qu'à 2*30' de distance du périhélie et, en raison de son rapprochement de la Terre, elle brillait d'un éclat si extraordinaire qu'un grand nombre de per- sonnes virent en elle une nouvelle étoile ou une comète inattendue. Le 19 aoùl, Maraldi, ayant observé la planète, avec une lunette de 34 pieds de longueur, remarqua sur le disque deux bandes foncées formant l'une avec l'autre un angle obtus, ce qui présentait une particularité très digne de remarque. Le 25 septembre, il observa de nouveau la planète et remarqua que le tracé angulaire dont nous venons de parler occupait la même posi- tion sur le disque. Pendant l'intervalle de 37 jours qui s'étaient écoulés entre les deux observations, la planète avait par conséquent effectué 30 rotations sur son axe, ce qui donna 21^40"* pour la période, résultat en parfait accord avec celui de Cassini. L'observateur conclut, comme en 170î, la variabilité des taches. Voici du reste le mémoire de Maraldi, daté du 29 mai 1720 : Sur la fin d'août de Tannée 1719, la planète de Mars s'est trouvée plus proche de la Terre qu'elle n'en avait été depuis longtemps. Comme cette situation était des plus avantageuses pour la recherche de la pa- rallaxe de cette planète, et pour l'observation de ses taches qui ne peuvent se bien distinguer que dans les oppositions les plus proches de la Terre, nous en avons profité autant que le ciel nous la permis. En observant Mars avec la lunette de 3'i pieds, nous avons remarqué des taches différentes, qui, par la révolution autour de son axe, ont paru en divers temps dans la partie de son disque exposée à la Terre. Parmi ces taches, il y avait une bande obscure un peu large qui n'occupait qu'environ la moitié de l'hémisphère de Mars. Elle n était pas perpendiculaire à Taxe de sa révolution, comme le sont pour Tordinaire la plupart des bandes de Jupiter; mais elle en était fort inclinée, en sorte que quand elle se trouvait tout entière dans Thémisphère exposé à la Terre, l'extrémité terminée par le bord oriental était entre le pôle septentrional et son équinoxial et Talitre extrémité terminée par le bord occidental tombait assez proche du pôle méridional. Vers Textrémité orientale de la bande, il s'y en joignait une autre inclinée à la première, qui faisait à cette jonction un angle, avec une pointe assez sensible, l'autre extrémité de la bande étant dirigée vers le pôle méridional [fiQ. B). (') Nouvelles observations de Mars. Ilisloirc et Mémoires de l'Académie des Scienccii, année 17*20, p. 144. 40 LA PLANÈTE MARS. Cet angle, avec la pointe assez bien marquée, nous a servi à vérifier de nou- veau le temps de la révolution de Mars autour de son axe. Le 13 juillet, j'observai à 3** 40™ du matin la grande bande oblique étendue en ligne droite d'un bord à l'autre {fig. A), mais on ne remarqua aucun angle, quoique la pointe dût paraître alors dans le disque apparent proche de son bord occiden- tal; ce qui donne lieu de croire qu'elle n'était pas encore visible, et qu'elle s'est formée depuis ce temps-là par quelque changement assez ordinaire qui arrive en peu de temps aux parties qui forment les taches de cette planète. La bande oblique et brisée n'est pas la seule tache que l'on ait remarquée sur Mars : il y en avait une autre de figure triangulaire et assez grande dans une partie de sa circonférence éloignée de plus de 130« de l'endroit où était la bande coudée. Nous l'observâmes le 5 et le 6 août, vers le milieu du disque apparent dont elle occupait la plus grande partie, ayant une des pointes du côté du pôle sep- tentrional, et sa base proche du pôle méridional {fig. D). Elle disparut les jours suivants, en passant dans l'hémisphère opposé et on l'a vue retourner une autre fois le 16 et le 17 octobre, après avoir fait 72 révolutions, chacune de 24^40'°10*, comme par les observations de l'autre tache. Outre ces taches obscures qui étaient situées en différents endroits de la sur- face de Mars, il y en avait une autre fort claire et fort éclatante proche du pôle méridional, qui offrait l'aspect d'une zone polaire {fig. C et D). ' Durant nos six mois d'observations, elle a été sujette à différents changements : ayant paru très claire en certain temps, et en d'autres très faible, et après avoir disparu entièrement, elle reparut avec le môme éclat qu'auparavant. Toutes les fois qu'elle était claire, le disque de Mars ne paraissait pas rond, mais la partie méridionale du bord qui la terminait paraissait excéder et former en cet endroit une espèce de tubérosité ou de calotte d'une portion de cercle plus grand que le reste du bord; de sorte que, dans cette rencontre, cette planète, vue avec la lunette, offrait à peu près la même apparence que fait à la vue simple la Lune, lorsque, dans son croissant et dans son décours, une petite partie seulement du disque éclairé par les rayons directs du Soleil est exposée vers nous et que l'autre partie est éclairée par les rayons réfléchis de la T<îrre qui nous la rendent visible, car pour lors la partie du disque de la Lune éclairée par les rayons directs paraît être une portion d'un plus grand cercle que le reste qui est éclairé par les rayons réfléchis. Or, comme cette apparence de la plus grande portion de la Lune n'est formée dans l'œil que par la plus forte impression des rayons plus lumineux, de même il y a lieu de croire que l'apparence de Mars était causée dans l'œil par l'éclat de sa partie plus claire et plus vive que le reste de son disque. En comparant ensemble les observations de la tache claire, nous avons reconnu que la diversité d'apparences qu'elle a présentée avait quelque rapport à la révo- lution de Mars autour de son axe, car en prenant pour époque l'observation que je fis le 17 mai 1719, dans laquelle la tache parut fort claire, si l'on ajoute 37 jours qui font 3G révolutions entières, on aura le 23 juin pour premier retour de la tache au même endroit du disque. En ajoutant de nouveau 37 jours au 23 juin, 1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. Jl on aura pour second retour lo 30 juillet, le troisième retour sera le 5 septembre, le quatrième au 12 octobre, et au 18 novembre le cinquième retour. La tache a paru fort claire aux temps marqués par ces différents retours toutes les fois que le ciel a été favorable, et elle faisait l'apparence dont on a parlé, et si ce jour-là le ciel n'était pas serein, elle a paru quelques jours avant et après; car elle occupait proche du pôle méridional une grande portion du globe de Mars, elle était visible pendant plusieurs jours. Ces apparences peuvent donc s'ex- Fig. 24. Mars rails par Maraldi i pliquer par la révolution de Mars autour de son ase, qui ramène la même partie claire dans l'cudroit du disque oïposé plus directement à notre vue. Présentement, si Ton prend la même époque du 17 mai où la tache parut fort claire, et qu'on y ajoute 18 jours, on aurale temps où la partiodu disquedo Mars opposée à la partie claire doit tHre exposée i notre vue. Ce temps tombe au i juin. Nou.s vîmes !e premier du mémo mois dans cotte partie du disque une clarté assez sensible étendue d'un bord à l'autre, mais elle ne paraissait pas aussi claire que cclli' ilc la partie opposée, ce qui fait voir que la matiî're qui formait la clarté était pour lors répandue tout autour du pôle austral de llars, mais que dans un endroit elle avait beaucoup plus d'éclat que dans l'autre. 42 LA PLANÈTE MARS. Pour avoir les temps des autres retours de la partie moins claire dans Thémi- sphère exposé à la Terre, on ajoutera au 4 juin continuellement 37 jours, et on aura le temps du second au 11 juillet, le troisième retour sera au 17 août, le quatrième au 23 septembre et le cinquième au 30 octobre. Le 12 juillet, elle parut «^peu près comme au commencement de juin; mais depuis le 12 août, qui est le temps du troisième retour, jusqu'au 22 du même mois, elle a été moins claire et moins étendue, de sorte que cette troisième fois elle paraissait diminuée par rapport à ce qu*elle avait été le 4 juin et le 12 juillet. Cependant, sur la fin d'août, elle aurait dû paraître plus grande et plus belle par raison d'optique, à cause que Mars était pour lors plus proche de nous que dans les apparitions précédentes, ce qui fait voir qu'elle était diminuée réellement. Dans le quatrième retour, qui tombe au 23 septembre, non seulement elle avait encore diminué comme dans les jours pré(.'édents, mais elle avait disparu, ayant été entièrement invisible depuis le 16 septembre jusqu'au 26 du mémo mois ; cependant 37 jours après, c'est-à-dire le 30 octobre, lorsque les mêmes parties du disque qui, le 23 septembre, avaient été exposées à la Terre, devaient retourner au même endroit, ainsi que nous lavons vérifié par le retour des taches obscures et que par conséquent la tache claire devait être invisible, elle parut de nouv<;au, Tayant observée le 28 octobre, le 3 novembre, le 5 et le 1), c'est-fi-dire deux Jours avant le temps marqué par la période, et trois jours après. Ainsi, il n'y a pas lieu de douter (iiToii l'aurait vue aussi le 30 octobre aussi bien que les jours précéd(?nts et suivants, à cause de la grande étendue qu'elle occupait, si ce jour-là le ciel eut été serein. On voit donc par ces observations que de toute la clarté répandue autour du pôle méridional il y en avait une grande partie qui, pendant plus de six mois que nous l'avons observée, a paru toujours avec beaucoup d'éclat, au lieu que l'éclat de l'autre partie qui était dans l'hémisphère opposé a été sujette à des variations, ayant paru assez claires en juin et juillet, et ayant ensuite diminué d'éclat et d'étendue jusqu'à disparaître entièrement au mois d'août et de septembre, dans le temps même que Mars était plus proche de nous. Cette diversité d'apparences dans une partie de la tache située proche du pôle méridional marque qu'il y a eu quelque changement pliysirjue dans la matière qui forme la clarté, ou bien que l'inclinaison de l'axe de la révolution de Mars a été sujette à quelque variation. Mais il faut remarquer que, si la diversité d'apparences et la disparition de cette partie de la tache claire de Mars avaient été causées par la différente incli- naison do Taxe, les autres taches obscures situées vers le milieu du disque auraient dû paraître en même temps plus proches qu'auparavant du bord méri- dional, ce qui n'est point arrivé, ayant paru au même endroit, sans aucune diver- sité sensible, autant que nous l'avons pu remarquer. Il y a donc lieu de croire qu'elle est arrivée par quelques changements physiques. 11 est vrai que ces changements doivent être supposés bien grands et subits pour qu'ils fassent de si loin les apparences que nous avons remarquées, mais 1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 43 ils ne sont pas sans exemple dans quelques autres planètes, comme dans le Soleil, dans Jupiter et dans les taches de Mars. Bien qu'une grande partie de la tache claire ait été sujette aux changements qu'on vient de remarquer, elle subsiste néanmoins depuis près de GO ans qu'on observe cet astre avec de grandes lunettes, et l'on peut dire que c'est la seule tache qui s'est conservée, quoiqu'avec quelque diversité de grandeur et de clarté, pendant que les autres ont changé de figure, de situation, et même ont rlisparu entièrement. C'est ce qui est arrivé aussi à une autre tache claire située proche du pôle sep- tentrional, et qui faisait à l'égard de ce pôle la même apparence que fait la tache située proche du pôle méridional. On l'a vue pendant plusieurs années avec dif- férents degrés de clarté. Elle parut encore assez souvent vers l'opposition de Mars qui arriva en 1704. Ses apparitions furent plus rares pendant Tannée 1717, ne l'ayant pu voir qu'une fois ou deux. Et enfin elle n'a point été visible durant l'année 1719, quoiqu'on y ait fait attention pour la voir, ce qui fait connaître qu'elle s'était dissipée ontiùroment au lieu que celle qui est du côté du pôle méridional a paru pendant la même année 1710 beaucoup plus claire que les années pré- cédentes. Les taches obscures qui ont i)aru en divers temps sur Mars ont été aussi sujettes à do grands changements, ayant varié considérablement de figure, do situation et de grandeur. Nous nous contenterons de rapporter seulement ici ceux qui leur sont arrivés dans les deux dernières oppositions, lorsque Mars était plus proche de la Terre. En 17()i, nous observâmes une bande étendue d'Orient en Occident qui occu- pait un hémisphère de Mars. Elle était située vers le milieu de son disque, et était assez uniforme, hormis une pointe tournée vers le pôle septentrional qu'elle avait au milieu de sa longueur. Durant quelques mois que nous l'observâmes, elle fut sujette aux changements rapportés {voir plus haut, p. 36 et fig. 22). Dans les autres parties de la surface de Mars, il y avait des taches confuses et mal terminées. Vers l'opposition de l'année 1717, parmi les différentes taches que nous remar- quâmes dans Mars, il y avait encore une bande assez bien marquée, mais beau- coup plus étendue d'Orient en Occident que celle de 170i, occupant plus d'un hémisphère, ce que nous avons reconnu par les apparences qu'elle faisait à diffé- rentes heures de la même nuit. Elles étaient partout uniformes, au lieu que celle de 170'i avait au milieu une pointe. Outre ces différences dans la figure, il y en avait encore une considérable dans la situation, car celle de 1717 était située entre le centre apparent de Mars et le pôle méridional, plus proche du pôle que du milieu : au lieu que celle de 1704 s'était trouvée fort proche du milieu. D(*puis le mois de juin jusqu'au commencement de septembre, nous la vîmes disparaître trois fois sur le bord oriental, ayant passé dans l'hémisphère supérieur qui nous était caché; elle est retournée autant de fois dans l'hémisphère inférieur nuK mêmes heures du jour, et dans la mémo situation. Mars ayant fait dans cet 44 LA PLANÈTE MARS. intervalle plus de 70 révolutions. Dans l'autre hémisphère de Mars, il y avait une tache en forme de croissant, dont les pointes étaient situées vers les deux pôles et la courbure tournée du côté de l'Occident. Toutes ces taches ne furent sujettes à aucun changement sensible durant plusieurs mois que nous les observâmes en 1717; mais en 1719 elles n'étaient plus les mêmes. On voit donc qu'il y a de grands changements sur la surface de cette planète, non seulement dans les parties qui sont proches de son équinoxial, où le mou- vement doit être plus grand, mais même dans celles qui sont autour des pôles, où le mouvement est beaucoup moins sensible. Telles sont les observations de Maraldi. Nos lecteurs auront excusé la longueur de cette narration et son style un peu diffus en faveur de la sin- cérité et de l'intérêt de ces observations. Les quatre dessins de Maraldi ont été reproduits ici {fig, 24) en fac-similés. Le premier (A) représente la bande oblique dont il parle au commencement de son mémoire, et qu'il observa notamment le 13 juillet. Le second (B) représente Tangle qui lui a servi à dé- terminer la rotation, du 19 août au 28 octobre. Le troisième (G) paraît avoir eu surtout pour but de montrer la tache polaire méridionale, et le quatrième la tache triangulaire située à 130* de la bande coudée, et observée notamment les 5 et 6 aoiit ainsi que les 16 et 17 octobre. Cette tache rappelle les croquis de Huygens des 28 novembre 1659 (p. 16) et 13 aoiit 1672 (p. 32) et repré- sente certainement la mer du Sablier. La large bande oblique de Isifig. B doit être Ja mer Schiaparelli, située à 130*" de la mer du Sablier. Il faut avouer que les instruments n'avaient pas alors un grand pouvoir de définition (*). En 1704 nous avions déjà quatre points d'acquis : 1° Mars a des taches sombres; 2° Mars tourne sur lui-même ea24''39'" environ; 3* ses taches sont variables; 4° les pôles sont marqués par des taches claires. Les observations de 1719 confirment ces quatre points et lui en ajoutent un cinquième : la tache polaire australe est excentrique au pôle; tantôt elle se présente à nous et tan- (') A propos des anciens dessins de Mars et de la valeur optique des instruments qui servaient à ces observations, il n'est pas sans intérêt de rapporter la remarque suivante de Gassini II, écrite le 24 avril 1720, sur les lunettes de TObservatoire : « Les deux étoiles qui composent Tétoile double y de la Vierge occultée par la Lune le 21 avril 1720, sont si proches Tune de l'autre que par une lunette de 11 pieds elles ne paraissent que dans la forme d'une seule étoile allongée et que par une autre lunetie de 10 pieds, la distance entre ces deux étoiles ne paraissait tout au plus que de la I-tugueur du diamètre de chacune de ces étoiles prises séparément. ■ Or, en 1720, les deux composantes de cette étoile double, qui sont de 3" grandeur, étaient écartées à G* l'une de l'autre. Nos plus petites lunettes actuelles, de 57'"" d'ou- verture, sufhraicnt pour opérer ce dédoublement. La lunette dont se servait Maraldi pour ses observations de Mars en 1711), était une lunette de 3'i pieds. Elle ne valait pas nos lunettes actuelles de lOS*" de diamètre et de l",GO de longueur. 1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. 45 tôt elle est cacliée. Maraldi n'ose pas chercher la cause de ces taches polaires et ne prononce ni le mot glaces, ni le mot neiges, ni môme le mot nuages. Il sera réservé à William Herschel de définir ce cinquième fait par des mesures précises et de prouver que c<î sont là des glaces polaires analogues à celles des pôles terrestres, fondant en été et se reconstituant en hiver. Nous avançons donc graduellement dans la connaissance de ce monde voisin. Mais un point reste bien mystérieux : c*est la variation d'aspect, d'étendue et môme de situation des taches sombres, qui existent bien réellement puisqu'elles servent à déterminer exactement la rotation. Ces quatre nouveaux dessins ne ressemblent encore ni à ceux de 1704 ni à ceux de 1666. Seraient-ce, comme dans Jupiter, des bandes nuageuses de nature purement atmosphérique? Maraldi le croit. Cependant, nous avons vu plus haut qu'il y a des taches de nature géographique, puisque la mer du Sablier dessinée par Huygens [fig, 9 et 19), Ilooke (fig. 15) et Maraldi lui-môme (fig. 24 D), existe encore de nos jours. Les mers de Mars donneraient-elles naissance à des brumes sombres? Les bandes observées en 1704 et en 1719 étaient-elles des bandes nuageuses? Mais des nuages vus d'en haut, éclairés par le Soleil, peuvent-ils paraître sombres? En ballon, passant au-dessus d'eux, je les ai toujours vus blancs comme de la neige. Pourtant, il y a cer- tainement sur Jupiter et sur Saturne des bandes nuageuses sombres. Que sont donc ces taches variables de Mars? J^a continuation de ces recherches nous éclairera peut-ôtre. Un mot encore, à propos de ces dessins, plus ou moins vagues. Nous avons Fig. 25. Ce que deviennent les dessins astronomiques. pris soin de les reproduire tous par la photogravure et de n'admettre aucune retouche. C'était le point le plus important pour notre étude. Il est urgent de ne consulter que les dessins originaux^ car bien souvent, de proche en proche, graduellement, insensiblement, de copie en copie, ils subissent les plus étranges métamorphoses. C'est ainsi, par exemple, que des dessins de Cassini et de Maraldi on a été jusqu'à tirer la fig. 25, que nous reproduisons d'après un ouvrage de Pierquin, Œuvres physiques et géographiques y imprimé fort luxueusement à Paris en 1744. 46 LA PLANÈTE MAKS. Et on lit dans cet ouvrage, à Tappui de ce dessin : « M. Cassini a découvert dans le disque de cette planète quatre taches obscures semblables à celles de la Lune; trois représentent d'un côté un magol et une figure d'homme; et dans la face opposée, on voit comme une forme de pilon, qu'on pourrait nommer le pilon d'Esculape. » Cette fantaisie montre qu'il faut se défier des interprétations, lors même qu'elles n'atteignent pas ce degré, et que nous devons nous-mêmes ne voir et ne dessiner que ce qui existe. Mais continuons notre étude. Les instru- ments ne s'améliorent pas vite, car le pilon d'Esculape, que nos lecteurs ont pu remarquer, en effet, dans les dessins de Cassini (p. 19), semble encore se retrouver ici. XVm. Môme année 1719. — Bianchini (»). Blanchinus ( ou Bianchini, en italien), astronome de Vérone, ami des papes Fig. 26 10 septembre 1710 20 septembre 21 septembre, 8''. ^ *^ 21 septembre, 10»» 35™. 24 septembre, TV 24 septembre, 0''30«. Dessins de Mars faits par Bianchini en 1719. Alexandre VIII, Clément XI et Innocent XIII, auquel on doit de si curieuses observations sur Vénus, a observé Mars pendant l'opposition de 1719 et ne (') Observations de Mars faites en 1719, publiées en 1737. Francisci Bianchini vero- nensis aslronomicœ ac geographicœ obsercationeSy selectœ ex ejus autographies. — Vérone, 1737. 1740-1771 ANCIENNES OBSERVATIONS. 47 paraît pas avoir été aussi bien servi par cette planète que par la première. Nos lecteurs en jugeront par les six dessins ci-dessus (fig. 26), que nous met- tons sous leurs yeux. Le premier est du 19 septembre, à 10*'28'° (lunette de 23 palmes, de Campani). Le second est du lendemain 20 septembre, à 10** 30", Mars étant au méridien comme dans le cas précédent. Le 21 sep- tembre, dans les mômes conditions, il obtint la figure suivante. Les trois autres sont du 21 septembre, deux heures et demie après l'observation précé- dente, du 24 septembre, à 7**0"', et du môme jour, à 9*'30°'. Ces figures ne prouvent pas grand chose, et sont plutôt faites pour accroître notre per- plexité. Ne croirait-on pas voir des os de mort sur un disque blanc? Ses observations et ses dessins « géographiques » de Vénus, qui ont été en partie conûrmés en notre siècle, ont été obtenus à Taide d'instruments plus nets et plus puissants sans doute. On trouve dans le môme ouvrage un dessin de Vénus, fait le 7 janvier 1728, à l'aide d'une lunette de Campani de 94 palmes, par une très belle nuit, de o** à 7** du soir. Quatre observateurs cer tifient avoir reconnu absolument les quatre mers représentées; l'un d'entre eux ajoute môme : « maxima voluptate. » Les quatre taches sombres vues sur le disque de Vénus en quadrature ont été baptisées par Blanchinus des titres de « mer de Vespuce, de Galilée, Royale, et de l'infant Henry. » Cette observation est curieuse, et l'on ne se serait pas douté alors que la géogra- phie de Mars serait plus rapidement connue que celle de Vénus. Cette figure est analogue à celles du môme observateur que nous avons reproduites dans notre ouvrage les Terres du Ciel^ au chapitre de Vénus. Signalons encore ici, pour mémoire, deux publications sur Mars faites, la première en 1731, par B. H. Ehrenberger : De Marte (Coburgi); la seconde, en 1738, par G. M. Bose : De Marte Conglaciantc (Lipsiai). XIX. 1740. — Gasslni H (»). Cet astronome, fils de Dominique Cassini et son successeur à l'Observatoire de Paris, a réuni dans cet ouvrage les observations de son père et celles de Maraldi. Il n'y ajoute rien. L'auteur ne reproduit aucun dessin, quoiqu'il en donne de Vénus. Il semblait alors que la géographie de Vénus serait plus rapidement connue que celle de Mars. XX. 17G4, 17G6. — Messier. Le grand découvreur de comètes a fait à Paris (il y avait son observatoire au-dessus de rhùtel de Cluny) une observation de Mars le 3 mai 17G4, vers (M Élémenis d'Astro)ioniie, p. i57-4Ul. 4B LA PLANÈTE MARS. deux heures du matin. On voyait sur le disque trois bandes analogues à celles de Jupiter, d'une nuance très faible, la bande du milieu plus large que les deux autres, et sa moitié plus ombrée. Cette figure a été publiée quarante et un ans plus tard, dans la Connaissance des Temps pour 1807. Nous ne la reproduisons pas ici parce qu'elle ne nous apprend rien. Le même astronome a observé Mars les 7 et 27 novembre de cette année et en a fait deux dessins, publiés également dans la Connaissance des Temps pour 1807. On remarque deux taches faibles. Observation insignifiante pour le but de notre travail. En cette même année 1766, au mois d'août, le cardinal de Luynes, à Nolon, et le duc de Chaulnes, àChaulnes, observèrent la même planète et en en- voyèrent à Messier chacun un dessin (publiés dans le même recueil). Dessins vagues, indécis, qui n'apportent aucun document à notre discussion. XXI. 1771. — Lalande. Voici tout ce que cet astronome dit de Mars dans son grand ouvrage (*) : Le globe de Mars ne paraît jamais en {croissant, comme Vénus et Mercure, parce qu*il est au delà du Soleil; mais on lui voit prendre une figure elliptique, et sa rondeur est diminuée à peu près comme celle de la Lune trois jours avant son plein. Fontana observa en 1636 une tache obscure sur le disque de Mars. Le P. Bartoli, jésuite de Naples, écrivait le 24 décembre 1644 qu'avec une bonne lunette de Sirfali il avait vu Mars presque rond, avec deux taches au-dessous du milieu; cependant il y eut des temps où Zucchius ne les vit point, et cela fit soupçonner le mouvement de Mars autour de son axe. M. Cassini observa mieux que personne les taches de Mars en 1666, et elles lui firent connaître que Mars tourne sur son axe en 24*^40'"; il publia un mémoire à ce sujet, qui a pour titre : Marlis circa proprium axem revolubilis observationes, Bononiac, 1666, in-fol.; dans lequel on voit que Taxe de Mars est à peu près perpendiculaire à son orbite, autant qu'on en peut juger par des taches qui sont peu propres à cette détermi- nation. Il observa encore ces taches à Paris en 1670. M. Maraldi les observa en 1704 et 1706 et trouva aussi la durée de sa rotation de 24*>39". Ces taches sont fort grandes, mais elles ne sont pas toujours bien terminées et changent souvent de figure d'un mois à l'autre; cependant elles sont assez apparentes pour qu'on soit assuré de la rotation de Mars. » C'est là un résumé, assez incomplet, des observations qui précèdent. L'exis- tence des taches sombres et la rotation : voilà tout ce que le célèbre âstro- (*j Astronomie, tome III, p. 439. 1777-1783 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL. 49 nome signale sur Mars au point de vue de sa constitution physique. On no parle pas encore des taches polaires blanches déjà visibles sur les dessins do Huygens et surtout sur ceux de Maraldi; on ne les assimile pas encore à des glaces soumises à l'influence des saisons ; on remarque Tinclinaison de Taxe sans pouvoir encore la mesurer. Le progrès subit un temps d'arrêt qui va être rapidement réparé. / XXII. 1777, 1779, 1781, 1783. — William Herschel (»). L'illustre astronome s'est spécialement occupé de la planète Mars pendant les oppositions de 1777, 1779, 1781 et 1783 et a publié ses observations en deux mémoires ayant pour titre, le premier, Astronomical observations on the rotation ofthe planets, etc. ; le second, On the remarkable appearances at the polar régions of theplanet Mars, the inclination ofits axis, etc. Ces observations sont accompagnées de dessins que nous publions plus loin. Dans ces deux mémoires, le but de William Herschel a été spécialement Tétude de la durée de rotation et des variations polaires : la géographie de Mars y est à peine étudiée, la plupart de ces dessins étant de simples esquisses. On croit pour- tant y reconnaître quelques-unes des principales mers visibles; ces croquis, comme les précédents, plaident également en faveur de variations, dans les taches sombres aussi bien que dans les claires. Les instruments dont il se servit pour cette étude étaient très supérieurs en puissance à ceux qui avaient clé employés jusque-là. L'aspect, la blan- cheur et la variation des taches polaires le conduisent à conclure que ces taches représentent des masses de glaces et de neiges accumulées vers les pôles et il attribue leurs variations à l'influence dissolvante des rayons solaires auxquels elles sont exposées pendant la révolution de la planète le long de son orbite. Observés avec soin par lui, les changements qui arrivèrent dans ces taches apportèrent une confirmation immédiate et ponctuelle à ces vues. Ainsi, pendant l'année 1781, la tache polaire australe se montra très étendue, ce à quoi l'observateur s'attendait, puisque ce pôle venait de demeu- rer pendant douze mois dans une nuit perpétuelle. En 1783, cette tache était devenue considérablement plus petite et on la vit continuer de décroître pendant toute la série des observations, depuis le 20 mai jusqu'au milieu de septembre. Pendant cet intervalle, le pôle austral avait déjà reçu pendant huit mois le bénéfice de l'été et continuait encore de recevoir les rayons (») Philosophiciil Transactions for 1781, vol. LXXI, Part. I, page 115. — Id., for 1784, vol. LXXIV, Part, il, page 233. Flammarion. — Mars, 4 r,0 LA PLANETE MARS. solaires, quoique, vers la fin de cette période, dans une direction si oblique qu'ils ne devaient plus guère avoir d'efficacité sur la fonte des neiges. D'un autre côté, pendant l'année 1781, la tache polaire boréale qui avait été expo- sée à la chaleur solaire pendant douze mois et allait s'en retournant vers la nuit, paraissait petite et s'accroissait graduellement. Cette explication de William Herschel sur les taches polaires de Mars a été adoptée depuis cette époque comme la plus naturelle, la plus simple et d'ailleurs la plus logique puisqu'elle est identique à celle de nos propres taches polaires terrestres. Nous pouvons penser, il est vrai, que les conditions physiques, climatolo- giques et météorologiques ne sont pas les mômes sur les autres mondes que sur le nôtre. Mais l'explication par analogie est évidemment la première que la nature nous offre elle-même. Lorsqu'elle suffit complètement pour expli- quer un phénomène observé, il n'y a pas de raison pour en chercher une autre. Pendant cette même période d'observations en 1777 et 1779, William Herschel conclut du mouvement des taches une période de rotation de 24*» 39™ 21 ",67. Nous verrons plus loin que cette période a été corrigée en 1840 par Miidler, d'après les observations d'Herschel môme. Il trouva en même temps que l'inclinaison de l'équateur de la planète sur l'écliptique est de 28''42' et que son nœud ascendant est situé à 19^*28' du Sagittaire. Nous donnerons ici une analyse détaillée de ces deux importants mémoires de William Herschel { * ) . PREMIER MÉMOIRE (>) Lu le 11 janvier 1781, envoyé de Bath le 18 octobre 1780. Comme son titre l'indique, ce travail a pour but de déterminer la durée de la rotation des planètes, afin de vérifier par cette durée si la rotation diurne do la Terre reste toujours égale. L'auteur commence par traiter des mouve- ments de la Terre et principalement de son mouvement diurne, et il suggère ridée de vérifier la constance du mouvement diurne d'une pianote par le mou- vement diurne d'une autre. U s'occupe principalement ici de Jupiter et de Mars. Les observations de la planète ont commencé le 8 avril 1777 et n'em- brassent que (luatre jours de cette année, les 8, 17, 26 et 27 avril. L'illustre (») Philosophical Transactions, 1781, pag^e 134, et 1784, page 273. (*) Afitrono)nical observatioris on the rotation of the plancts round their axes, made with a view to détermine whether the Earth's diurnal motion is perfectly equable. 1777-1779 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL. 51 astronome les a reprises le 9 mai 1779 et les a continuées jusqu'au 19 juin de cette même année. Voici les principales : 8 avril, 7*>30'". — J^observe deux taches sur Mars séparées par une bande bril- lante {Voyez ci-dessous, fîg. 14). / -' >,. tJ'ty. 76 • \ 1 i t / i »5 "^ > ri^-'^ • &l^.fÇ. .»••••••••. f7^.2à. .# J'i^.2f. t/^,22. Fig. 27. — Dessins do Mars par William Herscbcl, en 1777 et 1779 (Fac-stmtlé). Même soir, 9i>30°>. — Les taches sont avancées sur le disque et Ton en voit davantage [fig, 15). La rotation de Mars sur son axe est maintenant très évidente [p,g. 16). (Observations faites avec un télescope newtonien de 20 pieds; grossisse- ment = 300). 17 avril. — Télescope newtonien de 10 pieds, grossissement = 211. 7»» 50». Mars paraît comme dans la fig, 17. En a et 6, on voit deux taches brillantes si lumi- 52 LA PLANÈTE MARS. neuses qu'elles semblent se projeter hors du disque. En c et d, on voit deux taches très foncées réunies par une ligne noire, croisées dans la direction ef par une séparation blanchâtre. 26 avriL — Même instrument, même oculaire. 9^5". Les taches sont très faibles et apparaissent comme dans la fig. 18. 27 avril.— Même instrument, grossissement = 324. b*»40". Très belle soirée, té- lescope en bon ordre; les taches se présentent comme dans la fig, 19. William Herschel a repris, avons-nous dit, ces mêmes observations du 9 mai au 19 juin 1779. Voici les principales : 9 mai. 11^1"». — Je trouve la situation des taches telle qu'elle est représentée fig. 20; il y a une tache très remarquable non loin du centre. Même jour, 11^30". — Les taches se sont éloignées du centre. Il mai, 10** 18'". — La tache du 9 mai est visible sur le disque, sa région la plus foncée se trouvant au sud-est du centre {fig. 21). Même jour, 11*»43°». — La région la plus sombre est arrivée au centre {fig, 22). 13 mai, 11»>26-. — Mars parait tel qu'il était le 11, à 10M8-. 22 mai, à 10^ lO™. — On voit sur le disque de Mars les mômes configurations que les avril 1777, à 7ï>30°> {fig. 14). 15 juin, à 9'' 45™. — La planète présente la figure qu'elle présentait le 9 mai, à Ifhim ^pg 20), mais plus avancée. 17 juin, de 9*» à 10^, même aspect. 19 juin, 8*> 40°>, même aspect que le 26 avril 1777, à9'»5", représenté fig. 18. Telles sont les observations d'Herschel; en combinant entre elles les figures de 1777 avec celles de 1779 ainsi qu'en vérifiant celles de cette der- nière période les unes par les autres, il conclut pour la rotation sidérale de Mars la valeur suivante : 24»'39'»21-,67. Nous avons reproduit ici un fac-similé des dessins d'Herchel lui-même, tels qu'ils ont été publiés dans la PI, VI des Philosophical Transactions^ à laquelle renvoient les descriptions précédentes. Notre fac-similé est de la môme dimension. La fig. 17 représente certainement la mer du Sablier, de c à la zone ponctuée e[. Nous pouvons aussi reconnaître cette même mer sur les fig. 20, 21 et 22j et l'on a en môme temps Timpression évidente que chaque obser- vateur voit et dessine à sa façon. En 1777, Mars se trouvait en une opposition presque aphélique, nous présentant non plus son pôle austral supérieur, comme en 1672 [fig. 20, p. 32), mais son pôle boréal inférieur. L'hémisphère ayant la mer du Sablier à son centre offrait la configuration représentée ci-dessous [fig, 28), par la projection du globe dont nous avons parlé plus haut. 177T-1779 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL. 53 L'identiQcalioii n'est pas difficile pour les figures 17, 20, 21 et 22 d'Herschel. n n'en est pas de mémo pour les cinq autres, La bande blanclie est digne d'attention. Évidemment, dans tous les dessins que nous avons eus jusqu'ici sous les yeux, les observateurs n'ont vu qu'à peu près et assea vaguement ce qui existe à la surface de Mars. A propos de la comparaison des figures de 1777 avec celles de 1779, Her?- aidérales : Supposons, dit-il, que l'orbite de Mars MABC {/ig. 39| soit sur le m6me plan que l'orbite de la Terre EDFG et que l'ase do Mars soit perpendiculaire i!i son orbite; soient MEmc les positions respectives de Murs et de la Terre le 13 mai etlc17juin(l77[l), la ligne tlM qui joint les centres de Mars et de la Terre indique la position géoccntrique de Mars le 13 mai, et la ligne em la position géocen- trique de la même planète le 17 juin. Mcuods inaintenaut les lignes or et ms, parallèles à ER, alors la ligne er indiquera la position géocentrique do Mars le I 13 mai; l'angle smc est égal à l'angle mer. Nous savons par les éphémérides 54 LA PLANÈTE MARS. 47 juin, à 9^9", à 7 signes 12o2T22' ; par quoi nous obtenons la différence ou l'angle rem = ems = 8"31'59'. Maintenant, une tache sur Mars située dans la direction ME aura fait une rota- tion sidérale lorsqu'elle reviendra dans cette même direction ou sur une parallèle à la direction ms. De là nous concluons que la tache du 17 juin, après être arri- vée à la ligne me où finit sa rotation synodique, devra encore parcourir un arc Flg. 29. Variation apparente de la durée du mouvement de rotation de Mars, selon la position de la Terre. de 80 3^59" afin d'arriver dans la direction de la ligne ms où elle finit sa rotation sidérale. Le temps qu'elle emploiera pour parcourir cet arc au taux sidéral de 24^ 39°» 20* pour 360° ou 4», 109 par minute de degré sera de 3o"3»,8, chiffre qui, divisé par le nombre de 34 rotations, donne i°>l%8, lequel, ajouté à 24^38"20% 3, nous donne 24^ 39™ 22», 1 pour la rotation sidérale de Mars résultant du tiers des périodes mensuelles. Remarquons que le mouvement de Mars est rétrograde dans l'exemple précé- dent; c'est pourquoi la mesure de l'angle ems a été ajoutée à la rotation synodique pour compléter la rotation sidérale. Mais si ce mouvement avait été direct, ou si la planète avait été plus avancée dans l'éclîptique que la position que nous avons considérée, si elle avait été par exemple en [jl, alors la ligne [xa parallèle à EM indiquerait la direction à laquelle la tache devrait retourner afin d'accomplir une 1781-1783 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL., 55 rotation sidérale et par conséquent la quantité de l'angle a(jie = (Jier ou la diffé- rence des positions géocentrîques devrait être soustraite de la rotation syno- dique pour obtenir la rotation sidérale. DEUXIÈME MÉMOIRE D'HERSCHBL, Lu le 11 mars 1784 {'). Comme le titre de co second mémoire Tindique, Tauteur a eu principale- ment pour objet l'étude des pôles de Mars et de l'inclinaison de son axe. Il rappelle d'abord l'observation et le dessin du 17 avril 1777 (voir plus haut, page 51, fig. 17), et remarque que pendant les observations de 1779, aucune tache polaire n'a frappé son attention. Ses nouvelles observations s'étendent du 13 mars au 7 septembre 1781 et du 20 mai au 17 novembre 1783. Nous donnerons ici les principales. La fig. 1 a pour but unique de montrer les deux taches polaires observées le 17 avril 1777 (à 7^50"). Quant aux taches sombres, l'auteur ne s'en inquiète pas du tout ici, comme on peut s'en convaincre en comparant la fig. 17 du mémoire précédent, à la /ig. 1 de celui-ci, qui représente la même observation. La fig. 2 signale la tache polaire australe, d'une étendue considérable, obser- vée le 13 mars 1781, à 17^40", à l'aide du télescope de 20 pieds. La figure sui- vante [fig. 3) reproduit l'observation du 25 juin, à li*>36n», faite à l'aide du télescope de 7 pieds, a Deux taches brillantes, écrit Tauteur, se montraient en a et b, a étant plus grande que b. » Le 28 juin, à 11ï>15", la différence entre les deux taches était plus considérable encore, comme on le voit fig. 4. Le 30 juin, à 10^48°", la tache supérieure est seule visible (fig. 5), mais, à 11^35», on les voit toutes deux. Le 3 juillet, à 10^54°», la tache polaire supérieure se montre très considé- rable (fig. 6); à 11»>24«, on ne voit pas encore l'inférieure (fig. 7); à 12*» 36», on l'aperçoit (fig. 8). Le 4 juillet, l'astronome remarque que les deux taches ne sont pas diamétralement opposées l'une à l'autre. Le 15 juillet, à 9*» 54», la tache supérieure est visible (fig. 9). Le 22 juillet, à 11^14™ (fig, 10), on distingue bien les deux taches polaires; la supérieure est plus vaste. « Très probablement, écrit l'auteur, le pôle sud est tourné vers nous, tandis que le pôle nord nous est caché. Si ce sont là des taches polaires, la tache supérieure australe doit nous paraître, en effet, plus grande que l'inférieure, et si celle-ci s'étend un peu plus d'un côté que de l'autre du (•) On the remarkable appearances at the polar régions of the planet Mars, the inclination of ils axis, the position of its pôles, and its spheroidical figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphère, by William Herschel, Esq. F. R. S. 56 LA PLANÈTE MARS. pôle nord, elle doit nous offrir des variations apparentes provenant de la rotation de la planète autour de son axe. » 8 août, à 10^4", on ne voit que la tache supérieure {fîg. 11 ). 23 août, à 8*»44, on voit la tache supérieure bien évidente comme d'habitude, et Ton aperçoit un peu de la tache inférieure {fîg. 12). Telles sont les observations faites par Tillustre astronome pendant l'oppo- sition de 1781 : on voit qu'elles ont eu pour but unique les taches polaires. Nous résumerons également aussi complètement que possible celles de 1783. 20 mai. La planète Mars offre un singulier aspect; on remarque en a {fîg. 13) la tache polaire brillante, et son éclat est tel qu'elle semble se projeter au-dessus du disque et s'en séparer au point c. 26 août. La tache brillante de Mars marque son pôle sud, car elle reste fixe à la même place, tandis que les taches équatoriales foncées effectuent leur rota- tion constante. Cette tache polaire australe est sensiblement circulaire. 22 septembre. Vue magnifique de la planète lorsqu'elle est vers le méridien. Une légère brume empêche le rayonnement désagréable et donne une grande netteté aux objets. Mesure de la tache polaire australe : son petit diamètre, dans la direction de l'équateur = 1*41'". 23 septembre, à 9"» 55", tache polaire a visible comme d'habitude {fîg. 14). 25 septembre, à 12^30" (fig. 15), tache polaire parfaitement ronde, détachée du bord du disque. A 12"» 55™, on reconnaît que le cours des taches équato- riales est curviligne et convexe vers le Nord, comme on le voit par la ligne eq {fîg. 23), ce qui prouve que la tache blanche marque bien le pôle sud, et, à Taide d'une longue attention, j'arrive à reconnaître le bord du disque au delà de la tache polaire : la distance entre la ^ache et le bord est d'environ le quart du diamètre de la tache. 26 septembre, 12"» 10™, la tache polaire est en ligne avec le centre du disque et l'extrémité du crochet « hook » {fîg. 16). 30 septembre, la planète se présente comme on la voit fig. 17. 1" octobre. Je suis conduit à penser que la tache blanche a un petit mouvement de rotation et que, par conséquent, son centre ne marque pas exactement le pôle de Mars. Le pôle réel doit être dans l'intérieur de la tache, mais près de la circonférence, vers un tiers de son diamètre. J'espère le savoir dans quelques jours. t Ici William Herschel suspend la description de ses observations pour dé- clarer qu'aucune des deux taches polaires ne marque exactement le pôle et que ce fait est prouvé par leur rotation. Il ajoute qu'elles n'en sont pas très éloignées; puis il continue dans le journal : 9 octobre, à 10*» 35 ; la planète Mars se présente telle qu'elle est dessinée fîg. 18. La tache polaire tourne et arrive ensuite vers nous, comme on le voit fig. 24. Fig. 30. 5. é. a * 6' 40 //. i'J /// ^Ô. fÇ zo 2/. 22 Observations de la planète Mars faites par William Herschel en 1781 et 1783. 58 LA PLANÈTE MARS. 10 octobre, à6ï>55 {fig, 19). Même jour, à 9^ 55 (fig, 20). 17 octobre, à 7»» 47 {fig.2{), 23 octobre, à 7»> 11 (fig. 22) : la tache polaire doit être à rextrémité de sou parallèle de déclinaison. L'auteur passe ensuite à Texamen du mouvement de rotation des taches polaires et de leur excentricité. Il arrive à la conclusion que la latitude de la tache polaire boréale, étudiée pendant les observations de 1781, doit être 76* ou 77*» Nord : « car, dit-il, je trouve que pour les habitants de Mars, la déclinai- son du Soleil le 25 juin 1781 , à 12*» 15" de notre temps, était environ 9*» 56 Sud et que la tache polaire doit avoir été assez éloignée du pôle nord pour se trouver à quelques degrés dans la partie éclairée du globe et être invisilee à nos yeux. » 11 ajoute : Le pôle sud de Mars ne pouvait être éloigné du centre de la tache brillante australe de Tannée 1781 ; cette tache était d*une étendue assez grande pour couvrir toutes les régions polaires jusqu'au 70« ou même jusqu'au GO^ degré de latitude. En 1781, la tache polaire australe s'étendait sur un arc de grand cercle égal à 45®, 50* ou peut-être 60* du globe de Mars : elle ne pouvait avoir une grande distance polaire ; cependant son centre n'était pas juste au pôle. 11 résulte de cette étude que le pôle nord de Mars doit être dirigé vers 17» 47' de la constellation des Poissons, et que l'inclinaison de l'axe sur l'écliptique est de 59* 42'. Puis l'observateur ajoute : « Ayant ainsi déterminé ce que les habitants de Mai*s doivent appeler l'obliquité de leur écliptique, ainsi que la situation des points équinoxial et solsticial, nous pouvons nous rendre compte des saisons de Mars et nous expliquer ainsi les variations si remarquables des taches polaires. » Écou- tons Herschel lui-même : L'analogie entre Mars et la Terre est certainement la plus évidente parmi toutes les planètes du système solaire. Leur mouvement diurne est presque le même ; l'obliquité de l'écliptique, cause des saisons, est analogue; de toutes les planètes supérieures, la distance de Mars au Soleil est la plus rapprochée de celle do la Terre, et il en résulte que la durée de l'année martienne n'offre pas avec la nôtre ces énormes différences que présentent les années de Jupiter, de Saturne et de Georgium Sidus (Uranus). Si donc nous savons que notre planète a ses régious polaires glacées et couvertes de montagnes de glaces et de neiges, lesquelles glaces et neiges fondent en partie lorsqu'elles sont alternativement exposées aux rayons solaires, il est permis de penser que les mêmes causes produisent proba* blement les mêmes effets sur le globe de Mars, que ses taches polaires, si bril- lantes, sont dues à la vive réflexion de la lumière sur ces régions de neiges et 1781-1783 ANCIENNES OBSERVATIONS. - W. HERSCHEL. 59 de glaces et que la diminution de ces taches doit être également attribuée à l'action des rayons solaires. Herschel passe ensuite à Texamen de la figure sphéroïdale de Mars et de son aplatissement polaire. Il considère d'abord cet aplatissement comme certain au point de vue théorique de la gravitation et remarque qu'il ne peut I être que rarement mesuré, puisque nous ne voyons entièrement Thémisphère éclairé de Mars qu'au moment des oppositions, c'est-à-dire seulement trois ou quatre semaines sur deux années. Ses observations sur ce point s'étendent du 25 septembre au 9 octobre 1783. Dans les suivantes, le disque de Mars offre déjà une phase sensible. Par ces mesures, il trouve que l'aplatissement de la planète est évident et môme aussi sensible à première vue que celui de Jupiter, ce qui est vraiment assez sin- gulier : jamais nous n'avons eu cette impression. « Le 29 septembre, dit-il, la planète ne se trouvait qu'à 37 heures de l'opposition et la veille, 28 sep- tembre, jour où elle se trouvait à 2 jours et demi de l'opposition, Paplatisse- ment a été reconnu, non seulement par moi, mais encore par trois autres observateurs, MM. Wilson, Blagden et Aubert, les mesures micrométriques ont donné 29'' ib" ou 1355'' pour le diamètre équatorial et 2F 29"" ou 1289*^ pour le diamètre polaire, de sorte que le diamètre équatorial est au diamètre polaire dans le rapport de 1355 à 1289 ». En réduisant le diamètre polaire à cause de l'incUnaison de l'axe, il conclut que les deux diamètres sont entre eux dans le rapport de 1355 à 1272 ou à peu près comme 16 à 15. D'après ces mesures, l'aplatissement serait donc de yï» Voici le résumé de tout le précédent mémoire par Herschel lui-même : L'axe de Mars est incliné de 59<* 42' sur l'écliptique. Le nœud de l'axe est à 17*47 des Poissons. L'obliquité de l'écliptique est sur le globe de Mars de 28*42'. Le point équinoxial sur l'écliptique martien répond à 19«28' du Sagittaire. La figure de Mars est celle d'un sphéroïde aplati dont le diamètre équatorial est au diamètre polaire dans la proportion de 1355 à 1272, ou à peu près comme 16 à 15. Le diamètre équatorial de Mars, réduit à la distance moyenne de la Terre au Soleil, est de 9' 8^ La planète a une atmosphère considérable mais modérée, de sorte que ses habitants jouissent probablement d'une condition à plusieurs égards analogue à la nôtre. William Herschel s'occupa aussi, comme on le voit, de l'atmosphère de Mars. Il pense qu'elle doit être assez considérable, parce qu'il y a souvent 60 LA PLANÈTE MARS. observé des variations dans certaines régions plus brillantes, variations qui lui paraissent attribuables à des nuages et à des vapeurs flottant dans l'at- mosphère. II admet même qu'une bande sombre dessinée fig, 18 à une très haute latitude pourrait aussi représenter des nuages. Il rappelle une obser- vation de Cassini, dans laquelle cet astronome vit une étoile du Verseau disparaître à la distance de 6 minutes du disque de Mars, mais ne croit pas que cette disparition puisse ôtre attribuée à autre chose qu'à Téblouissement causé par l'état de la planète. Les 26 et 27 octobre 1783, il observa deux étoiles de 12* et 13' grandeur à 3^9" et à 2' h^" du bord de la planète, et leur éclat ne parut pas diminuer autrement que par l'efTet du voisinage de la lumière de Mars. Il conclut donc que l'atmosphère de Mars n'est pas aussi démesurément étendue que l'interprétation de Cassini aurait pu le faire supposer (*). De cette nouvelle série d'observations et de dessins de William Herschel, résulte la même conclusion que nous avons tirée des séries précédentes : Vaspect de la planète Mars varie considérablement. On peut attribuer tout ce qu'on voudra à la négligence do certains dessins, et notamment de ceux-ci, puisqu'ils avaient pour objet non la configuration de la planète, mais les taches polaires; cependant, lorsqu'il y a, comme en 1777 et 1779, des confi- gurations dessinées avec certains détails, nous sommes bien forcés de penser que la planète ressemblait plus ou moins à ces aspects. Or, ces aspects ne sont ni ceux de Cassini, ni ceux de Hooke, ni ceux de Huygens, ni ceux de Maraldi, ni ceux de Bianchini. Chaque observateur voit à sa façon, lorsqu'il s'agit d'aspects légers, vagues, peu définis, comme ceux d'un monde lointain entouré d'une atmosphère plus ou moins vaporeuse. Voilà pourquoi l'identification des dessins est souvent difficile, lors môme que le fond des croquis est sûr. Les observations de l'illustre auteur de la découverte d'Uranus viennent de faire avancer grandement notre connaissance cosmographique de la planète; nous savions déjà avant Herschel (p. 38) : 1** qu'elle a des taches sombres ; 2® qu'elle tourne sur elle-môme en 24*» 40" environ; 3° que ces taches sombres sont variables; 4° que les pôles sont marqués par des taches blanches; 5** (p. 45) qu'elles n'occupent pas le pôle géographique, mais lui sont excen- (*) Cette conclusion a été confirmée depuis. Le 28 novembre 1832, James South observa l'occultation, par Mars, d'une étoile de 8* grandeur, spécialement en vue de cet objet. Là ne se montra pas le moindre changement dans l'étoile; elle garda au contraire toute sa lumière et sa couleur bleu clair jusqu'au moment de sa véritable entrée; à sa sortie, nul changement ne se montra non plus; c'est une preuve que l'atmosphère de Mars n'est pas sensible au bord de la planète, vue d'ici. La lunette de South, longue de 5", 70 et d'une ouverture de 30'*, avait une remarquable puissance de définition. On trouvera plus loin ces observations. 1783-1785 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MESSIER, BAILLY. 61 triques. Nous savons de plus maintenant 6° que ces taches sont analogues aux glaces polaires terrestres, fondent en été et se reconstituent en hiver; 7* que le centre des neiges polaires boréales se trouvait en octobre 1781 vers 76** ou 77** de latitude; 8** que l'atmosphère paraît analogue à celle de la Terre; 9** que Tobliquité de Técliptique est sur Mars de 28^42'. Nous ne parlons pas do Taplatissement polaire trouvé par Herschel. Cet élément sera discuté plus tard. Voici donc un grand progrès d'accompli. Années, jours, saisons, climats sont maintenant déterminés : les saisons sont analogues à celles de la Terre comme intensité, quoique près de deux fois plus longues; de môme que sur notre planète, le pôle du froid ne coïncide pas avec le pôle géogra- phique. Ce sont là assurément des faits intéressants; ils sont découverts depuis plus de cent ans. Quant à la connaissance géographique de la planète Mars, on voit que les travaux dllerschcl ne l'ont pas fait avancer d'un seul pas. Ce n'était du reste pas là leur but. XXIII. 1783. — Messier. Mcssier, à Paris, réobserva Mars les 15 et 16 septembre de cette année et remarqua la tache polaire australe en forme de cercle bien défini égale en diamètre à celui du premier satellite de Jupiter, lorsqu'on l'observe sur son disque. Le grand découvreur de comètes fit une observation analogue les 3 août, 19 et 23 septembre 1798. Le dessin publié par la Connaissance des Temps pour 1807 ne contient absolument que l'indication de cette tache polaire, sous forme d'un petit cercle, au pôle austral. XXIV. 1785. — Bailly (»). L'illustre historien dont la lete devait tomber huit ans plus tard, avec celle de Lavoisier, sous l'idiotisme des partis politiques, résume ce que l'on savait en France de Mars à son époque. Il ne connaît pas les travaux d'Herschel. Les astronomes français en sont restés à ceux de Maraldi, de 1719. On voit, dit-il, sur ce globe une tache vers le pôle méridional en forme do zone polaire ; elle était susceptible de changer d'éclat et, quand elle était très claire, Mars ne paraissait pas rond. On jugea que c'était par la même apparence que la partie claire de la Lune paraît excéder les bornes du disque obscur, et (») Histoire de l'Astronomie moderne, tome II, p. 603. 62 LA PLANÈTE MARS. appartenir à un plus grand cercle. C'est Tefifet de Tirradiation des parties éclai- rées sur les parties obscures. On crut s'apercevoir que le retour de l'éclat de cette tache avait quelque rapport avec la révolution diurne de Mars, et qu'il arrivait après 36 de ces révolutions. Cette apparence claire est la seule tache qui se soit conservée, quoiqu'avec quelque diversité de grandeur et de clarté, pendant que les autres ont changé de figure, de situation, et même ont disparu entièrement. Ce qui est singulier, c'est qu'on a vu au pôle septentrional de cette planète une clarté semblable à celle qu'on observe au pôle méridional, mais qui subsiste seule, l'autre a disparu. Ces deux lumières étaient placées aux deux pôles, comme si elles avaient quelque analogie avec le fluide magnétique, ou avec les aurores boréales. Il est bien singulier que Bailly, auteur philosophe dont les idées n'étaient pas restreintes à un cercle étroit, ne songe pas à des neiges polaires. Au surplus, comme nous venons de le voir, les travaux d'Herschel font que l'historien est en retard de soixante ans sur ce que la Science connaît à son époque, relativement à Mars. Nous arrivons maintenant à l'un des plus éminents et des plus passionnés observateurs de notre chère planète, à Schrœter. Elles embrassent dix-huit années, de 1785 à 1803. XXV. 1785 à 1803. — Schrœter (>). Les observations de ce laborieux astronome sur la planète dont nous tra- çons ici la monographie sont les plus importantes et les plus considérables de toute cette époque. Elles forment un grand ouvrage comprenant 447 pages * accompagnées de 230 dessins, publié seulement en 1881, par les soins de M. Van de Sande Bakhuyzen, directeur de l'Observatoire de Leyde {'). Les observations commencent en 1785 et s'étendent jusqu'à Tannée 1803; elles continuent donc sans interruption les recherches de William Herschel, terminées en 1783. Cet ouvrage, intitulé Areographische Fragmente^ était resté à l'état manus- crit entre les mains de la famille de l'astronome de Lilienthal. On en a dû la première connaissance aux recherches dévouées de M. le docteur Terby de Louvain, qui, en 1873, a pu l'examiner en détail et en apprécier la haute (») Observations aréographiques faites à son observatoire de Lilienthal. (•) Areographische Beitrage zur genauern Kcnniniss und Beurtheilung des Pla- netenMars, in mathematisch Hinsicht, von D' J. H. Schroeter; mit 16 Kupfertafeln. Nach dcm manuscripte auf der Leidener Sternwartej herausgegeben von H.-G Van DE Sande Bakhuyzen, Director der Sternwarte. 1 vol. in-8» avec 230 dessins. Leyde, 1881. 1785-1803 ANCIENNES OBSERVATrONS, — SCHROETER- 63 valeur. Nous donnerons nous-mêmes ici, comme excellent résumé de IfRiivro de Schrœter sur la planète Mars, un e:ilraît du rapport présenté sur ce point par l'astronome de Louvain à rAcadéinie des Sciences de Belgique. NITURE DES TACHES SOMDRES DE MARS Q'aPHËS SCHRCËTEH. L'astronome de LilicDthal rappelle une opinion »-mise par W. Ilerschcl dans UQ mémoire sur la planète Vénus, publié en 1793, Voici la traduction du passage auquel Schrœter fait allusion : u Je suppose que les bandes brillantes de Jupiter, comprises entre les bandes obscures, sont les zones où l'atmosphère de cette planète est le plus remplie de nuages. Les bandes obscures correspondent aux régions dans lesquelles l'atmosphère, complètement sereine, permet aux rayons solaires d'arriver jusqu'aux portions solides de la planète, où, suivant moi, la réflexion est moins forte que sur les nuages, » L'explication que Schrœter donne des taches sombres de Mars est diamétralement opposc^e : pour lui, les taches sont des nuages réfléchissant moins de lumière que le corps solide plaué- taire. Aussi s'élève-t-i! énergiquement contre l'opinion d'Herschel, qu'il déclare tout & fait inacceptable. Il cite k l'appui de sa théorie l'observation suivante qu'il lit dans une ascension sur le mont Grocken. « Un épais brouillard précéda le lever du Boleil; lorsque cet astre commença à monter au-dessus de l'taoriKou, les vapeurs descendirent peu à peu dans les vallées, sous les pieds de l'observa- teur. Au-dessus do celui-ci, le ciel devint d'une sérénité parfaite. Au-dessous, les rayons solaires venaient se réfléchir sur les sommets des montagnes qui se dégageaient peu à peu k mesure que le brouillard s'affaissait. Or, dit Schrœter, l'aspect grisâtre du nuage réfléchissant la lumière solaire était & la splendeur des sommets de nxmtagnes ce que sont les taches sombres des planètes k l'égard de la surface vivement illuminée. « Schrœter traite longuement de tous les points de ressemblance que présentent la Terre et la planète qui fait l'objet de son étude : >> Nous trouvons, dit-il, une aualogie si grande entre ces deux corps célestes, leurs atmosphères présentent une telle similitude, que l'on est porté à en déduire une disposition naturelle complètement semblable des deux sphères elles-mêmes. Mais il faut se garder de coDclure ici d'une manière trop absolue, car les preuves directes nous fout défaut. Je n'ai jamais ofjscrué avec certitude des taches obscures complètement fixes. comme le seraient nos mers et nos lacs, réfléchissant moins de lumière. « Schrœter expose ensuite les motifs qui expliqueraient pourquoi, suivant lui, on n'apergoit pas distinctement la conflguration de la surface planétaire elle-même. Cependant les grandes taches se terminant en pointe du côté du Nord attirent au plus haut degré l'attention du célèbre astronome; il leur consacre un para- graphe spécial : = En étudiant sérieusement ces observations, dit-il, on sera con- vaincu que ces masses de nuages obscurs en forme de pyramides se produisent sur différentes parties de la surface planétaire. Quelle force naturelle les détermi- nait & prendre cette forme, pourquoi leur base s'appuyait-ellc toujours & la bande 64 LA PLANÈTE MARS. principale? Pourquoi leur pointe se dirigeait-elle toujours vers le Nord? Il serait impossible de répondre à ces questions. Mais à la surface de la Terre se pro- duisent aussi des phénomènes qui sont en liaison avec les pôles et se rattachent aune force naturelle appelée magnétique. Peut-être jetterait-on bientôt du jour sur ces phénomènes, si Ton pouvait observer notre Terre d'une distance convenable. ROTATION DE MARS ET MOUVEMENTS DES NUAGES DE SON ATMOSPHÈRE, D*APRÈS SCHROETER. Les comparaisons faites en 1787 et en 1792 ont donné des valeurs principales assez différentes, d'où l'auteur conclut comme moyenne une durée de 24^ 29^ 50» qui, dit-il, se place entre la période d'Herschel (24*» 39°* 21»), celle de Cassini (24*»40») et celle de Maraldi (24*» 39"). Désespérant de pouvoir obtenir un résul- tat parfaitement précis, à cause des changements observés dans les taches, il se rallie à la période cassinienne et l'emploie dans tous ses calculs. Attribuant les taches sombres à des nuages flottant dans l'atmosphère de Mars, l'auteur explique les irrégularités apparentes qu'il trouve dans la durée de rota- tion par des mouvements réels. Une tache le conduit-elle à une durée de rotation beaucoup trop courte, il conclut qu'elle était douée d'un mouvement propre direct, c'est-à-dire dans le sens de la rotation, et réciproquement. Schrœter est amené ainsi à parler des vents de l'atmosphère de Mars, de leur vitesse et de leur direction. Il calcule soigneusement le déplacement de la tache qui lui semble en désaccord avec la rotation connue, et dresse un Tableau anémométrique dans lequel se trouvent consignées la vitesse et la direction de quarante-cinq mouve- ments atmosphériques qu'il a constatés pendant ses longues et laborieuses recherches. Si Schrœter s'est cru fondé, dans certaines circonstances, à étudier sur une aussi grande échelle les phénomènes atmosphériques de Mars, il faut l'attribuer à trois causes : Tabsence de points de repère suffisamment précis dans les taches observées, la confusion de taches qui se ressemblent plus ou moins et l'exclu- sion de toute défiance à l'égard des changements apparents de cette surface pla- nétaire. Si les taches sont sujettes à de tels mouvements, comment Cassini est-il par- venu, au point de vue où se place Schrœter, à déterminer si exactement la durée de la rotation? C'est la question que s'adresse l'auteur vers la fin de son ouvrage, a 11 est naturel, dit-il, que les taches soustraites à l'action de vents notables seules conviennent à cette détermination; de même les bandes se dirigeant vers le Sud ou vers le Nord et qui ne se meuvent pas vers l'Est ou vers l'Ouest; il en est de même des taches isolées, caractéristiques d'une région de la planète, et c'est dans de telles conditions que Cassini et Maraldi ont trouvé une valeur si approchée de la rotation. » 1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCHRQETER. 65 Ainsi, Schrœter a été amené par ses observations à croire que les taches foncées de Mars sont des fiuages. C'est assurément fort étrange. Et ne l'oublions pas, cet astronome est un excellent observateur. OBSERVATIONS DE SGHRCETEU SUR LES TACHES POLAIRES. Dans la nuit du 18 au 19 juillet 1798, rastronome Olbers, qui se trouvait à l'Observatoire de Lilienthal et observait Mars avec le réflecteur de 13 pieds, aperçut la tache polaire méridionale. C'est la première fois que l'on voit figurer ce phénomène dans les dessins de Schrœter. Les deux astronomes constatèrent ensemble que le bord de la planète était plus brillant que le centre; ce dernier était rougedtrc et tacheté; mais la région polaire méridionale était très claire, très blanche et très tranchée. Schrœter ne cessa point d'observer cette tache brillante, jusqu'à la fin de l'année. D'après l'auteur, le solstice méridional de Mars a eu lieu le 27 septembre. Quoi qu'il en soit, les observations se rapportent en grande partie à Tété de l'hé- misphère méridional. L'extrémité sud de l'axe s'inclinait vers la Terre, et la région brillante australe a été figurée dans tous les dessins à partir du 18 juillet, tandis que la tache septentrionale resta longtemps invisible. A l'époque de sa découverte par Olbers, la tache méridionale se faisait remar- quer par sa grandeur; les jours suivants, elle présenta des variations d'éclat et d'étendue; mais, à partir du 2 septembre, elle parut entrer franchement dans une phase décroissante et devint ensuite extrêmement petite. A partir du 8 octobre, elle se réduisit à un petit disque lumineux nettement séparé du bord de la planète. Dès ce moment, sa fixité, en dépit du mouvement de rotation, permit de déter- miner la position du pôle. Le 25 octobre, elle sembla se rapprocher du bord; le 26, Schrœter la trouva aussi petite que l'un des moindres satellites de Jupiter. Les jours suivants, il la vit se rapprocher de plus en plus du bord, et enfin se confondre à peu près avec lui le 15 novembre. Le 20 novembre, l'habile astronome retrouve encore la petite tache dans la même position; mais une grande lueur qui s'étend à l'occident du petit disque se confond en partie avec lui. Cette nouvelle lueur se déplace par la rotation, comme il fallait s'y attendre, car l'auteur a établi que le pôle est contenu dans la petite tache. Après ce jour, on ne voit plus figurer que très exceptionnellement dans les dessins la petite zone polaire; mais l'auteur observe constamment une tache brillante considérable et présentant des dififérences d'aspect et d'étendue. Enfin, le 20 dé- cembre, la tache polaire boréale paraît à son tour et, pour la première fois, depuis cette date jusqu'au l^»" janvier 1799, c'est-à-dire jusqu'à la fin de cette série d'ob- servations, l'auteur voit à la fois les neiges des deux pôles. Ces phénomènes confirment absolument les observations d'Herschel que nous venons de résumer; on voit la tache polaire australe réduite à ses Flammarion. — Mars. 5 66 LA PLANÈTE MARS. moindres dimensions pendant l'été de son hémisphère. Nettement séparée du bord, elle apparaît comme un point lumineux. Elle reprend ensuite du développement tandis que le Soleil s'abaisse vers Téquateur de Mars. Les climats et saisons de ce monde voisin sont donc bien indiqués dès cette époque. RÉSUMÉ DES OBSERVATIONS. Ainsi Schrœter a observé presque toutes les particularités que Ton remarque aujourd'hui en étudiant les taches polaires : la variabilité de Téclat et de l'exten- sion, l'inégalité de cette extension dans diverses directions, et, sous ce rapport, il ' dit expressément que ces taches n'ont pas un contour circulaire régulier, tache polaire éclatante entourée de lueurs moins vives, zone brillante bordée d'un trait obscur, saillie apparente de la tache par irradiation. De plus, l'auteur attache une certaine importance à une différence d'aspect qu'il signale entre les deux taches polaires : la méridionale lui parait blanche et jaunâtre, la septentrionale un peu bleuâtre. Rappelant les observations de Cassini, de Maraldi et de W. Herschel, Schrœter remarque d'abord que la constance de ces apparitions aux pôles doit être en relation avec un climat particulier de cette région de la planète ; les modifications de ces taches dénotent, selon lui, l'influence des phénomènes atmosphériques. Cependant l'auteur ne peut admettre que les apparitions et les disparitions de ces taches soient en rapport régulier avec les saisons. En comparant les obser- vations de Maraldi, de W. Herschel et les siennes propres, il constate, en effet, qu'à une saison donnée de Mars ne correspondent pas toujours des observations identiques des taches polaires, ou, en d'autres termes, que la présence d'une tache neigeuse déterminée ne caractérise pas toujours la même saison : il trouve, par exemple, que la tache méridionale a été observée tantôt pendant l'été méri- dional, tantôt pendant l'été septentrional. Mais une telle régularité n'est pas nécessaire pour que l'on puisse attribuer les grands phénomènes des taches polaires à l'action du Soleil. A l'époque des solstices martiens, en efifet, deux circonstances favorisent l'observation de la tache brillante d'un pôle donné : ou bien l'inclinaison de ce pôle du côté de la Terre coïncidant généralement avec une faible extension de la tache neigeuse, ou bien le plus grand développement de la zone brillante coïncidant avec la situation du pôle dans la région invisible. La première condition est réalisée pendant l'été d'un hémisphère, la seconde pendant son hiver. La tache polaire méridionale, prise comme exemple, peut être observée pendant l'été méridional à la faveur de la première condition et pendant l'été de l'hémisphère opposé à la faveur de la seconde. « Les zones polaires, dit-il, doivent sans doute leur éclat à un précipité atmo- sphérique éblouissant. Que l'on s'imagine un ciel couvert, qui donne lieu, sur ces surfaces polaires, à un précipité blanc, éblouissant, semblable à notre neige; que l'ou s'imagine aussi les liquides de la surface transformés par le froid en une 1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCIIROKTER. G7 surface solide miroitante, et cette explication établira une analogie de plus entre Mars et notre Terre. » FORME SPHÉROÏDALE DE MARS, DÉFORMATIONS APPARENTES ET ACCIDENTELLES. En janvier 1788, Schrœtcr portait déjà son attention sur la forme du disque de Mars. Son journal mentionne expressément qu'il n'a pas constaté de différence entre le diamètre polaire et le diamètre équatorial. Mais, le 19 mars 179*2, il remarque un aplatissement et le trouve plus petit que celui de Jupiter. Le 20 mars 1792, il mesure le diamètre de la planète et trouve un aplatissement de |îj. Cependant la position du petit diamètre ne s'accorderait pas avec le dépla- cement des taches, et Schrœtcr attache peu d'importance à ce résultat. Les observations les plus importantes ont eu lieu pendant Tannée 1798, époque où la planète Mars se trouvait à une grande proximité relative de la Terre. C'est alors que le savant observateur, après des recherches multipliées et exécutées dans les conditions les plus favorables, trouve Timage de Mars plus conforme à un disque parfaitement circulaire qu'à un disque dont les diamètres étaient dans le rapport de 80 à 81; que, par conséquent, si cette planète est aplatie aux pôles, l'aplatissement est inférieur à ^\. \V. Herschel a déduit de ses observations un aplatissement de -j^, et Schrœter entre dans une longue dissertation à ce sujet. Il rend hommage à l'habileté de l'astronome de Slough, il considère le résultat de celui-ci comme exact pour Tépoque où les observations ont été faites et se demande ensuite à quoi il faut attribuer ces divergences ; il pense qu'on doit en chercher la cause dans Tatmo- sphère de Mars et établit un rapprochement entre Taplatissement constaté à certaines époques et des déformations locales d'un disque dont nous devons dire quelques mots. L'auteur a relaté dans ses autres ouvrages des observations relatives à des déformations singulières du contour de Jupiter et de Vénus. Le 21 septembre 1798, il observa pour la première fois dans Mars un fait analogue. Le contour de la planète semblait aplati depuis la tache polaire méridionale jusqu'à une distance d'environ 70° à l'Ouest. Une apparence de ce genre se présenta encore le 12 novembre 1800, à7*» 29°» du soir. De légères vapeurs couvraient le ciel et obscur- cissaient un peu la planète, mais l'image n'en était que plus nette. Dans la région comprise entre le Sud et TOuest, elle se terminait par une ligne droite, au lieu d'être limitée par la continuation de sa circonférence. Ce fait a été l'objet de la plus grande attention ; l'auteur a donné successivement à l'astre des positions très différentes dans le champ de son télescope de 13 pieds, armé d'un grossis- sement de 136 fois, et l'illusion n'avait pas encore disparu à 7*» 35™. Quelques minutes plus tard, le phénomène devint moins évident, mais les vapeurs qui couvraient le ciel s'épaissirent bientôt au point d'interrompre toutes les recherches. SchroHer exj)0se ensuite quelques rétiexions sur ce genn* de ])hénoinènes : il croit devoir l'attribuer à des déviations subies par les rayons lumineux dans certaines régions de l'atmosphère planétaire. 68 LA PLANÈTE MARS. Schrœter mentionne souvent l'avantage que peut tirer l'observateur de la pré- sence de légères vapeurs qui, en affaiblissant un peu Timage, lui donnent un grand calme et une grande netteté. C'est dans ces circonstances qu'il procède de préférence à ses observations et à ses mesures les plus délicates. Il en est de même des observations faites dans le voisinage de la Lune et, en général, par un ciel éclairé. Tous les observateurs ont pu apprécier les effets salutaires de pareilles conditions. DIRECTION DE L'aXE; OBLIQUITÉ DE L'ÉCLIPTIQUE ; SITUATION DES POINTS ÉQUINOXIAUX ET SOLSTICIAUX; DIAMÈTRE APPARENT DE MARS. L'astronome de Lilienthal ne laissa point échapper l'occasion de prendre toutes les mesures nécessaires à la détermination des éléments que nous venons d'énu- mérer, et il profita spécialement de la tache polaire méridionale, parfaitement fixe, très petite, observée du 8 octobre au 16 novembre 1798 pour rechercher la position exacte du pôle et en conclure la direction de l'axe. Les résultats déduits de ces nombreuses mesures, prises avec l'aide de Harding, ont été soumis au calcul par Olbers. Les voici : Latitude céleste où aboutit le pôle sud de Mars 60*33' 12" Longitude » » » » 172.54.44 Obliquité de Técliptique de Mars 27.56.51 Longitude du point équinoxial du printemps pour l'hémi- sphère boréal (') 264.53.35 Dans la matinée du l®»" septembre 1798, en des conditions très favorables, et au moment du plus grand rapprochement de Mars, Schrœter a mesuré le dia- mètre apparent de la planète et, par des observations répétées, a trouvé pour ce diamètre 26',17. Il croit ce résultat digne de toute confiance et il déduit de toutes ses mesure» prises vers cette époque une moyenne de 26',04, qui ne diffère que de 0',13 du résultat obtenu le l"»" septembre dans les circon- stances les plus favorables possible. Schrœter évalue ensuite le diamètre apparent de Mars, vu de la distance moyenne qui sépare la Terre du Soleil, à 9',84. (•) W. Herschel avait trouvé pour les mêmes éléments : Latitude céleste du pôle sud 59* 42' Longitude » 167.47 Obliquité de l'écliptique de Mars 28.42 Longitude du point équinoxial du printemps pour^ l'hémi- sphère boréal 259.28 s 70 LA PLANÈTE MARS. W. Ilerschel avait trouvé pour le même élément 9',8. Toutes ces observations de Schrœter sont extraites, comme nous l'avons dit, du mémoire académique du D' Torby sur ce sujet (* ). Voici maintenant une série de 65 dessins choisis parmi les plus curieuses des 230 figures de Schrœter. Sans doute, malgré tout notre désir d'être aussi complet que possible, ce serait dépasser le cadre de cet ouvrage que de repro- duire ici ces 230 dessins. Cependant, ce sont là des documents si importants pour rhistoire de la planète qu'il est de notre devoir d'en présenter à nos lecteurs le plus grand nombre possible. Nous les reproduisons directement d'après le livre môme de Schrœter, publié en. 1881 , comme on Ta vu plus haut. Comme nous les reproduisons en fac-similé par la photogravure afin de leur conserver toute leur authenticité, nous leur laissons en même temps les numéros des figures qui leur appartiennent dans Poriginal. Voici les dates de ces dessins et une description sommaire de chacun d'eux ('). Mais ici déjà, nous commençons, malgré Schrœter lui-même — ce qui est assurément assez bizarre, — à entrer dans la géographie de Mars. Les trois cartes reproduites plus haut (fig. 17, 20 et 28), qui ne représentent qu*un même côté de la planète, vu sous trois inclinaisons diff'érentes, ne suffiraient plus pour nous reconnaître. Il est indispensable que nous ayons dès à présent sous les yeux une carte de la planète entière. Nous plaçons donc ici comme type de comparaison perpétuelle la Carte générale de Mars que nous avons construite sur l'ensemble des observations modernes. Comme nous l'avons fait remarquer plus haut (p. 29) à propos des projections précédentes, les dénominations de cette carte sont celles qui sont adoptées en général, depuis la publication de la carte de M. Green par la Société royale astrono- mique de Londres. Fig. i, 12 novembre 1785, à 7'>4i". Fig. 2, 18 » » à 6^49™. Fig. 3,21 » » à 7*»0™. Ces trois vues de Mars ont été prises à Tépoque de l'opposition qui a eu lieu le 26 novembre. On croit reconnaître, sur ces dessins, la mer du Sablier. C'est bien elle, en effet, sur les fig. i et 2, mais sur la fig. 3, c*est la mer Flammarion et la mer Hooke, et la pointe qui descend est la baie de Gruithuisen, très élargie, rare- ment aussi large. (•) Tf.rby, Areo'jraphische fraginente. Manuscrit et dessins orifjinaux et inédits de t'astronomc J. //. Schrœter, de Lilienthal. — Bruxelles, 1873. (*) Le Mémoire de M. Van de Sande Bakhuyzen, Untersuchungen ùber die Rota- tionszeit des Ptaneten Mars, nous a été fort utile pour Tidentification des taches. 1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCHROETER. 71 Fig, 4, 10 décembre 1787, à 7»»0"". Seule observation de 1787, faite 28 jours avant l'opposition. Figure assez singulière. «^ 'jQy 2 .? / / \ \ \ Ç^f (t'/** Fip. 3-2. — Dessins de Schrœter, novembre 1785 Fig, 5, 15 janvier 1788, à 5*»30". Huit jours après Topposition, qui avait eu lieu le 7 janvier. .r 6. y / Fig. 33. — Dessins de Schrœter, décembre 1787- janvier 1788. Fig, 6, 28 janvier 1788, à ô^SS». Fig, 9, 19 mars 1792, à li»»3". Deux taches a et b se voyaient sur le méridien cen- Fig. 34. — Dessins do Schrceler, mars-avril 1792. tral, s'y dirigeant depuis le commencement de Tobservation, fi 7^ îS"*. Elles sont difficiles à identifier : la longitude du méridien central est 51». 72 LA PLANÈTE MARS. Fig. 10, '20 mars, A C-BO". Les deux taches a et b ne sont pas les mêmes que las précédentes : la longitude du méridien central est 3iS-. b est peut-êlro la baie du Méridien. Ces taches se mouvaient vers le centre par la rotation de la planète. L'opposition a eu lieu le 16 mars. L'auteur observe la planËte au point de vue de l'aplatissement et ne la trouve pas aplatie comme llorschel l'indique. Fig. 18, 2 avril.àTt-a?. Fiij. Itl, môme jour, à I0''2". Ces nouvelles observations le confirment dans son Fig. 3b. — Dessina do Sohrcclor, «vril 1732 — raare 1704. opinion que les taches de Mars sont variables et d'une nature atmo- sphérique comme celles do Jupiter. Kn effet, ces taches ne sont pas faciles ù identifier avec la géographie de Mars. 14 mars 1704, à 8''41°'. 30 jours avant l'opposition. ^ àfi"'2.>. Fin- î Fig. 29, Fig. 30, Fi|;. 30. — DcsalD9doSchrœtGr,]uinl79î, août nU6, juillet 1703. 1"juin 179-1, à lOi". 17 aofit 17(iri. Pendant la soirée, detix mois après l'opposition, qui avait eu lieu le 15 juin. Phase très marquée. I70S. Opposition pcrihélique exceltcnte. 15 juillet, ?» 1 {'• dti soir. m juillet, à minuit. Observation faite, comme la précédente, en com- paffuie d'Olbcrs, taciio polaire australe très marquée. 10 juillet, à 11^ ■10'», Avec Olbers également, tache polaire très marquée en n, petite tacho sombre en 6. Méridien central (i.')". 1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS — SCHRGETER. 73 Fig, 33, 23 juillet, à 11*» 22". On remarque la tache polaire australe très brillante en a, une tache sombre en c, et en d une petite tache rappelant celle de la figure précédente. Méridien central 23o. Nous ne pouvons iden- 30 ^: \ I / Fig. 37. — Dessins do Schrœter, juillet 1798. tifier aucune de ces taches, aucun de ces dessins, avec ce que nous savons actuellement de la géographie de Mars. Fîgf. 34, 24 juillet, ai l»>20°^ ô4. '"i '3r Fig. 36, Fig. 37, Fig. 38. — Dessins de Schrœter. juillet 1798. 28 juillet, à 10»» 27"'. Longitude du centre : 326o. 31 juillet. Dans la matinée, occultation de Mars par la Lune. L'auteur a observé la planète en compagnie de Harding, Long, du centre : 332» 47 48 t «1 Fig. 39. — Dessins de Schrœter, août 1798. Fig, 38, 2 août, à 10'»4l". Tache polaire australe très brillante. Beaucoup de détails. La tache triangulaire est la mer du Sablier. 74 LA PLANÈTE MARS. Fig. 47, 26 août, à iOi^S". Grande tache avec les ramifications a, c, d, b, c. Fig, 48, 27 août, à lO'^lC". Détails non moins marqués. Longitude du centre : 91». 5/ Fig. 40. — Dessins de Schrœter, 30 août, 2 septembre 1798. Fig. 49, 30 août, à iO^'Si". La tache foncée s*étend en e et /", vers les deux extré- mités de la tache polaire. Longitude du centre : 27o. Comparez avec notre carte, vous ne trouverez rien de sûr. Fig. 5!,. 2 septembre, à 10*» 47". Lendemain de Topposition, qui a eu lieu en 1798, le i®*" septembre. Longitude du centre : G»; même réflexion. se Si Fig. 41. — Dessins de Schrœter, 3 et 4 septembre 17VI8. Fig. 52, 3 septembre, à i0^5™. Dans ces deux dessins du 2 et du 3 septembre, la tache a marque la baie du Méridien, et la tache h le détroit Arago. Fig. 53, 4 septembre, à 10*»46". La tache a est encore la baie du Méridien. S4 ss 56 Fig. 42. — Dessins de Schratcr, y sej. tembrc 1798, la mer du Sablier. Fig. 54, 9 septembre, à 7»» 55™. 1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCHROETER. 75 Fig, 55, même jour, 2 heures plus tard : 9^55»". Fig, 56, même jour, à 11*»8". Ces trois dernières observations sont précieuses par leur continuité et permettent d'identifier sûrement la tache trian- gulaire avec la mer du Sablier. Elle était plus foncée à la pointe, ce qui est rare. Fig, 57, 10 septembre, à 10*» 15", à peu près même face que la veille, à Q'^SS"»; mais on remarque en plus une tache supérieure (&c). S7 Fig. 43. — Dessin de Schrœler, 10 septembre 1718. Fig. Gô, 19 septembre, à 7»»3I'". Figf. 66, 20 »> à 7»» 27'». Fig. 67, même jour, à 9*»48'". Ces trois figures montrent également à peu près une même face de la planète (mer Maraldi), 19 septembre, à 7ï»31«", 65 66 61 Fig. 44. — Dessins de Schra?ter,19et?0 septembre 1798. correspondant au 20 septembre, à 8*» H" environ, et la différence entre la deuxième et la troisième observation étant seulement de 2*»21". C'est la même tache qui est avancée au milieu du disque à la troi- sième observation : la différence de forme est sensible. La pointe qui descend et qui se trouve vers 103« de longitude est le détroit que l'on voit vers la mer Oudemans. Fig. 83, 8 octobre, à 6»»40". Fig. 84, 9 . à 7»>35». 76 LA PLANÈTE MABS. Fig. iJS, 10 octobre, à l^bb"'. Voilà encore trois figures roprésenlant à peu près la même face de la planète (mériUien central = 341°). lies deux pre- 10 octobre 170B. mières se ressemhlent; la troisième cliffôre. Impossibles & identifier avec la carte. On comprend les conclusions do l'auteur. Fig. 101, 15 novembre, à fii-SO'" i novembre, à C- ta-». Même face <îgalcniont, la seconde figure étant en avance de l'IIS" environ sur la première, Difi'érence sensible. La planète est très éloignée de la Terre et la phase très marquée. Fig. 10*, 20 novembre, à GhlG". Fig. 105, même jour, à S"»?"" Très grand changement c moins de deux heures. i 785-1 803 Fifj, iiy, ANCIENNES OBSERVATIONS. - SCIIRCJETER. 77 dans tout laspect. (M. Schiaparelli reconnaît dans rextrémîté infé- rieure de la tache, dans ce coude dirigé vers la gauche, Textrémité de la Mer du Sablier, à laquelle il a donné le nom de Nilosyrtis; mais cette sorte de canal se dirige vers la droite, tandis que dans cette fîfj. 105, il se dirige vers la gauche.) La tache blanche e est la Terre de Lockyer ou une île parfois couverte de neige. 10 décembre, à 4*» 43™. Deux bandes équatoriales ' parallèles a et 6» Fig. 155, Fig. 156, Fig. 48. — Des8iQde Schrœtcr, 10 décembre 1798. comme dans Jupiter. Sans la phase, on prendrait plutôt cette figure pour celle de Jupiter que pour celle de Mars, assurément. Nous comptons dans les Areographische Bcitrage IG figures analogues, de doux bandes parallèles, appartenant à cette époque. 8 octobre 1800, à 10»>20'". 9 » à 10»» 40'". /Sô 156 /67 Fig. 40. — Dessins do Schrœter, octobre 1800. Fig. 11)7, 1 1 octobre, à 10'»32". Figures intéressantes pour les taches a, 6, c, qui confirment Schrœter dans sa conviction de changements perpétuels à la surface de la planète. Fig. 160, 20 octobre, à 10»» 22»". FiV/. IGl, 24 o à8M7'». 78 LA PLANÈTE MARS. Fig. 163, 25 octobre, à 9*3> ObservatioD faite en compagnie dOJbera à aon observatoire de Urcmc Le point noir est la baie du Méridien, vue Fig. W. — Dessins de Scliicclt lu Sablier et baie du Mâridien. oclobre 1800. SOUS forme d'un disque très noir par Bcer et Mâdler eu 1830. La tache b est la mer du Sablier. Fig. 172, I" novembre, à BiMO". Klg. ai. — Dessin de Schrœler, I 'elEOO. Fig. 174, 2 novembre, à T^iî". Fig. 175, même jour, il U'-SO". Comme M. TerLy l'a d(fjà remarqué, ces trois dessins sont particulièrement intéressants. Le second montre une tache triangulaire qui vient de traverser le méridien central, et le troisième, fait ^'■38'° plus tard, montre une tache de même forme et beaucoup plus étendue, qui occupe à peu près la même situation (un peu plus avancée), et qui, par conséquent, se trouve à environ un sixième de la circonféronce plus à droite, ou environ CO" de lon- gitude. La fig. ilî, faite le 1" novembre, conlirme cette interpréta- tion en ce qu'elle montre les deux taches indiquées eu b et c. Les régions marquées /, g, d, sur les pg- 1''^ et 175, sont des régions très claires. Schrojtcr voit là des témoignages de variations nou- velles. La grande tache triangulaire de la t'iy- ^'^•> ^^^ '^ 4l™. ]jC iiremJer de ces deux dessins montre la même face de la planète que la fig. 174, et le second la même que la fig. 172, avec les deux taches si sin^lîèrcment ressemblantes. 13. — Dessins de S< i novembre 1800. KxccUeiiles conditions d'observation. L'opposition de la planète en 180U a eu lieu le 9 novembre. Fig. 195, 8 décembre, à j"» lli-". Fig. 196, même jour, ù (j'-ij". LA PLANÈTE MARS. , même jour, à gi'W". Ces trois dessins conduisent à la même coaclusion. La p3- 19' représente la mer du Sablier. Fig. 191, Fig. 193, h m y* — DosBlns ein de Sclirœter. Déformation apparente du disque de Mars, M novembre 1800. Fig. 182, lî novembre, à 7'' 20°', et 325, 18 décembre 1802, 18''. Curieux exemple de déformation du disque dont il a été parlé plus haut { p. 67). 1785-1803. ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCllRCETEll. M Fig. 217, Il octobre 1802, à ll''â"'.Longitude du ceatrc : 373''. Fig.1\f^, 11 0 à lOi-lS". Il y a, pourle 10 octobre, une figure absolumeol pareille i celle du 1 1 , u'està-dire montrant la traînée grise à droite de la tache a. Le ii, on ne voit plus cette traîndc grise. Le 16, la tache ronde :i est seule visible. Il n'y a rien de pareil à ces aspects dans les observations modorncs, car ce n'est pas la baie du Méri- dien. Longitude du centre : 2iî°. Fig. 221, Fig. 225, Dessins lie Sclircnler, octobre I80J. 18 décembre, à BiiO*. Longitude du centre : 333'. La planète parait coupde en bas. 2'i décembre, h 5''ij8"'. Longitude du centre : ÎGD». 2i u i B*' IC'". Nouveaux aspects encore. Dessins fait au moment de l'opposition, qui a eu lieu le '2J. Longitude du centre : 284°. îfv /. Fig. M. - UessiDB de Schrœler, décembre 1802. Tontes ces observations couiiriuent Schrœter dans sa conviction de variations perpéluuttcs h la surface de Mars; cet éminent observateur a toujours pensd que les taclics de celle étrange planète ne pouvaient être que de nature atmosphérique. ïcUes sont les observations de Schi-œler ('). Ce sont les plus imporlanles ;■ ■ Les observ.itiona do Scbrœter ont été faites à l'aide de télescopes de i, 7, 13 et 7 iiicdsile longueur, armés de grossissements de 71, 93, 13 1, IGO, 180,270, 288 et même SJlâ. l-'i..\jiii.in]i>N, - .l/ai-s. 0 8-2 LA PLANÈTE MA US. de toutes celles que nous avons eu à examiner depuis les premières pages do cet ouvrage. Tout ce qui a été déterminé par les travaux des observateurs antérieurs est confirmé : rotation diurne, inclinaison de Taxe, saisons, glaces polaires, atmosphère. Nous entrons graduellement dans la connaissance de ce monde. L'aplatissement polaire reste douteux. La détermination de la topographie martienne n'a pas encore fait de grands progrès. Nous venons de voir que Schrœter est môme convaincu, par sa longue série d'observations, que les taches sombres de la planète ne sont pas des mers, mais sont formées par des nuages. C'était également la con- clusion à laquelle Maraldi avait été conduit. Malgré toute Thabileté de ces observateurs et malgré Texcellence de leur jugement, celte conclusion ne peut pourtant pas être adoptée. En effet, plu- sieurs des taches observées et dessinées par l'astronome de Lilienthal sont fixes, permanentes. Notre fameuse mer du Sablier, la plus caractéristique de toutes, se montre, comme nous venons de le voir, sur un grand nombre, entre autres sur les fuj. 1, 2, 51, 55, 56, ICI, 162, 175, 197. La baie du Méridien se voit sur les fig, 52, 53 et 161. Ce sont même là les premières observations certaines de ce point si important choisi en 1830 par Béer et Mildler pour origine des méridiens de Mars. La mer Maraldi est reconnaissable sur la fig, 67 et ailleurs sous forme de bande analogue à celles de Jupiter. D'autre part, les observa- tions modernes prouventla permanence des taches principales. Ainsi Schrœter se trompe sûrement dans sa conclusion^ et il en a été de même de Maraldi. Pourtant toutes ces observations nous prouvent qu'il s'opère sur Mars des changements réels et considérables. Il n'y a plus à hésiter dès maintenant. Il nous faut admettre que les taches sombres de Mars sont formées d'une part par des régions fixes, qui, sans doute, sont des mors, puisqu'il est connu que l'eau, les liquides, absorbent une partie de la lumière incidente, tandis que les surfaces continentales la réfléchissent mieux. D'ailleurs, qu'il y ait de l'eau sur la planète Mars, c'était plus que probable dès le jour où l'on eut observé ses neiges polaires et ses nuages, et c'est aujourd'hui rendu certain par l'ana- lyse spectrale. Il nous faut admettre, dis-jc, que les taches sombres de Mars sont formées dUuie part par des mers Jixes^ et d'autre part par un élément instable. Cet élément instable est peut-être de même nature que les mers : c'est peut-être égale-» ment de Teau, sous un autre état. Ce fait est absolument démontré par les observations que nous venons de discuter jusqu'ici, de Maraldi à Schrœter. Les croquis de Huygens, Cassini, Hooke concordent avec cette déduction. Parfois peut-être, lorsque les changements sont faibles, on peut admettre 1794. ANCIKNNKS OBSEKVATIONS. 83 ([ue des mers débordent sur des plages, sur de vastes plaines et changent leurs contours. Mais la diversité des dessins de Schrœter, Ilerschel, Maraldi, Gassini, Bian- chini, etc., est telle qu'il est impossible d'admettre que ces dessins aient jamais rigoureusement représenté la géographie de la planète. Tous les observateurs qui ont dessiné Mars savent qu'il est extrêmement difficile de reproduire juste ce que Ton voit, parce que les formes sont presque toujours indécises, diffuses, vagues, sans contours arrêtés, et parfois tout à fait incer- taines. Les aspects sont vagues, faibles, douteux, difficiles à dessiner, les ins- truments diffèrent, les yeux et la manière de voir diffèrent plus encore peut- être. Néanmoins, il est manifestement impossible de tout attribuer à des erreurs d'observation, d'autant plus que toutes ces taches ont servi à déterminer la rotation de la planète et la position de Taxe. Il faut donc que ces observations aient une base réelle. Les mers martiennes donnent-elles naissance, par Tévaporation, à des Ijrumes sombres, sombres vues d'en haut, lorsqu'elles sont éclairées en plein par le Soleil? Ces brumes, ces nuées, se disposent-elles selon les formes observées? — Il nous paraît difficile d'éviter cette double interpré- tation. Sur la Terre, on ne voit pas de nuages noirs — d'en haut, du côté de l'illu- mination solaire. (L'observation de Schrœter, citée plus haut, a dû être faite obliquement.) La surface supérieure des nuages est blanche comme de la neige. Mais il peut exister des brumes dont la constitution moléculaire soit telle qu elle réfléchisse mal la lumière incidente. Nos observations exclusi- vement terrestres ne sont pas suffisantes pour tout nous apprendre. Les autres mondes doivent plus ou moins différer de celui que nous habitons. D'ailleurs, nous voyons sur Jupiter et sur Saturne des bandes sombres et des taches foncées dont un certain nombre sont certainement de formation atmosphé- rique. Ces variations sont désormais incontestables. Mais n'ayons pas la prétention de résoudre dès ce moment tous les pro- blèmes offerts par l'analyse des aspects de Mars. Signalons sincèrement tous les faits ù mesure qu'ils se produisent. Et poursuivons notre étude. XXVI. 1794. -^ VoN Hahn. Du trouve dans V Astronomisches Jahrbuch fur 1797 un dessin de cet observa- teur, qui n'ajoute rien aux travaux qui précèdent, et que nous ne signalons que pour mémoire. 84 LA PLANÈTE MARS. XXVII. 1796, 1798, 1800, 1802,1805, 1807, 1809, 1813. — Flaugergues (•). Honoré Flaugergues avait son observatoire à Viviers (Ardèche), qu'il a illustré par un grand nombre d'observations intéressantes. Il observa Mars notamment de 1796 à 1809, puis, de nouveau, en 1813. Les premières obser- vations ont paru dans le Journal de Physique, tome LXIX, année 1809, p. 126, et les secondes dans la CorrespoJidance astronomique du baron de Zach, tome I, 1818, p. 180. Voici d'abord un extraitdu premier mémoire, avec les sept dessins (fig. 59) qui raccompagnent. L*auteur constate que ces taches sont variables, et se propose surtout de décider si elles appartiennent au sol ou à Tatmosphère. J'ai observé Mars quelques jours avant et après l'opposition et toujours dans le méridien ou fort proche, et j'ai dessiné, avec le plus grand soin, les taches qui paraissaient et dont je vais donner la description et la figure réduite à la phase qu'elles présentaient au passage de Mars par le méridien, le jour de l'opposition, environ à minuit, temps moyen. Dans toutes ces figures, l'axe de Mars est disposé suivant le diamètre vertical, le pôle boréal en haut. Opposition de 1796. LitneUe astronomique de dix-huit pieds de foyer; grossissement = lOo. J'ai VU constamment dans la partie australe du disque une tache d'un rouge obscur en forme de croissant ou de fer à cheval, dont les branches étaient tour- nées vers le Nord {fîg. A). Opposition de 1798. Lunette acliromatique de quarante-quatre pouces de foyer; grossissement = 00. J'ai vu constamment dans la partie australe du disque de cette planète deux bandes parallèles assez larges, d'un rouge obscur, dirigées de l'Est à l'Ouest et séparées par une bande plus étroite et plus claire. J'ai vu encore, dans la même partie australe, une tache blanche, ovale, immQbile, placée près du bord, environ seize degrés à droite du vertical dans la lunette qui renversait les objets {fig. B). Opposition de 1800. Même lunette. J'ai vu constamment une grosse tache ronde, d'un rouge plus foncé que le reste du disque, dont le centre était un peu plus boréal que celui de la planète. Cette tache, dans sa partie australe, était terminée par un appendice en forme de cro- xîhet, dont la courbure était semblable à celle de la grosse tache (fig. C). (^) Les lâches de la planète Mars. — Aux observations de Flaugergues, en 179G, nous pouvons en ajouter une, faite le 18 avril, sur le contact de la planète avec l'étoile de '6* grandeur b du Sagittaire : Mars venait de passer devant cette étoile, qui ne reprit complètement son éclat que lorsqu'elle fut éloignée à la moitié du diamètre de la pla- nète. L'observateur attribue avec raison cette diminution à l'éclat de Mars. 179e-1ftl3. AXCIRNNRS OnSEnVATIONS. — FI-AUfinROUKS. Jai vu constamment sur le disque de cette planète une grosse tache ronde, d'un ronge plus obscur, ù peu près concentrique au disque et couple transversalement soua un angle de iS" avec la verticale de l'Ouest h l'Est, suivant uq de ces dia- mètres par une bande plus claire qni avançait jusqu'aux deux tiers de la tache l/ig. D]. Opposition de 1805. J'ai vu constamment sur son disque une grosse tache d'un rouge plus lonc(5quo F K \ — Ju n 1 « Kir II - Ar ;. n —Décembre ISO Mirs I80T. Plg G - Avril ISOO Mars, par Flaagorguci. le reste, du disque, d'une figure irrégulière et indécise, plus étendue et d'un» teinte Toncée dans la partie boréale de Mars {(Ig. El. «6 LA PLANÈTE MARS. Opposition de 1807. Même lunette. J'ai vu constamment sur le disque de cette planète, et dans la partie australe, une tache en forme de bande, d'une teinte tant soit peu plus foncée que le reste du disque, longue, étroite, mal terminée et dirigée de TEst à l'Ouest; cette bande était très peu sensible (flO- I^)- ^^^ remarqué de plus que toute la partie boréale du disque était parfaitement blanche et avait beaucoup d'éclat, particulièrement autour du point correspondant au pôle boréal. Opposition de 1809. Avec la même lunette achromatique. Le bord occidental de cette planète paraissait blanc et brillant, le bord oriental rouge foncé; on voyait deux taches, une longue en forme de bande, dirigée de l'Est à rOuest dans la partie australe du disque, et l'autre, plus petite, irréguliè- rement arrondie, placée dans la partie boréale, proche du bord occidental; ces deux taches étaient d'un rouge plus foncé que le reste du disque (/i^f-G). Ces taches m'ont paru en général confuses et mal terminées, au point qu'il était difficile de distinguer exactement leurs contours et leur juste étendue : on peut remarquer que c'est principalement dans la partie australe du disque de Mars que paraissent ordinairement les taches. A l'égard de la tache ovale, très remarquable par son éclat et par sa blancheur, que j'ai observée en 1798 et qui correspondait sur le disque au pôle austral do Mars, elle fut aussi observée par MM. Messier, Duc la Chapelle et Vidal. Ces taches blanches, ovales, constamment correspondantes aux pôles de Mars, nous ofTrent exactement les mômes apparences que doivent présenter, vues de Mars, les calottes de glace et de neige qui entourent les pôles du globe ter- restre; aussi M. Ilerschel n'a pas balancé d'attribuer ces taches blanches aux neiges et aux glaces dont les pôles de Mars doivent être entourés, et on ne peut qu'applaudira cette explication qui paraît parfaitement bien fondée. Pour ce qui est des taches rouges et obscures de Mars, dont l'apparence a toujours été différente dans les diverses observations que j'ai faites, on pourrait peut-être penser que ces changements étaient purement optiques et qu'ils pro* venaient de ce que, à raison du mouvement de rotation de Mars autour de son axe, l'hémisphère visible de cette planète n'étant pas le même que dans les ob- servations précédentes, ne pouvait présenter les mêmes apparences. Pour ap- précier cette objection, et évaluer l'cITet du changement produit par le mouvement de rotation, j'ai pris pour terme de comparaison le méridien de Mars dont le plan passait par le centre de la Terre au moment de la première observation, ouïe 14 juin 1796 à minuit, temps moyen. Ce méridien, que je nommerai premier méridien de Mars, doit être censé fixé au globe de cette planète, et tourner avec ce globe tout comme le premier méridien du globe terrestre est supposé fixé à l'île de Fer, 1796-1813. ANCIENNES OBSERVATIONS. — FLAUGERGUES. 87 Ici l'auteur fait un calcul du méridien central de Mars qu'il appelle mé- ridien gédiabéniquo (de vy], Terre, et Siapaivw, je passe), et compare les posi- tions de la planète pour les sept figures ci-dessus et trouve que les première, quatrième et sixième observations se rapportent à peu près à la même posi- tion, et que la seconde et la septième sont très rapprochées. Puis il ajoute : L'apparence des taches de Mars aurait dû être à peu près la morne dans les première, quatrième et sixième observations et pareillement cette apparence aurait du être à peu près semblable dans la seconde et dans la septième, en sup- posant que la ficaire des taches de la planète soit constante, et que leur apparence no varie qu*à raison du mouvement de rotation de cette planète autour de son axe. Donc, puisque la figure, le nombre et la disposition des taches ont toujours paru très difï(?rents dans chaque observation, on doit en conclure que les changements qu'on observe dans les taches de Mars sont rdels, et que ces taches peuvent phy- siquement changer de figure, augmenter et diminuer, disparaître et reparaître de nouveau, ainsi qu'on l'observe dans les taches du Soleil. Mais nous remar- querons en même temps que les variations que nous avons observées sont si grandes, que pour produire des apparences semblables dans le globe terrestre, vu à la môme distance que Mars, il ne faudrait pas moins que la submersion d'un continent, tel que l'Amérique, ou le dessèchement d'une mer, comme l'océan Atlantique. Ces changements sont trop considérables pour qu'on puisse en supposer (le pareils dans le globe solide de Mars, et y placer la cause des variations que nous avons observées dans ses taches. Cette supposition ne s'accorderait pas avec l'état d'équilibre et de consistance auquel les planètes, à en juger par la Terre, sont parvenues depuis longtemps; et il est beaucoup plus probable que ces taches, et les grands changements qu'elles éprouvent, n'ont lieu que dans l'atmo- sphère de Mars dont plusieurs observations indiquent l'existence. Il paraît même que le fluide dont elle est composée a beaucoup de rapport avec notre air; il lui ressemble au moins dans une propriété remarquable, celle d'absorber les rayons bleus et violets, et de ne transmettre sensiblement que les rayons jaunes et rouges. Cette propriété nous est indiquée par la couleur rouge de Mars. Dans cette supposition, qui parait prouvée, les grandes taches rouges que nous avons observées pourraient bien être de grands amas de nuages flottants dans l'atmosphère de Mars, ou plutôt d'immenses brouillards pareils à celui qui couvrit, pendant plusieurs mois, une grande partie de notre globe en 1783, dont l'étendue, la figure, le nombre et la situation peuvent facilement et considérablement varier par l'efl'et de la chaleur, par celui des vents, ou par d'autres causes inconnues, et qui peuvent même, par l'efl'et de ces mêmes causes, se dissiper et renaître ensuite, comme nous le voyons sur la Terre. Telles sont les observations de Flaugergues de 1796 à 1809. Elles ajoutent peu aux précédentes. Les variations polaires sont confirmées ainsi que celles des taches sombres. Quant à admettre que ces taches soient de nature atmo- 88 LA PLANÈTE MAUS. sphérique, nous ne le pouvons pas, comme nous l'avons conclu plus haut à propos de Schrœter. Son hypothèse sur l'atmosphère de Mars n'est pas soute- nable non plus : le disque se montre plus rouge dans sa région centrale que vers les bords; donc ce n'est pas l'épaisseur de l'atmosphère qui cause cette coloration, puisque la lumière réfléchie par la planète a d'autant moins d'épaisseur atmosphérique à traverser que l'on observe plus près du centre. En 1813, Flaugergues fit de nouvelles observations. Voici un extrait de son second mémoire. J*ai observé Mars plusieurs fois aux environs de sa dernière opposition, ainsi que je le fais depuis plusieurs années, pour dessiner 1 as taches de celte planète et noter les variations considérables et singulières qu'elles présentent. J'ai remarqué de plus cette année une tache blanche ovale, placée sur le pôle austral de Mars et si brillante qu'elle paraissait dépasser le disque. Cette tache fut surtout très brillante la nuit du 31 juillet, jour de l'opposition, elle a diminué de grandeur, beaucoup plus rapidement que si cette diminution eût été purement optique et seulement relative à l'augmentation progressive de la distance. Le 2*2 août, cette tache était à peine sensible et, quelques jours après, on ne la voyait plus. J'ai vu en 1798 une pareille tache blanche au pôle austral de >L'irs, mais elle avait beaucoup moins d'éclat. Le printemps, pour la partie australe de Mars, avait commencé le 1 2 mars, et la déclinaison australe du Soleil, vue de la planète, était le 31 juillet de 21'*0'; par conséquent la tache ou la calotte blanche que j'ai observée était alors depuis plusieurs jours totalement et continuellement éclairée et échauffée par les rayons du Soleil, et elle l'a toujours été depuis, cet astre ne se couchant plus pour cette partie du globe de Mars, de sorte que si cette calotte était de glace ou de neige, semblable à la glace et à la neige de notre globe, comme tout porte à le penser, il n'est pas douteux qu'elle n'ait dû se fondre très rapidement. On voit dans Mars de grandes taches irrégulières, variables et présentant les mômes apparences que doivent offrir nos nuages et nos brouillards à un spectateur placé sur Mars. Les deux planètes ont leurs pôles entourés de calottes blanches qui diminuent lorsque le Soleil s'approche du polo où elles sont placées, et qui, par cette circonstance, paraissent devoir être de la même nature, c'est-à-dire de neige ou de glace sur ce globe, comme sur la Terre. Si cette conjecture était réelle, la fonte des glaces polaires do Mars est bien plus prompte et bien plus complète que celle des glaces terrestres, dont la majeure partie résiste aux chaleurs de l'été; il paraît donc que la chaleur sur Mars est plus forte que sur la Terre, quoiqu'elle dût être plus faible dans le rapport de 43 à 100, si l'on avait égard seulement à la différente distance de ces deux planètes au Soleil; c'est une raison de plus à ajouter à celles qui ont déterminé les plus habiles physiciens à penser que les rayons du Soleil ne sont pas chauds par eux- mêmes, mais qu'ils sont seulement la cause occasionnelle de la chaleur. » «802-1805 ANCÎKNNES OBSEUVATIONS. S9 Flaugergucs, comme on vient de le voir, remarque pour la première fois que les neiges polaires de Mars varient en plus forte proportion que celles de la Terre et que la température moyenne de cette planète peu/ être plus élevée que celle de notre monde. C'est parfaitement exact, et nous verrons les mesures modernes confirmer ce fait fort intéressant pour la climatologie martienne. XX Vin. 1802-1807. — FniTscH i'). Le pasteur Fritsch a publié, dans les volumes annuels auxquels nous renvoyons (p. 188 et 218), un sommaire de ses observations de la planète, faites pendant son opposition de 1802, observations accompagnées de cinq dessins, que nous reproduisons ici (fifj. GO) [pris les 21 novembre, 24 no- 2a rurv /p S^t \ / ^k \f(^ f*"* f^oz , \ ■'. . ^r-« ■■■■v .VJ • »...-■■' 17 mars 1807. Fig. GO — Dessins de Mars», par Fritsch, en 1802, 1803 et 1807. vembre, 20 novembre, 10 décembre 1802 et 10 janvier 1803] et une obser- vation du 17 mars 1807, à 9\ Ce dernier dessin montre la tache polaire débordant le disque, par un efTet d'irradiation certainement, et deux bandes équatoriales parallèles rappelant celles do Jupiter. Il dit quelques mots de Fat- mosphère de Mars et de la rotation de la planète, mais ne donne aucun détail. Ces croquis, comme ceux de Flaugergues, ont le sud en bas. XXIX. 1805. - IluTH (-). Ces observations n'ont pas grand intérêt. Elles sont accompagnées d'un des- sin du 22 février 1805, montrant au pôle nord une forte tache blanche ovale qui dépasse le disque par l'irradiation. On voit également au pôle sud une indication de la tache polaire. Hormis ces deux taches polaires, le disque est ( ' ) Observations de Mars faites à Quedlinburg en 1802, publiées dans VAstronO' mischefi Jahrbuch fur 1806 et 1810. (*; Observations faites à Mannheim et Francfort, en 1805. AfitronomiachcB Jahrlnirti (nr 1808. p. 238 (Berlin 1805). 90 LA PLANÈTE MAliS. vide. Il nous semble inutile de reproduire cette figure. Les observations do l'auteur lui ont donné 24*" 43'" pour la durée de la rotation. Il parle de rana^ logie de Mars avec la Terre, au point de vue de son atmosphère et des météores . XXX. 1813, 1814, 1822, 1839, 1847. ~ Gruithuisen ;»). L'auteur a exposé d'abord, ses observations de la planète Mars faites en 1813, et notamment de la tache neigeuse (Schneeilecken) du pôle sud. Il Fig. 61. — Dessins do Mars faits par Gruithuisen, en 1813 et 1814. donne trois dessins, reproduits ici (fïg, Gl), des 1" juillet et 31 août 1813 et 14 janvier 1814. On remarque dans la zone équatoriale des traînées sombres qu'il identifie avec celles observées par Maraldi. Les études des autres années traitent de la rotation, de la position de Taxe et des taches, mais ne sont accompagnées d'aucun dessin. XXXL 1811, 1813, 1815, 1817, 1845, 1847. — Arago. Arago a fait un certain nombre d'observations de Mars, qu'il a réunies dans un mémoire lu à l'Académie des Sciences le 31 janvier 1853, Tannée même de sa mort. Ce mémoire est publié dans ses œuvres complètes, tome XI, p. 245-304. L'illustre directeur de TObservatoire de Paris commence par célébrer la valeur de TAstronomie physique, que les triomphes de l'Astronomie mathé- matique éclipsaient un peu trop. Après une rapide esquisse historique, il consacre un chapitre à l'aplatissement de Mars et donne en détail ses obser- vations commencées dès 181 1. Les résultats varient considérablement suivant les années, depuis ^V jusqu'à ^. Arago conclut après discussion que l'apla- tissement de Mars surpasse Vô- On se souvient que William Herschel avait trouvé ^^ et Schrœter < -^^. En appliquant à la détermination de l'aplatissement de Mars la théorie qui {^) Einigephysisch astronomische Beobachtungen des Saturns, Mars, des Mondes, des Venus, etc. {Astronomisches Jahrbuch (de Berlin) fur 1817, p. 185; — /d., de Mu- nich, édité par Gruithuisen, 1839, p. 72; 1840, p. 98; 1841, p. 109; 1842, p. 155; 1847, p. 149; 1848, p. 124.) 1811^1847. ANCIENNES OBSERVATIONS. — ARAGO. 91 a donné pour Jupiter un résultat si bien d'accord avec robservation,on trouve pour cet aplatissement yJ-ô* 11 y ^ 1** ^^ grand désaccord avec la théorie. Arago fait remarquer que, pour expliquer le fait, il faudrait supposer la masse de Mars huit fois plus faible que celle qui est adoptée, ce qui est inadmissible, lien pàrlaàLaplace et celui-ci lui répondit que w des bouleversements locaux, analogues à ceux dont on voit les effets en diverses parties de la Terre, sur- tout dans les régions équatoriales, avaient pu avoir une plus grande influence sur la figure d'une petite planète que sur colle de Jupiter ou de notre globe. » La diversité des résultats obtenus pour cet aplatissement est aussi très digne d'attention. A plusieurs points de vue, Mars paraît vraiment un monde h part. Son premier satellite tourne autour de lui beaucoup plus vite que la planète ne tourne elle-même, sa révolution s'effcctuant on T^'SO", tandis que la rotation du globe de Mars demande 24*^37'". La surface présente dos varia- lions énigmatiques. C'est unmonde fort différent do celui que nous habitons. Nous arriverons sans doute, à la fin de cet ouvrage, h des conclusions tout à fait particulières. Arago trouve pour le diamètre de Mars à la distance 1 (distance de la Terre au Soleil) :9",57. Ses observations des taches ont commencé en 1813. La lunette dont il se servait était une lunette de Lerebours de 4 pouces (108""") donnée par Napo- léon à rObservatoire : on l'appelait « la lunette de l'Empereur « (*). C'était peut- être alors le meilleur instrument de l'Observatoire. Le progrès a marché : aujourd'hui, la plupart des étudiants du ciel sont à cette hauteur. Cette lunette était armée de grossissements de 150 et 200 fois. L'observateur remarque qu'il a commencé par distinguer sur le disque de Mars d'abord une tache blanche indiquant le pôle supérieur ou austral, ensuite une tache sombre en forme de crochet (fig. 62, A). L'intervalle b parais- sait plus petit que le tiers du disque de la planète : 16 juillet 1813. Le 22 juillet, vers la même heure (minuit à !•' du matin), il obsei^va de nouveau la planète. La fig. B a été prise à l'^la™ : «< Je crois, écrit l'obser- vateur, que l'intervalle c est un septième du disque; je n'apercevais pas, il y a une heure, la portion verticale de la bande noire ». — Celte portion verticale n'est-cUe pas la mer du Sablier? ') En 1805, Napolf'on, projetant de se rendre au camp de Boulogne, fit venir Delambre et lui demanda la meilleure lunette du Bureau des Longitudes, pour être pointée vers les côtes anglaises. — « Sire, répondit le fonctionnaire, nous pouvons vous donner la lunette de Dollond: Votre Majesté ferait une chose agréable aux astronomes si elle vou- lait nous accorder en échange une excellente lunette de 4 pouces, (lue vient de construire M. Lerebours. — Elle est donc meilleure? repartit l'Empereur. — Oui, Sire. — Eh bien alors, je la prends pour moi ». Au retour du camp de Boulogne, Napoléon en fit don à l'Observatoire de Paris, i)2 LA PLANÈTE MARS. Le 27 juillet, vers J0''4j'", on n'aperçoit pas la banfie crochue dessinée ces jours derniers, et qui semble si propre à déterminer la rotation de la planèle. Les 18, 19, 20, 23 et 24 août, on voit une tache somhrc en forme de rrsT. 03. — ObBon-at s par Arnpo, on Jiiillpl ISI3. croissant. La tache Manche polaire est toujours très luminonse. Les cinq des- sins se ressemblent fort. Nous on reproduisons deux (/îj.GSi, des 20 et 23aoilt. Fie. f - Obacpvalione de Mars Tiiles par Arago, eu aofil 18 Le 1 1 octobre, on apercevait encore très distinctement la tache brillante du pôle, quoique Flaugergues ait cru observer le contraire. 19 octobre et 5 no- vembre à 30 décembre : cette tache est devenue très petite et presque imper- ceptible. 1815. 2 octobre au C novembre. La lâche polaire est très petite. Le 20 oc- tobre, la planète offre l'aspect représenté fig. E et le 26 octobre celui de la 1321-1822. .ANCIENNES OBSERV.mOXS. — KUNOWSKV. 93 fi'j. D. Dans le pt-emier dessin, le croissant esl tourné en sens conlfaire des ligures prises en 1813. Dans le second, on aperçoit une bande droite qui ne touche d'aucun cùlé le bord de la planète. Kn 1817, 1845 et 1847, Arago a encore fait quelques observations. Elles ne nous en apprennent pas davantage. D'après ces observations, la tache polaire aurait mesuré 3', 66 de diamètre le '~'^^-. •irr»^' KiR. Cl. - (Jbspn-alioiis 7juillct, 3',G01el2[laplanctemcsuranl22',8G),2",251e22(planè[e;24', l(i). 2°, 63 le 2 août (planète : 24". 96}. C'est souvent, comme on le voit, plus do la dixcme partie du diamètre. Ouant aux taclies, elles ne peuvent être ideniifiôes et plaideraient comme les autres en faveur de variations. Mais n'oublions pas que la lunette n'avait que -'i pouces ou 108"" de diamètre. XXXII. 1821-183:?. — Kuxowsky (' :. I/obsor valeur a fait ses observations de l'aulonme de 1831 au printemps ar Kuuott-8ky, en IHîl et i»î!. de 1822, à l'aide d'une lunette de Fraunhofor de 4 pouces j d'ouverture. Il parle (p. 22J)deB taches de Mars et de sa i-otalîou, décrit les ïones neigeuses - Schneezonen » et les taches sombres, el publie deux dessins {fuj. Ù5], dont Ci I-Unifia ph'j'^i'cliG iieobschlimgaii 'la MoiidiH!, dus Saturn» uinl Mat», etc. {Aatroiiomi'cliC Jahi-buck fur 1S25. Berlin, 1622.) 94 LA PLANÈTE MARS. le premier paraît être du mois de novembre 1821, et dont le second est du 15 mars 1822. Il conclut à la fixité des taches. En effet, ces deux dessins, faits à quatre mois d'intervalle, se ressemblent fort. L'auteur remarque que la ligne grise qui longe le bord occidental est un commencement de phase. On reconnaît, surtout sur la première, non loin du pùle sud, la tache ronde que Béer et Mâdler ont choisie en 1830 comme origine des longitudes de Mars [voir plus loin, p. 103 et 106, la remarque de ces auteurs eux-mêmes sur cette confrontation). Kunowsky combat les inductions de Schrœter sur le prétendu caractère atmosphérique et variable des taches, et conclut à leur caractère géographique et fixe. C'est la première fois, depuis les premières pages de cet ouvrage, que nous voyons affirmer cette opinion. Elle s'accorde avec les déductions conclues plus haut de la comparaison des observations, depuis les premiers dessins de Iluygens et llooke, jusqu'à ceux de Schrœter, malgré les variations incontestables qui se sont révélées dans le cours de toutes ces observations. XXXIII. 1824. — Harding ('). L'astronome auquel on doit la découverte de Junon passe d'abord en revue dans ce mémoire (p. 173) les observations d'Herschel et de Schrœter et dis- cute les mesures de l'aplatissement. Pour lui, la planète semble varier de ■^'>^^' ^ /4. /J. ^ JiS. . x:^t>v .:^"'"--. .-S^x .^.i^^--. .'^g^-. •-.^^'-^ ■'^'i^ia^' ■-■•^rzy:-- '-^i^v-:.--' '■■::: jZ.^.,y Fig. G6. — Croquis sur la forme de Mars, pris par Harding, en 18-24. forme dans le sens équatorial comme dans le sens polaire, sans doute par suite d'un effet de son atmosphère. Il publie les six figures, des 4, 8, 1 i, 15. 20 et 25 avril 1824, reproduites ici {/Uj. 66), qui sont assez singulières. Voici encore du nouveau. Est-il possible d'admettre une pareille con- clusion ? Elle s'accorderait assurément avec la variété des valeurs trouvées pour l'aplatissement. Mais une telle variation ne paraît guère admissible. Ces effets ne sont pas supérieurs aux erreurs possil)les des observations, sur- tout aux grands éloignements de la planète, comme celui de 1824. Cette observation n'ajoute rien non plus aux documents précédents. Elle clôt la première période de cette histoire de Mars, qui nous a déjà appris (•) Beobachtunrjen nnd Bemcrkiingen hber deti Man^ vom JaJir 1824, vom Prof. IIardinq in Gôtlingen (Astr. Jahvbuch fïcv 1828. Berlin, 1825). — En 1824, Pictet> à l'Observatoire de Genève, a également observé Mars, mais c'est seulement au point de Vue de sa position et de la parallaxe. Il en avait été de môme de L.vlande en 1798. Nous tî'ttVons pas à parler ici de ces observations d\i positions. ISM. ANCIENNES OBSERVATIONS. 05 beaucoup sur cette planète, mais qui n'a pas encore inauguré la géographie de ce monde voisin. Par ce qui précède, nous savons que cette planète a des années, des saisons, des jours et des nuits, comme le monde que nous habitons, que des précipités météoriques analogues à nos neiges se montrent chaque hiver à ses pôles; que le centre de ces glaces ne coïncide pas avec le pôle géographique, mais en est assez éloigné; qu'une atmosphère dans laquelle se forment des nuages et des neiges environne ce globe; que les glaces polaires y fondent plus com- plètement quïci, soit que cette fusion y soit rendue plus facile par la con- stitution même de ces neiges, ou par la nature de Tatmosphère, ou bien peut- être même que la température de Tété y soit plus élevée que sur notre planète. Nous savons de plus qu'il y a sur ce globe des taches sombres; plusieurs de ces taches sont fixes et permanentes et doivent représenter des mers; elles semblent toutefois soumises à des variations d'étendue visibles d'ici. Et en cela l'aspect de Mars diffère essentiellement de celui de la Terre. Mais la diversité des dessins est telle, que nous devons attribuer la plus grande cause de cette diversité à la difficulté des observations précises sur un disque si petit, au manque de netteté des configurations, en un mot à des incertitudes d'observations. Néanmoins, un certain nombre des taches observées par Iluygens, Cassini, Hooke, Maraldi, Herschel, Schrœter, etc., ont donné des résultats précis pour le mouvement de rotation et pour la position de Taxe : ces dessins avaient donc un fond de réel ( * ). On ne peut pas admettre que le sol de la planète subisse de pareilles perturbations, parce (|ue,s'il en élait ainsi, il n'y aurait rien de stable à sa surface, tandis que les observations elles-mêmes nous prouvent que l'esquisse générale est stable, fjuelques-unes des taches sombres de Mars doivent donc être de nature atmo- sphérique. Nous allons maintenant entrer dans une période de découvertes nouvelles. ;'} Plusieurs ont été identifiés plus haut. Pour compléter les documents relatifs à cette première période, nous ajouterons ici, d'après M. Van de Bande liakhuyzen, les longi- tudes du centre des meilleurs croquis d'Herschel, reproduits p. 51 et 57. 1T77, fifj. 14 : 37» 1779, fiO' 20 : 310" 1781, fia- 8 : 317" 1781i Af/. 18 ; 230- » ") 15 : GG tt » 21 : 282 » » 11 : 311» )) > 19 : 1G7 !) IG : 71 d u 22 : 303 » » l'i : 1 » » 20 : 211 tt >i 17 : 324 » n 15 : 21 » u 21 : 118 Il » 18 : 2G2 1781, fir/. G : 292 0 D IG : 8 » » 22 : 53 :» y 19 : 247 )) M 7 : 300 0 )) 17 : 308 Ce que l'on reconnaît de plus sûr, c'est la mer du Sablier, aux fîO- 17 de 1777, 20, 21, 22 de 1770, G, 7, 8, 11 et 17 de 1781. Les détroits Herschel II et Arago Sont reconnais= sables sur ce dernier croquis. CONCLUSIONS DE LA PREMIÈRE PÉRIODE. De la discussion des documents nombreux, variés et souvent contradictoires qui précèdent, nous pouvons déjà commencer à nous former une opinion sur la nature du monde martien, à fixer les premiers éléments de la connaissance que le présent travail a pour but de nous faire acquérir. Nous pouvons considérer comme acquis les faits suivants : 1* La révolution de Mars est approximativement fixée depuis rantiquilé. Depuis Copernic, nous savons que cette révolution s'effectue autour du Soleil. Nous savons aujourd'hui qu'elle s'accomplit en 687 jours, soit en un an ter- restre plus 322 jours. Les années sont donc près de deux fois plus longues que les nôtres. 2° La distance de Mars au Soleil est à celle de la Terre dans le rapport de 1,5237 à 1,0000. La lumière, la chaleur, les radiations qu'il reçoit de l'astre central sont donc plus faibles que celles que nous recevons dans le rapport du carré de ces deux nombres, c'est-à-dire de 2,32 à 1,00 : elles sont plus de deux fois moins intenses. — Mais il est utile de remarquer que c'est la con- stitution de l'atmosphère qui règle les températures. La température de la surface de Mars pourrait être égale et même supérieure à celle de notre monde. 3** Le diamètre de Mars, à la distance 1, c'est-à-dire à la distance de la Terre au Soleil, est de 9", 35, ce qui correspond à 0, 528, c'est-à-dire à un peu plus de la moitié de celui de notre globe. Ce diamètre donne pour volume 0, 147. 4° La masse de la planète Mars, en fonction de celle du Soleil, est évaluée, dans VAnmiaire du Bureau des Longitudes pour 1830, àYsTeâYô. C'était la masse obtenue par Delambre par les perturbations de la Terre et adoptée par Laplace dans la Mécanique céleste (1802). Aujourd'hui elle est connue avec plus de précision par les mouvements des satellites et nous savons qu'elle est de aTâisâô* Ce chiffre donne, relativement à la Terre, 0, 105, soit environ fo'. 5** La densité, obtenue en divisant la masse par le volume, est de 0,711. G° La pesanteur à la surface, conclue de la masse et du rayon de la planète, est de 0,376. 7° La durée de la rotation est déjà, en 1830, connue avec une assez grande précision, et évaluée à 24'' 39'". 8MI y a sur Mars des taches plus ou moins foncées. Ces taches sont diffi- ciles à bien discerner. En les dessinant, les observateurs leur donnent forcé- ment plus de précision qu'elles n'en présentent en général, de sorte qu'il ne CONCLUSION Dli LA rUliMlÈHIî: PÉRIODE. 07 faut pas prendre les dessins à la lettre. Cependant les variétés observées sont si grandes que nous sommes conduits à considérer ces taches comme certaine- ment variables. Nous venons de voir passer sous nos yeux 191 vues de la planète Mars, dessinées par les observateurs les plus différents : ces vues doivent constituer la première base de notre connaissance du monde de Mars. 9** Il y a également sur Mars des taches blanches, marquant ses pôles. Ces taches varient avec les saisons, augmentent en hiver, diminuent en été. Elles subissent les influences du Soleil comme nos glaces polaires. Nous pouvons les considérer comme des glaces ou des neiges. 10^ Ces neiges polaires ne sont pas situées juste aux extrémités d'un même diamètre, et ne marquent pas absolument les pôles géographiques. Ces pôles en sont généralement couverts. Mais, à Tépoquc du minimum, elles se réduisent à un point blanc sensiblement circulaire qui est éloigné à une certaine distance du pôle. Herschel a trouvé, en 1781, 13** à 14" de distance pour le centre de la tache polaire boréale, alors très petite après son été (alors la glace australe était très étendue et son centre était voisin du pôle) et, en 1783, 8°8' pour la distance de la tache polaire australe, alors aussi très petite après sonété (* ). Un degré du méridien de Mars équivaut à 60 kilomètres. On sait que sur la Terre aussi le pôle du froid ne coïncide pas avec le pôle géographique. 1 1*" L'inclinaison de l'axe de Mars ne diffère pas beaucoup de celle de l'axe de la Terre, do sorte que les saisons y sont analogues, quoique près de deux fois plus longues. 12** Il y a sur cette planète un second ordre de saisons, causé par la grande excentricité de l'orbite, Mars étant beaucoup plus près du Soleil au périhélie qu'à l'aphélie, dans la proportion de 1,3826 à 1,6658 ou de 10 à 12. (') Voici toutes les observations de William Herschel sur ce point important : En 1781, la neige polaire boréale tournait très loin du pôle et ùtait à la latitude de 76' ou 77' (Phil. Trana,, 1784, p. 245). En 1783, la latitude de la tache polaire australe était 81" 52' (/'/ii7. Trans., p. 251 ). Cette tache était alors (octobre) très petite et bien ronde. — En 1781, le centre do la tache polaire australe n'était pas très éloigné du pôle « not many degrecs » et cette tache s'étendait jusqu'au 70* ou au 65' degré (PhiL Trans., p. 24G) étant extrêmement étendue après douze mois d'hiver (p. 2G0). En 1783, on no voyait pas la tache polaire boréale à cause de l'inclinaison de la planète. I7SI : Tache polaire australe très largo (après sou hiver; » » boréale très petite (après son ctéK 1783 : Tache polaire australe très petite (après son été). » » boréale invisible à eux de l'inclinaison. Distances au pôle : Tache australe : 1781, voisine du pôle. I78.i, â 8»8'. Tache borcalo : I78I, à 13» ou 14" • '. I78J, invisible. Flammauiox. — Mars. 7 98 LA PLANÈTE MARS. 13^ La planète est environnée d'une atmosphère, dans laquelle se forment les neiges dont il a été question plus haut, et dans laquelle flottent des nuages blancs et probablement aussi des nuages sombres. Telle est la conclusion naturelle, logiquement fondée, que nous pouvons tirer de Texamen critique de toutes les observations faites pendant cette pre- mière période de 193 années. Cette planète possède-t-elle une surface géogra- Ijhique fixe, comme la surface du globe que nous habitons? Il serait impos- sible de le conclure des observations comparées qui précèdent. Peut-ôtre les progrès de TOptiqueet de l'Astronomie nous permettront-ils, dans la période d'observation dans laquelle nous allons entrer, de résoudre cette importante question. Nous allons en effet entrer dans ce que nous pourrions appeler la phase géographique des études de Mars. DEUXIEME PÉRIODE. 1830-1877. DEUXIEME PÉRIODE 1830-1877 La deuxième période de notre étude commence aux grands travaux aréogra- phiques de Béer et Mâdler, aux premières observations continues qui aient per- mis à leurs auteurs de construire une carte géographique de la planète Mars. . Avec ces observations, nous entrons dans la connaissance physique de ce monde voisin. Les difficultés, les incertitudes ne disparaissent pas ; mais La science prend corps, une base solide est offerte à l'examen, et la découverte définitive d'un nouveau monde se prépare. Heureux fut Christophe Colomb d'être arrêté par le continent américain dans son voyage de circumnavigation vers TAsie. Mars n'aura pas son Christophe Colomb. Ce que celui-ci a fait en une minute, en une seconde, par le seul acte de toucher l'Amérique, une phalange d'astronomes emploiera plus d'un siècle peut-être à le renouveler pour ce continent du ciel. Mais Béer et Miidlcr mériteront d'être inscrits les premiers sur la bannière des pionniers qui auront marché à la nouvelle cbnquête — précédés d'ailleurs par les éminents précurseurs que nous venons de voir passer devant nous, précurseurs parmi lesquels William Herschel et Schrœtcr méritent la pre- mière place. Béer et Miidler ont publié leurs observations de Mars dans les Astronomische Nachrichten de 1831, 1834, 1835, 1838 et 1839, et ont réuni ces études dans un ouvrage intitulé Fragments sicr les corps célestes du système solaire, pour l'édition française (Paris, 1840) et Deitrage zur physischen Kenntniss der himmlischen Kôrper im Sonnensy sterne, pour l'édition allemande iWeimar, 1841). Ces deux éditions sont identiques. Nous extrairons de l'édition française tous les documents et dessins importants. L'instrument dont se sont servis ces observateurs, pour leur étude de Mars comme pour leur carte de la Lune, est encore une lunette de 4 pouces (108""") analogue à celle que nous avons remarquée plus haut, loi*s des observations d'Arago. C'est un instrument relativement modeste, mais, construit par Fraunhôfer, il était excellent et les observateurs étaient des plus habiles, des 102 LA PLANÈTE MARS. plus minutieux et des plus patients. On peut souvent dire que tant vaut rhomme, tant vaut Tinstrument. XXXV. 1830-1841. — Béer et MXdler (M- La planète passait en 1830 à Tune de ses moindres distances de la Terre. L'opposition de cette année-là était une opposition périhélique, comme nous l'avons vu au chapitre préliminaire. C'est la raison principale qui engagea les observateurs à entreprendre les études que nous allons examiner. Voici un exposé succinct de leur grand travail : Notre but principal, écrivent les auteurs, a été de déterminer exactement la période de rotation sur laquelle on a des opinions sensiblement diverses. Herschel père avait déduit de ses observations de 1778 et 1780 une période de 24^ 39» 21', Huth à Mannheim (voy, plus haut, p. 89), en avait trouvé une de 24*»43"», et les observations de Kunowsky dans l'hiver de 1821 à 1822, qui manquent cependant d'une détermination exacte du temps, donnent 24*» 36™ 40*. Dans les observations d'Herschel, le nombre des rotations entières était douteux et, en outre, il n'avait pas eu égard à l'aberration et à la phase; les deux autres données ne sont que le résultat d'une seule opposition. Il importait avant tout de déduire d'une opposition la période avec un degré d'exactitude qui permît de déterminer avec assez de certitude le nombre des rotations entières qui devaient avoir lieu jusqu'à l'opposition suivante. L'erreur moyenne du premier résultat ne devait donc pas dépasser 30 à 40 secondes, et on ne pouvait espérer d'atteindre ce but que lors d'un rapprochement de la Terre aussi grand qu'il a eu lieu cette fois. Puis, en môme temps, des observations prolongées devaient démontrer si les taches que présente la surface de Mars sont variables ou non dans leur forme, leur grandeur et leur couleur, si elles ont un mouvement propre et si l'on doit les regarder comme des condensations ou des obscurcissements semblables à nos nuages ou comme des parties fixes appartenant à la surface. Des observa- teurs précédents avaient déjà laissé là-dessus des données importantes. Déjà Maraldi, à Paris, avait en 17 IG distingué la tache blanche au bord boréal de Mars, et presque tous les observateurs subséquents en font mention. Cette tache s'était aussi montrée au bord austral de la planète, et même quelquefois les deux taches avaient été visibles en même temps. Même avant Herschel, on avait déjà conçu l'idée qu'il y avait là des neiges comme aux pôles de la Terre. Quelques-uns avaient cru remarquer que ces taches formaient comme de petites élévations qui ressortaient en dehors du bord moyen de la planète, ce que d'autres attribuèrent avec beaucoup de vraisemblance à l'éclat considérable de ces taches. La plupart (') Fragments sur les corps célestes du système solaire {PaiTiSj 1840). Bci /rage, etc. W'eimar, iSW) ci Aslronomische Nachrichten, 1831 à 1842. 1830-1841 BEEll ET MADLEU. 103 des observateurs regardaient aussi les autres taches comme variables ; cepen- dant M. Kunowsky, à Berlin, assura qu'elles sont permanentes. Plusieurs obser- vateurs font mention d'un éclat particulier du bord oriental et du bord occidental de la planète, ce qui donne Tidée de ménisques étroits entourant le globe, parti- culièrement à ces endroits. Les contradictions qui se présentaient dans ces observations faites avec des instruments différents, ou, si Ton veut, les chan- gements physiques qui s'opèrent avec le temps, étaient par conséquent très con- sidérables. Depuis le 10 septembre jusqu'au 20 octobre 1830, nous fîmes des observations pendant 17 nuits plus ou moins favorables, dans lesquelles tous les côtés de Mars visibles dans cette opposition se présentèrent plusieurs fois i\ notre vue. Nous obtînmes 35 dessins de son disque. Nous n'avons pas trouvé à propos d'em- ployer le micromètre, car la faiblesse des taches aperçues ne nous aurait permis de prendre aucune mesure proprement dite, et une appréciation d'après les parties du diamètre du disque nous parut promettre une certitude d'autant plus grande que la tache blanche du pôle austral, qui se montra dès le commen- cement avec beaucoup de précision, était bien propre à déterminer un méridien divisant le disque. 11 s'écoula ordinairement un certain temps jusqu'à ce que la masse de taches, que l'on apercevait d'abord vAgue et indéterminée, présentât des formes parfaitement distinctes. Le dessin a été exécuté immédiatement devant le télescope : les coordonnées des points les plus distincts ont été déter- minées par l'appréciation et représentées graphiquement, le reste du détail a été dessiné plus tard. La tache la plus caractéristique qui ait frappé les observateurs est la petite tache ronde paraissant suspendue à un ruban ondulé que l'on voit sur les dessins n" 1, 2, 3, 14, 15 et 16 de 1830 et 4 de 1832 (voyez la fig, 67). Cette tache est la baie du Méridien de notre carte, à proximité du détroit Hers- chel IL Mais écoutons les observateurs eux-mêmes. Une petite tache a, d'un noir très prononcé, se distingua si fortement des autres dès la première observation, par ses limites bien marquées, et fut si rapprocTiée de l'équateur supposé, que nous crûmes devoir la choisir pour notre tache nor- male dans la détermination de la rotation (»). Elle parut à 9^30" (fig. 1) à la faible distance de 7° d'arc de Mars du méridien central. Le 14, nous la vîmes depuis 10*> (fig. 2) jusqu'à 15*» 15™ (fig. 4) s'avancer depuis l'hémisphère oriental jusque dans la proximité du bord occidental; nous on avons pris cinq dessins. Le 15, à 8»>50'° (fig. 5), elle n'était pas encore visible; elle ne le fut qu'à 13»» 15», (') Cotte petite tache si caractéristique a été observée pour la première fois le 3 sep- tembre 1798, par Schrœtcr. ( Voj/. plus haut, p. 74, la fig. 52 de cet astronome.) Elle a ùt6 observée aussi le lendemain 4 septembre [fig. 53) et le 24 octobre. Elle est aussi sur les deux dessins de Kunowsky, en 1821-22 (voy. fig. G5, p. 93). Mais quelles différences d'aspects ! lOi LA PLANÈTE MARS. Le 16, à 9^, elle ne l'était également pas; en revanche, à minuit, elle était très distincte. Alors nous pûmes déduire la période de rotation : il était évident que le 19 et les soirs suivants, jusqu'au milieu d'octobre, la tache ne pourrait plus être observée dans les heures commodes de la nuit. Le 19 {fîg, 6 et 7), l'image étant parfaitement distincte, il se montra deux places rouges (limitées sur le dessin général par des points), semblables à la belle couleur rouge des crépus- cules de notre Terre. Au bout d'une heure, elles étaient déjà plus faibles, et plus tard elles furent encore assez claires, mais jamais elles ne reparurent avec une cou- leur rouge distincte. En outre, il se montra (à 10*>6™) une petite tache g, peu foncée, à côté de la pointe f (voir, pour les lettres, la carte p. 107), mais que plus tard on cessa d'apercevoir. Probablement elle n'avait été visible qu'à cause de la grande sérénité de Tair, ou lorsqu'elle reparut, ce fut toujours réunie à /", car l'espace qui les sépare fut toujours extrêmement difficile à distinguer. Dans les observations du 26 septembre au 5 octobre {fig. 10 à 12), il se montra plusieurs taches d'une couleur passablement sombre, s'étondant sur le disque en forme de zone, qui étaient très fortement lijmitées, surtout du côté du Nord et y formaient un contraste très prononcé, avec cet espace tout à fait libre de taches et présentant une lumière entièrement claire. Une saillie de ces taches, au point m, était distincte et large, surtout au côté boréal; au côté austral, au con- traire, elle était si étroite qu'on ne pouvait l'apercevoir qu'avec beaucoup de peine. La tache pm était très noire, surtout à son extrémité occidentale p qui était arrondie. Entre cette tache et la tache blanche du pôle austral, se montra constamment une bande q, assez large, mais d'une teinte blafarde. Du 5 au 12 oc- tobre, des nuages suspendirent nos observations. Le 13 seulement, nous aperçûmes de nouveau une petite tache foncée près du bord occidental {fig. 13), et le 14, à 7^37" ifig. 14), nous nous assurâmes que c'était la tache a de la première observation. Maintenant, il importait de distinguer dans les soirées suivantes, avec la plus grande précision possible, son passage par le centre, et c'est ce que nous pûmes faire les 19 et 20, par une atmosphère remarquablement pure {fig. 15 et 16). Ces observations constituent vraiment le premier essai méthodique sur la géographie martienne. Nous offrons à nos lecteurs (fig. 68) la carte que Miidler et Béer ont construite d'après ces précieuses observations. Cette figure reproduit les deux hémisphères dessinés par ces astronomes, et représente l'ensemble de la planète d'après leurs propres observations de 1830 à 1839. (Nous publions ici la figure même qui accompagne le mémoire de ces obser- vateurs.) C'est là, en fait, la première carte géographique qui ait été tracée du monde de Mars. Elle est restée seule pendant trente ans, et est devenue pour ainsi dire classique pour tous les observateurs subséquents. L'hémisphère boréal contient évidemment une erreur : Textrémité de la tache ekf (tache qui n'est autre que la mer du Sablier) qui ressort, en ponctué, 1830-18il BEER ET M.VDI.ER. 105 Mars IffSO y X * ■/ ■■/ ■N . yc \BÔ2 Figr. G7 ^ Dessins de Map:< pnr Boer et MûUler en 1830 et 1832. 106 LA PLANÈTE MARS. en dehors de rhémisphère austral, entre 62** et 73** de longitude, est tracée, dans cet hémisphère boréal, entre 92® et 110**. Il y a eu là quelque méprise. Il eût fallu la tracer entre 62® et 73** et la continuer suivant le ponctué indiqué en dehors de l'hémisphère austral (M. Les astronomes hanovriens ont choisi la petite tache ronde foncée a comme origine des méridiens. Nous avons agi de môme dans la construction de notre carte, et c'est à cause de cette origine que nous avons proposé le nom de « Baie du Méridien » pour cette tache caractéristique. Les longitudes de Béer et Miidler sont comptées de la droite vers la gauche, lorsqu'on regarde Téquateur en ayant le pôle sud en haut. Nous les comptons en sens contraire, c'est-à-dire de la gauche vers la droite, dam le sens du mouvement de rotation, le méridien 0 passant avant le méridien 10. Les auteurs arrivent ensuite au calcul de la rotation qu'ils ont obtenue. Ils la trouvent, par les observations de 1830, de 24»* 37- 9% 9; par 1830 à 1832, 24"»37'"23%7; par 1830 avec 1835, 24»*37'»20%4 ; la seconde leur paraîtlaplus sûre, et c'est celle qu'ils adoptent. On ne peut pas avec certitude établir de comparaison avec les observations faites neuf ans auparavant par Kunowsky, dans lesquelles la même tache fut bien distincte, car les limites de l'incertitude devraient être quatre fois moindres qu'elles ne le furent pour qu'on pût penser qu'il n'y a pas d'erreur. En revanche, ces observations confirment évidemment la constance des taches que nous avons aperçues, du moins pour a et pour l'arc fortement recourbé qui s'étend en ser- pentant de a à c. Les taches qui se trouvent plus au Sud ne furent aperçues alors que dans des positions tout à fait défavorables, ou môme quelques-unes ne le furent pas du tout, et il en apparut d'autres vers le Nord qui, en 1830, ne furent plus visibles; tandis que cette tache normale s'était montrée entièrement iden- tique depuis le mois de novembre 1821 jusqu'en mars 1822 et, cette fois-ci, du 10 septembre au 20 octobre 1830 : elle n'était donc pas analogue à nos nuages. Au reste, surtout lorsqu'on observe la planète pour la première fois et qu'on ne répète pas souvent les observations, on peut facilement remarquer dans ces taches une variation que l'on regardera comme variation physique. L'état atmosphérique de la Terre, et peut-être aussi de Mars, est plus ou moins favo- rable, c'est pourquoi quelques erreurs d'appréciation et de dessin, petites en elles-mêmes, mais considérables relativement i\ leur objet, sont inévitables : une tache qui s'approche du bord disparaît avant de l'avoir atteint (ce qui provient sans doute, comme pour Jupiter, de l'atmosphère de la planète); enfin, on n'a pas souvent l'occasion d'apercevoir une seconde fois dans la même opposition exac- tement le même côté de la planète, qui était auparavant tourné vers la Terre. (') Tous les traités d'Astronomie, et même l'excellente Astronomie populaire d'Arago, ont reproduit, depuis 1840, cette carte avec cette erreur sans s'en apercevoir. 108 LA PLANÈTE MARS. En outre, les distances des oppositions varient, la planète n'arrive que très rare- ment aussi près de la Terre qu'en 1830, et à des distances plus considérables il est nécessaire d'avoir des grossissements plus forts et une puissance optique plus grande que la plupart des observateurs précédents n'en avaient à leur portée. La tache blanche du pôle austral s'était montrée distinctement dans chaque observation, même lors des circonstances atmosphériques les moins favorables, mais sa grandeur a été très variable. Déjà le 31 août, lors d'une observation tout à fait superficielle, elle avait été appréciée de i à JL du diamètre de Mars. Le 10 septembre, l'appréciation (faite dans la direction de l'Est à l'Ouest) donna pour résultat ^, le 15 septembre -jL, le 2 octobre -Jg, le 5 octobre ^ et le 20 octobre -Jg. Admettons pour le 31 août la valeur i, on aura pour les jours indiqués, qui correspondent pour la saison aux mois de juin et de juillet de notre hémisphère boréal, les limites suivantes de la tache blanche, supposé que le pôle soit à son centre : 31 août 83*37' de latitude; répondant au 16 juin de la Terre. 10 septembre 84* 15' » » 23 » » 15 » 8C«25' » » 26 > 2 octobre 86*50' » ■• 7 juillet » 5 » 87* 7' V » 9 »• ). 20 » 85-59' 1» .) 19 .) C'est-à-dire que les limites se rétrécirent toujours jusqu'à une saison de Mars qui répond au milieu de notre mois de juillet, et de ce point-là elles commen- cèrent de nouveau à s'élargir successivement; fait qui vient fortement à l'appui de l'hypothèse que le pôle de Mars est réellement couvert de neige. En outre, presque tous les observateurs donnent la grandeur de cette tache comme variable, et, lorsqu'elle est plus éloignée du maximum de chaleur, elle est considérablement plus grande qu'on ne l'a vue en 1830. L'hémisphère boréal de la planète, autant qu'il fut visible cette année-là, ne présenta en revanche aucune trace de tache blanche, quoiqu'il se trouvât au milieu de son hiver. La forte inclinaison de Taxe de Mars explique ce fait et en reçoit en môme temps une confirmation indirecte. Les observateurs donnent ici un tableau de leurs dessins et des longitudes aréographiques des taches. L'opposition de 1832 se présenta dans des circonstances atmosphériques constamment si défavorables et Téloignement beaucoup plus grand de la planète eut une influence si fâcheuse qu'on ne put obtenir que des observa- tions peu nombreuses et très imparfaites. De seize essais de dessiner les détails du disque, quatre seulement méritent d'être comparés à ceux de 1830, (on les trouvera au bas de la fig, 67). La tache a, si remarquée et si carac- téristique deux ans auparavant, n'a pu être reconnue qu'une seule fois et encore à un assez grand éloignement du centre f 16 décembre). Cependant, écrivent les auteurs, ces observations, quoique peu nombreuses, nous ont paru suriiaautea pour nous convaincre qu'aucuoe des taches bien visibles n'avait changé de position depuis 1830. Cela fut parfaitement dvideoL pour les trois taches principales, en particulier pour la région pm, et pour la faible bande q. Cette dernière était du reste si rapprochée de la partie qui formait alors lo bord austral, qu'on ce put l'apercevoir qu'avec beaucoup de difficulté, et celles qui étaient encore plus rapprochées des pâles, qui sont comprises dans les dessins de 1830, ne purent celte fois êtro aperçues, par des raisons faciles à concevoir. Le pôle austral n'était, eu suivant les éléments d'Ilerschel, le '20 novembre, qu'à lO* en deçà, du bord apparent, et ainsi la plus grande partie de la lumière, si éclatante en 1840, ne fut que très faible; elle ne fut même aperçue que deux fois avec certitude (uov. SO, a"", et nov. '23, 8''lii°| ; pendant toutes les autres soirées, elle resta incertaine ou n'apparut pas du tout. Sur l'hémisphère boréal, environ depuis 180» jusqu'à 230= de longitude et de 0' & 35° de latitude nord, se montra doux fois une bande faible, large et concave du coté de pni, mais son extri^'Uiîté boréale seule fut distincte. Entre cette bande et pm apparaissaient souvent des lueurs rouges. En général, la lumière do l'hémisphère boréal, dans la partie qui ne contient pas de taches, ne paraissait pas être aussi pure et aussi uniforme que deux années auparavant. On ne voyait pas de trace do lumière blanche dans les environs du pôle boréal (ce pôle était encore caché à la vue ]. Les oppositions de 1834-35 cl 1837 furent également, comme les donx pré- cédentes, très peu ravorisêe.? par les circonstances atmosphériques, et comme enoutre l'éloigaernenl de Mars atteignait alors sou maximiun (pour les opposi- tions), 11 les résultats de nos ohservations, écrivaient les auteurs, auraient été n'es insigniûants, si nous n'eussions pu avoir recours au grand télescope établi en 1835 à l'Obsorvatoire royal. » Cet instrument, dans toutes ses dimensions parfailument égal h celui de Dorpat, permettait un grossissement au moins du double plus fort et fournit six fois plus de lumière que le nôtre: un mécanisme très commode lui communique un mou- vement par lequel, sans lo concours de l'observateur, il suit le cours des pla- nètes. Depuis le 12 janvier jusqu'au 22 mars, nous avons obtenu, pendant 15 nuits en partie sereines, 32 dessins qui toutefois no nous ont fait particulièrement connaître que l'hémisphère boréal, et encore avec beaucoup moins de détails que nous eu avions en 1830 pour l'hémisphère austral. Dans toutes les observations sans exception, la tache blauclie du pôle boréal fut visible avec un degré de clarté que nous ne nous rappelons pas avoir jamais vu dans celle du pôk- austral; eu mémo temps, elle était considérablement plus grande que celle de 1830 et apparut, surtout pendant les mois de janvier et février, tellement dis- tincte des autres parties du globe, qu'au premier coup d'ceîl on n'aurait pu croire que la planète fût en cet endroit couverte par une autre planète. La vraie grandeur delà tacbo du pôle austral, aux moisdc février et de mars 1837, 110 LA PLANÈTE MARS. a surpassé de plusieurs fois celle des mois de septembre et d'octobre 1830. La tache du pôle boréal, dans la première observation du 12 janvier, fut si bien limitée qu'on put apprécier son étendue avec assez de certitude ; elle comprenait, le long du bord de Mars, 0,27 du diamètre de la planète, et sa largeur fut de 0,13. La première donnée nous fait conclure à un demi-diamètre de 15^,7 du globe de Mars ou à une latitude nord de son bord de 74», 3; la seconde, en admet- tant les éléments de rotation donnés par Herschel et en admettant que le pôle a occupé le centre de la tache circulaire, nous conduit à une latitude nord de 78«,7, car le pôle boréal s'était avancé de 18° 13' en dedans. La première de ces données a au moins le double du poids de Tautre. En tout cas, on voit évidenmient par là que la tache du pôle boréal, dans l'opposition de 1837, fut considérablement plus grande que la tache du pôle austral en 1830, et beaucoup plus petite que la tache du pôle austral en 1837. Dans les observations suivantes, son étendue ne parut cependant pas se disposer à diminuer; ce qu'on remarqua avec plus de certi- tude, c'est que la netteté de sa délimitation devint plus faible après l'opposition. Nous avions le projet de mesurer, avec le micromètre, l'angle de position delà tache blanche, pour obtenir les données nécessaires à un examen direct de la position de l'axe de Mars. Le temps défavorable a, en grande partie, stérilisé notre intention. Le peu de mesures qui aient réussi nous apprennent seulement que Texcentricité de la tache polaire est, dans tous les cas, très faible. Cette distance au pôle a été estimée à 4o en 1837 pour la tache boréale, et à 8® pour l'australe, mais d'une manière très incertaine. Nous ne pouvons pas cependant passer sous silence la circonstance que, dans le peu d'observations où nous avons distingué une trace de la tache du pôle aus- tral, cette tache ne s'est pas montrée directement opposée à celle du pôle boréal : le 7 février, à 16*>14°, elle s'écartait d'environ 12" du point opposé à cette tache boréale, et à 18^16°» seulement de 8° à l'Est; le 7 mars, à 10»» 34°', elle s'en écar- tait d'environ 5*» à l'Est; enfin, le 18 mars, à l^b(j^, de 3o à 5o à l'Ouest. De toutes les taches de l'hémisphère austral observées avec quelque précision en 1830, une seule, marquée p/?i, put être reconnue avec certitude. Nous la vîmes d*abord le 7 février, à 16»>4°» (fuj. G), avec précision; ensuite le 28 février, à6»>49" (^g. 7), et dans trois observations pendant la nuit du 7 mars (fig. 14, 15, 16); enfin, un peu moins déterminée le 10 mars, de 7*»7'n à 9*»22°», et le 11 mars, à 8^22» (fig, 17). La latitude aréographique de l'extrémité occidentale p fut déterminée, d'après onze observations, à -f- 43° 29'; en 1830, nous l'avions trouvée entre 39» et 42» par trois observations, et ce fait, aussi bien que l'accord de la figure, parle en faveur de l'identité des deux taches. Un essai de réunir la lon- gitude observée cette fois-ci avec celle de 1830 donna 24»>37*n29»,0; ce résultat, quoique suffisant pour en confirmer l'identité aussi sous ce rapport, n'est pas propre à corriger la rotation calculée précédemment, à cause de la position fortement excentrique de la tache. Cependant on peut être assuré qu'il ne s'est pas glissé d'erreur dans le nombre des rotations entières. Une seconde tache, marquée efh sur notre carte, a été reconnue le 12 janvier 1830-1841 BEEU ET MADLEK. iil i837 <7 y / ^%«* ««.-•' / \ ..N /o / ■\\ "x.. ■■il I \ \ Kig. GO. — Dessins de Mars, faits par Béer et Mddler en 1837. 112 LA PLANÈTE MAUS. et le 22 février, ainsi que le 12 mars; mais aucun point n'en a été assez fortement marqué pour qu'on pût en tirer une détermination précise. Cette remarque est curieuse et digne d'une attention toute particulière, car cette tache efh est la mer du Sablier, qui, généralement est, au contraire, si nette et si bien caractérisée. Pendant l'opposition dernière (1890), par exemple, elle frappait la vue chaque fois que Thémisphère qui la renferme était tourné vers nous. Quant à Topposition de 1839, toutes les observations ont été faites avec le grand télescope de TObservatoire royal. Mars exigeait un fort grossissement et, par conséquent, une grande tranquillité dans l'atmosphère. Cette dernière con- dition se réalisa rarement dans l'hiver de 1838 à 1839, ce qui fait que les obser- vations n*ont pu être nombreuses. L'hémisphère austral cachait 62° de sa surface à la vue, de sorte qu'il était en grande partie non observable, et aucune des taches de cet hémisphère ne put être distinguée avec précision. Les dix dessins publiés pour cette année 1839 par les auteurs sont telle- ment pâles et indécis qu'il serait absolument inutile de les reproduire ici. Voici les conclusions générales qu'ils tirent de l'ensemble de leurs obser- vations sur les pôles et les saisons : La couleur des taches polaires, toutes les fois qu'on put les apercevoir dis- tinctement, fut toujours un blanc pur et brillant, en aucune façon semblable à la couleur des autres parties de la planète. En 1837, il arriva une fois que Mars fut, pendant l'observation, complètement obscurci par un nuage, à l'exception de la tache polaire qui se montrait distinctement à la vue. Cette grande différence est aussi cause que son étendue et sa figure peuvent être appréciées avec beau- coup plus de certitude que pour aucune autre tache de la planète, et même il ne serait pas impossible qu'on n'appliquât avec succès sur elle des mesures au mi- cromètre en l'observant avec de puissants instruments. 11 faut aussi remarquer la diminution et l'accroissement de ces taches qui conservèrent malgré cela toujours la même figure, ainsi que la circonstance que les pôles de rotation formèrent ordinairement les centres de ces taches ou du moins ne s'en éloignèrent jamais que de quelques degrés. Nous avons déjà indi- qué plus haut les variations de la tache du pôle austral, ainsi que les saisons de Mars qui répondent aux données de l'observation et que nous avons exprimées dans leur rapport avec les saisons de la Terre. La tache du pôle boréal de son côté présenta les variations suivantes : 1837 Janv. 12. Limites à 74M8'; saison correspondante au 4 mai. Mars 7. » à 76 » » 4 juin. 1839 Févr.2G. » à 78 33 » > 17. juin. Avril 1 . )' à 80 48 m » 4 juillet. Avril 10. « à 82 20 •> » 12 juillet. Mai 1. où 81 .. « 20 juillet. 1830-1841 BEER ET MÀDLER. 113 D'après cela, le minimum pour les deux taches tombe environ ^ d'année après le solstice d*été, ce qui correspond au 12 juillet (et 12 janvier) de notre Terre. Mais, tandis que la tache du pôle austral a diminué jusqu'à G® de diamètre, celle du pôle boréal avait encore à son minimum 12o à 14« de diamètre, c'est-à-dire une surface environ cinq fois plus considérable que la première. Réciproquement, la tache du pôle austral, en 1837, pendant son hiver (les jours d'observation correspondent, pour la saison, aux 4 et 10 décembre ), a pris une telle extension sur la planète, qu'on put encore la distinguer, lors même que le pôle était déjà à 18^ au delà du bord extrême, ce qui conduit à environ 55o de latitude et ainsi à un diamètre de la tache de 70". Nous n'avons jamais aperçu un cas semblable au bord boréal, pendant que le bord austral avait son été. Les variations de la tache du pôle austral sont, d'après cela, vers ses deux limites, considérablement plus grandes que celles de la tacite du pôle boréal. Par suite de la position de l'axe de Mars, le pôle austral est le plus exposé au Soleil, lorsque la quantité de la lumière (et de la chaleur) qu'il en reçoit, peut être exprimée par 0,52 de la lumière que reçoit la Terre, et le pôle boréal, lorsque cette quantité est de 0,37. Mais cette différence est, en ce qui concerne l'année dans son ensemble, complètement détruite par le rapport contraire qui a lieu en hiver; et même pour les différentes saisons, on trouve une compensation partielle, en ce que la longueur du semestre d'été, dans l'hémisphère boréal, est à celle de l'hémisphère austral dans le rapport do 19 à 15; cependant, dans les points culminants de chaleur et de froid, il reste évidemment une différence très considérable. D'après cela, le pôle austral a des étés plus chauds et des hivers plus froids que le pôle boréal, et cette différence est beaucoup plus considérable que celle qui se présente sur notre Terre : chez nous elle est très peu sensible, mais l'excentricité de Mars est cinq fois plus grande que celle de la Terre. Les différences que nous avons remarquées s'accordent ainsi parfaitement avec l'idée que ces taches blanches représentent un précipité analogue à notre neige; et il est en effet presque impossible de rejeter une explication qui se con- firme d'une manière aussi surprenante. Notre Terre, vue de la distance d'une pla- nète, doit présenter des phénomènes tout à fait semblables; seulement, chez nous, le rapport réciproque do l'hémisphère boréal et de l'hémisphère austral est moins inégal. Les autres taches de la planète paraissent pour l'essentiel appartenir à la sur- face. Vu la position et l'éloignement de Mars, nous n'aurions pu, en aucune cir- constance imaginable, distinguer des ombres produites par des montagnes, quelque gigantesque que fût leur élévation (la forme sphérique toujours bien prononcée du disque leur prescrit du moins un maximum); ces ombres sont donc des différences dans la réflexion de la lumière, qui peuvent très bien provenir des mômes causes que celles qui ont lieu sur notre Terre. C'est dans l'opposition de 1830 que s'est montrée la plus grande précision relative à la délimitation dans les taches de l'hémisphère austral, qui étaient situées entre l'équateur et 45o de Flammawiox. — Mars. S 114 LA PLANÈTE xMARS. latitude nord; cependant aussi alors la noirceur et la netteté relatives des taches ne sont pas restées constamment les mêmes, et ce fut encore moins le cas en 1837 et 1839. Ainsi, quoique ces taches elles-mêmes ne paraissent pas être ana- logues à nos nuages, toutefois elles présentent certaines analogies optiques avec des condensations semblables à des nuages, car elles se montrent plus déter- minées, plus précises et plus intenses dans leur été, et au contraire plus vagues, plus pâles et plus confondues pendant leur hiver. Quelquefois nous avons aperçu une coloration rougeâtre en certaines régions particulières du disque. Mars apparaît à l'œil nu comme l'étoile la plus rouge du ciel. Avec le télescope, cela ne se montre pas au même degré et la couleur géné- rale est tout au plus un rouge jaundtrc; la coloration de ces régions rappelle celle d'un beau crépuscule de notre Terre. Si tout cela nous conduit déjà avec beaucoup de certitude à admettre pour Mars une atmosphère très sensible et semblable à celle de notre Terre, cela explique aussi en même temps la remarque que nous avons faite qu'en s'approchant des bords les taches apparaissent toujours fondues ou s'effacent entièrement; l'éclat du bord, que nous avons souvent aperçu, paraît aussi provenir de procédés atmo- sphériques particuliers. Au reste, il ne faut pas s'attendre à ce que l'atmosphère de Mars, lors de l'im- mersion d'une étoile fixe ou d'autres corps célestes, puisse être rendue sensible par la réfraction. Même aux époques où Mars est le plus rapproché de nous, une étendue de 20 lieues sur lui ne nous paraît que sous un angle de 0',30; à une telle distance, la réfraction est entièrement insensible, lors môme qu'elle serait à la surface considérablement plus forte que sur la Terre. Les observations nous font admettre la plus grande variation, aussi bien pour la grandeur et la forme que pour l'intensité, dans la tache sombre voisine de la zone polaire boréale, et cela s'explique probablement d'une façon particulière. Si les taches polaires sont véritablement de la neige, leur diminution à rapproche de l'été ne peut avoir lieu que par la fonte et l'évaporation continuelles ; l'épaisseur de cette neige est, selon toute vraisemblance, très considérable; ces parties de la sur- face, se disposant à s'évaporer, doivent par conséquent être extrêmement humides ; or un sol vaporeux et marécageux est certainement de toutes les parties d'une surface celle qui est la moins susceptible de réflexion et qui doit par conséquent nous paraître la plus foncée. Le maximum de cette noirceur doit arriver à l'époque où la fonte s'opère avec le plus de rapidité, c'est-à-dire, pour les hautes latitudes, entre l'équinoxe et le solstice d'été. Ainsi s'explique pourquoi la tache sombre qui environne le pôle boréal, qui n'avait pas du tout été aperçue auparavant, se présenta en 1837 avec une intensité et une étendue si considérables et en 1839, au contraire, fut très piile et au commencement très petite. Ce n'est pas aller trop loin que de regarder Mars comme présentant une très grande ressemblance avec notre Terre, même sous le rapport physique, comme une image de la Terre telle qu'elle nous apparaîtrait au firmament, vue h une grande distance (environ une distance double de celle où se présente la Lune 1830-I8il BEER ET MADLEIi. 115 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 déter- miner de la manière suivante, si l'on admet la position de l'axe d'après Herschcl et notre période de rotation : Une anoée de Mars contient 6G9 -î- rotations, Par conséquent GCo ■? jours solaires de Mars. Le printemps de l hémisphère boréal contienl 101 4 jours de Mar.^. 3 L'été 181 « t> 372 i L'automne 149 ■?■ >» »• L'hiver r*7 » ». 296 y de telle sorte que le printemps et l'été réunis ont 76 jours de plus dans l'hémi- sphère boréal que dans l'hémisphère austral. Les deux moitiés de l'année sépa- rées par les équinoxes sont donc dans le rapport de 19 à 15. Béer et Miidler 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''37"'23%7 pour la pé- riode la plus sûre. La période de rotation que nous avons trouvée, remarquent-ils, diffère de 2 mi- nutes de celle d'IIerschel 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'IIerschel avec un diviseur augmenté d'une unité, ou le nôtre avec un diviseur diminué d'une unité. Toutefois, comme une période de •2ii»39°>22* 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'IIerschel et d'examiner quel résultat elles pré- sentent lorsqu'on les réduit avec une plus grande exactitude. Eu 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 1770 et Mars atteignit alors un dia- mètre de iS",,'), grandeur qui diminua jusqu'au l'.l juin où il fut de 11'. Le 11 mai, à 11*» i3«», il aperçut au centre une tache qu'il avait déjà vue le 9 mai, à 1 l*»0'"4ô», mais un peu en dehors du centre. La même tache se montra le 19 juin où Mars avait déjà une position très basse. Voici son observation : 116 LA PLANÈTE MARS. Juin 19, 11'' 30". The figure ofmai 11 is not come to the position; il was then at 11'* 43", but cannot be far from it. I fear as Mars approaches to horizon, I s hall not be ablc to fûliow him till the figure cornes to the centre. j|h47« tijq State of the air near the horizon is very unfavorable. VVith much diflî- culty I can but just see that the la figure is not quite so far advanced as it was mai 11 at 11''44'", but can cerlainly not be above two or three minutes from it. En trois minutes une tache de Mars s'écarte du centre d'un espace égal à ■— du diamètre de Mars; elle ne se meut ainsi, avec la grandeur apparente qu'elle avait alors, que de ~ de seconde d'arc, et Mars n'était qu'à 9° au-dessus de l'ho- rizon ! Cependant, admettons l'appréciation dTIcrschel, ainsi que le passage de lu tache à ll'^iQ'^SO*. Le calcul se présente de la manière suivante : Juin 19 IP-AO-CO» Mai II II 43 {) Intervalle 3'Ji C 0- 30» Correction I -f 37" 30* à cause du changement do la lon.iiikule gcoccnlriquc. Correction II. .. — IG^Ii» à cause do la phase de Mars. Correction III. . — 0™ 49' à cause de l'aberralion. :'.'.)J ()«»^>7" '6* 38 rotations do •^i»'38-3G»,4 Ilerschel observa une autre tache le 11 mai, à 10''17"'41% et le 13, à lli'25"»51*, après quoi elle reparut le 17 juin à 9^12"»'20*. Toutefois il dit : Juin 17, 9''1'2"' (clock 20* slow). The dark spot is rather more advanced than it was mai 11, 10'' 18". . Et Herschel admet encore une correction de 3"», d'après quoi le moment véri- table est y*>9'"20\ Cela donne les résultats suivants : Juin IT 0'' 0";>0* Mal. . . II ;îg' 10 17 48 •J»'«:)l™3> Concction I 4 37» es» )• II... - 13 0 4 III... - 0 4'i .îô' îaMS-lC* 3G' 24''38'»4>,'.i Juin 17 g»» 0-20» Mai 13 34i 11 25 M 2 1»* 43» 29' Correction I. . ..••... ■'t 34«3h B H ... — liî 0 • III . — 0 43 34' 34' 22'' 2-17» 21'»38«53*,4. La moyenne de ces trois déterminations extrcmemcnt incertaines est donc 241*38'" iiN 2. l830-!8il BEEU ET iMADLEU. 117 et, au Hou de cela, llerschel, n'ayant t^gard qu'en passant à la correction qui pro- vient du changement do la longitude et ne faisant pas du tout attention aux autres, admet comme résultat final pour 1779 24>»39«»22-,l. Il faut cependant encore avoir égard à une circonstance qui no peut gu(>re être soumise au calcul. Nous calculons la grandeur do la phase au moyen de Tangle que forment la Terre et le Soleil avec le centre de Mars, mais rexpérience nous apprend, dans Vénus et Mercure, que la largeur de la partie obscurcie se trouve être toujours un peu plus grande que le calcul ne le demande. En outre, avec un instrument d'une irradiation aussi forte qu'a dû l'être le télescope d'Herschel, le bord entièrement éclairé s'avancera beaucoup plus dans la partie obscurcie que le bord opposé; or, comme les 11 et 13 mai le disque complet a été aperçu, mais que les 17 et 19 juin il manquait déjà au bord oriental 28oir/ et 29'»22', il faut donc d'après toute vraisemblance augmenter la correction II et diminuer par consé- quent la période de rotation. Herschel, prenant pour base la période de 24i»39«22% 1, qu'il avait trouvée, admit qu'entre les jours suivants, où les mêmes taches furent aperçues, 1777 avril 8 et 1779 juin G, il s'étai écoulé 768 rotations : 1777 u 17 et 1779 » 15 » « 768 1777 » 26 et 1779 » 19 » « 763 d'où résulta alors la p<^riode 24 ;î9 18,0i '24 30 î.l .04 Moyenne 24''31)-2l',t.7. lOn augmentant les diviseurs d'une unité et en ayant égard aux corrections exigées, on obtient : 24^37- 28»,;) 24 38 22,3 24 37 28.0 Moyen ne 24"» 37» 20», 27 ; de sorte que la différence de 2 minutes qui se trouve entre le résultat d'Herschel et le nôtre se trouve réduite à 2 ^ secondes. 11 est évident que, pour le résultat exact des observations, les deux diviseurs sont également ti peu près possibles et vraisemblables, tandis qu'une diminution du diviseur que nous avons appliqué dans la combinaison de 1830 et 1832 ferait supposer une erreur moyenne de l^'lô™ dans les intervalles observés en 1830, ce qui est inadmissible. n est bien loin de notre pensée de vouloir mettre en doute l'exactitude et le talent d'observation d'Herschel ; seulement les circonstances de beaucoup plus favorables qui ont accompagné nos observations en 1830, ainsi que la stricte 118 LA PLANÈTE MARS. exactitude que nous avons mise dansée calcul, paraissent décider eu faveur de notre résultat qui, comme on le voit, peut être mis d'accord avec les observations dTIerschel. Nous adopterons cette correction, d'autant plus que les déterminations récentes les plus précises confirment la période de Bcer et Madler, la durée de rotation de Mars étant, sans aucun doute possible, de 24'*37"22%6. La période de Béer et Madler est, avons-nous dit, de24*'37'"23',7. Elle approchait donc de 1*, 1 de la précision absolue. Les observations qui précèdent ont été continuées par Màdler, à l'obser- vatoire de Dorpat, pendant Topposilion de 1841, et le résumé en a été publié dans le numéro 434 des As(ronomische Nachricliten, année 1842, accompagné d'une planche de 40 dessins. Il est assez difficile d'identifier ces dessins aux précédents. Nous avons choisi dans cette planche, pour être reproduits en fac-similés, une série de neuf croquis parmi les meilleurs et les plus voisins de ropposilion ; ce sont les fig. G, 7, 8, 14, 15, 16, 22, 23 et 24 de la planche que nous venons de citer; ils se rapportent aux dates suivantes (l'opposition a eu lieu le 1" avril : distance à la Terre ~ 0,591 ; diamètre = lô",!) : Fig, G ou i : !<''• avril, à minuit 8", temps moyen de Paris. Fig. 7 ou 2 à gauche : 5 avril, 9^ 13'», temps moyen de Paris. Fig. 8 ou 3 : Même jour, à 10^ 13'", temps moyen de Paris Fig. 14 ou !'• du 2« rang : 20 avril, à 9^ P2"«. Fig. 15 : Même jour, à 9*> 52"» Fig. 16 : 29 avril, à 8»» 50™. Fig. 22 ou l*<^ du 3** rang : 8 mai, à 8^ iP". Fig. 23: 9 mai, à 8»» 11"». I^ig. 24 ou dernière : Il mai, à 7^ r>4"». Ces observations complètent les précédentes sans y ajouter de nouveaux documents. Telles furent les recherches de l'astronome Madler, auquel s'était associé son ami Guillaume Béer (frère de Meyerbeer , passionné comme lui pour Pélude du ciel. Ces recherches sont les plus fécondes de toutes celles qui aient été faites jusqu'à leur époque, car elles inaugurent réellement la con- naissance de la géographie martienne, ou Varéographie. La durée de la rotation, déterminée avec une précision supérieure à toutes les évaluations précédentes et adoptée, est 24** 37" 23% 7. Les glaces polaires sont spécialement étudiées, ainsi que les saisons de chaque hémisphère. On sait désormais que l'hémisphère austral a des étés Iâ30-184] BEEH ET MADLEH. 119 plus chauds et des Jiivers plus froids quo riiémispliLTo Ijoi-i^hI, ;i cause de la plus grande excenlricité de la planète et de l'inclinaison de l'axe : les varia- lions dea glaces polaires australes sont plus grandes que celles des glaces polaires boréales, et elles correspondent aus saisons. L'hémisphère sud a (les étés courts et brûlants et des hivers longs et rigoureux; l'hémisphèro noi'd, au contraire, a des étés longs et tempérés et des hivers courts et doux. #@® ### Fig, 7U, — DesBlDE Je Maru dJIs par Madl«r en \W. Les mesuros de distance des pôles de froid aux pôles géographiques ne concordent pas avec celles d'Herschel (l'oy. p. 97], quoiqu'il reste conslanl que les deux calottes polaires ne sonl pas diaméiralement opposées. Peut-être les pûles du froid ne sont-ils pas fixes. Les taches foncées de la planète ont une certaine fixité, une certaine per- manence. Cependant il y a des changements incontestables, Ce que noua avons pressenti depuis le commencement de cet ouvrage est confirmé. Comme stabilité, la tache a, prise pour origine des méridiens, paraît aux observateurs la plus sûre. Elle est la mieux marquée de la planète, la plus foncée. (C'est la baie du Méridien de notre carie. ) Si noslecteurs veulent bien remonter aux pages 30 et G9 de cet ouvrage, ils trouveront celle région à ili-oile de l'hémisphère renfermant la mer du Sablier et remarqueront que !Î0 LA PLANÈTE MARS. l'aspect n'est plus le môme que celui de la carte de Béer et Màdlor : le ruban ne se détache plus sur un fond clair et est moins étroit; il s'opère incontesta- blement là des variations d'aspects^ peut-être périodiques. Ce détroit d'Herschel II a paru stable aux auteurs, comme ayant été ob- servé aussi par Kunowsky en 1821 (voy. fig, 65). Ainsi l'arc serpentant ac et la tache a leur paraissent appartenir sûrement à la surface do la planète. La longue et large tache pm de leur carte est également considérée comme fixe (c'est la mer Maraldi). Du reste, malgré les incertitudes et la confusion do certaines images, ils écrivent en 1832 qu^aucune des taches bien visibles en 1830 n'a changé do position. En 1837, ils reconnaissent de nouveau avec certitude la mer Maraldi. Toutefois il n'y a pas moyen de se soustraire à l'impression de variations considérables, dans la teinte comme dans la forme et rétendue de ces taches sombres. Les auteurs seraient disposés à attribuer ces variations, du moins dans les latitudes élevées, aux effets de la foivte des neiges, le sol devenant marécageux et sombre aux endroits où les neiges sont fondues. L'atmosphère martienne doit également jouer un grand rôle dans ces va- riations d'aspects. Il semble bien que nous devions admettre sur Mars deux espèces de taches sombres, les unes dues à des mers, les autres à des brumes ou brouillards. Peut-être môme arriverons-nous à la déduction que Teau n'est pas dans le même état qu'ici, n'y forme pas, à proprement parler, des mers liquides, mais plutôt des nappes de brouillards très denses, visqueux, voisins de l'état liquide sans l'être tout à fait. Ces nappes aqueuses varieraient d'étendue et d'intensité suivant les conditions atmosphériques et suivant les saisons. On le voit, la connaissance de la planète avance graduellement, d'année en année, avec le progrès des observations. Nous pouvons affirmer dès maintenant ce qui n'était que probable précédemment : Stabilité^ mais va- riations. L'étude géographique de la planète Mars devient une étude de pré- cision; Mars est un globe géographique comme la Terre, non pas nuageux comme Jupiter et Saturne; il a sûrement des continents et des mers; mais ces mers ne ressemblent pas aux nôtres : elles subissent des variations énig- matiques qui feront l'objet des études futures de la Science. XXXVl. 1830. — Sir John IIerschel. Après avoir donné sur Mercure et Vénus l'opinion suivante [Outliiies oj Astronomy] : « La conséquence la plus naturelle à tirer de l'extrême ténuité des taches, qui ne sont même que passagères, c'est que nous ne voyons pas, comme dans la Lune, la surface réelle de ces planètes, mais seulement leurs mn JOHN HBRSCHBL. 131 atmosphères liés cliargées en nungea et qui peuvent, servira adoucir l'éclat d'ailleurs trbs intense de leur clarté », rillustre astronome iijoulo : « Le cas est très différent pour Mars. Dans celte pUnète, nous distinçuona avec une parfaite netteté les contours do ce que nous pouvons regarder comme lies continents et des mers (voyez ^3. 71 où Mars est représenté tel qu'il a été vu, le ]G août 1830, dans le réflecteur de 20 pieds de Slougli). Les continents se distinguent par cotte couleur rougeâtre qui caractéi-ise la lumière de celte planùle et qui annonce, à n'en pas douter, une teinte d'ocre dam le sol en général (comme les carrières de pierre à sablon rouge dans quelques lieux de la Terre peuvent en offrir l'image aux habitants de Mars); seulement le ton est plus prononcé; par un contraste qu'expliquent les lois générales de l'optique, Ips mers, comme nous pouvons les appeler, paraissent verdAtres. Ct'S taches cependant ne se voient pas toujours d'une manière également dis- tincte, quoique, quand on les voit, elles ofH-ent toujours la môme apparence, Cela peut venir de co que la planète n'esl pas entièrement dépourvue d'al- mosphère et de nuages; et ce qui donne beaucoup d'autorité à celte liypo- lliése, c'est la présence de lâches blanches et d'un vif éclat à ses pôles (dont une est représeulée dans notre dessin). On a soupçonné, avec beaucoup de probabilité, quo ce sont là des neiges : elles disparaissent lorsqu'elles ont été longtemps exposées au Soleil, et sont au plus haut degré de leur grandeur lorsqu'elles no font que sortir de la longue nuit do leur hiver polaire, s Eu 1838, le 2'2 juin, le D' Poarson avait observé sur le disque de Mars une tache sombre allongée verticalement, non loiu du bord gauche ou occi- dental, et, quatrejours après, il revoyait cette tache, non plus verticale, mais horizontale et allongée le long du bord supérieur. 11 eu écrivit à sir John Hcrschcl qui lui-même communiqua le fait à Smylh . Celui-ci en parle d;m3 sou ouvrage Cycle of Celesiial abjects et en donne môme la figure. Il s'agissait 122 LA PLANÈTE MARS. certainement là de deux taches différentes, car la planète ne tourne pas dans ce sens : nous ne sommes pas dans la direction du pôle. Nous retiendrons de sir John Herschel deux faits. Le premier, c'est que dès cette époque, 1830, l'opinion que les régions jaunes représentent des continents et les grises des mers devient à peu près générale; le second, c'est que le ton jaune des continents est celui de la surface du sol. Mais l'expli- cation du flls de William Herschel est soumise à caution. Pour Tadmettre, il faudrait supposer qu'il n'y ait aucun genre de végétation à la surface du sol de Mars. Une telle supposition n'est guère acceptable, puisqu'il y a comme ici de l'air, de l'eau et du soleil. Si la surface du sol est rougeâtre, cela ne proviendrait-il pas de ce qu'elle serait recouverte d'une végétation de cette nuance? Cette coloration n'est pas rouge d'ailleurs, c'est un jaune chaud que nous ne saurions plus exactement comparer qu'à celui des blés mûrs. XXXVII. 1830 à 1837. - Bessel /■, Le grand astronome-mathématicien Bessel a fait de 1830 à 1837 à l'obser- vatoire de Kœnigsberg une série d'observations de Mars qui n'avaient point pour objet sa constitution physique, mais seulement la mesure de son dia- mètre et de son aplatissement. Il trouva pour le diamètre, à la distance I (celle de la Terre au Soleil), 9'', 33. L'aplatissement polaire lui parut tout à fait insensible. Les mêmes mesures ont donné pour l'excentricité de la tache polaire au- strale 6° 36'. On se souvient que William Herschel avait trouvé en 1783, pour cette môme tache australe 8%8, Béer et Mudler 8°. OuDEMANs, de Leyde, a publié en 1852 une nouvelle réduction de ces mesures (^j. Il conclut pour le demi-diamètre 4",G64, ce qui, combiné avec la parallaxe solaire alors adoptée de 8", 571, donne 0,54 i pour le diamètre do Mars relativement à la Terre, et 0,161 pour le volume. 11 trouva par les mêmes observations de Bessel : Longitude céleste où pointe le pôle nord de Mars. 319* l' ^') ou ascension droite 317*34 Latitude.. 61» 9 ou déclinaison 50" 5 (') Kœnifjsberu Ueobachtunfjcn, t. XXill, 1847. p. 94,95. [') Astronomische Nachrichlen, n" 838, 1852, p. 351. (') Nous avons vu que Herschel avait trouvé : Longitude 317» Longitude b9«42 et Schrœter : Lonpfitudc . . 3 J2«»5ô' Latitude G0<» 33 1831-1832 SIH JAMES SOUTH. 1^3 XXXVIII. 1831-1833. — Sm James Soutii (M. I/aslronome anglais sir James South, auquel nous devons d'intéressantes mesures d'étoiles doubles, a présente à la Société royale de Londres, le 10 juin 1831, puis le 13 décembre 1833, une série d'observations sui* l'atmo- sphère de Mars, montrant que cette atmosphère n'a pas Textension que lui avait fait supposer l'interprétation des observations de Toccultation do l'étoile ^ du Verseau par Mars, le 1" octobre 1673. Cassini avait observé à Briare ; « Le 1«^ octobre 1673, dit-il, à 2*'45'" du matin, Mars, vu par une lunette de 3 pieds, semblait toucher par son bord septentrional la ligne droite tirée par la première et par la seconde étoile do l'eau d'Aquarius marquée •]/, d'où il n'était éloigné que de 6 minutes. Cette étoile paraissait si diminuée et affiûblie de lumière qu'on ne la pouvait dis-» tinguer ni à la vue simple ni par une lunette un peu faible, d L'étoile ^ du Verseau est de 5° grandeur. Nous avons déjà parlé de cette observation p. 60 (en note). Celte même occultation fut observée à l'Observatoire de I^aris par Rœmer : il Les nuages ne permirent pas d'en voir la sortie, et Ton ne sait même pas si l'on aurait pu la voir immédiatement, car, trois quarts d'heure après, le ciel s'étant découvert, M. llœmer la chercha attentivement autour de Mars et il ne la trouva qu'après l'attention de deux minutes, quand elle était déjà éloignée du bord oriental de Mars de deux tiers de son diamètre. Il com- mença de la voir sans difficulté quand elle était éloignée de Mars des trois quarts de son diamètre ». [Mém, de VAcad,, t. VII, p. 359). Voilà donc une étoile de 5** grandeur qui aurait subi à la distance do six minutes l'influence de la planète. « Cette difficulté de voir celte étoile do ia 5** grandeur très proche de Mars est considérable, d'autant qu'il n'y a point de difficultés à voir des étoiles de la môme grandeur au bord do la Lune. Ce qui pourrait faire juger que Mars est environné de quelque atmosphère. » Sir James South remarque d'abord que William Ilerschel a fait une obser- vation contraire le 27 octobre 1783, puisqu'il a pu suivre une étoile do 13^ à li'' grandeur à la distance de 2' 56'' de la planète : « Not otherwise affected by the approach of Mars than what the brightness of its superior light might account for. >. Nous avons signalé cette observation. « Le 19 février 1823, dit sir James South, j'ai observé à Londres, à Blackman- slrect, une étoile de 9® à 10'* grandeur qui n'a pas subi de diminution d'éclat à r43" du Ijord de la planète. (') On ilic extensice atmosphère of Mars. Philosophical Transactions, 1831, p. 417, ^ id. 1833, p. 13. 124 LA PLANÈTE MAIIS. « La nuit suivante, continue-t-il, Tétoilc 42 du Lion, de G*' grandeur, s'est approchée de Mars ; à 4'* du malin, elle était tout proche et présentait une belle couleur bleue. Elle a été occultée. Je n*ai pas pu saisir le moment précis de roccultation, mais à Témersion j'ai revu Tôtoile à environ une minute et demie du bord; elle était nette, indigo bleu, ce qui faisait un contraste exquis avec la couleur de Mars. La planète n'était qu'à 47 heures de son opposition, et son diamètre était de 16'', 6. » Le 17 mars 1831, le môme astronome fît encore une observation analogue à propos de Toccultation de l'étoile 37 du Taureau par Mars. L'étoile ne subit aucune diminution d'éclat ni de couleur. Il n'y avait pas de contraste de couleur comme dans le cas de 42 du Lion. L'étoile 37 du Taureau a à peu près la couleur de Mars. Le 28 novembre 1832, sir James South fit encore une observation analogue Une étoile de C* à 7* grandeur précédait Mars au Sud. Elle offrait une belle couleur bleue, en contraste frappant avec celle de la planète. L'objectif de Téquatorial mesurait 11,85 pouces anglais et supportait bien un grossisse- ment de 520 fois. On suivit Tétoile [JR — 3»'29'"19», (D -h 20*^22') jusqu'au bord de la planète : il n'y a pas eu l'ombre d'un changement optique dans l'éclat de l'étoile, pas plus que dans sa couleur, ni à l'immersion ni à l'cmer- sion. La planète avait passé son opposition depuis 9 jours. L'auteur conclut que l'ancienne hypothèse d'une atmosphère considérable est insoutenable. C'est aussi ce que Flaugergues avait conclu en 1796 d'une observation analogue [voy. p. 84, en note). XXXIX. 1837-1839. —J.-G. Galle. Cet astronome a fait en 1837 et 1839, à l'aide du réfracteur de 9 pouces de l'observatoire de Berlin, une série d'observations et de dessins fort remar- quables. Di.x-huit de ces dessins ont été reproduits par M. Lôhse dans le tome I des publications de VAstrophtjsikaL Observatorhnn zu Postdam (1878). Parmi ces croquis nous reproduisons, entre autres, les suivants : Fig. 72 A : 12 mars 1837, à 10^37'". Fig. 72 B : 12 mars 1839, à 10*» 0™. — Dans cesdeux vues, on remarque, en bas, la tache polaire boréale, très petite dans le deuxième dessin. Ce dessin de 1839 offre une ressemblance remarquable avec celui de Kunowsky, du 15 mars 1822 : la tache supérieure représente le détroit d'Herschel II et la baie du Méridien. Fig. 73 C : 12 mars, à lli'SO™. 1837-1839 J.-G. GALLE. 125 Fiij. D : 13 mars, aB''!!'". l-'i'j. E ,■ Il m^irs 1839, i HJi-Oi". — Cotte sorte de tête de canard représenle également la Laie du Môridieii. Heiiiarquer cet aapact [ourcUu, ruviendi'oiis plus tard. Fi'j. V : 30 mar3, — La tache noire a est passée 4 iO^'iO"' au mdridien cculral Celte figure a été prise {x 0<> 40», et la suivante (G) ù lli> 10">. Fi'j- 11 ; 31 mai, à 11'' 30'". —Ou distingue les dcii:t taches imlaircâ. qui do sont Fiy-r [larGallu, pas à. i'extrémitd d'uu même diamètre. On remarque eu a uac échaucrure assez singulière. (Nous avons déjà vu udo observatiou analogue dans Sclirœler. i FiQ. I : l"' juin, à 11'' 15". — La traînée sombre, qui descend d'un pùle & l'autra, parait correspondre A la mer du Sablier, qui est encore mieux reconnaissoblc sue les croquis II, U, E et H. Fin. J : 1 j"i». l'i U''22'». Ces desaina de Galle signifleul également : slabUilL viaù variations de ions. i26 LA PLANÈTE MARS. « XL. 1839. — Napoléon III. Nous avons découvert cette observation dans un ouvrage où nous ne l'au- rions certainement pas cherchée (*), et nous la signalons plutôt pour sa curiosité que pour son importance. Au mois de juin 1839, le prince Louis-Napoléon et M. d'Abbadie, aujour- d'hui membre de Tlnstitut et du Bureau des Longitudes, qui l'accompagnait, étant en visite à Tobservatoire de sir James South, à Londres, observèrent Mars et remarquèrent surtout la calotte polaire supérieure, alors très accen- tuée. M. d'Abbadie en fît un petit croquis qu'il serait superflu de reproduire, et Louis-Napoléon Bonaparte en écrivit une courte description qu'il signa Napo-» léon m (en 1839). La planète offrait une phase marquée. La tache polaire était si brillante qu'elle allongeait le disque de Mars en forme de pointe et lui donnait l'aspect d'une poire. C'était sans doute une semaine ou deux après le dernier dessin qui précède. XLI. 1843 à 1873. — Julius Schmidt. Le savant Directeur de Tobservatoire d'Athènes a fourni une des collections les plus nombreuses d'observations de Mars, faites en 1843, 1815, 1846, 1847. 1854, 1856, 1860, 1862, 1864, 1866, 1867, 1869, 1871 et 1873. Mais cette belle série n'a pas été publiée, et nous ne la connaissons que par les relations qu'en a données M. Terby. Les dessins de Schmidt s'élèvent à 107. Les observa- tions ont été faites successivement à Hambourg, en 1843, avec un grossisse- ment de 90 fois; à Bilk, près .Dusseldorf, en 1845; à Bonn, en 1846 et en 1847, avec un réfracteur de 5 pieds et un héliomètre; à Olmûlz en 1854 et en 1856, avec un réfracteur de 5 pieds, et enfin à Athènes, de 1860 à 1873, avec le réfracteur de 6 pieds et un grossissement de 550 fois. On y reconnaît avec une grande évidence, dans la plupart des cas, les principales configu- rations géographiques de la planète» Les quatre dessins ci-dessous, reproduits d'après M. Terby, donnent une idée des observations de Julius 8chmidt. En voici les dates; nous les publions dès ici quoiqu'ils anticipent un peu sur notre ordre chronologique. Fig, A. 26 septembre 1862, à 8»>36'" (heure d'Athènes). Fig. B. It^^"- octobre 18G2, à 7»>28'". id. Fig. C. 16 mai 1873, à8i»15«'. id. Fig. D. 23 mai 1873, à 7i' il™. id. La fig, A permet de reconnaître la mer du Sablier. Au-dessus, comme une île très vaste, la terre de Lockyer, et, plus haut, la tache polaire australe, bien détachée (') Révolutions de la Mer^ par Adhémar. 'i" édition, p. 24*2. Paris, 1860. IMÔ-18M JULtDS SCUSIinT, MlTCIfRL, WARUEN DE L\ RUE. lîT (]u boril. Le resLe est moins sur. La ftg. D, qui contient la mer Moroldi, montre au-dessous d'elJe une baiido sombre que Qous ne reconnaissons pas. La fig. C rap- pelle la fi'j. 7 de Mndler en i8H, mais n'est d'idcntili cation sûre pour aucune de - tStnal 1873, i SMS Kilt- Tj. — Dossius rs, i.iirJuli I ses taches. La fig. D paraît représenter la mer Flammarion et la mer llooke >! Réparées par un isthme. i| Ces obaerValions militent ilsaloinuuL eu faveur de variaiions nolablcs dans i' les aspects de Mara, I ^^^■bndc les connaissances astronomiques et que se développe le goût des ob- ^^soi-vations. Il serait mutile, pour notre étude de la planète, d'exposer ici tous les travaux, qui souvent se répètent ou n'upporlenl aucun élément nouveau a la question. Nous n'en omettrons pourtant aucim d'intéressant et nous don- noi'OQS toujours en détait les plus importants. Eu ISiô, Mitclicl a fait plusieurs observations de celle planète, au grand cquatoriai de Gincinnalti, a'appliqiianl surtout aux neiges polaires : il crul XLII. \Siti à 1856. — Mitciiel, Gbast, Wahiien de L-*. Hur, J.\cOH, BnoDiK, Webii. >s observations de Mars se multiplient à mesure cjue s'étendent dans >lc 128 LA PLANÈTE MARS. icmarquer un poiot noir dans la tache polaire, le 12 juillel 1845, el des mou- vemenls aux bords de ces neiges. Grant a présenté à la SocîêLé royale astrono- mique de Londres deux croiims pris en octobre 1847 et en mars 185-1 {Mont/Uy Polices, 1854, p. 165). Le premier montre la lacbe polaire australe et le second la boréale. L'auteur est James William Grant (qu'il ne faut paa confondre avec Robert Grant, auteur de VHlsloi-y o/ physical AUronoinij, London, 1653). Jacob a fait, en mars 1851, deux dessins sur lesquels on reconnaît les principales laclios. En 1856, Warren de la Uuc, flrodie et Webb en ont obtenu de plus importants. Daus toute cette série, co. sont certainement les dessins de Wari-en de la Hue qui méritent la plus haute attention, et parmi ces dessins, il en est doux. du 20 avril !H5lj,à9''4U'°et ù 11 ''45"', qui sont particulièrement remarquables. Nous les reproduisons ici. Le premier (/ig. lH) montre bien clairement la mer du Sablier, assez étroite. Dans le second {fi'j. 77), fait deus lieures plus tard, cette mer arrive au bord occidental ou gauche du disque el le détroit d'Herscbcl II occupe la partie supérieure de la figure- La baie du Méridien se présente vers ladi'oite, comme une langue [lointuc. Les lacbes polaires sont bieu évidentes aux deux pôles. Elles n'appai- liennent pas à un même diamètre. Ces deux dessins sont peut-ûlre les meil- leurs que nous ayous eu sous les yeux depuis les premières pages de cet ouvrage. Ils out été obtenus à l'aide d'un excellent télescope newtonien do 13 pouces anglais, ou 0'",33 de diamètre, monté en êquatorial, 1856 WARllEN DE LA RUE, BRODIE, ETC. MO Nous pouvons adjoindre à C63 vues deux croquis de ]a plauète pris à peu prés à la même date, au milieu d'avril 1856 : le premier, a3sezdétaillé,dan3la Boirée du 18, par Fr. Brodîe; le second, simple esquisse, pris v vers le 15 b par le pasteur Webb. Voici ces deux observatious (.VonlA/y Notices, XSÏ, 204 et 188) : Pig. 7S. — Dessin de la pianote Mnra, 1g avril IH16, par Fr. Brodle. •« 18 avril, 10'' 10" de temps sidéral. Mars près delà Luoe, très bonne FLAUiijLmos. — Maru. 8 130 LA PLANETE MARS. image, objectif de 6 pouces J, grossissemenls de 396 et 578. Les pûles sont resplendissants de blancheur, surtout le pôle sud. On remarque aussi deux autres rcgions plus blanches, en AB et en CD ». 2" Le croquis de Webb, quoique moins détaillé, indique cependant mieux que le précédent, ces quatre régions blanches (les deux pôles et les deus Flg. 79. — Croquis de la pis aùte Mars, parT. W. Webb, vers le 15 avril 1856. points AB et CD, de sorte que Mars paraît presque de forme équilatérale. — Cette esquisse ressemble d'une manière remarquable à celle qui, dans les ob- servations de Cassini publiées par le Journal des Savants, porte la lettre A [voy. p. 19) el qui est aussi .la première en tète du mémoire de Cassini [p. 20). — Le laborieux Webb a fait un grand nombre d'autres dessins. Nous y reviendrons à propos de son ouvrage d'Astronomie pratique. Une étude physique de la planète a élé publiée par Taylor dans le Madras Speciator du 26 août 1845, observations faites avec un télescope d'Herschel. Gruithuisen en parle dans son Asironomische Jahrbueh fur 1848, La planète avait une large bande équatoriale et était, à l'exception de cette bande, très lumineuse. Son aspect rappelait celui de Jupiter. XLIII. 1845-1875. — Main, M. Main a fait, tant à l'observatoire de Greenwich qu'à celui [d'Oxford, un certain nombre d'observations de la planète Mars, principalement au point de vue de la mesure du diamètre. En 1845, il a fait quelques observations de la surface ['). Le 22 août, à Il^SO™, à l'époque de l'opposition, il examina la surface, en compagnie de l'astronome royal (M. Airy). Vers 10° h l'ouest du Nord apparent, sur le bord de la planète, on voyait un cap blanc qui formait un contraste frappant avec là zone sombre qui était immédiate- ment au-dessous. Un peu au-de.ssous de cette bande foncée, on en remarquait une plus claire. La tache sombre la plus apparenfe du disque se voyait à gauche de la grande masse foncée qui occupait une partie considérable de la surface supé- rieure, et il y avait aussi une autre laclic sombre à droite. (') Exiiminalion of lliesurfaco uf llw iitanet Mars witk ihe télescope o/ Ihe South- Easl equatorial. Hoyal Ubservalory. Greenwich, 18(5, p, 17!. 1853 ARAGO. 131 Les meilleures descriptions ne valent pas le plus simple dessin. 29 août, 11^. L'aspect de la planète est entièrement changé, à Texception du cap polaire. La coloration était d'un beau rouge de terre « rich red earth ». Les taches sombres avaient une très légère teinte bleue. Le môme astronome a fait d'autres observations à Tobservatoire d'Ox- ford ('). Il a surtout pris des mesures de Taplatissement polaire et du dia- mètre. Les voici ; Aplatissement : 9', 84 ^ 1871 9^,377 Jj 1875 9'* 38 T*ï 1855 9',84 ^ 1871 9',25 1862 9^,377 Jj i875 9^,185 1864 Aplatissement : 1 71 1 36 XLIV. 1856. — WiNNECKE. Le but de ce travail étant Tétude de la constitution physique de la pla- nète, nous n'avons pas donné ici les observations et calculs relatifs aux élé- ments de l'orbite, à la parallaxe, à la masse et au diamètre. Cependant, pour ce dernier point, nous avons signalé les mesures les plus importantes, telles que celles d'Herschel, Schrœter, Arago, Bessel. Nous signalerons aussi les mesures faites par Winnecke, en 1856, à l'observatoire de Bonn (2). Il trouve pour le diamètre, à la distance I, 9'',2i3. Aucune trace d'aplatissement, au contraire, car il obtient pour le diamètre polaire 9*', 227 et pour le diamètre équatorial, 9^186. XLV. 1853. — Arago (»). Nous avons déjà signalé et résumé le mémoire d' Arago sur Mars ainsi que ses observations (p. 90-93). Dans le Livre XXIV de son Astronomie populaire , dictée la dernière année de sa vie, lorsque sa vue, fatiguée par tant de travaux, était déjà en partie perdue, il s'est occupé en outre des saisons de Mars, de sa couleur et de son atmosphère. Les saisons sont adoptées telles que nous les avons vues exposées par Béer et Mâdler. Il est uu point intéressant, relatif à Texcentricité de l'orbite, que nous aurons lieu d'examiner plus loin, et sur lequel Arago s'exprime dans les termes suivants : (•) Memoirs of Ihe Royal Aslr. Society, t. XXV, p.48; /d., t.XXXll, p. 112; Rad- cliffe Observatory Results, t. XXII, XXXI et XXXIII. (•) Astronomische Nachrichten, n* 1135, 1858, p. 97. (») Astronomie populairCt œuvre posthume, publiée en 1854-1857. Arago est mort le 3 octobre 1853. 132 LA PLx\NÊTE MARS. MM. Madler et Beer ont suivi, jusque dans les dernières conséquences suscep- tibles d'être vérifiées par nos instruments, l'explication qu'on a donnée des taches polaires brillantes do Mars en les assimilant à de la neige. Sur les 668 jours | dont se compose une année solaire de Mars, ces astronomes trouvent que les saisons estivales de l'hémisphère boréal de la planète ren- ferment en nombres [ronds 372 jours et que les saisons hivernales contiennent 296 jours {voyez p. 115). Ces mêmes résultats s'appliquent aux saisons de l'hémisphère sud, en rempla- çant seulement le mot estivales par le mot hivernales et réciproquement. Cette inégale durée entre les saisons froides et les saisons chaudes n'empêche pas les deux hémisphères de pouvoir jouir de la même température moyenne. Quant aux extrêmes de ces températures, ils peuvent être très dissemblables si l'on compare un hémisphère à Thémisphère opposé. Ainsi, au solstice d'été de l'hémisphère sud de Mars, cette planète est actuelle- ment à sa moindre distance au Soleil et par conséquent reçoit alors de cet astre le maximum de chaleur qu'il puisse jamais lui communiquer. Cette chaleur sera à son minimum au solstice d'hiver. Il résulte de là que si la matière qui produit la tache blanche du pôle austral de Mars jouit des propriétés analogues à celles de nos neiges, cette tache doit varier considérablement plus que la tache blanche du pôle boréal. Nous parlerons plus loin du théorème en vertu duquel la quantité totale de la chaleur solaire reçue de l'équinoxe de printemps à l'équinoxe d'au- tomne est identiquement la môme que celle qui est reçue de Téquinoxe d'automne à l'équinoxe de printemps, la durée de l'exposition au Soleil compensant exactement la difTcrence des distances. Mais si la quantité totale de chaleur reçue est la même, il n'en est pas moins vrai que Thémisphère qui est exposé au Soleil au solstice périhélique reçoit à ce moment-là plus de chaleur que, Fautre n'en reçoit au solstice aphélique, et que, par consé- quent, son été est plus chaud. La neige polaire doit donc y être plus réduite. On pourrait imaginer une orbite assez allongée et une inclinaison de Taxe telle que la neige ne fondrait jamais aux environs d'un pôle qui aurait son hiver au périhélie et son été à l'aphélie. A propos de la coloration de la planète et de ratmosphère,Arago s'exprime comme il suit : Quelques astronomes, physiciens et géologues ont parlé à cette occasion de terrains ocreux, de grès rouges, sur lesquels la lumière solaire serait réfléchie. Lambert, pour expliquer le même phénomène» supposait que dans cette planète tous les produits de la végétation sont rouges; d'autres, se rappelant qu'au soleil levant ou au soleil couchant les objets terrestres sont quelquefois rougeâtres, 1S53 ARAGO. 133 ont voulu voir dans ia coloration de Mars le rtîsultat des modifications imprimées aus rayons de lumière par l'atmosphère dont la planète serait entourée. Mais cette explication ne saurait être admise. En la supposant exacte, c'est sur les bords et dans les régions polaires que la coloration devrait atteindre son maximum, et c'est précisément le contraire qu'on observe. On a remarqué que la couleur rouge de Mars paraît beaucoup plus intense à l'œil nu que ilans une lunette; en interrogeant mes souvenirs, il me semble qu'avec des lunettes la teinto s'affaiblit notablement quand le grossissement s'accroit. Les taches permanentes de Mars ne sont jamais visibles jusqu'au bord de la planète. Ce bord paraît lumineux. Ces deux faits ont conduit à la conséquence que Mars est entouré d'une atmosphère. La prédominance d'éclat du bord oriental et du bord occidental a paru telle ii quelques observateurs, qu'ils ont comparé ces deux bords h deux ménisques étroits et resplendissants entre lesquels serait enfermé le reste du disque comparativement obscur. Quelques observateurs ont remarqué que les taches sombres présentent une légère teinte verdAtre, mais cette couleur n'a rien de réei. Elle est un phénomène de contraste, ainsi que cela se voit toutes les fois qu'uu objet blanc et Taible est placé a, cAté d'un autre objet fortement éclairé en rouge. La disposition de taches permanentes de Mars près des hords do sou disquo, conaidérée comme un effet et comme une preuve de l'eiistence d'une atmosphère dont la planète serait entourée, mérite d'être développée Ici. Sans entrer dans le détail des principes de Photométrie qui pourraient trouver une application dans l'examen actuel, nous pouvons reganler comme un résultat d'observation que, lorsque la lumière solaire éclaire librement la partie matérielle d'un corps sphériquo et raboteux, le bord et le centre de son disque apparent, vus de loin, ont h peu près la même intensité. Ce fait, nous le tirons de l'observation de la Lune dans son plein. L'égalité en question n'aurait plus lieu si les rayons qui vont éclairer les bords et le centre de l'astre n'avaient pas le môme éclat. Les rayons solaires qui illuminent les hords de l'astre sont-ils plus faibles que les rayons qui frappent le centre, les bords paraîtront moins éclairés que la centre. Or, si Mars est entouré d'une atmosphère imparfoitement diapliaue, les rayons qui vont atteindre le bord de la planète doivent Mto plus faibles que les rayons aboutissant au centre, puisqu'ils ont eu à traverser une plus grande étendue de couches atmosphériques; donc, par cette raison et même sans tenir compte de rofTaiblissemcDt que la lumière éprouve en traversant une seconde fois les deux régions atmosphériques dont il vient d'être question, la partie solide ou liquide des régions voisines du bord doit être plus sombre que la partie solide ou liquide des régions centrales. Il est une seconde cause qui, sans changer le résultat, peut en modifier nota- blement les conséquences optiques. En effet, dans la direction de chaque point 134 LA PLAN'ÈTE MARS. matériel de la planète, on doit voir à la fois la lumière renvoyée par ce point et celle qui nous est réfléchie dans la même direction par les parties correspon- dantes et interposées de l'atmosphère planétaire. Cette seconde lumière est évi- demment d'autant plus intense que l'atmosphère a plus de profondeur ; on conçoit que, près du bord, la lumière atmosphérique, en s'ajoutant par portions égales à la lumière d'une tache et à celle des portions voisines plus éclatantes, les rend à peu près égales, d'après ce principe que deux lumières paraissent avoir le même éclat lorsque leur différence n*est que de ^, Supposons, par exemple, qu'une tache et la portion avoisinante aient entre elles des intensités représentées par 30 et 31 ; supposons qu'on ajoute à chacune des deux parties des lumières représentées par 30, les intensités définitives devien- dront 60 et 61. Avant l'addition, la tache était très différente des parties qui l'en- tourent; après, la difiFérence est insensible. Des considérations de ce même genre, combinées avec quelques mesures photométriques des parties obscures et des parties lumineuses faites près du centre et à différentes distances du bord, conduiront à des conséquences qui semblent devoir nous rester à jamais cachées sur les propriétés optiques de l'atmosphère de Mars. Nous n'ajouterons qu'une réflexion aux considérations d'Arago, c'est que les bords du disque de Mars étant réellement plus blancs que la région inté- rieure et les taches étant effacées sous cette clarté, nous devons en conclure que V atmosphère de Mars est assez profonde^ absorbe et réfléchit une partie notable de la lumière solaire qui lui arrive. Toutefois, elle est incontestablement plus transparente que celle de la Terre, et, de plus, moins souvent chargée do nuages. Arago a mesuré l'intensité de la lumière réfléchie par les caps polaires et Ta trouvée double de celle que renvoient les bords du disque. XLVI. 1858. — Le P. A. Segghi (*). La planète devant arriver dans le cours de Tannée 1860 en l'une de ses positions les plus favorables, le savant Directeur de l'observatoire du Collège romain voulut se préparer dès l'opposition précédente de 1858 à toutes les observations qu'il serait intéressant de faire, tant pour l'étude de la con- stitution physique de Mars que pour la détermination de la parallaxe solaire. Il prit pour collaborateur dans cette étude son collègue le P. Cappelletti, et les deux astronomes réussirent à faire un grand nombre de dessins excellents. L'instrument employé a été Texcellent équatorial de l'observatoire, de (•) Oaservazioni di Marte, faite durante l'oppoaizione del 1858. Memorie dell' Osservatorio del Collegio romane. Roma, 1859. 1858 LE P. A. SECCHl. 135 9 pouœs ou 0",244 d'ouverture libre et de 4", 328 de distance focale, muni de grossissements de 300 et iOO fois. Les heures les meilleures pour l'observation do Mars à Rome ont été celles du coucher du soleil jusqu'à deux ou trois heures après, et seulement dans les journées de beau temps fixe. On observa sur la planète des taches de colorations très variées, rousses, bleues, jaunes et môme, peut-être par contraste, verdâtres. Les dessins, avoue Secchi, ne peuvent pas donner une idée de ces teintes. La gravure sur cuivre ne peut les reproduire, et même les essais tentés en chromolithographie ne sont pas satisfaisants. Le pastel seul a réussi, et quarante dessins de ce genre sont conservés à l'observatoire du Collège romain (*). On a remarqué que Mars paraissait moins rouge à Tœil nu lorsque, dans la lunette, on ne lui voyait aucune tache azurée notable. Cette remarque peut apporter quelque lumière sur l'origine de la variabilité des astres. Le meilleur moyen de juger de la forme des taches observées n'est peut- être pas de les décrire, mais plutôt de les examiner directement sur les dessins. Les plus caractéristiques sont ceux des 13, 14, 15 et 16 juin, qui montrent une grande tache azurée, de la forme d'un triangle et que les observateurs désignent dans leur journal sous le nom de Scorpion. Elle rappelle en effet, la forme de cet animal et de cette constellation. Le P. Secchi l'appelle aussi canal Atlantique. Cette tache caractéristique n'est autre que notre fameuse mer du Sablier avec laquelle nous avons fait depuis longtemps connaissance. Mais traduisons ici littéralement les descriptions de l'auteur. Ce canal Atlantique est vaste. Un autre canal (*), petit, et qui réunit entre elles deux taches plus larges, se voit sur les dessins des 3, 4, 5 et 7 juin : nous l'avons surnommé Visthme. (Cet isthme, situé vers HO® à droite de la mer pré- cédente, nous paraît être la mer étroite à laquelle nous avons donné le nom de Manche sur notre carte, au-dessous de la baie Christie, et que M. Schiaparelli appelle le Gange. Les trois baies doivent être: 1*> la baie du Méridien; 2« la baie Burton ou bouche de Tlndus; 3° Terabouchure de la Manche. Ces deux canaux, dit le P. Secchi, entourent une espèce de continent rougeâtre ; les deux canaux et le continent occupent environ loO» de longitude aréographique le reste est couvert de taches indécises, très difficiles à reconnaître et h dessiner. Les taches polaires sont environnées de contours cendrés et mal définis; mais, entre le continent rougeâtre et la tache polaire supérieure, on voit une autre tache très blanche que Ton pourrait facilement confondre avec la calotte polaire. L'éclat (M Je les ai eus sous les yeux lors de mon séjour à Rome, en 1872. (') Cette désig^nation de canal qui revient dans toutes les descriptions de l'auteur nous parait on ne peut plus mal choisie. La mer du Sablier, par exemple, ne corres- pond pas du tout à une désignation de ce genre. 136 LA PLANÈTE MARS. de ces régions est si vif que par irradiation elles paraissent sortir du bord de la planète et cette illusion tend à exagérer le diamètre polaire. Les dessins des hémisphères polaires faits par le P. Secchi ne s'accordent ni avec ceux de Béer et Mâdler, ni avec ceux que nous aurons à étudier plus loin. Parmi les nombreuses questions que suggère l'étude de la constitution phy- sique de la planète, ajoute l'astronome romain, il ne semble pas que l'heure d'en donner la solution soit arrivée. On ne saurait, par exemple, décider si les taches bleues sont telles seulement par contraste ou en réalité. J'incline à croire que la coloration est réelle parce que j'ai pu observer de petites portions séparément au moyen d'un minuscule diaphragme; cependant une observation faite de jour me les a montrées presque noires. L'autre question serait de décider si les régions obscures représentent de l'eau, les rougeâtres des continents, et les blanches des nuages, et il est également difficile d'y répondre : il faudrait d'abord reconnaître si ces taches sont permanentes ou variables. Si les taches blanches changent de formes, on pourrait les considérer comme des nuages; sinon, on pourrait voir en elles des glaces ou des continents. En fayeur de l'opinion que les régions blanches sont des nuages, semble militer le fait que nous voyons quelquefois la grande tache du canal Atlantique comme couverte de cirri, tandis qu'en d'autres circonstances ce fait ne s'est pas présenté. Il faudra voir si ces aspects se reproduiront. Les régions rougeâtres comme les bleuâtres semblent trop permanentes pour que l'on puisse douter de leur nature : il est probable que les premières sont solides et les secondes liquides. Le ton des premières n'est pas uniforme, mais marqueté « screziato» et comme rempli d'un pointillage sur la nature duquel nous n'avons aucune idée. La comparaison de nos dessins avec ceux obtenus par Mddler, de 1830 à 1837, semble prouver l'existence de changements très notables. Toutefois, si nous réflé- chissons à l'influence que peuvent exercer dans cet ordre d'observation la force des instruments et la qualité de l'atmosphère, nous devons suspendre notre juge- ment. Nous avons notamment été très surpris de ne pas retrouver la curieuse tache en forme de boule suspendue à un fil qui était alors si caractéristique, et il y a là une grande probabilité de changement; mais peut-être était-ce la tache inférieure de notre isthme. Le grand canal, aujourd'hui si marqué et si fort, était-il invisible à cette époque ? Mais n'était-ce pas la grande tache marquée pn dans les dessins de cette époque? Des recherches ultérieures résoudront ces énigmes (*). Mars paraît certainement avoir une atmosphère. La clarté de son disque est beaucoup plus faible vers les bords qu'au centre; de plus, la netteté des contours des configurations s'efi'ace dans le voisinage des bords, ce qui semble démontrer qu'il y a là une atmosphère, mais très faible, et certainement beaucoup moins (') Nous pouvons affirmer aujourd'hui que ces changements sont certains. LE P. A. SECCHI. 137 dense que celle de Jupiter et probablement même que celle de la Terre: mérite de frapper l'attention la tache ovale claire que l'on voit dans le dessin du 9 juin, ainsi que dans ceux du 10, du 11, du 13. du 14 et du 15, bien séparée de sa voisine de gauche. Mais dans le dessin du 8 juin elle lui est réunie. Cette réunion n'a pu être qu'apparente et produite par la nuance apportée sur sa division par l'atmo- sphère de la planète ('|. Il résulte aussi des observations que l'axe de rotation n'est certainement pas concentrique avoc les taches polaires. Celte conclusion avait déjà été entrevue par Béer et Mîidler qui pourtant ne la considéraient pas comme certaine. {L'autour aurait pu dire par Herschel, et démontrée par lui. Voir plus haut, p. 56-53 et 97). Le P. Secchi s'est également occupé de la rotation de la planète. En com- binant une observation faite par lui le 25 avril 1856, à 1 1''20" du soir, avec une observation identique du 24 Juillet 1858, à 8''20°', il trouve 24''37"35'. Voici quelques extraits du registre d'observations : 1858,7 mai. 11^, temps moyen de Rome. Mars présente, au milieu de son disque, une grande tache triangulaire de couleur bleue et, au-dessous, une tache rou- geâtre. L'atmosphère est mauvaise, et il n'est pas possible de faire de bonnes observations. Cette tache doit être le canal A tlantique, dénomination donnée par brièveté ii cette grande tache bleue qui parait jouer le rôle de l'Atlantique qui, sur la Terre, sépare le nouveau continent de l'ancien. IG mai. Le disque se montre parsemé d'un pointillagc roux. 3 juin, 9*'45", Uonne atmosphère. On voit bien Visthme. La calotte polaire su- périeure est bien dédnie, mais l'inférieure est îadt^cise. On voit bien un canal mince que nous appellerons l'isthme tpg. 80, A). 4 juin, 9*" 30". Vue analogue à celle d'hier {fîrj. 80, B). 5 juin, S^'ifi. Id. Visthme est plus avancé, et il en est de mâmo de la tache claire de gauche [fîg. 80, C). 7 juin, lO"". Entre l'isthme et le canal Atlantique, est un grand continent rou- geâtre {fig- 80, D). 8 juin, 9'' 10", et 9 juin, O'^lj". Observation de ce continent rougcâtrc. On voit dans sa partie inférieure une espèce de promontoire se dirigeant vers la tacbe polaire intérieure {fig. 81, A, G]. 10 juin, 9''0'°. L'aspect inférieur de la Bgure doit particulièrement attirer l'at- tention parce qu'entre la tache polaire et le continent rouge, s'étend une région de couleur claire {fifj. SI, C]. 11 juin, Oi'jlj™. La plauèto présente une variété de teintes prodigieuse et in- descriptible. Le grand canal bleu est suivi d'une bordure verte b. gauche qui s'étend jusqu'à une tache jaune. Au contour inférieur du canal, on aperçoit {') Cette tache ovale claire est l'Ile Phillips de notre carte (p. 60), et sa voisine de gauche serait la terre de Lockyer rcjoi;;nant l'Ile Dreyer et la terre de Kunowski. Il y a là l'indice do variations importantes. 138 LA PLANÈTE MARS. plusieurs stries bJanclies très petites. Elles sont très remarquablcB. Sont-^e des nuages? Si on ne tes revoit pas par une bonne atmosphère, on sera bien forcé (l'en conclure qu'elles auront changé [fig. 81, D). 13 juin, O^SO" Ipg. 82, A|. Le grand canal bleu se trouve presque au milieu p. Secdii. Roino, IBIiE. du disque; cette tache est si vaste que Mars paraît à l'œil du moins rouge que d'habitude. On prend la direction des trois bras principaui de cette tache en forme do -, ou plutôt de Scorpion : s des taches polaires excentriques, 200*5: Directioade l'axe de la lâche triangulaire, 318*; Bras droit, Î83* ; Bras (jauohe, t60-5; Largeur de la tache noire, S',17â Diamètre polaire de la planète, 18",371 ; Distance de la lâche au pûle supérieur, 7',301. Ces mesures ont été prises à a"". Le dessin a été fait à Si-SO". Mjui 15 ji 16jui njui LE P. A. SECCin. 139 0''15'". Même aspect que la veillo, Très remarquable (/îg. 82. B). Même aspect que les deux soirs précédents \flg. 82, C). in. Atmosphère trouble (flg. 82, D). n, ^^3ùlpg. S.t. A|. Aspect qui rappelle absolument celui du T-t avril 1856, p. Secchi. Rome, ts:^. & 13'>37"' de temps sidéral, ce qui nous permet d'à fOrmer l" la rotation de la pla- nète et 2» la permanence du canal Atlantique que l'on voit à, droite. Le corps do la tache sombre est traversé de plusieurs voiles blancs. Que sont-ils? Le 15, on ne les voyait pas. 18 juin, 9'' iO™. Mars est particulièrement intéressant. On commence à apercevoir, & gauche, une traînée obscure. La planète est jaune en cet endroit, et sur tout le reste rougedtre et bariolée. Dans cette phase {fig. 83, U), le grand canal tend à disparaître et semble se prolonger jusqu'au bord en bas ; mais, lorsqu'on le voit au milieu du disque comme du 13 au ,15 juin, on constate qu'il est interrompu . longtemps avant d'arriver vers te pdle. 140 LA PLANÈTE MARS. 20 juin, !('' IC". Le dessin a Cté fait quand le canal était d^jà au bord du disque et l'on ne voit que de légères traînées cendrées sgr un fopd roux i/ig. 83, C). Mars faits par lo l'. Soculii. Romo, 24 juin, S'iSO". Atmosphère épaisse, le disque semble de couleur marrou (/Î9-83, D). ï" et 2 juillet. Peu de taches. Mars paraît du reste à l'œil nu plus rouge que d'habitude. 23 juillet. La grande tache bleue ressemble tout à fait à un scorpion, 24 et 31 juillet, 5 et 13 août. Ktude de la tache polaire icferieure : elle est cer- /ainemejii dovble et se compose de deux taches contigues. Telles sont les observations relatives à l' opposition de 1858. Le P. Secclii n'a pu les conlinuer pendant celle de 1860, comme il se l'était proposé, mais 1860 EHUANCBL LIAIS. 141 il les a reprises en 1862. Nous aniverons bientôt i\ ces observations, riuant à celles que nous venons de rapporter, elles sont excellentes et peuvent compter Socchi. Rome, I8i8. parmi les meilleures que nous ayons eu jusqu'ici. Los autres seront encore supérieures. XLVII. 18C0. - Eu! Liais M. Emmanuel Liais, astronome de l'Observatoire de P.iris, nommé quel- ques années plus tard par i'Empereui' du Brésil, directeur de TObservatoire de Rio de Janeiro, a observé la planète Mars pendant l'opposition de 1860, nu point de vue de son aspect physique et de la parallaxe du Soleil. Il obtint pour moyenne des mesm-es 25', 35, ce qui donne 9*,i)l pour la distance 1 . Lo ('; L'Espace cilesle. Aspect de Mars et diamètre. 112 LA PLANÈTE MAHS. 23 juillet, il dessina le croquis de Mars que nous reproduisons ici d'après l'ouvrage du savant astronome, l'Espace céiesUt publié eo (865. On reconnaît sur cette figure le pôle sud alors tourné vers nous, un peu du pôle nopd en bas, et, selon toute apparence, la mer Maraldi. L'auteur rappelle ijue la coloration rougeàtre de la planète ne peut pas être due à l'atmosphère, comme Arago l'a montré, et doit représente]' soit la couleur du soi, soit celle de la végéiation. Cette dernière espHcation nous ruqula de Murs, pur M. LlïlB, la Zl ji paraît la plus naturelle, comme déjJi nous l'avons fait remarquer à propos des terrains ocreux de sir John Uerschel. Nous allons arriver aux observations de l'année 1862 qui ont été très pré- cieuses, ainsi que celles de l'année 1864, pour le progrès do la connaissance de Mars, à cause du grand rapprochement de la planète en ces deux oppo- sitions. Mais déjà nous avons une base d'opinion suffisamment fondée sur la constitution physique de ce monde voisin. L'extrait suivant montre ce que nous pouvions dès cette époque en penser. XLVm, 186-2. — C, Flammarion ('). Dans la première édition de la Pluralité des Mondes habités, publiée en 1862, nous résumions dans les termes suivants (p. 21 ), l'opinion, fondée sur l'en- semble des observations, que l'on pouvait avoir à cette époque, relativement auï conditions d'habitabilité de la planète Mars. « Environ vingt millions de lieues au delà de la Terre, circule la ptanète Mars, qui présente aussi de frappants caractères de ressemblance avec les C) Ï.3, Pluralité de* Mondes habités. 1862 C. FLAMMARION. 1A3 précédentes. Elle est éloignée do l'aslre central de 58178600 lieues, achève GOn année en 687 jours ei sa rolation diurne on 24" 39'". Les enveloppes almospliériques qui entoureut cette planèto et la précédente (la Terre), les neiges qui apparaissent périodiquement à leurs pôles et les nuages qui s'é- tendent de temps en temps dans leurs atmosphères, la distribution géogra- phique de leurs surfaces en continents et en mers, les variations de saisons et de climats communes à ces deux mondes, nous fondent à croire que ces planètes sont toutes deux habitées par des êtres dont l'organisation doit offrir plus d'un caractère d'analogie, ou que si l'une d'elles était vouée au néant et à la solitude, l'autre, qui se trouve dans les mêmes conditions, devrait avoir le même partage. » De la seconde édition de cet ouvrage (1864) à la seizième (187! ) nous avons puhlié l'esquisse ci-dessus {/îy.85],que nous avions conclue dès cette époque de la comparaison des diverses observations, comme représentant l'hémi- sphère le plus sûrement connu de la planète. Cette petite carte contient la mer du Sablier et les mors environnantes, et avait surtout pour but do montrer les différences caractéristiques de la géographie martienne avec la nôtre. A partir delà dix-septièmeédition( 1872), nous avonsdonné (planche coloriée) le mémo hémisphère, d'après les observations plus récentes. Continents, atmosphère, nuages, neiges, mers et glaces polaires sont admis comme définitivement prouvés. 144 LA PLANÈTE MARS. Dans cette figure comparative, nous avons placé TEst et TOuest, comme sur la Terre, c'est-à-dire comme ils se trouvent pour les habitants de Mars. Nous arrivons maintenant aux observations faites par le P. Secchi en 1862 et publiées en 1863. XLIX. 1862. —Le P. A. Secchi (>). Nous allons traduire, en le résumant, le mémoire publié par le savant astronome italien (*). Ces observations ont été faites à l'observatoire du Col- lège romain, en continuation de celles de 1858, et avec le môme instrument. L'auteur a voulu profiter de la circonstance du passage de la planète à sa plus grande proximité de la Terre et en même temps à son périhélie, pour continuer ses recherches sur sa constitution physique. « Mars, écrit-il, est le corps céleste que nous pouvons le mieux étudier après la Lune. Herschel et d'autres astronomes assurent avoir observé sur cette planète non seulement des mers et des continents, mais encore les eflets des saisons d'hiver et d'été; pourtant les discordances qui existent entre les observations modernes et les anciennes laissent un certain doute dans l'esprit. Les instruments modernes devraient permettre de résoudre la question, car ils sont supérieurs môme à ceux de William Herschel. Nos dessins de l'année 1858 ne s'accordent pas avec ceux de Madler, notamment en ce qui concerne la tache blanche polaire, qui, dans les observations de cet astronome, s'est montrée réduite à un petit cercle brillant, tandis que nous l'avons trouvée vaste et compliquée. A la dernière opposition, elle a repris la forme dessinée par Madler. » Les différences observées ont deux causes. La première est la perspective sous laquelle Mars s'est présenté en 1858, car alors les deux pôles étaient également visibles, tandis que maintenant le pôle boréal s'est caché et que l'austral est tourné vers nous. Le 26 septembre 1862, à 9*" 45", la planète se présentait à nous, dans une position correspondante à celle que l'on a vue sur la fig,2 (4 juin), des dessins de 1858, mais obliquement, en raccourci, avec le pôle supérieur incliné vers nous comme dans le troisième dessin de Madler de 1832. » La seconde cause de variation est qu'en réalité les taches polaires changent constamment. Les vastes champs blancs se sont évanouis et restreints à la petite calotte polaire de Madler. Il est clair que ces variations ne peuvent s'expliquer que par une fonte de neiges ou par une disparition de nuages (•) Osservazioni del pianeta Marie. Memorie delV Osservatorio del Collegio Romano. Nuova Série, vol. II. Roma, 1863. LE P. A. SECCIII. 145 couvrant les régions polaires. El, en fait, c'est ce qui doit arriver, puisque le pôle visible dans l'opposition de 1862 est précisément le pôle tourné vers le Soleil, qui passait alors par son été, et qui n'est éloigné que de 15° du périhélie : il se trouve donc à l'époque de aa plus haute température, c'est-à-dire à celle qui correspond au milieu de notre mois de juillet. Remar- quons en mémo temps la forte inclinaison de l'axe de Mars sur son orbite qui donne à la plauète des saisons très notables. » Ces aspects prouvent également qu'il existe sur Mara de Veau liquide et des mers, conséquence naturelle de la fusion des neiges. Cette conclusion est confirmée par le fait que les marques bleues que l'on découvre dans les régions équatoriales de la plauète n'ont pas sensiblement changé de formes, tandis que les champs blancs voisins des pùlcs sont contigus à des champs rougeàtres, qui ne peuvent être que des continents. Ainsi, l'existence dei mers el des conlinenls, de même guc les allernaiives des saisons et des varia- tions de l'almosphère, sont aujourd'hui enlièrcmenl démontrées. » Il résulte de ces observations de 1862, que les traits capacléristiques de la planète dessinés par Béer et Miidler ont été retrouvés d'une manière non équivoque. Ainsi, la tache qu'ils ont notée par les lettres efk correspond à celle que nous appelons mer de Gook; celle qu'ils ont marquée np est pour nous celle de Marco Polo; leur tache o doit Stre le canal de Franklin. Nous n'avons donné aucun nom aui régions rougeàlres et nous nous sommes borné à indiquer par quelques dénominations les taches foncées les plus sûres et les plus constantes. » Nous avons rapporté de ces recherches la conviction qu'en outre des taches permanentes, il y en a là de variables qui mériteraient d'ôtre étudiées plus à fond et avec persévérance. L'existence de l'almosphère est rendue indubitable par l'absorption de la lumière vers les bords du disque et indé- pendamment des observations speclrométriques. » EXTRAIT DES OllSEHVATlOl 21 septembre 1863, à. iO^hO"' de temps sidéral. Mars uous présente sa calotte polaire supérieure, très réduite et tout entière tournée vers nous. Sa direction est vers i 4ri" du centre. On voit clairement la tache bleue qui offre la forme d'un Y et rappelle l'aapect d'un scorpion; mais sa partie étroite est cachée. Par brièveté, nous appellerons ce canal bleu canal de Cook, appliquant à Mars les noms de quelques navigateurs célèbres, et nous donnerons le nom de conti- nent Caboi au continent rougeâtre qui s'étend sur la droite (/fg. 86, A). 26 septembre, à O^iS" de l'après midi. Le canal de Cook se trouve presque exactement au miUeu du disque. Mais, tandis que dans les dessins de idôS sa par- tic la plus large, que nous appelions le corps du Scorpion, se trouvait tort au- 146 LA PLANÈTE MARS. dessus du ceutre, elle est maintenant juste au centre. ( Voir nolammeiit les figures des 14 et lu juin 1858, p. 140. | C'est là une affaire de perspective. Cette ré- gion offre cette année précisément l'aspect que Béer et Madler ont représenté sur leur /îg. 3 de 1832 ivoy. p. 10d|. On ne dislingue pas les détails près du bord, ce qui prouve que rutiiioiphêrti de Murti '>'( In'-s nijsorbn)Ue. ICutre la tache Fig. 8fl. ~ Dessins de Macs falls par It P. Secohi. Romo, ISii";, polaire ot la mer de Cooli, ou remarque plusieurs ramiflcationa de couleur bleue, mais parsemées de taches jaunes et rousses, difficiles à dessiner. On croirait voir un archipel ( fig. 86, B i. 18 octobre, 8''13"' i/îg. 86, C). La calotte polaire est bien détachée du bord. On remarque une tache obscure d'un ton différent des tons 'accoutumés et que je n'ai jamais vue. Elle semble entourée d'un anneau ou d'un cyclone eu spirale. Les régions voisines du pôle sont rougeâtres ; elles étaient certainement blan- ches l'autre année. On croirait voir une grande bourrasque sur Mars ('), (') Cette tache, comparée ici à une bourrasque, n'est autre que la ■ mer Terby o de notre Carte, b La crederei, écrit Secchi, iina gran Ourrasca in Mavle ». |S6? LE P. A. SHCCIII. 117 ■.'5 octobre, S""!}'" (/i;;.80, U|. Taclie polairo biou marquée oi. bicD détacbée. Eulre clic et Iccuual. est udo grande régioti rougeâiro que nous appelons Colombie. 26 octobre, 9i'15'" (/îg.87, Al. On reconnaît mieux le canal de Franklin adroite. Entre le p61e et la mer qui réunit le canal de Cook avec celui de Franklin, on voit un espace roiigerilro iiarsomiï dc" lignes courbes (la Colombie). s de Mari (ail.-, |> 9 novembre, i 'i''3S'° {fig. 87. B). La ligure de ce soir est remarquable par une grande tache bleue que je n'ai jamais vue dans cette proportion. C'est manifes- tement un prolongement de la mer de Cook. Si ou ne l'a pas vue en 1858, c'est sans doute par suite d'une variation réelle plutôt que par la différence de pers- pective ou Ll cause de l'atmosphère de Mars. Très nébuleuse en cette région, notamment les 18 et ?l) juin IS5S, cette lâche olfre bien la forme de celle que Béer et Mttdler ont désignée sous les lettres pni. 1 1 novembre, 7''45'" {j\g. 87, Cj, La grande tache pm que nous appelons •mcT de Marco Polo parait de plus en plus nette. Kntre cette tache et le pftle blanc, on remarque une nuée obscure très curieuse. 148 LA PLANÈTE MARS. 16 novembre, 7*>30«» {fig. 87, D). On voit toujours très bien la grande mer bleue. La tache polaire inférieure ou boréale est double. 18 et 26 décembre. La continuation des observations prouve que les neiges polaires supérieures ou australes ont considérablement diminué et sont réduites à un tout petit cercle blanc. Ces observations du P. Secchi sont aussi curieuses qu'importantes. Elles nous confirment dans toutes nos déductions précédentes sur les continents, les mers et les influences atmosphériques de Mars, ainsi que sur les varia- lions certaines qui arrivent à la surface de cette planète dans la forme et rétendue des mers. Nous pouvons pénétrer maintenant, plus complètement que nous ne Tavons fait jusqu'ici, dans la détermination de la géographie martienne. Afin de no y mieux reconnaître, il est indispensable de remonter ici jusqu'à la carte générale de la planète, publiée à la p. 69 de cet ouvrage, et de comparer à cette carte tous les dessins du laborieux astronome romain. Considérons donc l'ensemble des dessins du P. Secchi et comparons-les à la carte ci-dessus. Dans ceux de 1858, d'abord, nous reconnaissons avec certitude notre célèbre mer du Sablier sur cinq dessins, ceux des 10, 1 1 , 13, 14 et 15 juin (voy. p. 139 et 140). On la devine sur le suivant. Cette mer a été, comme nous venons de le voir, qualifiée de « Scorpion » par les astronomes romains, et, en effet, la ressemblance ne manque pas de pittoresque. La queue du Scorpion s'appelle sur notre carte passe de Nasmyth et se termine eu une petite mer appelée mer Lassell; la tentacule de droite, au-dessus du corps, est l'océan Dawes qui se prolonge vers le pôle par la mer Lambert, et la première branche à droite est le détroit Herschel II; la grande tentacule de gauche est la mer Flammarion qui se prolonge par la mer Hooke; la petite tentacule au-dessous est probablement la mer Main, exa- gérée. Cette région est très variable sur tous les dessins. Au bas de la figure on remarque, sur les cinq dessins, une zone blanche, qui est la terre de Laplace, puis une zone grise, qui est la mer Delambre, enfin encore une 2one claire, suivie d'une zone foncée entourant le pôle inférieur. Nous retrouvons cette même mer du Sablier dans les dessins des 21 et 26 septembre 1862 (p. 146). Le P. Secchi donne trois noms à celte mer : Scorpion, Atlantique et mer de Cook. Dans les dessins des 3, 4, 5 et 7 juin 1858, nous avons sous les yeux un autre côté do la planète. Cette mer étroite et allongée (voy, p. 138) est le second aspect caractéristique de Mars dans ces observations. Les astronomes romains appellent celle mer allongée Tisthme, el aussi le canal de Franklin. 1802 LE P. A. SECCHI. 149 Elle se trouve à près de 180® à droite de la mer du Sablier, car on ne voit jamais ces deux taches en même temps. Dans nos cartes de Mars, nous avons donné le nom de Manche à cette mer. M. Schiaparelli l'appelle le Gange. Ce détroit n'existe pas sur la carte de M. Green, dont nous avons déjà parlé à propos des dénominations et sur laquelle nous reviendrons plus loin. Si l'on étudie avec attention ces quatre vues de Mars, on arrive à conclure que la première langue pointue, en allant de la gauche vers la droite, est la baie du Méridien; que la seconde, située h 20^ vers la droite, est la baie Burton, appelée par M. Schiaparelli Margaritifer Sinus et embouchure de rindus, et que la troisième, située à la même distance au delà, doit être la baie Christie et la Manche. L'identification n*estpas absolument satisfaisante, car môme en donnant 25® pour longitude à l'embouchure de l'Indus, celle de la Manche ne se trouve pas à 50®, mais à 56®; toutefois il nous est impossible de faire aucune autre identification. Cette « Manche s est absente d'un grand nombre de dessins; cependant nous la retrouverons plus loin, parfaitement marquée sur deux dessins de Dawes des 12 et 14 novembre 1864, et sur un dessin de M. Schiaparelli du 28 novembre 1879. Les observations de Secchi et Dawes nous ont conduit à donner plus d'importance à cet isthme sur notre carte qu'il n'en a sur celle de M. Schiaparelli. Les dessins de 1862 ne la montrent pas. Sur les huit croquis faits à Rome cette année-là, les deux premiers montrent, comme nous venons de le voir, la mer du Sablier. Le troisième montre la mer Terby, prise par le P. Secchi pour une bourrasque. Le quatrième laisse deviner les trois baies des dessins de 1858 (Méridien, Burton et Manche) et il en est de môme dans le cinquième. Le sixième, le septième et le huitième montrent la mer Maraldi, que l'astro- Fig. 88. Croquis fait par le P. Secchi, le l'r décembre 18G4. nome romain appelle mer de Marco Polo et que Béer et Madler ont désignée sous les lettres pm. Ces dessins nous confirment donc dans l'opinion que le globe de Mars pos- sède des configurations géographiques permanentes, mais que ces configu- rations manifestent des différences notables, dont un certain nombre sont 150 LA PLANÈTE MARS. imputables aux observateurs et aux instruments, mais dont plusieurs, comme par exemple la largeur; de la Manche, doivent tenir à la constitution physique de la planète elle-même. Ce dernier i)oinl est de la plus haute importance. Le P. Secchi a continué ses observations en 1864. Parmi les dessins de cette année, nous signalerons, d'après M. Terby (fig, 88), celui du 1" décembre 1864. à 7*», qui paraît au premier aspect représenter la mer du Sablier, très étroite, mais qui, au contraire, renferme la mer Maraldi et montre un détroit descen- dant sous forme d'un triangle allongé. C'est un nouveau témoignage des changements qui se produisent sur cette planète, dans une région que nous avons déjà remarquée, car cet allongement correspond probablement à celui de la fig. 174 (p. 79), observé par Schrœter, le2 novembre 1800, et auxpointes de gauche des fig. 172 et 177. XLVl. 1862. — LoGKYER. (M. Nous venons d'entrer ici dans une période féconde pour l'élucidalion du grand problème de la géographie de Mars. Pendant la très favorable oppo- sition de 1862, plusieurs astronomes se sont consacrés à un travail analogue à celui que nous venons d'examiner, et parmi eux, en première ligne avec le P. Secchi, Lockyer en] Angleterre et Kaiser en Hollande. Continuons notre étude par le travail de l'astronome anglais. Nous donnerons de cet important mémoire le résumé le plus complet possible. Les doutes et les difficultés relatives à la permanence des configurations géographiques de la planète ont surtout pour origine le désespérant manque de ressemblance des dessins pris aux diverses époques. Les opinions sont remarquablement contradictoires ; ainsi, pour n'en citer que deux exemples, tandis que Cassini reconnaissait en 1670 les taches qu'il avait découvertes en 1666 avec sa lunette Campani de 16 pouces j de distance focale, Maraldi déclare en 1720 qu'il lui a été impossible de concilier entre eux les dessins faits en 1704, 1717 et 1719 ; et de nos jours le P. Secchi a trouvé en 1858 ses dessins inconciliables avec ceux de Béer et Madler en 1830 et 1837. L'inclinaison de la planète entre pour beaucoup dans ces différences d'aspect, par suite des effets de raccourci qu'elle donne aux configurations, vues parfois tout à fait de face tant en latitude qu'en longitude.il serait donc convenable de ne comparer les dessins entre eux que lorsqu'ils appartiennent à des positions identiques de la planète. Ainsi l'opposition du 5 octobre 1802 (M Measures of the planet Mars, made ai the opposition of 1862. Memoirs of llir royal as tronomical Society , t. XXXIL p. 179-190. LOCKYEH. 151 [rayant eu lieu rlans la lojifjitude hélioconirkjue 12°,est comparable à celle du Fig. *). — UessiQilp Lockyer. 17 septembre IBei. aprta lO'W-. il9 septembre 1830, qui a eu lieu à la longitude héliocentrique de 356°. En admettant que l'instrument de Béer el de Mâdler ait été le même que IJÎ I.A PLANfeTH MARS, celui dont ces observateurs se sont servis pour leur carte de la Lune, c'est- Flg. 93. — Dessin lie I.ockycr. 53 septembre Iffiî, A lO'îô". à-dire un objectif de 42 lignes d'ouverture et do 4 pieds 4- de longueur focale, M. Lockyer constate que ses dessins concordent parfaitement avec ceux de 186! r.OCKYE» 153 1830, étant donné que l'instrument donl.il s'est servi nioiilr.iit [lUis de détails, Flg. fli. — llesBin do Lockycr. 23 eeptembre ISBî, A K^'jb-. attendu que son objectir mesurait 6 pouces i d'ouverture avec 8 pieds 7 de longueur focale. 1^* LA PLANÈTE MARS. Ces observations de 186-2 confirment donc delà manii'rehi plus salisfyî- sanle ia théorie de la permanence absolue des configurations de la planète. Il y a néanmoins des discordances ine.ïplicable3 entre les observations faites à l'aide d'instruments difi^érents, même entre les mains des observateurs les plus habiles, Quoique la fixilê complète des configurations générales da la planète soit maintenant hors de doute, cependant journellement, et nous poumons dire heure par heure, des variations dans les détails et dans les tons des diiTérenles Kig. 9i. n de Lickj'cr. 25 scplec parties de la planète claires ou sombres peuvent être observées. L'auteur ne doute pas que ces changements ne soient causés par le passage de nuages sur les différentes configurations : « Thèse changes are, 1 doubt not, caused by the transit of clouds over the difi'erent features. » ITiie atmosphère pure et sans nuages, tant ici que sur Mars, écrit l'auteur, a pour effet de rendre les régions foncées de la planète plus foncées et plus dis- tineies; les ligues de rivages, si l'on peut s'eiprimer ainsi, étaient si fines et si légères qu'il est complètement impossible de les représenter exactement. Béer et Madler ont déjà remarqué que généralement un certain temps s'écoule avant que les taches, d'abord vagues lorsqu'on commence l'observation, deviennent nettes et bien distinctes. Des nuages, au contraire, auront pour effet de rendre les régions sombres ISfi-J LOCKYEII, moins Toiieées, en proportion de la densité de ces nua^-es, et les régions claîrea plus claires dans la même proportion. Ha ne peuvent jamais d'une région claire faire une région aombm { ' ), S'il en est oiasi, lorsque nous observons une tache foncée bien définie, nous pouvons être certains qu'il n'y a pas de nuagea au-dessus d'elle et que nous voyons bien la surface même de la planète. Nous ne pouvons pas être assurés cependant, à moins que nous connaissions bien la loca- lité par des observations antérieures, que des régions sombres ne sont pas uii- deasous de régions claires, Quelques exemples do passages de nuages ont été soupçonnés par M p. Secclii, en 1858. M. Lockyer en présente ici qu'il gualifle d'incontes- lables (unmislakeablej : les voici. Dans le dessin pris le 3 octobre, à 10''30" \fig. 97 I l'espace qui s'étend de x à y se montrait dépourvu de toute taclie sombre; dans le croquis pris le même soir à 11''23'" {/ig. 98), une tache se montra vers y, laquelle s'accentua progressivement et s'étendit jusqu'à x il H'^jl™, heure à laquelle fut faite la fig. 99. Maintenant, ajoute l'auteur, cette localité est une de celles que nous connais- sons le mieux, car elle a été admirablement observée par Warren de la Rue. le P. Secchi et d'autres, et il n'y a aucun doute que le dessin n' 8 de ce dernier observateur ne représente l'aspect normal de cette région située sur l'équateiir, [•] lîst-ju bien sur? 155 I-A PLANÈTE MAHS. à la longitude de ^8^ Lps changements observés s'expliqueront facilement anad- nrettant qu'au commencement de mes observations la cocflguration dont il s'agii, nui est persistante dans les fig. 10, \\,\'i, 14, li, 17 et 18 du P. Secchi, a étii voilée par des nuages qui se dissipèrent graduellement jusqu'à !a fin; quoique la configuration n'ait pas été entièrement découverte, elle était devenue beaucoup mieux visible à la flu de mes observations. Il s'agit d'une région que nos lecteurs connaissent fort bien, de notre fa- meuse mer du Sablier. Eh bien, lout en admettant avec l'auteur l'influence de nuages blancs, nous verrons plus loin que le bord gauche de cette mer, précisément sur la zone marquée /"et y, est très variable. Pour prendre un autre exemple, ajoute l'auteur, dans le n° 14 de mes dessins (/îg.OS), la tache a do Béer et Mfldler est entièrement invisible, tandis que dans le n" \.h[llg. 9G) pria quelques minutes après, elle est absolument évidente et très remarquable. Mais, outre les nuages qui, comme nous venons de le voir, oblitèrent de temps en temps, en totalité ou en partie, les régions sombres de la planète et donnent naissance b. des variations de contours et de tons déformant en apparence l'as- pect des configurations, l'atmosphère assez dense de Mars avec ses brouillards et ses brumes doit jouer aussi un certain rôle. Je mentionne ce fait spécialement dans le but d'établir que quoiqu'on l'observe avec certitude dans l'hémisphère austral au milieu de l'été sur les taches, lorsqu'elles apparaissent au bord du LOCKYER. 157 disque et lorsqu'elles le quittent, on peut Icconstater avec plus d'i.'vidence encore daDs rhémisphèt'e boréal au milieu de l'hiver, clTaçunt même sur le méridien central toutes les configurations géographiques situées nu nord du 30' degré de latitude. Il y a là un uouveau témoignage de la grande inlensiià des saisons de Mars, intensité déjà manifestée par le Tait de l'étendue considérable des neiges polaires en hiver et de leur fusion si rapide en été. Comme l'ont remarqué Béer et MSdIer, l'hémisphère austral de la planète sera toujours le plus Tacile à étu- dier pour nous, puisqu'il se présente h nous aux (époques de la plus grande pro- ximité de la planète. yig. 'J8. - A l'égard des colorations rouges et vertes ai souvent décrites pour les conSgu- rations géographiques de Mars, mes observations, ajoute l'astronome anglais, m'ont conduit à la même opinion sur leur nature que celle à laquelle le P. Secchi est arrivé lui-même dans ses études de 1858. Pour moi aussi, les régions rougea rapTésentent tes continents et les régions vertes des mers. Je ne crois pas non plus que ces colorations vertes soient dues fk des effets de contraste; elles me paraissent rëelles. Les régions foncées se sont montréesii moi certainement vertes, ainsi qu'à tous ceux qui ont observé Mars dans moti Instrumeut: cotte couleur s'est montrée particulièrement évidente dans la tache marquée pin sut Itt carte de Béer et Madler( dessin du 1j octobre, à S''»™ et à Si" 20"). (Jette coloration n'était certaine- ment pas due h l'objectif de mon instrument. Les taches qui se sont montrées les plus foncées en 1862 sont les mêmes que LA PLANÈTE HAUS. ces mers août génécaleiiieiit celles qui ont ufTcrt le même aspect gq iHM : presque entièrement entourées de terres. La variation des neiges polaires est un sujet bien intéressant d'observa- tion. En 1830, le solstice d'été de l'hémisphère sud de Mars est arrivé le 8 septembre et le minimum des neiges polaires (rj du diamètre apparent de la planète] a été observé le 5 octobre, c'est-à-dire 27 de nos jours après la plus haute élévation du Soleil sur cet hémisphère. En 1862, le solstice est arrivé le 30 août; or, le 33 de ce mois, la zone neigeuse offrait un diamètre égal au i de celui do la planète, mais le 25 du mois suivant elle a été réduite au i'ô, et le il octobre au -^ de ce même diamètre, et c'est à peine si l'on pouvait la distinguer. Puis, rcs neiges recommencèrent de nouveau ù s'ac- croître. Cette fusion très rapide des glaces polaires australes doit être attribuée à la grande e-xcenlricité de l'orbite de Mars et au fait que l'été de l'hémisphère sud arrive lorsque la planète est voisine de son périhélie. Le centre de lu calotte polaire neigeuse ne coïncide pas avec le p6!e, mais se trouve à quelques degrés du pôle géographique et vers le 20' degré de longitude ; au contraire, au pùle nord ou inférieur, visible en 18^7, le P. Secchi a constaté que la calotte de glace est centrée sur le pôle. Parfois la neige polaire a paru si brillante que, comme le croissant de la 18G3 LOCKVEIl. Xouvellc Lune, elle semblait se projeter en dehors de lu planète. Iri soir, conime des nuages passaient devant la planète, cette neige polaire resta seule visible comme une étoile nébuleuse. [Hemarque déjà Taitc au ïviii' siècle). L'auteur rappelle en lermioant que son objectif de 6 pouces f (O'", Ifi) de diamètre est monté équatorialement et nm par un mouvement d'horlogerie, généralement appliqué pendant les dessina des vues télescopïques; le gros- sissement a été habituellement celui de 191. Le dédoublemeot des étoiles / de l'Aigle, f ' d'Andromède et X Cassiopée est une garantie du pouvoir de déll ■ iiition de cet Instrument. b Nous avons reproduit en fac-aimiléa les lli dessins de M. Lockyer. Ce sont les plus importants pour la connaissance de Mars de tous ceux que nous ayons étudiés depuis les premières pages de cet ouvrage. Us ont été placés ici par ordre de date. Dans la première et la seconde de ces vues télescopïques, on reconnaît la lâche circulaire en forme d'œil qui a reçu le nom de mer Terhy; au-dessus d'elle et à gauche.rocéandelaRue; au-dessous, une région grise sujette à des variations fréquentes ; à gauche, une première baie arrondie, la baie Ghristie, et un peu plus loin une seconde baie, la baie Burlon. Les glaces polaires australes sont éclatantes et nettement marquées sur toutes les figures, M. Lockyer appelle celte tache eu forme d'œil la mer Baltique. Dana la troisième, on remarque surtout le détroil d'ilerschel U et la tache «i 160 I.\ PLANÈTE MARS. qui n'est autre que la baie du Méridien. Ud peu plus lard, dans la soirée, ce détroit et cette tache sont un peu plus avancés vers la gauche [fit/. 92] et, une heure et demie après, plus avancés encore {/ig. 93). Ily a une grande ressem- blance entre ces dessins et cens de Béer et M.^ler. Au-dessus de cette mer allongée, on en distingue une seconde, le détroit Arago, et entre les deux il y a une langue de terre blanche ou plutût ^rise. C'est une contrée variable, qui parait tantôt continentale et tantôt maritime. La fig. 94, plus avancée en- core, montre au centre du disque ce détroit Arago terminé par deux langues lx«;kjBr. Il oclobrolSJ-;. llli'4". pointues, puis, à droite, la baie Christie, et ensuite, un peu déformé, l'Œil. On voit qu'insensiblement, la coniiguration géographique de la planète se dessine avec une certaine précision. Les fig. 95 et 96 du 25 septembre nous montrent de nouveau le détroit d'Herschel II {la baie du Méridien est voilée dans le premier, et ces voiles sombres doivent être de nature atmosphérique, quoi qu'en ait dit l'auteur). Le détroit se rattache en c à la mer du Sablier. Les trois dessins du 3 octobre {fig. 97, 96, 99) représentent avec une complèlo évidence la mer du Sablier, la mer Flammarion, la mer Hooke, et au-desaous la mer Maraldi. La mer ZoUner et la terre de Lockyer y sont également faciles à f reconnaître. A gauche de la mei' du Sablier, la région xy est brumeuse. Le dessin du 9 octobre montre la mer Hooke et la mer Maratdi. Au-dessus, la mer Maunder, entre les mers Hooke et Maraldi, l'isthme de Niesten, au- )86ï LOCKVER dessus de la mer Hooke.àdroile.la terre deCassun et Tile Dreyer, puis, vers Kig. lOJ. - Ucs«iQ lia Lockyer. li octolire 186:, i a* 30-, le bord, la mer Zulliier. Au-dessous de la mer Maraldij s'étend le continent Herschel I. FLAMMAHius. — Mari ■ Il Celui du 1 1 octobre offre les incmes aspocts ; mais, à gauclie de la mer Ma- l'aidi, on voit une autre mer, la mer Schiaparelli, séparée de la nier Maraldi par la terre de Webb ( la carte de Green est inexacte sur ce point). Enfin, les deux dessina du 15 octobre montrent celte mer Schiaparelli plus foncée que la mer Maraldi et qui lui paraît réunie {maisellene Test pas lou- jours); au-dessus, lamerMaunder; à gauche, l'tEil ou mer Terby ; et celui du Il octobre présente cet Œil au milieu du disque, entouré par l'océan de la Hue, dont il est séparé par la terre de Kepler. La région située au-dessous de cet ÛËit est moins foncée et moins étendue que le I" septembre ; c'est aussi ime région très variable. Sur tous les dessins, la moitié inférieure ou boréale du disque est presque toujours dépourvue de détails, excepté vers la pointe de la mer du Sablier. Il résulte clairement de toute cette série d'observations : 1° Permanence des coniigurations comme positions; 2° Variations dans l'étendue et dans le ton plus ou moins foncé decescon- âgurations; 3" Degrés divei-s d'obscurité dans les mers : la-mer du Sablier, le détroit d'IIerschelll, la mer Maraldi, la mer Schiaparelli paraissent généralement les plus foncées. Au mémoire que noua venons de résumer, M. Lockyer a ajouté la note sui- 1862 PHILLIPS. 163 vante à propos des observations faites à la môme époque sur la même planète par le professeur Phillips et par le Rév. D'awes. « M. Phillips conclut de ses observations que, sur un fond permanent de configurations claires et foncées, il y a sur Mars une enveloppe atmosphé- rique variable qui se condense et flotte « a variable envelope gathers and fluc- tuâtes», modifian t partiellement Taspect des configurations fondamentales, et les déguisant même jusqu'à un certain point en leur adjoignant des clarté» et des ombres ( * ) nouvelles qui ne présentent aucune constance,* atmosphère légère, vaporeuse, reposant sans doute sur une surface de terres, d'eaux, de neiges. » Cette induction est aussi remarquable qu'intéressante, et elle va être con- Armée par le progrès des recherches. Nous parlerons tout à l'heure des observations de Dawes. M. Lockyer fait remarquer qu'elles s'accordent parfaitement avec les siennes et que notam - ment un dessin, fait quelques minutes après celui du 3 octobre, à 11**51", confirme le passage des nuages dont il a été question plus haut et prouve qu'à l'heure du dessin de M. Dawes les nuages avaient entièrement disparu et laissaient voir nettement la configuration géographique de cette région. Ces excellents dessins télescopiques de notre savant ami M. Lockyer, qui depuis cette époque a attaché son nom sous une forme impérissable aux progrès de l'Astronomie contemporaine, représentent un pas en avant très important dans l'étude physique du monde de Mars. XLVII. Môme année, 1862. — Phillips. Pendant cette même opposition de 1862, le professeur Phillips, d'Oxiord, a fait, comme on vient de le voir, de très minutieuses observations de la planète, qu'il a communiquées le 12 février 1863 à laSociété royale de Londres. En voici le résumé. L'auteur remarque d'abord que les diverses vues de Mars sont bien dis- cordantes entre elles et que leur comparaison doit nous rendre très perplexes. Ces taches sont-elles permanentes? Sont-ce des mers? sont-ce des terres? Les assurances que nous avons vues formulées plus haut par Secchi et Lockyer forment un contraste absolu avec les incertitudes de l'observateur. Les télescopes sont préférables aux lunettes pour l'appréciation des cou- leurs ; les lunettes aux télescopes pour la netteté des détails. Phillips a fait (') « New lights [and shades wich présent no constancy, a thin, vaporous atmo- sphère, pfobably resting on a surface of land, snowand water. • Cela nous parait plus probable que l'assertion de M. Lockyer remarquée plus haut, quoique nous ne nous expliquions pas facilement des nuages noirs vus d'en haut, éclairés par le Soleil. ICt 1.A PLANtÈTE MARS. SCS observations à l'aide d'une lunelle de 6 pouces lO^.lôâ) moulée en équa- torial et mue par un mouvement d'iiorlogerie. De ses divers dessina, l'auteur en a choisi trois, que nous reproduisous ici. Le premier montre la mer du Sablier, le détroit d'Herschel H, l'océan Dawes, la mer Lambert qui monte vers le pôle, el une mer polaire supérieure. Le second montre, à gauche de la mer du Sablier, la mer Maraldi, la nier Hooke et la mer ZoUner. Le troisième peimet de reconnaître la mer Maraldi adroite, la mer Schiaparelli au milieu et la mer Terby à gauche. — Le premier de Fig. luj. — Ueaiiiu aa Mard]i>r Pliilllps, V asptembco ISHï. ces ti'ois dessins offre une grande analogie avec celui de sir John Herschel, du 16 août 1830 (voy. p. 12i). L'auteur exprime ses regrets qu'on ne puisse encore être sdr que ces taches yrises représentent vraiment des mers et ne soient pas, comme celles de la Lune, de simples plaines grises. On aurait, dit-il, une preuve positive en faveur de la première interprétation si l'on pouvait y voir une réflexion de l'image du SoleiL Cette image du Soleil, réfléchie par les mers martiennes, n'aui'ait que ^^ de seconde, sans tenir compte de l'irradiation, mais oUe paraîtrait plus grande par cet effet. Une boule de thermomètre d'un pouce de dianiètra (25"") réfléchissant le Soleil est visible à 25 yards [22 mètres) de distance, comme une étoile; la surface réfléchissante n'a guère dans ce cas que ^^ de pouce do diamètre et par conséquent sous-tend, abstraction faite de l'irradiation, environ 1". En employant pour l'observation de Mai'S un grossissement de 300, yg de seconde devient \y. Ce serait perceptible. 166 LA PLANÈTE MARS. La tache polaire oeigeuse est à côté du pôle sud, et mâme assez loin. Au télescope, les continents sont rouges et les mers vertes. L'auteur ajoute, en terminant, que les différences d'aspects doivent pro- venir d'un certain état nuageux. 11 y a, dit-il, une énorme transposition d'hu- midité d'un hémisphère à l'autre, pendant l'hiver de Tun et l'été de l'autre, qui doit donner naissance à des tempêtes et à de vastes nuées flottantes, les- quelles nuées ne se disposent pas comme sur Jupiter, à la rotation si rapide, le long de parallèles à l'équateur, mais subissent dans leur arrangement Tin- fluence des terres et des eaux. XLVIII. Même année, 1862. — Observatoire de Lord Rosse (M- Lord Rosse a communiqué à la Société royale astronomique de Londres six dessins faits par son assistant [pendant la période si favorable de cette année 1862. Ces vues ont été prises aux dates suivantes, à l'aide du grand télescope de six pieds de diamètre : !«••, 22 juillet, à 22^»30« de temps sidéral. Définition imparfaite. 2«, 14 septembre, à 6^26» de temps sidéral. Définition assez bonne. 3«, 16 septembre, à 23^55» de temps sidérai. Très bonne définition. Grossisse- ment de 1 200. 11 y avait un léger brouillard, et pourtant la netteté a été la meilleure de la saison. 4«, 6 octobre, à 2*» 10"» de temps sidéral. Définition bonne. 5^, 29 octobre, à \> id. Définition mauvaise. 0», 6 novembre, à i*»40"* id. Définition très mauvaise. On peut reconnaître dans la première et la dernière de ces vues la mer du Sablier. La troisième montre avec netteté la mer circulaire de Terby. On reconnaît aussi sur la seconde, à la droite de ce lac, la mer Schiaparelli. Il semble bien qu'il y ait quelques nuages épars sur chacune de ces vues faites au grand télescope de lord Rosse. Si nous comparons ces dessins à ceux qui précèdent, nous constatons qu'ils les confirment. Ainsi, par exemple, celui du 16 septembre ressemble beau- coup à celui du 18 octobre du P. Secchi (voy. p. 146) et à ceux de Lockyer des 18 octobre aussi (p. 162) et 17 septembre; celui du 6 octobre offre les mêmes aspects que celui de Lockyer du 3 octobre (p. 151); toutes les confi- gurations reconnues plus haut sont représentées sur ces dessins, selon le côté tourné vers nous. Ces dessins nous montrent en même temps que chaque observateur voit un (») Observations faites à l'Observatoire de Parsonstown (Irlande). i68 LA PLANETE MAÏIS. peu à sa façon, selon son œil et son exercice, et dessine également à sa manière. M. Faye nous racontait l'autre jour que s'étant essayé à dessiner Mars un beau soir à l'Observatoire de Paris, du temps d'Arago, en compagnie d'un de ses collègues (Groujon), et ayant ensuite comparé leurs dessins, faits au même in* strument et au même quart d'heure, les deux croquis se ressemblaient à peine. Nous avons fait plus d'une fois la même remarque. XLIX. Même année, 1862. — Lasskll. La même année encore, M. Lassell a fait, à l'aide de son grand télescope de 4 pieds anglais {1"20) de diamètre, une série d'observations remarquables et a communiqué notamment à la Société royale astronomique de Londres vingt-quatre dessins pris depuis le 13 septembre jusqu'au 11 décembre 1862. Nous choisissons, parmi ces croquis, les huit plus curieux pour les offrir à nos lecteurs. Voici l'ordre de leurs dates : 1",25 septembre; 2*, 27 septembre; 3*, 11 octobre; 4% 13 octobre; 5% 23 oc- tobre; 6% 25 octobre; 7% 4 novembre; 8*, 5 novembre. Les grossissements employés ont été de 474 et de 760. La calotte neigeuse du pôle supérieur ou austral est nettement visible sur tous les dessins. L'observateur remarque que les taches ont varié pendant les observations. Ainsi, dit-il, la face présentée le 27 septembre est la même que celle du 5 novembre, et pourtant les figures ne se ressemblent guère, et il en est de même des autres. L'auteur en conclut à des changements sans doute produits par des nuages assez denses, d'une grande étendue et d'une grande variété de formes. Cette conclusion n'est pas aussi absolue qu'elle le semble à l'auteur, car une différence d'une heure ou deux amène parfois un cbangementsensible. La diffé* rence entre les dessins du 27 septembre etdu 5 novembre est dans ce cas : la mer du Sablier est plus avancée vers la gauche dans le premier que dans le second. Nos lecteurs reconnaîtront très distinctement, sur les figures des 4 et 5 no- vembre, la mer du Sablier avec les mers Flammarion et Hooke à gauche, la mer Zôllner au-dessus, le détroit d'Herschel 11 à droite, et au-dessus le détroit Arago et la mer Lambert; sur les croquis des 23 et 25 octobre, la mer Terby, l'océan de la Rue et les trois baies (Christie, Burton et du Méridien). Ces deux derniers dessins s'accordent bien avec ceux de Lockyer, de lord Rosse et de Secchi pour montrer au-dessous de l'Œil une région très foncée, dont nous constaterons bientôt la variabilité. Il est digne d'attention que les vues de la planète prises à l'aide des gigan- tesques télescopes de lord Rosse et Lassell, ne contiennent pas plus de détail que celles obtenues à Taide d'instruments de moyenne puissance. A Dovembie. Fig. 109. ~ Vues lÈlBscopiques d 5 novombrc. » prises en 1882 par l.aBsolL 170 LA PLANÈTE MARS. L. Même année, 1862. — Main, Linsser, Nasmyth, Harkness, Grove, Knott, Ellery, Bulard, etc. Presque tous les astronomes qui avaient de bons instruments à leur dispo- sition, en cette remarquable année martienne 1862, ont fait des observa- tions de cette planète. Nous ne pouvons les rapporter toutes, ni reproduire tous les dessins. Nous n'en extrayons pour ainsi dire que la moelle. Aux observations de Secchi, Lockyer, Phillips, lord Rosse, Lassell, que nous venons d'examiner, nous allons ajouter celles de Kaiser, non moins impor- tantes, que nous étudierons tout à l'heure en même temps que celles de Tannée 1864, parce qu'elles leur sont associées par l'auteur même. Mais nous devons ajouter tout de suite celles de Main, Linsser, Nasmyth, Grove, Knott, Harkness, Ellery, Bulard, et prendre une idée des principales. Nous avons parlé plus haut des observations et des mesures de l'astronome Main, à Oxford (voyez p. 130). Parmi ;les observations de cette période, remarquons celles de Linsser à rObservatoire de Poulkowa (Russie). Cet astronome a publié en 1864, dans le Wochenschrift fur Astronomie de Heis, une intéressante notice dans laquelle il déclare que les dessins qu'il a pris s'accordent parfaitement avec ceux de Béer et Mâdler. Il se demande si les taches sombres ne représenteraient pas des continents plutôt que des mers, à cause des divers degrés de tons som- bres qu'elles offrent à l'observation. 11 fait un nouveau calcul de la durée de rotation et trouve 24»'37'"22S9. Ses dessins confirment ceux de Béer et Mâdler ; on y retrouve notamment le détroit d'Herschel II, qu'il appelle « Schlangen fôrmige Fleck », la mer Ma- raldi (pn) et la mer du Sablier. Nous devons également adjoindre aux précédentes les observations faites par Nasmyth en Angleterre. Cet astronome a pris notamment un dessin, le 25 septembre, sur lequel on reconnaît le détroit d'Herschel II, et au-dessus l'île Phillips. (Memoirs ofthe litteraryand phiL Society of Manchester , 1862-63, p. 303). M. Harkness, de l'Observatoire de Washington, a publié dans les Annales de cet Observatoire (1862 p. 152) deux dessins faits par lui les 6 et 30 sep- tembre 1862 ; le premier de ces dessins représente les mers Maraldi et Ilooke, le second, le détroit d'Herschel II. Signalons encore, pour cette même période de 1862, les observations de Knott en Angleterre, et Ellery à Melbourne. Elles confirment les conclusions OBSERVATIONS DIVERSES. tirées des études précédentes. Nous reproduisons ici, d'après M. Terby, quatre dessins de Knott, pris les 23 septembre, à 8'-30, 32 octobre, à la même heure, 3 novembre, à OS et 27 novembre, à 7^15. Ces dessins conduiraient à une conclusion contraire à celle de M. Lockyer et plaideraient en faveur de 27 novembre. tMs par KnoK en 18G?. changements rapides et considérables dans les aspects de Mars. Ils ont été obtenus à l'aide d'une lunette de 7 pouces ',. M. Grove a décrit {Monikty Notices, tome XXllI, p. 75) une série de dessins qu'il a pris en octobre et novembre 1862, à l'aide d'une lunette de 4 pouces {, prouvant des variations certaines à la surface de la planète. Pour expliquer ces variations, l'auteur propose d'admettre que des nuages se condensent sur de vastes districts aqueux. D'autre» observateurs encore, comme nous allons le voir, ont fait une série d'études pendant les oppositions de 1862 et 1864. En France, M. Bulard a présenté à l'Académie des Sciences, dans la séance du 15 décembre 1862, plusieurs dessins de la planète, qui n'ont pas été i-epro- duits, et sur lesquels nous n'avons aucun détail. m LA PLANÈTE MARS. LL 1862-1864. — Grbbn et W.-L. Banks. MM. Green et W.-L. Banks, artistes peintres et amateurs d'Astronomie, habitant en Angleterre, près de Londres, le premier à Saint-John's Wood, le second à Ealing, ont observé chacun séparément la planète pendant ses oppositions de 1862 et 1864; le premier à Taide d'une lunette française de 4 pouces l munie d'oculaires grossissant de 160 à 240 fois, le second à Taide d'une lunette anglaise de 3 pouces |. Ils en ont pris une centaine de dessins dont 24 ont été publiés dans l'ancien journal astronomique The Astronomical Registei\ février 1865. Ces petits dessins sont charmants, et nous regrettons de ne pouvoir vrai- ment tout reproduire ici. Leur comparaison met en évidence deux faits in- contestables : le premier, c'est que, malgré l'habileté pratique des dessinateurs, ils ne s'accordent pas toujours dans leur appréciation des aspects de la pla- nète, et le second, c'est que la permanence des configurations géographiques martiennes n'exclut pas des variations assez considérables dues, au moins en partie, à des causes atmosphériques martiennes, lesquelles produisent parfois des traînées claires ou foncées en forme de bandes équatoriales. ^ Dans plusieurs de ces figures, on reconnaît admirablement la mer du Sablier et sur l'un d'eux notamment, sur celui du 24 novembre 1864, à 10**30", fait par M. Green, on remarque la région brumeuse indécise qui, dans ces dernières années surtout, a été signalée par plusieurs observateurs comme soumise à des variations d'aspects pouvant ôtre dues à des inon- dations. LU. 1862-1864. — J. Joynson, Noble, Williams. Pendant les oppositions de 1862 et 1864, M. Joynson, dont l'observatoire était situé à Waterloo, près Liverpool, en Angleterre, a présenté à la Société royale astronomique de Londres (* ) une série de 92 dessins de la planète, pris durant l'opposition de 1862, et de 104 autres pris pendant celle de 1864. Les Monthly Notices (10 mars 1865) n'ont reproduit que deux croquis que l'auteur signale pour la bande grise qui contourne la planète. Ces deux dessins sont des 8 et 12 décembre 1864. On y reconnaît la mer Terby, très noire; la bande est formée par la succession des mers Schiaparelli, Maraldi, Flammarion, Herschel II et de la Rue. L'observateur a employé pour ces études, en 1862, un objectif de trois {*)0n theappearanceofMars, Monthly Notices ofthe royal astronomical Society, 1865, p. 66 et 166. 1862-1864 KAISER. na . pouces et demi et, en 1864, uq objectif de six pouces. Dans les deux cas, le grossissement employô a été de 350. L'auteur croit que la bande tracée sur ces deux dessins fait le tour de la p1an6te sans interruption.  la môme séance de la Société, M, Lockyer a fait remarquer que cette mer n'est pas continue, mais traversée en plusieurs points par des terres. 11 ajoute que les différentes taches de la planète offrent divers degrés d'intensité et que cor- laines d'entre elles sont beaucoup plus foncées que d'autres. Ces différences de tons ont été constatées en 1862 par cet observateur, ainsi que par MU. Phillips et Frankland, exactement telles qu'elles avaient été marquées par Béer et Madler en 1830. En combinant ses croquis do 1862, l'auteur trouve, pour la période de rotation, 24''37°'37'. En Angleterre, M. Noble a fait un certain nombre do dessins à l'aide d'une lunette de 4 pouces. Il en avait pris dès l'opposition de 1858, et les a continués jusqu'en 1877. M. Williams a obtenu six dessins pour l'opposition de 1862, douze pour celle de 186-i et douze pour celle de 1867 |voy. Monlhhj Notices, XXV, p. 170 et Terby, Aréoijyaphk, p. 27) à l'aide d'un télescope de 4 pouces ^ les principales lâches de la planète y sont représentées avec leurs caractères les plus saillants. Cette période do 1862 à 18G4 a été très féconde. Le travail le plus important est celui auquel nous arrivons ici, celui de Kaiser, directeur de l'Observatoire de Leyde. LUI. 1862-1864. — Kaiser ('). t^ laborieux astronome a fait, pendant les oppositioua de 18C2 et 1864, de très importantes recherches sur la planète dont nous écrivons ici la mono- graphie. Le Mémoire qu'il a publié dans les Annales de l'Observatoire de Leyde est partagé en plusieui's sections qui ont pour objet, d'abord l'élude des anciens dessins de la planète Mars de 1636 à 1864 et ensuite les observa- tions faites à Leyde sur les conflguralions géographiques de ce globe, sur la durée de sa rotation, sur les taches polaires et sur l'aplatissement. Ce Mé- moire est accompagné de dessina et de cartes dont nous allons offrir les principaux à l'attention de nos lecteurs. Ces dessins, que nous reproduisons ici, portent leurs dates respectives. Étu- dions-en les aspects : Voici d'abord quatre dessins de 1862, Le premier nous montre les mers du Sablier, Flammarion, Hooke et Ma- (■} Unleraiichungen û6ar den pisnefeit Mars bei dessen. oppogilionen in der Jahren 18Si und IBS'i. — Annslen der Sler/iv/arle in Leiden. Drilter band, Haag. 1872, p. 1-87. LA PLANÈTE MAHS. raidi, l'océan Dawes, la mer Zôllner, le continent Béer, le conlioenl Uers- chel I", l'isthme de Nieaten, les terres deCassini etDreyer;on devine même 31 oi)Iuli|;ij A H- a-, (H [loçembi'f imi, t Flf. III.- Uetilas do HïrB par Kaiser, en 1S(i!, ia terre de Lockyer Le pôle supérieur ou austi-al est marqué par un petit 1862-1864 KAISER. 175 cercle de neige. A gauche de la mer du Sablier, la région est brumeuse. Ce dessin est complet, en conformité parfaite avec notre carte construite sur l'ensemble des observations (p. 69). Il semble donc que ce jour-là (5 octo- bre 1862, à minuit 35") Taspect de la planète n'était modifié par aucun nuage. Les tons eux-mêmes sont not^s. Le deuxième dessin nous montre la mer Tcrby, l'océan de la Rue qui la surmonte, la mer Schiaparëlli à droite. Au lieu de la Manche, on voit une traînée brumeuse. La neige polaire est détachée du bord. Sur le troisième dessin, nous trouvons le détroit d'Herschel II et la baie du Méridien : ce ruban sombre se montre tout à fait détaché du fond clair, comme au temps de Mâdler, seulement, au lieu d'être circulaire, la baie est rectangulaire et terminée par deux pointes. Cette baie a été vue fourchue poui' la première fois par Dawes, le 22 septembre 1862, à l'aide d*un objectif d'Alvan Clark de 8 pouces f. Au-dessus, la mer Lambert; à gauche, la mer du Sablier. L'île Phillips est très claire. Le quatrième figure semble réunir la première et la troisième. On peut comparer avec intérêt la /î^f. 1, du 5 octobre, à la fig, 98 (p. 157) de Lockyer du 3 octobre, à 1P23", et à la fig. i de lord Rosse du G octobre (p. 167) : elles s'accordent toutes les trois, en laissant la marge qu'il convient aux facultés d'observations de chaque astronome et aux divergences inévi- tables du dessin. On éprouvera la même impression en comparant la fig. 2 à celles de Lockyer du 17 septembre. Toutes ces configurations existent, sans l'ombre d'un doute. Mais on les distingue plus ou moins bien. Ainsi se précise graduellement dans notre esprit la forme géographique réelle de la surface martienne. Son analogie avec la Terre comme distribu- tion de cette surface en continents et en mers s'affirme do plus en plus avec le progrès des observations. Cette précision va s'accroître encore et très rapidement, par les six excel- lents dessins de 1864, que nous mettons maintenant sous les yeux de nos lecteurs (Ai/. 112 à 117). Dans le premier (fig, 112), nous retrouvons la baie du Méridien, élargie et confondue avec la mer voisine, la baie Burton, élargie et doublée, la baie Christie. Tout cela paraît trop large. Dans le deuxième (fig, 113), nous reconnaissons la mer du Sablier, très foncée, et au-dessus l'océan Dawes, la terre de Lockyer. Au-dessous de la mer du Sablier, la passe de Nasmyth. Sur la droite du disque, une traînée inconnue (qui pourrait être l'Euphrate de M. Schiaparëlli, avec lequel nous ferons plus loin connaissance). Dans le troisième dessin de Kaiser: rOBil ou mer Terby, la terre Copernic, au-dessous, une traînée sombre; à droite, la mer Schiaparëlli (fig. 114). 176 LA PLANÈTE MARS. Dans le quatriôrac, à droite, !a mer Terby, et au-dessous la traînée sombre, Irig. 11!. — Vuo tiileacopiiiue de Mars par K; H Flg. 113. — Vue téleacopiqua de Mirs par Kaitcr, le '22 [lovemlive 1864, a 10' ià: dont noua veaoaa de parler, lajterre de Kepler, l'océan de la Bue avec la baie 1862-l8Ci KAlSEIl. li: Christie, le détroit Arnfto avec la baie Biirlon double, la baie du Méridien FIE. 114 -Vue IcIosTOpi^iue de Mars, pnr Ki Flg. Ilb —Vue le le stop] que de Mars, par Kaiser, le 18 dréembre ISiii, ï tO> 0". tout à fait à gauche. Dans le cinquième (^g. 116), le détroit Herschel II, très foncé et biea Fliuuarion. — Mars. 12 178 LA PLANÈTE MAHS. détaché, l'tle Phillips [presqu'île), le détroit Arago; en bas, la mer Delarabre. Dans le sixième [fig. 117], la mer du Sablier avec son appendice, la mer Main, diffuse, et toutes les conBguratiODS précédemment décrites. 186Î-1864 KAISER. 179 Nous sommes donc désormais inébranlablement affermis dans la cer- titude que les configurations de Mars sont fixes, c'est-à-dire de nature géo- graphique, mais variables d'aspects, notamment sans doute par suite de variations atmosphériques qui s'y superposent. L'astronome de Leyde a tiré de tous ses dessins une carte géographique de la planète. Nous la reproduisons également ici [fig. 118) en fac-similé. On la comparera avec intérêt à celle que nous avons publiée plus haut (p. 69). Plusieurs différences sont manifestes. Ainsi, nous n'avons pas détaché le détroit Herschel II comme Kaiser, parce que pour nous ce croquis de l'astronome de Leyde ne représente pas une configuration permanente : géné- ralement ce détroit se confond avec la mer (océan Dawes); généralement aussi le détroit Arago est moins large à son extrémité. Il y a là deux régions spé- ciales de variabilité, soit que l'eau qui forme ces mers se retirç ou s'évapore, soit qu'elle change de ton et soit tantôt foncée et bleu sombre, tantôt jaunâtre et claire. Plus nous avançons dans notre étude, plus l'idée de variations d'eaux, évaporations ,inondations, précipitations aqueuses plus ou moins du- rables s'impose à notre esprit. Dans les observations de Kaiser, la tache caractéristique la plus remar- quable pour lui a été la tache ovale par laquelle il fait passer son premier méridien, et qui se trouve à la longitude 0 et à 26** de latitude australe. L'auteur l'identifie avec la tache d de Béer et Madler. ( Voir leur carte, p. 107). C'est le lac circulaire quiporte'le nom de mer Terby sur notre carte. Remar- quons sa forme ovale sur la carte de Kaiser. Cette forme change selon les années. Elle est quelquefois tout à fait ovale, comme ici, quelquefois parfaitement circulaire. Or, ce lac a l'étendue de la France. La mer du Sablier descend en pointe au-dessous de Téquateur, oblique- ment, vers 150^. La tache ronde circulaire prise par Béer et Madler pour' origine de leurs longitudes est carrée dans le dessin de Kaiser et à 90** à gauche de la tache ovale prise par lui pour méridien initial. On voit quç tes longitudes de Kaiser diffèrent de 90^ de celles que nous adoptons. Le même astronome a entrepris pendant les années 18G2, 1863, 1864 et 1865, àFaide du réfracteur de 7 pouces de l'Observatoire de Leyde, muni du micromètre à double image d'Airy, une série de mesures des diamètres po- laires et équatoriaux de la planète Mars ( * ) . L'ensemble de ces mesures donne : Diamètre équatorial.. 9", 468 Diamètre polaire 9', 387 Aplatissement -}- (') Durchmesaer des Planeten Mars, gemessen im Jakre 186'2' 1863-186^, mil Airy' s Doppelbild Micromeler ain 7 zôlligen Réfracter, — Annalen der tSlernwarte in Leiden, Dritter Band, — Haag, 1872, p. 227, 241,65. 180 LA PLANÈTE MARS. La mesure de raplatissoment de Mars reste, comme on le voit, tout à fait problématique : W. Herschel a trouvé X Schrœter ^ Arago X Bessel 0 Main JL i i L. et J- 61? 38) 4b' 71 36 Winncckf, Dawcs et Johnson, un allongement polaire. Kaiser s'est également occupé de la rotation de la planète, en comparant ses observations aux meilleures choisies parmi celles de ses prédécesseurs et en identifiant avec raison la tache verticale dessinée par Hooke dans ses deux observations du 3 mars 1666 à la tache marquée f dans les obser- vations de Béer et Miidler en 1830 et désignée sous le nom de « mer du Sablier », the Hour-glass sea. L'observation de Hooke du 3 mars 1666 (ancien style) correspond au 13 mars du calendrier grégorien, qui n'a été adopté en Angleterre qu'en 1752. Elle a été faite, la première à minuit 20°», la seconde à minuit 30". La tache n'était pas encore au milieu du disque : elle y est arrivée à 2** 46". Dans ses observations de 1862, Kaiser a constaté le passage de la même tache au mé- ridien central de Mars le 1*' novembre, à 6** 10". Il en conclut le calcul suivant : Passage de la mer du Sablier par le méridien central du disque de Mars. Hooke, 1666, mars 14, à 2'' 56". Kaiser, 1862, nov. l,à6M0-. Diffcrcnce : 71 821 jours 3'' li in Pendant cet intervalle, la planète a fait 70004 rotations, ce qui donne pour la durée de la rotation : 24^37- 22", 735. Par l'observation de Hooke et celle de Béer et Miidler du 30 septembre 1830, à 17** 22", le même astronome a obtenu : Différence 60101 jours 14»'2o'". 58581 rotations. Rotation = 2i''37-22», 706. Par l'observation de Hooke et celle de Huygens du 13 août 1672, à minuit 11" : Différence : 2 3i4 jours 9M4'". 2 285 rotations. Rotation - 24" 37" 22*, 62. La concordance est remarquable, malgré les doutes de Kaiser sur l'idenlité 182 LA PLANÈTE MAKS. de la tache verticale de Hooke avec la mer du Sablier. Il ne doute pas de l'identité de cette mer avec la tache triangulaire du dessin dlluygens du 13 août 1672, par laquelle il trouve d'autre part : Huygens, 1672, août 13, à 12^1(r. Kaiser, 1862. nov. 1, à CMO-. - - Différence -.69476 jours 18^ Pendant cet intervalle, la planète a eCfectué 67719 rotations; d'où l'auteur conclut pour la durée de rotation : 24^37-22% 643. Cette même observation de Huygens, combinée avec celle de Béer et Mâdler du 30 septembre 1830, à 17^22", lui donne comme résultat : Différence : 57757 jours 5M2-. 56296 rotations. Rotation - 24^37-22*, 595. En résumé, la rotation de la planète Mars est fiyée, depuis 1864, à 2i^37•"22^6. à un dixième de seconde près. LIV. 1862-1864. — Analyse spectrale de lalmosphere de Mars, par Huggins, Miller, Rutherfurd et Vogel. Dans le cours de Tannée 1802, M. William Huggins, membre de la Société royale astronomique de Londres, et M. A. Miller, professeur de Chimie à King s-College de Londres, essayèrent pour la première fois d'appliquer l'analyse spectrale à l'élude des planètes Vénus, Jupiter, Mars et Saturne. Les résultats obtenus ont été publiés dans les Philosophical Transactions de l'année 18G4. Aux Etats-Unis, Rutherfurd entreprit en même temps la même recherche (*). Nous n'avons pas à nous occuper ici des autres planètes. En ce qui con- cerne Mars, son spectre fut observé notamment le 6 novembre 1862 et le 17 avril 1803. Les principales raies du spectre solaire s'y montrèrent nette- ment marquées et Ton n'y découvrit aucune autre ligne un peu forte. Les 10 et 29 août 1864, les mêmes savants examinèrent de nouveau la pla- nète à l'aide d'un spectroscope perfectionné. Ils ne découvrirent dans le rouge aucune des raies d'absorption qu'ils avaient constatées dans les spectres de Jupiter et Saturne, mais tout à fait à l'extrémité du rouge, vers («) Rutherfurd, Aatronomical observations with the spectroscope {Amer. Journal of Science, janvier 1863). —Miller et Huqgins, On the spectrum ofMars {Phil. Trans 1864).— VooEL, Beobachtungen aufjier Sternwarte zu Hothkamp. Heft I, p. 66( As/r Nach,, n* 1864). 1862-1864 ANALYSE SPECTRALE DE L'ATMOSPHÈRE DE MARS. 483 les raies B et a in spectre solaire, ils constatèrent la présence de trois ligues fortes. Vers la raie F du spectre solaire, c'est-à-dire au commencement du bleu, immédiatement après le vert, le spectre de Mars montre un grand nombre de bandes d'absorption qui diminuent considérablement son éclat. Ces bandes fortes sont à peu près équidistantes, et se continuent jusqu'à l'extrémité violette du spectre. L^absorption de ces bandes est évidemment la cause de la prédominance des rayons rouges dans la lumière de cette planète. L'ap- pareil spectral à grand pouvoir dispersif résout ces bandes en groupes de lignes. La conclusion de cet examen est que, d'abord, Mars ne brille que par la lumière solaire réfléchie, et renvoie comme un miroir une image du spectre solaire. Ensuite, son atmosphère donne naissance aux raies d'ab- sorption dont nous venons de parler. Qu'est-ce que ces raies spectrales indiquent? Nous le saurons bientôt. Au mois d'août 1864, MM. Huggins et Miller ont remarqué que l'éclat du spectre de Mars avait diminué d'une manière remarquable vers la ligne F, par suite d'une série de groupes de lignes assez fortes et équidistantes com- mençant vers la raie F et se continuant vers la ligne la plus réfrangible du spectre. Au mois de novembre 1864, ces lignes étaient beaucoup plus faibles et pouvaient à peine être distinguées des lignes nombreuses appartenant au spectre solaire. L'impression de M. Huggins a été que la lumière de Mars, les 10 et 27 août, se montrait plus rouge et que les taches se voyaient plus distinctement qu'au mois de novembre. tiIfcrCTe et plo* transpa- ru^!^ ^* l^ïifô 'fo *t* f ^t. <>t:^ oi^enr^il^r, ronrzrrfe are^ r^ qa-e TΫit & 4ir^ M. M>^fir>/**, ^/r, ;/Arrri*: ^rn ^»n/t;r*r^ qr*e, iors;r:e ratmo*pLère de Mars ^*i J^if^ ^ urh^4^ t-x ^ i:iTOfr*fts, la Inmitrt At la planète es: pins rooge, en rri^/i^ UrrfDpfi /p;^ 3*^ Ua^*/:^ v»: in/>r*treat pluâ 4i«liactenienL X//fi* #rxarri;^<*jryf*% I;» *^it^ /î^ c^, r^:herche? en 1867. ,V/u* r//i/;î ^m>^ dan» I^? ''rorjn» /ie cetUi élude à l'année 1804, qui a été en #j||^^jo^ *^/rt/r la r/ffttiuHSiiion de Voppfmiirm de 1862 par la proximilé à )a/(ii^n^ la plan^rle ii'e>l préf^entée, quoique pourtant elle ait été un peu rr^z/hm prf/^:Uft qu^n I8^;2 et surtout qu'en 1860; mais l'attention des aslro- nwuH% Y ét;iit partjcijlj/;r^;rnerit dirigée, et Ton espérait arriver à quelque 4^4'jfHifftrU'. capir;ile. Non» vituoun déj/i d'étudier le» ini(K;rtantes observations de Kaiser et des np^AirI;m/;i(;. Oh observations ont été faites de novembre 1864 à janvier iHi\U^ /i raidr; d'un excellent objectif de 8 pouces construit par Cooke and HonM. « IMunleurM détallH curi(3ux et intéressants que je n'avais jamais reconnus aUHNi (liHtin('l(un()nt, dit rautenr, se sont manifestés pendant cette opposition (do IHlKi). I/un dcH jibiH rcnianjuahlesest un détroit long et mince qui court dauN la direction N.-K. et àS.-W., dans riiémisphèro nord, et qui se voit dUtlnrlenient dann hm dessins des 12 et 14 novembre, et plus faiblement daUH r.nlul du 10 novembre ainsi que dans celui du 21 janvier. J'avais déjà (*) IlopiifiitUi UUëQVtiatory, Uaddanhumi liucks, Angleterre* IS6i W.-H. DAWEB. remaniué et dessiné ce détroit dès l'année 1852, le pôle nord étunt alors également tourné vers nous, mais quoique la planète ait été alors en excellentes conditions d'observation [ayant une déclinaison nord de 24°), je ne l'ai pas vu aussi distinctcnieol avec l'instrument de 6 pouces ; do Munich, dont je me servais alors, qu'à l'aide do mon 8 pouces actuel. u Un autre objet intéressant a été l'ombre fourchue, dessinée notammeul le 14 novembre ainsi que le 20 et le 12 (moins distinctement). Je l'avais souvent remarquée on 1852 sous la forme d'une baie ovale avec un rivage régulier oL n'ai pas soupçonné une seule fois qu'elle pUt ôlre partagée ou irrégulière daus son contour. Mais, le 22 septembre 1802, j'ai constaté très nettement son aspect fourchu et il en a été de môme pendant toute la durée de la dernière opposition. Cet aspect donnait l'impression de deux embou- chures de fîcuvcs très larges ; mais je n'ai jamais pu reconnaître ces fleuves. Les excellents dessins faits par M. Lockyer en 18li2 montrent plusieurs fois cette baie, mais ne la montrent pas ainsi partagée en deux pointes. Il sera fort intéressant, dans les oppositions futiu-es, de vérifier si cette forme est permanente ou variable. // peu! se faire que la vicr se soit retirée de cette partie du rivage et ait laissé vne langue de terre vUilile. * Il est très difficile de noter avec certitude des variations dans l'aspect des difTérentes taches qui peuvent ôtre dues à des causes atmosphériques dans la planète elle-même. Celte difficulté pourrait sans doute être diminuée si l'on prenait soin de compai-er les vues lélescopiques aux configurations déjà connues des régions observées ; mais il me parait préférable de s^abstenir de toute référence et de toute idée préconçue, afin de faire des dessins abso- lument indépendants. L'atmosphère doit néanmoins jouer un certain rôle dans les causes de variations. Ainsi, pendant trois soirs consécutifs, les 20. 21 et 22 janvier, j'ai observé une tache très blanche se montrant exactement à la même place au point marqué a sur le dessin du 21 janvier. Cette tache blanche n'était cerlainement pas visible les 10 et 12 novembre. Celte tache donnait l'impression d'une énorme masse de neige et était aussi brillante que la tache polaire australe de I8G2, Malheureusement, une série de nuits nuageuses m'empêcha de continuer ces observations. * » lUen ne me paraît mieux prouver que la teinte rouge de Mars n'est pas produite par l'atmosphère delà planète que ce fait que la coloration rougeâtre est toujours plus marquée vers le centre du disque, précisément où l'enve- loppe atmosphérique est la plus mince. Vers les bords du disque, les taches gi-ises sont presque entièrement effacées par la densité deralmosphcre, et la couleur réfléchie de ses bords est blanche ou blanche verditre, cette dernière coloratioa élaut peut-être un elfet de contraste avec le rouge du centre. • Le 1" décembre, quelques heures après l'opposition, j'ai obtenu quelques !se LA PLANËTE MARS. mesures du disque à l'aide d'un escelleni micromètre à double image. Il ne m'a pas été possible de reconnaître aucune trace d'aplalissement; au contraire, j'ai trouvé le diamètre polaire plutôt plus grand que le diamètre équatorial. d'une quantité însigniftanle d'ailleurs tO',0?). Ce résultat rappelle les mesures de Mars faites par M. Johnson avec l'héliomètre d'Oxford ('). (') Ces mesures publiées au lome XI,page29î, de l'Observatoire de Radcliffe, donnent, pour la distance moyenne de la planète au Soleil : Diamètre équatorial — 5', 901 Dismètre polaire 'J',ô03 Ici ie diamètre polaire est sensiblemeut supérieur au diamètre équaLoriat. isei W.-R. DAWES. IftT » Mon impression est que l'atmosphère de la planète Mars n'est pas habi- tuellement très nuageuse. Pendant la dernière opposition, les principales configurations se sont presque constamment montrées clairement et nette- ment. Je n'ai pas une seule fois pu constater qu'il 7 ait eu avec certitude des régions masquées par du brouillard et des nuages. La seule exception à cett« permanence consiste dans les taches très blanches notées en quelques rares circouetances et qui donnent l'impression soit de masses de neige, soit de masses nuageuses dont la surface réDéchit vivement la lumière solaire. On pourrait ajouter aussi à ces variations le fait assurément remarquable que l'on constate en comparant le dessin du 14 novembre à ceia du 10 et du 12 188 LA PLANÈTE MARS. pour le pôle inférieur : il y avait au point marqué a dans les dessins du 10 et du 12 une petite traînée grise bien évidente le 14 novembre, à minuit; elle n'existait certainement pas aux deux autres dates, où cependant les détails voisins étaient parfaitement visibles. » A ces observations si intéressantes, Dawes ajoute en post-scriptum les re- marques suivantes : Eu recourant à mon registre et à mes dessins de l'année 1852, je vois que, cette année-là, j'ai souvent observé une traînée particulièrement blanche le long du rivage marqué a sur le dessin du 20 novembre 1804 comme attirant particu- lièrement l'attention par son éclatante blancheur. Il semble donc qu'il y aurait là quelque cause permanente ou du moins assez fréquente amenant cet éclat parti- culier. Cependant, comme cette région est voisine de Téquateur, il ne parait pas vraisemblable d'attribuer cette blancheur à des nuages et encore moins à de la neige, à moins qu'il n'y ait là des plateaux très élevés au-dessus du niveau delà mer («). Ces magnifiques dessins de Dawes constituent, comme nous Tavons re- marqué plus haut, un progrès considérable dans notre connaissance des détails de la topographie martienne : la baie fourchue du Méridien y est dé- couverte dans sa forme normale, ainsi que le détroit Herschel II, les rivages de la mer du Sablier, et la plupart des conflgurations représentées sur notre carte (p. 69). A la baie du Méridien, qui donne naturellement l'idée de Yem- bouchurc de deux fleuves, Tobservateur a cherché ces fleuves sans parvenir à les découvrir : M. Schiaparelli les a découverts treize ans après, en 1877. I/Ile blanche observée le 21 janvier se trouve sur notre carte, à l'inter- section du 60® méridien et du cercle polaire austral. Elle n'est pas toujours visible, non plus que sa voisine. Remarquons aussi ce qu'il dit de la coloration de Mars et de son atmo- sphère. La coUoration rougeâtrc de la planète est toujours plus marquée dans la région centrale du disque que vers les bords. Donc elle n'est pas produite par l'atmosphère, puisque c'est justement verà le centre du globe que la lumière réfléchie par la surface a la moindre épaisseur d'air à traverser. C'est ce qu'Arago avait déjà conclu (p. 133). La visibilité presque constante des taches de Mars, la rareté des nuages, la faiblesse de la pesanteur à la surface du globe, conduisent à penser que l'atmosphère de Mars est très faible. Celle de la Terre est si dense que les détails de la surface terrestre doivent être bien moins visibles de loin que ceux de Mars. D'après les recherches de Langley, 40 pour 100 des rayons solaires qui arrivent verticalement sur notre almosphère sont absorbés par . (*) Royal astronomical Society, Monthly Notices, t. XXV, et Mcmoir», t. XXXI V. 1864 JOHN PHILLIPS. 189 elle. Des 60 qui arrivent à la surface du sol, moins du quart peut ôti*e réfléchi par le sable jaune même, et ce quart doit encore perdre 40 pour 100 en traversant Tatmosphère. Il n'y aurait donc, pour la Terre, pas plus de 8 ou 9 pour 100 des rayons lumineux qui pourraient atteindre l'œil d'un obser- vateur lunaire. De loin, la Terre doit donc paraître blanchâtre ,même par le ciel le plus pur ('). La comparaison de ces dessins avec notre carte conduit à une conclusion identique à celle que nous avons tirée tout à l'heure des observations de Kaiser. La mer Terby est allongée au lieu d'être ronde : elle ressemble à une feuille au-dessous, une seconde tache, offrant le même aspect, est beau- coup trop vaste; le détroit Jlerschel II se détache nettement, mais la baie du Méridien n'est pas ronde et isolée comme dans les observations de Béer et Madler. Tout conclut en faveur de variations certaines dans ces aspects géogra- phiques. LVL 1864. — John Phillips. Le professeur émérite de TUniversité d'Oxford, dont nous avons déjà re- marqué les observations de Tannée 1862, a continué l'étude de Mars pendant l'opposition de 1864 et en a présenté les résultats à la Société royale de Londres dans sa séance du 12 janvier 1865 (*). Il constate d'abord que les aspects géographiques se sont présentés en 1864 à peu près tels qu'on les avait dessinés en 1862. On en a fait de nouveau plusieurs dessins, du 14 novembre au 13 décembre, et l'on en a construit un planisphère que nous reproduisons ici. L'auteur donne le nom déterre (tend) aux régions orangées, et de mer (sea) aux régions verdâtres, comme on l'admet généralement, mais, à l'opposé de ce que l'on voit, en général, il note les premières plus foncées que les secondes. Un certain état brumeux [foggines) a été noté en plusieurs circonstances, entre autres les 18 et 20 no- vembre. Les mers ont paru moins vertes qu'en 1862. En général, tout était moins net. Mais la planète était plus loin de nous en 1864 qu'en 1862. a Des taches blanches, sans doute des neiges, ont été vues d'une part entre 45" et 50^ de latitude sur le 30* méridien de la carte construite par l'auteur, d'autre part au 50« degré de latitude, à la longitude 225*^. Il y avait moins de neiges autour du pôle sud qu'en 1862. » Phillips se demande ensuite si les couches atmosphériques inférieures ne jouent pas un rôle dans la coloration de la planète, qui rappellent souvent {') Americmi Journal of Science, t. XXVIII, p. 163. (') Proceedings of the Royal Society, 1865, p. 42-46. 190 LA PLANlîTE MARS. celle des nuages éclairés par le soleil couchant. » 11 faut, du reste, qu'il y nit de grands transports de vapeur d'eau pour amener les neiges d'un pôle ;i l'autre, suivant l'alternance des saisons, n L'auteur a observé des neiges jusqu'à 50* ou môme 45° de latitude; M. Warren de la Rue jusqu'à 40° au mois d'avril 1856. C'est à peu près comme sur la Terre en hiver. L'étendue des neiges se ressemble parfoîsbeau- coup en des années martiennes différentes, comme on peut le reconnaître en comparant le dessin de sii' John Herschel du 16 août 1830 [voy. p. 121 1 avec celui de l'auteur du 27 septembre 1862 {p. 164). 1 Les climatsde Mars paraissent presque identiques à ceux de notre monde, car là comme ici, de bO" de latitude aux pôles, la vapeur d'eau donne nais- sance à des neiges périodiques, et de l'équaieur à 40° environ la tempéra- PlaDiBpl ture reste toujouio assez tlevee pout pioduiie une evaporation normale atmosphère généialement pure dans les régions equatoriales et tropicales neiges variables jusqu a une ceriaine distance des pôles C est sans doute la constitution de l'atmosphère qui permet ces climats quasi-terrestres sur une planète plus éloignée du Soleil que la nôtre dans le rapport de 152 à 100, el pour laquelle la chaleur reçue de l'astre central n'est que dans le rapport de 231 à 100. L'atmosphère, en atténuant le rayonnement, en conservant la chaleur solaire, rend les hivers et les nuits moins froids qu'ils ne le seraient sans elle. L'influence atmosphérique parait être la même sur Mars que chez nous, et plus importante encore. Il en résulte que. selon toute probabilité, nous pouvons regarder Mars comme habitable. » 1864 FÉLIX VON FRANZENAU. 191 Tel est le résultat des observations du professeur Phillips. Nous repro- duisons ici, en fac-similé, le planisphère qui accompagne ce Mémoire. Ces observations paraissent avoir été faites avec le même instrument que celles de 1862. Il n'est pas très facile de se reconnaître sur cette carte. D'abord, il faut par la pensée voir foncé ce qui est pâle, et réciproquement. On devine alors la mer du Sablier dans la configuration pâle triangulaire qui descend presque verticalement sur le 20* méridien. Au-dessus de cette mer, la grande tache blanche est la terre de Lockyer. Le continent sur lequel est écrit Land est le continent Herschel I. Le 0® ou le premier méridien de ce planisphère corres- pond à peu près au méridien 315^ de notre carte. Les méridiens sont comptés de la droite vers la gauche, de l'Est à l'Ouest, au lieu de 1 être de TOuest à l'Est. Notre zéro se trouve sur le 315* méridien de cette carte, à l'extrémité du ruban claij' qui prolonge comme un golfe long et étroit la mer du Sablier à droite. 11 y a 45** de différence entre les deux méridiens initiaux. LVIL Même année. — Félix von Franzenau. M. de Franzenau a fait ;à l'Observatoire de Vienne une étude fort intéres- sante accompagnée de six dessins remarquables que nous reproduisons ici. Nous traduisons textuellement ce petit Mémoire (*). La situation assez favorable de la planète Mars, pendant sa dernière opposition, m'a engagé à faire les observations qu'on va lire, et que j'ai effectuées à l'aide du réfracteur de G pouces qui m'a été gracieusement prêté par l'Observatoire. Je me proposais d'obtenir des représentations aussi fidèles que possible de la surface de la planète, de la forme de ses taches, et de ses conditions atmosphériques. Malheureusement, le temps extraordinairement mauvais qui n'a cessé de sévir a entravé un grand nombre de mes observations. En somme, je n'ai pu en effec- tuer que sept, et encore la dernière a-t-elle dû être laissée de côté comme im- parfaite. Ces quelques dessins permettent de constater la permanence des taches de Mars, et leur ressemblance saisissante avec celles des dessins de Madler. Pour réclaircissement de ces dessins, il est entendu que N. S. P. signifient Pôle Nord, Pôle Sud et Phase; par s je désigne la neige ou du moins ce qui y ressem- ble, au pôle nord. I. 8 novembre 1864, 9*»30'», heure de Vienne, a, b sont deux grandes taches très sombres séparées par v. La couleur noire et la netteté des contours des trois pointes de a est tout à fait remarquable; ies environs c, g y /i, i, fe sont des om- {')Mar8 in November 1864. Sitzungsbericlite der K. K. Acad, dev Wissenachaften "Wien, 1865, LUI, Band; p, 509. LA PLANÈTE MARS. 8 novembre. & 9^30-. 10 novembre, é. Ji'SO-, la novembre, a a^JO'. Fig. 122. -~ Obiervatiom de la planèta Mors, par von Franz«n«u, e FÉLIX VON FHANZENAU. ïïombrc, à7»4ô". M) novembre, iS'îO-. 2î novembre, àÛ». Fig. I!3. — UbservaliunaUo laplaaclu Mars.parvoa Franzenau, en ISSii Flamuahiox. — Mart. V. 194 LA PLANÈTE MARS. brcs grises à peine visibles, sans contours nettement arrêtés; x, y, z, senties parties rouge clair de la planète. II. 10 novembre, Q^^SO»». Les taches sont restées les mêmes, modifiées seulement par la rotation. La tache b s'est beaucoup augmentée en d; la bande /", que je n'avais fait que soupçonner, apparaît très distinctement. Quant à la neige polaire inférieure, elle se montre divisée en deux parties séparées par un intervalle sombre. III. 15 novembre, 9^30". Les progrès do la rotation commencent à influer beau- coup sur la forme des taches. La tache a a perdu complètement son aspect pri- mitif et descend beaucoup plus vers le Nord ; b s'est encore agrandie vers c; quant à cette dernière partie, elle est, ainsi que d, très faiblement éclairée dans les en- virons de 6 ; le continent rougeâtre x est arrivé vers le milieu de la figure et a atteint son plus grand développement; s semble à peu près disparue, car les en- virons du pôle nord sont presque aussi sombres que h et f. Tout l'hémisphère nord semble couvert d'innombrables petits nuages gris. IV. 20 novembre, 7*» 45°». La tache a est tout près de disparaître, b a atteint le milieu de la figure et, dans la partie ouest, c est ainsi que cl plus nettement visible qu'auparavant, u est une partie claire entre les taches b, c et d; quant à w, c'est une nouvelle tache rouge clair. A remarquer l'extraordinaire obscurité de la tache f, qui semble se rencontrer avec d. V. 20 novembre, 9^,20"". Ce dessin a été fait le jour môme, deux heures plus tard ; les taches principales sont plus rapprochées du méridien central de la planète et présentent, par conséquent, plus do détails à observer; c est bien plus vaste et plus net; u se distingue plus facilement, comme une séparation; f se réunit à d au point q ; une nouvelle tache, p, est apparue. VI. 22 novembre, 9^. L'intervalle entre ce dessin et le dessin n'' IV embrasse presque deux périodes de rotation de Mars. La seule modification est on r: la neige du pôle nord semble s'étendre beaucoup plus vers le Sud, mais sans limites bien définies. A remarquer la teinte sombre des parties nord de la tache b et de la pointe de d. Telles sont les observations de von Franzenau. Ce qu'elles offrent de pluâ remarquable, c'est, d'une part, leur conformité avec celles de Béer et Madler, conduisant à l'opinion de la permanence des configurations, et, d'auti-e part, un détail assez curieux, celui d'un isthme blanc au-dessus de la mer du Sa- blier, visible sur les dessins IV et YI, des 20 et 22 novembre. (Nos lecteurs ont reconnu cette mer dans la tache d. ) Était-ce une bande de nuages ? Ce n'est pas probable, car on retrouve celte même solution do continuité sur des dessins de Madler en 1841 (voy. p. 119), W. de la Hue en 1856 (p. 128), lord Rosse en 1862 (p. 167). Est-ce une profondeur moindre, et variable, de la mer? Ces divergences seront discutées plus loin. Les dessins de Franzenau nous conduisent donc encore à notre double conclusion î permanence et variations* 1864 J. C. zbLLNER, SEIDEL, SCHMIDT. — PHOTOMÈTRIE. 195 LVIII. Môme année, 1864. — Talmage. Secchi, Rudolf Wolf. Pendant cette même opx)Osition de 18C4, M. Talmage (*), observateur an- glais, a remarqué, principalement à la date des 14 et 18 novembre, que le pôle sud présentait une élévation très accentuée au-dessus du disque de la pla- nète, élévation causée sans doute par un effet d'irradiation de cette intense lumière blanche, réfléchie par la neige, et qui, mesurée au micromètre, attei- gnait 2'', 5. L'auteur fait remarquer que cette observation est identique h celles faites par William Ilerschel, les 17 avril 1777 et 20 mai 1783 (voir plus haut, p. 51, fuj. 17 et p. 57, fig. 13). Le 24 novembre, les taches de Mars ont paru plus distinctes que jamais, et pourtant, ce jour-là, notre atmosphère était assez trouble; l'observateur croit pouvoir en conclure (jue plus noire atmosphère est claire et moins les détails de la planète Mars sont visibles. (Il avait observé Mars sans grand succès en 1862, sous le beau climat de Nice.) Nous aurons lieu de discuter cette as- sertion qui n'est pas tout à fait paradoxale. Le P. Secchi a réobservé Mars pendant cette même opposition de 1864. Nous avons signalé plus haut ces observations (p. 149). Remarquons encore, parmi les études de 1864, celles de M. Wolf . de Zurich ( * ) . Dans le but d'obtenir une nouvelle détermination de la durée de rotation de la planète, le savant directeur de l'Observatoire de Zurich a comparé un dessin fait par lui le 19 novembre 1864, à 10*'30'", avec un dessin de Secchi du 26 septembre 1862, à 9M5° [Voir plus haut, p. 146, fig. 86, B) et a trouvé pour cette durée 24'»37"22\9. LIX. Même année, 1864. — J. C. Zôllner, Seidel, ScifMiDT, Photométrid Zollner et Seidel, physiciens allemands, ont fait, pendant cette même oppo- sition de Mars, des observations photométriques (') d'où il résulte que Mars ressemble à la Lune quant à la variation de lumière réfléchie suivant les phases et quant au grand éclat des portions marginales du disque. D'autre part, Zôllner trouve que Valbedo de Mars, c'est-à-dire son pouvoir réfléchis- sant moyen, n'est guère plus grand que celui de la Lune, à peine de moitié en plus. Jupiter et Saturne ont, au contraire, un grand pouvoir réfléchissant. La cause x)araît due à ce que, sur ces deux planètes, ce sont les nuages de ['•) On an appearancc prescntcd by ihe spota ou tlic planct Mars (Monthly Notice^ Vf II A. S., 18C5, p. 193). (0 Aslronouiischc Mittheilungen, n* 22, p. 57. C) Photometrische Untersuchungen ; Leipzig, 1805. I9G LA PLANÈTE MARS. leurs atmosphères qui réfléchissent la lumière solaire, tandis que, sur Mars, c*est surtout le globe planétaire lui-même. Ces deux planètes ont un albedo respectivement quatre et Irois fois plus grand que celui du sol lunaire. La dégradation d'éclat delà Lune, avant comme après la Pleine Lune, tout aussi bien que le grand éclat du bord, peuvent être expliqués par les inégalités de la surface. Zôllner trouve que, pour que ces inégalités produisent les varia- tions d'éclat observées, l'angle d'élévation moyen de ces inégalités devrait être de 52° pour le sol lunaire. Dans la même hypothèse, les changements beaucoup plus rapides de Téclat de iMars demanderaient pour ses montagnes un angle de.7G° en moyenne. Zôllner donne la Table suivante pour exprimer Talbcdo ou le pouvoir ré- fléchissant, autrement dit l'éclat moyen, de chaque planète La Luno renvoie 0, 174 de la lumière reçue. Lo Sable blanc »> 0,237 » Mars u 0,2G7 » ÎSaturne » 0,498 » Jupiter » 0,624 » Lo papier blanc » 0.700 » On voit que, d'après ces évaluations, Mars garderait les 733 millièmes ou plus des 7 dixièmes de la lumière solaire qui lui arrive, et n'en renverrait dans l'espace que les 267 millièmes, tandis que Jupiter avec son atmosphère nuageuse paraît presque aussi brillant que du papier blanc et renvoie plus des 6 dixièmes de la lUmière qu'il reçoit. Mars utiliserait donc pour lui bien plus de rayons solaires que Jupiter. Seidel (*) avait trouvé pour l'éclat de Mars relativement aux étoiles : Mars en apposition = 2,97 x Vdga, soit près de trois fois celui de Véga, observations faites à l'aide du photo- mètre objectif de Steinheil. Relativement au Soleil, Zôllner a trouvé avec son photomètre : Mars en opposition — ; x Soleil. ^* t)yy4uuuuuo Cette détermination de Zôllner correspond h une grandeur d'étoiles— 2,25. Jules Schmidt (*) a déterminé, par de nombreuses observations, les dates auxquelles Mars devient égal en éclat à diverses étoiles de première gran- deur. Appelant r le rayon vecteur de la planète à un moment donné et A sa distance à la Terre au même instant, il trouve, par exemple, que \_ = Aldébaran — — J,258. Mars = Sirius, quand log --— - = T,944 (') nayerische Aliiidemie dcr Wissenschaflcn, Mûnchen. 1859. (M Astr. Nach., t. XCIII. 1880, p. 93. LE D' TERBT. — OBSER VATrONS. L\. i a 1875. — Le n' TEitni M. F. Terbj', docteur es sciences, à Louvain, auquel l'Aréograjihie est rc- ilcvablc ilo Iraraux si persévérants et si considérablcâ, a lait une observation assidue de la iilanùle Mars depuis l'opposition de ISOl jusqu'au moment oi'i nous écrivons ces lignes, et a prie soin d'en publier régulièrement les résul- tats dans les Bulletins de l'Académie des Sciences de Belgique. Les premières observations do cet astronome ont été obtenues â l'aide d'une csccllentoluuottc Sacrélan de 108™", munie de grossissements de 120 et 180 fois, et parfois milnie 240. Nous parlerons d'abord ici, de celles qui sont antérieures à l'op- position de 1877, qui a commencé un nouveau cycle dans l'étude de notre mmm Fig. - Croquis do Marg. par M. Tcrby, ( planète. Les Notices présentées à l'Académie de Iletgiquo par notro éminent collègue sont accompagnées de 23 dessins pour 1%4 et 1807, 36 pour 1871, 12 pour 1873 et 32 pour 1&75. Les cioquis de cp.s deux dernibres années sont ceux qui oITrent le plus de détails. On y reconnaît notamment la mer du Sa- blier, la mer Maraldi, le détroit Herschel 11, la larhe polaire boréale, ainsi que l'australe. Parmi ces nombreuses figures, nous en repruduirons d'abord six de l'année 1873 comme particulièrement intéressantes. Elles ont élé prises au:: dates indiquées au-dessous de chaque dessin. Dans ces dessins, la lettre a indique la mer Knolwl; la lettre b, l'océan do a Rue ; la lettre c, la haie du Méridien et le détroit Ilerscbcl II ; la lettre d, la 198 LA PLANÈTE MARS. mer du Sablier ; la lettre ^, la mer Delambre et ses environs ; la lettre f, la mer Maraldi. Dans le dessin du 24 mai, on voit en mn une séparation, qui est assez curieuse, observée également le 22 mai. Cette division existe également sur deux dessins de 1875, faits le 20 juillet. Sur le dessin du 20 mai 1873, on aperçoit en eh la passe do Nasmyth. En 1871 et 1873, la tache la plus foncée et la mieux visible a été (comme d'habitude d'ailleurs) , la mer du Sablier. L'atmosphère de Mars a paru plusieurs fois assez trouble, notamment en 1871, pour effacer les configurations et interdire tout dessin. Plusieurs dessins de 1875 offrent également un intérêt particulier. Le pre- mier, du 14 juin [fig, 125, A), fait à 11*' 30", montre en m une dentelure et en H juin, il 11'' ÎW». 11 juin, n minuit. 17 juillet, à'.)»» 10"», 20 juillet, ù 9k lO"». 20 juillet, ù 10'«20». 2i juillet, â8''40"' Croquis de Mars, par M. Terby, en 1875. d une pointe anguleuse très foncée. Cette longue tache grise, formée par les mers Hooke, Maraldi et du Sablier, se retrouve sur un dessin presque iden- tique fait par Schrœter le 9 septembre 1798, à 9*^55'" yVoir plus haut, p. 74. fig. 55). Or, cette pointe anguleuse sombre est la région droite de la mer du Sablier, alors plus foncée que la région inférieure, comme on le voit sur la figure suivante, faite par M. Terby une demi-heure plus tard. On distingue alors la partie inférieure que Ton n'avait pas aperçue plus tôt, et Ton s'ex- plique, en regardant ce dessin d'un peu loin, que parfois on ait pu arrêter la mer du Sablier à cette région plus foncée, comme dans le premier des deux dessins. C'est encore là un témoignage incontestable en faveur des variations de tons qui arrivent dans les mers martiennes, car parfois cette même région s'est montrée plus claire que Taxe vertical de cette mer. 1865 C. FLAMMARION. -^ MÉTÉOROLOGIE MARTIENNE. 199 Le troisième montre à gauche de la mer du Sablier (d) une dentelure m et une langue de terre en n, rappelant la séparation signalée tout à Theure pour 1873, et que nous avons remarquée aussi dans les dessins de Franzenau (p. 193). Cette même séparation se retrouve dans les deux figures du 20 juillet. Les pôles sont marqués par une tache neigeuse; il y en avait même deux au pôle inférieur, le 20 juillet, à 10*'20", ce qui rappelle encore un dessin de Franzenau du 10 novembre 1864, et un de Secchi du 16 novembre 1862 (p. 1471. Le dernier croquis montre la mer Maraldi et la baie de Huggins et rappelle une observation de Schrœter. Ces observations de M. Terby conduisent aussi à notre conclusion perpé- tuelle : permanence des taches fondamentales, mais variations réelles dans les détails. Si Ton se reporte à notre carte (p. 69), on reconnaît la nécessité de tracer un banc de sable, une ligne de fond parfois découverte au-dessus de la mer du Sablier, à gauche, obliquement, h travers la mer Flammarion. L'ensemble des observations donne Timpression que ces eaux ne doivent pas être très profondes. LXI. 1865. — C. Flammarion. Recherches sur la planète Mars (*). L'interprétation des observations de Mars est soumise à discussion. Dans la revue scientifique le Cosmos du 26 juin 1863, nous avions discuté les obser- vations de neiges polaires et émis l'idée que ces neiges pouvaient être dues à une eau chimiquement différente de la nôtre ; et nous avions en même temps exprimé l'espérance de voir bientôt une mappemonde méridienne complète de Mars succéder aux projections polaires de Béer et Miidler (Cosmos, 1863, 1. 1, p. 751). En 1865, revenant sur le môme sujet, nous constations que, d'après les observations de 1864, la ligne isotherme de 0*» oscille comme sur la Terre, pour les deux hémisphères, jusqu'à 45** de latitude, ce qui paraît indiquer une température moyenne peu différente de notre globe, malgré la plus grande distance de Mars au Soleil. Mais, ajoutions-nous, « qui nous assure que le degré de congélation de Teau terrestre et de cristallisation de notre neige soit celui auquel se produisent sur cette planète les mômes phénomènes? On pourrait plutôt penser le contraire, puisque Tébullition dépend du rap- port spécial qui existe entre la vapeur du liquide et la pression atmosphé- rique et que la congélation diffère semblablement selon les substances. C'est aller trop vite et trop loin que de transporter les phénomènes terrestres sur une région étrangère à celle où ils se produisent. » (Cosmos, 1865, t. II, p. 315 ). {*) Cosmos des 6, 20 septembre et 11 octobre 1865. 200 LA PLANÈTE MARS. LXII. 1867. — HuGGixs, Secghi : Analyse spectrale de ratmosphère de Mars, Nous avons vu plus haut (1862, p. 182), les premières recherches sur le spectre de Mars, faites par Rutherfurd, Huggins, Miller et Vogel. M. Huggins y constata la présence des principales lignes du spectre solaire, et Rutherfurd, notamment, les raies C, D, E, t et G de Fraunhofer. A la séance de la Société royale astronomique de Londres du 8 mars 1867, M. William Huggins pré- senta sur ce sujet un nouveau mémoire dont voici le résumé. Mars ne brille-que par la réflexion de la lumière solaire. Son atmosphère absorbe une partie de cette lumière et indique par son spectre quelles sub- stances la composent. Dans la région bleue et indigo de ce spectre, les raies ont paru trop faibles pour pouvoir être sûrement identifiées. Dans la région rouge, la raie C du spectre de Fraunhofer est parfaitement visible et son identité a été certifiée par les mesures du micromètre. A partir de cette ligne jusqu'à l'extrémité la moins réfrangible du spectre, on aperçoit un grand nombre de raies sombres. Une ligne très forte a été mesurée micrométri- quement au quart de la distance de C à B. Comme on ne voit rien d'ana- logue en ce point du spectre solaire, on peut la considérer comme résultant do l'absorption causée par l'atmosphère de la planète. Les autres raies dans le rouge peuvent être identifiées, au moins en partie, avec B et a, ainsi qu'avec les lignes voisines du spectre solaire. Le 14 février 1867, l'observateur remarqua des raies faibles des deux côtés de la ligne D. Celles du côté le plus réfrangible étaient plus fortes que celles de l'autre côté. Elles occupent des positions qui paraissent coïncider avec les groupes que l'on voit lorsque la lumière solaire traverse les couches infé- rieures de l'atmosphère et qui sont produites par Tabsorption de gaz ou de vapeurs, notamment de la vapeur d'eau. Ces lignes indiquent probablement l'existence de substances semblables dans l'atmosphère de la planète. Elles n'étaient pas causées par l'atmosphère terrestre, car elles étaient absentes au même moment du spectre de la Lune, quoique celle-ci fût alors à une moindre altitude que Mars. M. Huggins a également observé le spectre des portions les plus sombres du disque de Mars, c'est-à-dire des mers. Leur spectre est beaucoup plus faible dans toute sa longueur. Les matières qui forment ces régions foncées absorbent également tous les rayons du spectre. Nous pouvons en conclure que, comme couleur, elles sont neutres ou à peu près. La couleur rouge de Mars ne doit pas être attribuée aune absorption élec- tive, c'est-à-dire à une absorption de certains rayons seulement qui produi- raient des intervalles sombres^dans son spectre. D'ailleurs, il n'est pas probable 1867 IIUGGINS, SECCIII. — SPECTROSCOPIE. 201 que cette coloration si caractéristique ait son origine dans Tatmosphère do la planète, car la lumifere réfléchie des régions polaires reste blanche, quoi- qu'elle ait traversé une plus longue épaisseur d'atmosphère que celle qui nous arrive des régions centrales du disque; c'est dans ces régions centrales que la couleur est la plus marquée. Elle tire certainement son origine de la surface de la planète. Les observations photométriques de Seidel et Zôllner confirment cette interprétation. Elles montrent que Mars ressemble à la Lune, quant à la va- leur anormale de la variation de la lumière réfléchie selon Taccroissement ou le décroissement de la phase, et également pour le plus grand éclat des régions marginales du disque. De plus, Zollner a trouvé ( p. 196) que Talbedo de Mars, c'est-à-dire le pouvoir réfléchissant des différentes parties de son disque, est seulement une fois et demie plus grand que celui de la surface lunaire. Ces caractères optiques s'accordent avec Tobservalion télescopique pour montrer que, dans le cas de Mars, la lumière solaire réfléchie vient presque entière- ment de la vraie surface de la planète^ et non pas d'une enveloppe do nuages comme pour Jupiter et Saturne. Dans ces deux dernières planètes, le disque est moins brillant sur les bords que dans la région centrale. Nous avons vu plus haut que ces deux planètes ont un albedo quatre et cinq fois plus grand que la Lune. En même temps que Huggins s'occupait de celte question en Angleterre, et Zôllner en Allemagne, en Italie, le P. Secchi étudiait de son côté les pla- nètes Jupiter, Saturne, Uranus, Mars et Neptune dans ses recherches spec- troscopiques sur les corps célestes (^). a Mars, écrit-il, a montré des raies atmosphériques terrestres, assez faibles au centre du disque, mais fortes vers le bord ; ce qui prouve l'existence d'une tmosphère analogue à la nôtre. * L'auteur donne plus loin deux observa- tions, des il février et 28 avril 1869, qui se bornent à témoigner d'une zone nébuleuse voisine de la raie G et d'une autre dans le rouge extrême. Les atmosphères de Jupiter, Saturne et Uranus diffèrent beaucoup plus de la nôtre. L'atmosphère de Mars paraît faible et raréfiée : « La sua atmosfera è assai piccola e sotile. » La môme recherche a été reprise en 1872 par Vogel en Allemagne, et les résultats ont confirmé ceux de Huggins et Secchi, quant à l'existence sur Mars d'une atmosphère analogue à la nôtre au point de vue de la vapeur d'eau qui donne naissance aux raies observées. Nous retrouverons plus loin, en 1872, les recherches de Vogel sur le môme sujet. [') Sugli SpcUri prismatici di Corpi celesti. 1 br. in-8; Rome, 1868. 1 br. n-4; Home, 1872. 202 LA PLANÈTE MARS. LXIII. 1867-1873. — John Browning, Barnes, Johnson, Elger, Grover, Knight, Bagkhouse, Noble et Williams. Le premier de ces observateurs, John Browning, excellent constructeur d'instruments d'optique à Londres, a publié dans The Intellecttml Observer huit chromo-lithographies de Mars, d'après ses dessins faits du 8 janvier au 24 février 1867. Il a également présenté à la Société astronomique de Londres, le 10 mai 1867, une série de treize dessins coloriés (y compris ceux dont nous venons de parler), faits par lui, du 29 décembre 1866 au 24 février 1867, à Taide d'un télescope à verre argenté de 8 pouces |, construit par Barnes. La colora- tion du disque varie depuis le rose jusqu'à Tocre, la nuance étant d'autant plus rouge qu'il y a plus d'humidité dans notre atmosphère. Les bords du disque sont très pâles. Les taches sombres sont d'un gris bleuâtre ou ver- dàtre. On a vu assez fréquemment de légères taches blanches paraître sur le disque, être emportées par la rotation et devenir presque aussi blanches que les neiges polaires en approchant du bord du disque. Ces nuages étaient, en gé- néral, mal définis dans leurs contours et de formes circulaires. On les a toujours observés dans la région de Téquateur. Le 31 mars, à 7 heures, on a fait un dernier dessin qui correspond exacte- ment à celui qui avait élé obtenu le 23 février, à 9 heures. « Dans ces deux dessins, écrit l'auteur, la tache désignée habituellement sous le nom de mer du Sablier (Hoiir-Glass Sea], est représentée comme venant de passer au centre du disque de la planète. ^ Le constructeur Barnes a fait en môme temps des dessins de Mars qui s'accordent très bien avec ceux de Browning. Dans cette double série, on retrouve également deux vues identiques h celles de Warren de la Rue, re- produites plus haut ; mais elles n'offrent qu'une lointaine ressemblance avec celles de Secchi, et pas la moindre avec celles de Béer et Miidler. Browning a construit en 1868 un globe de la planète Mars, d'après la carte de Procter, dont nous allons parler, et en a tiré des vues stéréoscopiques assez curieuses. Depuis plusieurs années, Warren de la Rue avait obtenu d'excellentes vues stéréoscopiques directes de la Lune, en combinant entre elles des époques de libration correspondant aux mêmes phases et donnant un angle suffisant pour le relief. (L'angle est même un peu trop grand sans doute, car nous ne voyons pas d'autre cause à laquelle nous puissions attri- buer la forme ovale trop allongée de ces vues stéréoscopiques de la Lune. ) Parmi les autres observations faites en 1867, signalons celles de MM. Joyn- 1867 WILLIAMS. — PROCTOU. 203 son, Elger, Grover ol Kiiightcn Angleterre. On trouve dans The Astronomical Hegistev des études faites pendant Topposition de 18G7 par les observateurs dont nous venons de citer les noms. La conclusion dos premières est que, près du pôle sud, il y a une bande permanente. M. Elger remarque que la coloration du disque est toujours plus forte dans la région centrale que vers les contours et que les taches s'effacent vers ces bords, Rien de nouveau. La bande australe que M. Joynson croit continue est celle que nous avons remarquée dans les dessins de M. Terby, de 1875. Elle est formée par la presque continuité des mers Maraldi, Hooke, Flammarion, du Sablier, océan Dawes, océan de la Rue, mer Cottignez et mer Schiaparelli (voy, p. 69). Signalons encore pour cette époque les observations de T.-W. Backhouse, faites pendant les oppositions de 1807, 1869, 1871 et 1873. Elles n'ajoutent rien de nouveau aux précédentes. MM. Noble et Williams, dont nous avons déjà parlé plus haut (p. 173), ont Fig. 1-2G. Croquis do Mars, par Williams, le 11 janvier 1867 à 11'' 40, pris cette même année 1867 de nouveaux croquis, peu détaillés en général. Nous signalerons, parmi ceux de M. Williams, celui que nous reprodui- sons ici, du 11 janvier {fig. 126). Télescope de 4 pouces { d'ouverture. On y remarque une solution de continuité dans le détroit d'Herschel, corres- pondant probablement h. celle qui est indiquée sur la carte de Kaiser (p. 181), au 130'' degré de longitude. La neige polaire inférieure ou boréale était fort étendue. LXIV. 1867-1877. — U.-A. Proctor. Nous devons à Ricliard-Antliony Proctor, no en 1837, mort en 1888, de 1res importants travaux sur l'Aréographie. Il commença, en 1867, par con- 204 LA PLANÈTE MARS. struirc une carte (*) diaprés les dessins de Dawes dont nous avons présenté plus haut (p. 186-187) les principaux. Nous avons vu (p. 107) le premier essai de cartographie de la planète Mars dû aux travaux de Béer et de Miidler, d'après leurs observations de 1830 à 1837, en Allemagne, et plus tard (p. 181), le planisphère construit par Kaiser d'après ses observations faites en Hollande en 1862 et 1864, ainsi que celui de Phillips, d'Oxford, d'après ses observations faites en Angleterre a même année (p. 190). A ces trois essais, nous pourrions ajouter celui du P. Secchi, d'après ses observations faites à Rome 'en 1858, et celui que nous avons tracé, pour Tliémisphère le mieux connu de Mars, dans la deuxième édition de notre ouvrage sur la Pluralité des Mondes habités (1864). Les dessins de l'astronome anglais Dawes ayant apporté une précision nouvelle dans la connaissance du monde de Mars, Procter, son compatriote, voulut les appliquer à une cartographie aussi complète que possible, et construisit, d'après eux exclusivement, la carie que nous reproduisons ici (fi,g. 127), et qui est la première carte publiée avec un système de nomen- clature déterminé. Une nomenclature, des dénominations fixes, s'imposaient d'ailleurs. Tant que, sur la représentation d'une planète par le dessin, il n'y a qu'un très petit nombre d'objets, quelques lettres suffisent pour les désigner. On peut dire la tache a, la tache 6, la tache c, etc. Mais, lorsque les détails se mul- tiplient, de telles désignations deviennent insuffisantes et impropres aux comparaisons. Des noms se fixent incomparablement mieux dans l'esprit. C'est d'ailleurs ce qui arrive également en Géographie. L'indication d'une contrée par une lettre, par un chifî*re, par sa position précise même, est tellement insuffisante pour l'esprit, que, dès sa découverte, l'ile la plus mé- diocre se voit baptisée d'un nom déterminé qui la distingue de toutes ses sœurs. Les noms sont indispensables en tout, même, et peut-être surtout, dans la grande famille humaine. On ne s'imagine pas facilement les hommes existant sans noms ! Malheureusement, il y a toujours une grande part laissée à l'arbitraire dans la conception des nomenclatures géographiques, comme pour les autres, d'ailleurs. Il a paru tout naturel, dans le cas de la planète Mars, de suivre le système qui a prévalu dans la nomenclature lunaire. La Lune a été le pre- mier globe céleste dont on ait pu tracer des cartes géographiques ; Mars est le second, car ce que l'on a essayé, dès le xviii° siècle, pour Vénus, est extré- (») Chart of Mars, from 27 drawintjs by M' Dawes. — Ilalf-hours with ihe téle- scope, London, 18G9, pi. VI. — Other Worlds than Ours, London, 1870, p. 92.— Theorbs around us, London, 1872, frontispice. — Essays on Astrononiy, London, 1872, p. Gl. - Flowers of theShy, p. 1G7. 1867-1877 U.-A, PROCTOH. — ARÉOGRAPHIE. 205 mcment incertain, et Mars est la seule planèls dont on connaisse assez sûre- ment les configurations géographiques pour en dresser la carte. 11 a semblé qu'en donnant des noms aux continents et aux mers de cette planète pour les distinguer, les reconnaître, les limiter et en étudier les formes exactes, on devait choisir de prcférence ceux des astronomes célèbres et ceux des sa- vants qui se sont le plus occupés de 1 étude de la plancle, sans distinction do nationalités terrestres, naturellement. Ou a reproché à Proctor d'avoir fait la part un peu trop large aux astro- nomes de son pays, et d'avoir répété les mêmes noms. Le premier reproche serait excusable. Mais ce qui n'est pas sans inconvénient pour la clarté, c'est- à-dire pour le but mémo de la nomenclature, c'est que certains noms y sont répétés plusieurs fois, ce qui peut amener des confusions que l'adoption d'une nomenclature a précisément pour but d'éviter. Ainsi, le nom de Dawes n'y est pas inscrit moins de six fois (Dawes Océan, Dawes Continent, Dawes Sea, Dawes Slrait, Dawes Isle, Dawes Bay) ; Iteer deux fois (Béer Sea et Béer Bay); Loclvycr deux fois (Lockyer Land et Lockyer Sea); Phillips deux fois (Phillips Sea et Phillips Island), etc; doubles emplois qui auraient pu être occupés par des noms d'une valeur non moindre, tels que ceux de Galilée, llallcy, Lalande, Lambert, Leverrier, ou d'observateurs de Mars, tels que Galle, Schmidt, Lassell, Knott, Green, Franzenau, Vogel, elc. Ces défectuo- sités dans la nomenclature expliquent que plusieurs astronomes aient été portés à la niodilîcr. Mais cVst là une considération insignifiante au point de vue do la gco- 206 LA PLANÈTE MARS. graphie intrinsèque de la planète, autrement dit de Taréographie. Procter a rendu un service éminent à la science en construisant la première carte aréographique hien délimitée, en jetant pour ainsi dire les bases de TAréographie, et, ne serait-ce que pour ce progrès — auquel se joignent un nombre considérable d'au 1res travaux, — le nom de Procter restera in- scrit en caractères inefiiiçables dans Thistoire de la première des Sciences. Ce laborieux aaironome s'est occupé, dès Torigine de ses travaux sur Mars, d'obtenir une détermination aussi précise que possible de la durée de rotation de la planète. A la séance de la Société astronomique de Londres du 14 juin 1867. il présenta un premier essai sur ce sujet. Reprenant des comparaisons ana- logues à celles que nous avons eu plus haut sous les yeux dans les détermi- nations de Cassini, Maraldi, Ilerschcl, Schrœter, Béer et Mildler, Kaiser, etc., et comparant entre elles les vues dessinées par Dawes, il trouve pour cette durée 88 043 secondes, ou 24»'37™23«. Assuré que ce nombre est très rapproché de la réalité, il compare les ob- servations de Dawes avec celles d'Iierschel, puis avec celles de llooke, et trouve définitivement 24l^37"»22^745:lI0^005. 79 révolutions sidérales de la Terre sont égales à 42 de Mars, à deux jours près. Le même auteur est revenu sur le même sujet à la séance du 10 janvier 1868. Comparant les dessins pris par Browning en janvier et février 1867 avec ceux de Dawes en 1864 et 1856, il en choisit trois bien nets et bien précis (Dawes, 24 avril 1856 et 26 novembre 1864, et Browning, 23 février 1867) dans lesquels la mer du Sablier est proche du méridien central, et comparant ensuite ces trois croquis avec celui de Ilooke du 12 mars 1666 (voy. p. 27, fig, 15), il trouve : Correction 0 Intervalle pour la lon^^itude Correction lutervallc Nombre Période en secondes. p«.'0ccntri37'n22»,72. Nous pouvons don;; adopter, comme période très approchée de la réalité, et en nous bornant aux dixièmes de seconde : Il s'agit là du jour sidéral, de la vraie durée de rotation, et non du jour solaire. Le jour sidéral terrestre étant de 23*'56"4% 09, on voit que la période de rotation de Mars est de 41" 18% 6 plus longue que la nôtre. Proctor s'est occupé de la planète Mars dans la plus grande partie de ses ouvrages, jusqu'au dernier, dont la publication venait de commencer lorsque la mort arrêta ses travaux. Nous y reviendrons p!a: loin. 208 LA PLANÈTE MARS. LXV. 1871-1873. — Lehardelay, Crosley, Gledhill, Burton, Denning, WiLSON, GUYON, LOWDON, JOYNSON, SpEAR. M. Lehardelay, observateur à Fontenay (Normandie), a fait en cette année 1871, si troublée d'ailleurs, un certain nombre d'observations à Taide d'un objectif de Steinheil do 162'"'» d'ouverture ('). Ces observations ont eu lieu les 2, 11,13, 23, 24 mars et 23 avril. La neige polaire boréale était bien visible. Fig. 128. Croquis do Mars par M. Lehardelay, 23 mars 1871, 10''30-. La soirée du 23 mars a été l'une des meilleures. On apercevait aussi la neige polaire australe. La planète paraissait couverte par deux taches en forme de lobes arrondis, très légèrement festonnés sur leurs bords contigus, de cou- leur jaunâtre, et séparés par une ligne grise d'une grande ténuité. Nous reproduisons ici le dessin de ce jour, publié par M. Terby ( 2) ; il a été obtenu à l'aide d'un grossissement de 547 fois. Ce qu'il offre de plus curieux, c'est un fleuve, ou plutôt un canal qui porte le nom de baie Burton sur notre carte (voy. p. 69) et coluià'Isthme sur les dessins de Sccchi (voy. p. 138). A l'Observatoire d'Halifax, MM. Crosley et Gledhill se sont consacrés à Fig. 129. Mars le 4 avril 1871, à 11>>. Dessin do M. Gledhill. Tobservation de Mars pendant cette opposition peu favorable de 1871 et en ont publié six croquis dans The Astronomical Register (^). La tache polaire («) Bulletin de iAf^sociatioji ScientifiQuc de France, ^\ décembre 1871, p. 211). (•) Aréog rapide, PI. lli. (») Octobre 1871, p. 233. 187M873 CROSLEY, GLEDHILL, BURTON. —DESSINS. 209 inférieure ou boréale est relevée vers la Terre et se montre ronde et bril- lante. On reconnaît la mer du Sablier, et la région circumpolaire australe se montre entourée, vers le 30* degré de latitude, d'une bande sombre, d'où trois langues descendent vers le Nord. Sur deux croquis on remarque, contiguë à la tache polaire inférieure ou boréale, une tache sombre en forme de ballon, dont la pointe toucherait la neige polaire. (Cette figure ressemble un peu à celle de Burton du 23 mars 1871, que Ton verra tout à l'heure, celle de Gled- hill est du même jour et de la même heure : la configuration était donc cer- taine.) Nous indiquons ces six dessins sans les reproduire, on les retrouvera, en lithographie, dans la publication précitée ; nous donnons seulement \pg, 129) celui du 4 avril 1871 (11*') : les deux caps polaires sont en vue; la mer du Sablier est au méridien central. Le solstice d'été de l'hémisphère nord de Mars est arrivé le 2 mars; l'oppo- sition, le 19 mars. M. C.-E. Burton a fait à Longhlinstone en Irlande, à l'aide d'un télescope newlonien de 12 pouces (*), d'excellentes observations en 1871 et 1873, et les a continuées pendant l'opposition de 1879. Nous aurons lieu plus loin, dans notre troisième période, comprenant le cycle fécond de 1877-1892, de nous occuper des dernières et de la carte qui en est résultée. Mais nous devons signaler dès à présent les dessins de 1871 et 1873. Le point capital des observations de M. Burton est qu'il conclut à des changements considérables à la surface de la planète. Trois dessins de 1871 et quatre de 1873, et, en général, tous ceux qui représentent ce côté de la planète, portent une immense tache sombre en forme de poire ou de ballon, correspondant à la mer Tycho. Elle est voisine du pôle nord et appartient au cercle polaire boréal. A l'époque des observations, Mars tournait en effet vers nous son pôle inférieur ou boréal. Cette tache paraissait très sombre, d'un vert bleuâtre. « Si c'est une mer, écrivait l'auteur, l'affaissement a considérablement surpassé en étendue et en vitesse ce qui est jamais arrivé d'analogue à la surface de la Terre depuis les temps historiques. » Cette curieuse observation confirme encore nos déductions précédentes. Nous reproduisons ici [jlg. 130-131) deux des dessins de M. Burton re- présentant cette mer, faits le 23 mars 1871 et le 7 avril 1873. Plusieurs observateurs ont vu la même forme, notamment M. Terby, «'i Louvain, le 12 mai 1873, et l'auteur l'a revue constamment pendant les observations de 1873. Cette tache, remarque-t-il, était aussi apparente et aussi caractéris- tique que la mer du Sablier. (' ) Transactions of the royal Irifih Acadcmij, vol. XXVI, p. 427. Flammarion. — Mars. li 210 LA PLANÈTE MARS. M. Ciirlon a égaiemeiU dessine la mer du Sablier en d'excellcnles circon- stances, parexeraple dans ses vues du 7 avril el du 4 mai 187 1 , que nous repro- F\g. IJU, l;it, duisons aussi [fig. 132, 133]. On remarque dans la première, à gauche de la mer du Sablier, une région variable eui' laquelle l'aitenlion aéra appelée plus tard; et à droite, un cap très pointu (le cap Banks) qui se présente eénérale- ment sous l'aspect flgurésur notre carte (p. 69). On a vu souvent, sur la droite du rivage de la mer du Sablier, au point indi- qué par un cercle ponctué sur la/îj, IS'l, une lâche blanche extrêmement brillante. L' auteur pense qu'oUe indique la présence d'un plateau très élevé, situé non loin du tropique, el couvert déneiges, a Summilsof aclusleroflofty 1871-1873 BURTON, WII.SON. — DESSINS. îll mountiiins, or an hïgh Table-land ». Ce plateau alpestre sérail silu6 dans la zono tropicale. Klg. 131. — Croquia de ««=, par Burlon, 34 tuai I87J, iuJi<|iiaul In poalliou d'uo jiUteau ndgcuï Signalons encore le dessin du 29 mai 1873 {fig. 135), sur leijuel on cousiate Vig. 135. — Vue baae de sslilo une ligne de séparation entre la mer du Sablier et la mer Hooke, à travers la mer Flammarion. Nous avons d^jà parlé de celle ligne à propos des dessina de Franzenau et Terby et nous l'avons reconnue sur des dessins antérieurs {voy, p. 194 et 199). Il y a certainement là un banc de sable parfois découvert. M. Wilson a fait on 1871 à l'Observatoire de Rugby un certain nombre fis, i;lS, — Mlr=lo de dessins Toit intéressants aussi. Nous reproduisons [/ig. 13G) celui du 212 LA PLANÈTE MARS. 4 mai 1871. à 9''30"', à Taidc d'un réfracteur do 8 | pouces, muni d'un grossissementdeSOO.M.Wilsonafaitpendantcetteopposition, ainsi qu'en 1877, plusieurs dessins de Mars, qui rappellent surtout ceux de Béer et Mâdler. A ces études ajoutons encore pour 1871 et 1873, celles de MM. Denning. Guyon, Lowdon, également en Angleterre. M. Guyon a fait notamment six dessins en 1871 et dix en 1873. Ces croquis ne changent rien aux données .précédentes. Signalons aussi, pendant cette même opposition, les observations de M. John Joynson à Waterloo, près Liverpool, et celles de M. J. Spear, à Chur- krata, au Bengale (*). Le premier remarque que la neige polaire boréale était beaucoup moins étendue qu'en 1867 et offrait à peu près Taspect de celle du pôle sud en 1862. « Le canal en forme de verre de vin, « Wine-glass shaped a channel », ajoute l'auteur, est certainement permanent, ainsi que la mer qui le domine. » Au Bengale, M. Spear remarque, à la date du 9 novembre 1870, que « la neige du pôle nord offre un éclat d'une intensité remarquable. » LXVL 1872-1873. — D*" Vogel. Analyse spectrale de l'atmosphère de Mars (^). L'habile astronome-physicien de l'Observatoire de Bolhkamp a observé Mars dans le but de continuer les recherches spectrales dont nous avons parlé plus haut, les 19 novembre 1872, 2, 20 et 22 avril et 3 juin 1873. Il donne en détail, dans le Mémoire cité ci-dessous, la position et les longueurs d'onde de 25 lignes de ce spectre. Voici le résumé des résultats obtenus : a Dans le spectre de Mars, on retrouve un très grand nombre de raies du spectre solaire. Dans les portions les moins réfrangibles du spectre apparais- sent quelques bandes qui n'appartiennent point au spectre solaire, mais qui coïncident avec celles du spectre d'absorption de notre atmosphère. On peut conclure avec certitude que Mars possède une atmosphère qui, pour la compo- sition, ne diffère pas essentiellement de la nôtre^ et doit être riche, en particu- lier, en vapeur d'eau, La coloration rouge de Mars semble résulter d'une absorption qui s'exerce généralement sur les rayons bleus et violets dans leur ensemble; au moins il n'a pas été possible de discerner, dans cette portion du spectre, des bandes d'absorption tranchées. Dans le rouge, entre G et B, on devine des raies qui seraient spéciales au spectre de Mars ; mais il n'a pas été possible de fixer leur position, à cause de la trop faible intensité lumineuse. » (•) Monthly Notices, 1871, p. 208 et 202. (') Untersuchungen ueber dieSpectra der Planeten, verfasst von D' H.-C. Vogkl. Sternwarle tu Bothhamp. Leipzig, 1874. 1873 C. FLAMMARION. - OBSERVATIONS. 213 Vogel pense avoir identifié les lignes suivantes du spectre de Mars avec celles du spectre solaire, comme lignes d'absorption dues à l'atmosphère, dites lignes telluriques. I près 5 de Brewster. Longueurs d'ondes. 570 : 580 : 1 *' [ lignes telluriques près D. 028,0 a. G48,8 raie assez sombre. 055,6 lignes telluriques près C. 087,8 B. Nous continuerons Texamen de ces recherches spcclroscopiques sur l'atmosphère de Mars en 1877. Elles seront plus complètes et plus précises. LXVir. 1873. — G. Flammarion. Observations de la planète Mars. L'opposition qui a eu lieu pendant le printemps de Tannée 1873 a placé la planète en de bonnes conditions d'observation. Voici le résultat des études que nous avons faites nous-nierae sur sa surface, à l'aide d'une lunette de Secrétan, de 108"" d'ouverture. Grossissement habituel 202, rarement porté à 288, souvent réduit à 150, en raison de la faible élévation de la planète au- dessus de l'horizon. Nous reproduisons ce résumé tel que nous l'avons présenté à l'Académie des Sciences (M. Pendant la période d'opposition qui vient do s'écouler, la planète Mars nous a découvert son hémisphère septentrional, qui est moins connu que son hémisphère sud. Le pôle nord, fortement incliné vers nous, se décèle lui-môme par une tache blanche très brillante qui, dans certaines conditions de transparence atmosphérique, semble dépasser le contour du disque. Cette calotte polaire n'est pas actuellement très étendue; elle offre parfois à l'œil l'impression d'un pois blanc qui scintillerait sur le limbe inférieur du disque, et sa position indique que le pôle se trouve à environ 40 degrés de l'extrémité inférieure du diamètre vertical, dans la direction de l'est image renversée dans la lunette astronomique). Les neiges polaires boréales ne s'étendent pas actuellement au delà du 80* degré de latitude aréogra- phique. On sait qu'elles couvrent parfois une étendue beaucoup plus consi- dérable, puisque, dans certaines années, elles ont dépassé le 60® degré. Les variations des neiges australes paraissent plus grandes encore. ■') Compti^s rendus des séances de l'AcadCnnie des Sciences, t. LXXVII, p. 278. séance du 28 juillet 1873. lii LA PLANÈTE MAHS- !I va très probablcmeiUiiiie mer polaire aulour du pùle nord, car iinelacho sombre y est conslammeni visible, quelle que soit la face que la rolation de Mars amène devant nous. Celle mer polaii-e paraît s'étendre jusque vers le ib° degré de latitude, et mûme au delû, en certains points; mais elle doit être partagée en deuic par une langue de terre qui s'étendrait du 65' au 75' degré. Quelle que soit celle terre intermédiaire, que l'on distinguer peine, liimer s'étend, d'une part, jusqu'à la glace, c'esl-à-diro jusqu'au 80° degré au moins, et, d'autre pari, jusqu'au 45'. Une méditerranée longue et étroite court du nord au sud, el rejoint une vaste mer qui s'étend au delà de l'équaleur dans l'hémisphtre sud. Entre l'extrémité septentrionale de cette méditerranée et hi mer boréale dont je viens de parler, il y a une autre énigme. Ordinairement celte méditerranée, cette passe, semble i-éunir les deux taches. Parfois on croit distinguer à l'extrémité septentrionale une solution de continuité, et même un retour à angle droit. Ce détail n'empêche pas la physionomie générale d'être telle qu'elle vient d'être décrite : pâle nord marqué par une petite tache très blanche, mer boréale s'élendant dans le sens des latitudes, large /îlet d'eau s'étendant dans le sens des longitudes, et mer australe considérable. Mars esl actuellement dans la saison d'automne de son hémisphère nord. La plus grande partie des neiges polaires boréales sont tondues, tandis qu'elles s'amoncellent autour du pôle austral, invisible poumons. La l'égion 1873 C. FLAMMARION. — OBSERVATIONS. i\b sud est visiblement marquée d'une traînée blanche près des bords. Est-ce la neige qui descendrait jusqu'au 40* degré de latitude sud? Il est plus pro- bable que ce sont dos nuages. L'étude détaillée de la planète montre que sa surface est bien différente de la surface terrestre, au point de vue du partage des terres et des mers. Chez nous, les trois quarts du globe sont couverts d*eau; sur Mars, au coi> traire, il y a plus de surface continentale que de surface maritime. Toute- fois, Tévaporation y produit des effets analogues à ceux qui constituent la météorologie terrestre, et l'analyse spectrale montre que l'atmosphère do Mars est chargée de vapeur iVeau comme la nôtre, et que ces mers, ces neiges, ces nuages sont réellement composés de la même eau «jue nos mers et nos météores aqueux. Il m'a semblé que la coloration rouge des continents est moins intense celte année qu'en général. On a souvent discuté la cause de celte coloration, et d'abord on Ta attribuée à ratmos])hère; mais cette explication a été rejetéo puisqu'il est constaté que les bords du disque de la planète sont moins colorés que le centre; ils sont presque blancs. Ce serait le contraire si la coloration était due à l'atmosphère, car elle croîtrait en raison de l'épaisseur d'atmosphère traversée par les rayons réfléchis. Est-elle duo à la couleur des matériaux constitutifs do la planète? On pourrait l'admettre si des raisonne- ments d'analogie ne nous engageaient à penser que les continents de Mars n'ont pu rester à l'état de déserts stériles, mais que, sous Tinfluence de l'ai- mosphère, des pluies, do la chaleur fécondante du Soleil et des éléments qui ont amené sur la Terre la production du monde végétal, ils ont dû se re- couvrir aussi d'une végétation quelconque^ en rapport avec l'état physique et chimique de cette planète. Or, comme ce n'est pas l'intérieur du sol que nous voyons, mais la surface, la coloration rouge doit être celle de la végé- tation de Mars, quelle que soit d'ailleurs l'espèce de végétation qui s'y pro- duise. 11 est vrai que, quoique les saisons de cette planète soient à peu près de nieme intensité que les nôtres, on ne voit pas de variations de nuances correspondant à celles que l'on observe avec les saisons sous nos latitudes terrestres ; mais la végétation qui tapisse la surface de Mars peut être fort différente de la nôtre et subir moins de variations dans le cours de Tannée. Quoi qu'il en soit, les études faites sur cette planète voisine sont assez nombreuses maintenant pour nous permettre de nous former une idée géné- rale de sa géographie et même de sa météorologie. On peut résumer comme il suit les faits qui semblent désormais acquis à l'Astronomie physique sur la connaissance de cette planète : 1" Les régions polaires se couvrent alternativement de neige suivant les saisons et suivant les variations dues à la forte excentricité de l'orbite; ac- 216 LA PLANÈTE MARS. tuellement les glaces du pôle nord ne dopassent pas le 80® degré de latitude. 2** Des nuages et des courants atmosphériques y existent comme sur la Terre ; Tatmosphère y est plus chargée en hiver qu'en été. 3*» La surface géographique de Mars est plus également partagée que la nôtre en continents et en mers; il y a un peu plus de terres que de mers. 4° La météorologie de Mars est à peu près la même que celle de la Terre ; Teau y passe par les mêmes états que sur notre propre globe, mais sans doute à des degrés de température différents. 5** Les continents paraissent recouverts d'une végétation rougeâtre. 6® Enfin les raisons d'analogie nous montrent sur cette planète, mieux que sur toute autre, des conditions organiques peu différentes de celles qui ont présidé aux manifestations de la vie à la surface de la Terre. LXVin. Même année, 1873. — F. Hœfer, Stan. Meunier. Quelque temps après la présentation de ces résultats à l'Académie des Sciences, notre savant ami le D*" Hœfer objecta à l'explication qui précède sur la couleur de Mars que cette couleui' ne doit pas être due à des végétaux, parce qu'elle ne varie pas avec les saisons, et qu'il est beaucoup plus pro- bable que c'est simplement celle du sol. Celle du sol? Mais alors ce sol serait nu! Le soleil, la pluie, l'air le lais- seraient stérile à travers les siècles! Le D' Hœfer, qui est un partisan fervent de la doctrine de la pluralité des mondes, ne peut admettre cette stérilité, contraire à tous les effets connus des forces de la nature. Il faut bien qu'il y ait quelque chose sur ces terrains, serait-ce de la mousse, ou moins encore. L'objection de l'invariabilité de la couleur pendant l'année martienne n'est pas fondée, et il suffit de voir les choses un peu largement pour en reconnaître l'insuffisance. Pourquoi astreindre la nature à avoir construit sur Mars des végétaux de même espèce que les nôtres ? Les conditions de milieux, de température, de densité et de pesanteur s'y opposent ; donc la difTérence qui existe forcément entre la végétation martienne et la végétation terrestre peut parfaitement s'étendre jusqu'aux variations de couleurs. Mais il y a plus : sur la Terre même, la nature répond à cette objection en nous montrant des espèces végétales qui ne changent pas. Dans le Midi, les bois d'oliviers, de citronniers, d'orangers sont aussi verts en hiver qu'en été. Dans le Nord, le sapin, l'if, le cyprès, le laurier, le fusain, le buis, le houx, le rho- dodendron, etc., conservent leur verdure au milieu de la neige. Dans nos lati • tudes même, l'herbe de§ prés et mille espèces végétales ne varient guère. Pourquoi donc rejeter une explication si simple, quand, sur la Terre même. 1873 F. HŒFER. STAN. MEUNIER. — VÉGÉTATION. MERS. 217 nous avons les mêmes exemples et quand les différences de conditions de la vie sur Mars et sur la Terre ne peuvent pas avoir développé sur cette planète la même végétation qu'ici ! Une seconde objection nous a été faite en disant que sur la Terre les con- tinents ne sont couverts de végétaux que par places très restreintes et que leur couleur dominante est celle des terrains, que par conséquent ceux de Mars peuvent être de couleur d'ocre; mais, les déserts sont des exceptions, L'eau seule suffit pour amener la verdure, et les contrées stériles sont celles où la pluie ne tombe pas sur Mars. Les mêmes agents qui ont amené la for- mation des premiers végétaux sur la Terre, les forces fécondes de la nature, existent sur cette planète comme sur la nôtre. Nous voyons actuellement des nuages et des pluies, comme sur notre planète. Il est donc probable que la couleur dominante de Mars provient de la végétation quelconque qui revêt son sol. Dans l'une des séances qui suivirent celle où j'avais présenté les obser- vations qui précèdent, M. St. Meunier adressa les remarques que voici sur la forme des mers martiennes comparée à celle des océans terrestres : M Au moment où l'attention des observateurs est dirigée vers la planète Mars, je crois intéressant de soumettre à l'Académie une remarque relative à cet astre, remarque qui confirme la théorie déjà développée de l'évolution sidérale. » On sait que, à ce point de vue, Mars se présente comme un globe actuel- lement plus âgé que le globe terrestre, et offrant, dès maintenant, des conditions que celui-ci ne présentera que dans un avenir très éloigné. Une foule de considérations appuient celte donnée, et parmi elles la minceur de l'atmosphère et le peu d'étendue des océans par rapport aux surfaces océaniques. » Le fait que je veux signaler aujourd'hui concerne la forme des mers martiennes comparée à celle des mers terrestres. J'y vois un nouveau signe de la vétusté relative de Mars, car il paraît évident que nos mers prendront sensiblement les mêmes contours que celles de Mars, lorsqu'elles auront suf- fisamment diminué de volume, à la suite de leur absorption progressive par le noyau solide. » Un des traits les plus remarquables de la planète Mars consiste dans le grand nombre dos passes longues et étroites, et des mers en goulot de bou- teille. Cette disposition diffère essentiellement de tout ce que l'on connaît sur la Terre. » Or, si l'on prend une carte marine, telle que celle de l'océan Atlantique lioréal, et que l'on trace les courbes horizontales successives pour des profon- deurs de plus en plus grandes, ou reconnaît que ces courbes tendent progrès- 218 LA PLANÈTE MARS. sivement à limiter des zones dont la forme est de plus en plus allongée. A 4000 mètres, par exemple, on obtient des formes comparables, de tous points, à celles des mers de Mars. h II en résulte que, si l'on suppose Teau de l'Atlantique absorbée par les masses profondes actuellement en voie de solidification, de façon que le niveau de cet océan s'abaisse de 4000 mètres, on aura à la fois une bien moins grande surface recouverte par Teau et une forme étroite et allongée de la mer, c'est-à-dire exactement les conditions que présente Mars. » Cette remarque de notre confrère est ingénieuse; nous avons voulu la signaler, mais il n'est pas certain que la forme géologique de Mars soit ana- logue à celle de la Terre, et que la diminution de l'eau puisse amener ces configurations. Sur la Lune, par exemple, Torographie n'ofl're point cette forme, et toutes ses plaines basses sont circulaires ; l'absence d'eau y donne l'exemple d'un tout autre type. L'orographie de deux mondes très voisins peut être fort différente. Il est probable que Mars est plutôt plus plat, que les siècles l'ont plus nivelé, que le fond des mers s'est exhaussé, étendu, tandis que la hauteur des montagnes diminuait, sous l'influence des pluies, des gelées, des vents et des divers agents atmosphériques. LXIX. Même année. 1873. — Natiianiel Grekx. Cet artiste, avec lequel nos lecteurs ont déjà fait connaissance, a publié, dans The Astronomical Register, 1873, p. 179, un choix de six de ses dessins de la planète faits pendant cette opposition . et un planisphère, esquissé d'après ces dessins. Ceux-ci ont été exécutés à Londres, du 16 au 30 mai 1873. La planète est restée assez basse au-dessus de l'horizon, à cause de sa déclinai- son australe. Nous reproduisons ici quatre de ces dessins (fuj. 138), pris aux dates et heures indiquées pour chacun d'eux. Nos lecteurs reconnaîtront la marche de la mer du Sablier, de la droite vers la gauche, due à la rotation. La neige polaire inférieure ou boréale a été très marquée : au mois de dé- cembre 1872, elle était beaucoup plus étendue qu'au printemps et à l'époque de l'opposition. Après l'opposition, au contraire, la neige australe s'accrut considérablement. L'opposition est arrivée le 27 avril. Dans le petit planisphère que nous reproduisons au-dessous (fig. 139), M. Green a représenté tout ce qu'il est assuré d'avoir exactement observé; chacune des six vues dont nous venons de parler a pour méridien central les points situés au-dessous des chifi'res. Si Ton compare ce planisphère à notre carte (p. 69), on reconnaîtra, en A, la pointe de la mer Maraldi, en B, la mer 1873 NATHANIEL GBBBN. — DESSINS ET CABTBS. 2t9 Flammarion, en C, la mer Main, en E, la mei- du Sablier, en G, la mer Lassell. Fia. 138 - Dessins lie Mars, par M Groen, en 1S73. en II, la mer Knobel supérieure, en I, la baie Chrislie el en J la mer Tycho. Flg. 139,- Plaaisplièro de Mar*. par W. lirefu. d'après sei obseiratlons de 1873. On voit âD D une Iraînée grise parallèle à la mer du Sablier, qui n'existe pas 220 LA PLANÈTE MARS. sup notre carte; « Ihis was the most délicate streak observed in any of ihc drawings », écrit Tobservateur ; cependant il paraît certain de son existence. Cet aspect n'est sûrement pas durable. Remarquons aussi le renflement F, qui ne se voit presque jamais. La mer du Sablier était très sombre près de la lettre E. a On regarde généralement, ajoute Tauteur, les taches sombres comme des mers; mais, dans ce cas, ne devrait-on pas apercevoir quelque chose comme une réflexion de la lumière solaire lorsqu'il est au méridien? » Cette question a déjà été posée, en 1862, par Phillips (voy. p. 184), sous une autre forme, celui-ci se demandant si Ton ne pourrait pas voir l'image du Soleil lui-môme réfléchie à la surface des mers martiennes, et l'auteur y a ré- pondu affirmativement. M. Schiaparelli a traité, en 1878, cette même question de l'image solaire. Il trouve ^ de seconde de diamètre pour cette image, dans les plus grands rapprochements, tels que celui de 1877, 5 septembre (Phil- lips avait trouvé un chiffre analogue : -^V) ^^ ^^^ intensité lumineuse 2 100000000 fois inférieure à celle du Soleil, pour la distance 1, c'est-à-dire à la distance de la Terre au Soleil. Zôllner, dans ses recherches photomé- triques (1865, voy. p. 196), a déterminé la quantité de lumière solaire eff*ecli- vement réfléchie par le disque entier de Mars en son opposition moyenne, et a trouvé eaa^è'ooooo ^^ ^^ lumière solaire à la distance de la Terre. On trouve par là que la lumière totale dans une opposition minimum, telle que celle de 1877, est 19900^0000 ^^ celle du Soleil à la distance 1. Donc, l'image lumi- neuse du Soleil réfléchie par les mers martiennes aurait dû, en cette opposi- tion, donner plus de lumière à elle seule que tout le disque de la planète. Ce résultat a pour base la supposition d'une réflexion totale des rayons solaires. Mais, en réalité, un liquide transparent, tel que l'eau, avec l'indice de réfraction |, ne réfléchit que -^ de la lumière incidente. Il faut tenir compte aussi do l'absorption produite par le double passage du rayon lumi- neux à travers l'atmosphère, qui doit réduire de moitié l'intensité. Au lieu de ^9, nous avons donc, en nombre rond, j^y. L'intensité de l'image solaire, vue par réflexion des mers martiennes, devient donc de celle du Soleil. 21 X 1U>^ Dans l'ouvrage précité, Zôllner donne pour la lumière de l'étoile « Cocher {Capella) £-p= — j-^ de celle du Soleil. Donc, à la meilleure époque d'opposition, l'image solaire aurait dû appa- raître dans le miroir sphérique des mers martiennes, avec un éclat égal à { de celui de a Cocher, c'est-à-dire comme une belle étoile de 3® grandeur. 1873 GREEN. IMAGE SOLAIRE. — KNOREL. OBSERVATIONS. 221 Celte image pourrcait donc être visible, sur le fond sombre des mers mar- tiennes et malgré Téclat du disque. Mais il faudrait supposer pour cela la mer calme et unie comme un miroir. Or les observations de nuages mobiles, de traînées nuageuses, de neiges polaires formées par les vapeurs qui y sont amenées, prouvent qu'il y a du vent à la surface de la planète. La surface des eaux doit donc y être ordinairement plus ou moins agitée, et les moindres rides ont pour effet d'empêcher la formation d'une image solaire unique et de donner naissance à une multitude de facettes et de petites images. Il est vrai que l'intensité lumineuse totale de ces images est la môme que celle d'une image unique, mais elle est dispersée sur un vaste espace, variable d'étendue, et devient nébuleuse, surtout si les crêtes des vagues sont élevées, et cette clarté nébuleuse peut passer inaperçue pour l'observateur. En résumé, il ne serait donc pas impossible, dans les meilleures condi- tions, d'arriver à découvrir l'image du Soleil réfléchie à la surface d'une mer, sur la planète Mars, mais ce ne pourrait être qu'en des circonstances excep- tionnelles. Telle est la réponse à la question posée par M. Green. Nous retrouverons cet observateur aux travaux de l'année 1877. LXX. Même année, 1873. — E. B. Knobel. Webb. Grover. Pendant cette même période, un habile observateur anglais, M. Knobel, a fait à son observatoire de Burton-on-Trent, une série d'observations qui ont été publiées par la Société astronomique de Londres (*), accompagnées de 17 dessins. Ces observations ont été faites à l'aide d'un télescope à verre argenté de 8 ^ pouces (0",21), d'excellente qualité, armé de grossissements de 250 et 300. En général, les dessins concordent parfaitement avec ceux de Dawes et avec la carte de Procter, construite d'après eux. Cependant, il y a certaines excep- tions dignes d'attention. Ainsi huit dessins, pris du 11 au 22 mai, montrent avec la plus grande netteté une tache foncée circulaire qui se trouve dans l'hémisphère inférieur ou boréal, au-dessous de la baie du Méridien, et qui correspondrait à la terre de Le Verrier, ou à la mer Knobel reculée vers la gauche et continuée vers le haut, après une sorte de pont de séparation. Cette séparation est tracée obliquement du Sud-Ouest au Nord-Est, tandis que sur notre carte [voxj, p. 69, au 30" méridien), elle est tracée de l'Est à l'Ouest. De plus, à la droite de cette mer, l'observateur a vu, du 8 au 22 mai, une tache blanche comme de la neige, et même, comme ce point se trouvait le 22 mai ;') Monlhly Xolices, 1873, p. 47C. 222 LA PLANÈTE MARS. sur le terminateur, la blancheur éclatante dépassait le disque, et aurait pu être prise pour la neige polaire. Cette neige devait se trouver vers l'inter- section du 25® degré de longitude avec le 50® degré de latitude boréale. Cette mer Knobel est celle que l'on voit dans la région droite du quatrième dessin de Green, reproduit plus haut. Dans ces croquis, la continuation oblique de la mer du Sablier, la passe de Xasmyth, est également très marquée; mais la mer Lassell ne Test pas, tandis qu'elle est très accentuée sur les dessins de Green. Pendant ces observations, la ligne des côtes de la baie du Méridien a tou- jours été vue avec une netteté admirable. L'hémisphère boréal de la planète a toujours paru plus clair que l'hémisphère austral. La neige polaire boréale a été mieux visible que l'australe. La mer du Sablier a toujours paru très foncée; la mer Main est visible, mais moins foncée. L'astronome anglais regretté T.-W. Webb, l'auteur apprécié de Celestial object$ for Common télescopes, a fait, de 1839 à 1873, quatre-vingt-cinq dessins de Mars, dont il nous a communiqué les principaux ; nous en avons déjà parlé plus haut, en 1836, p. 130. Cet observateur avait une vue perçante et une excellente méthode ; ses croquis, quoique de petites dimensions, sont précieux pour un grand nombre de détails. En Angleterre également, M. C. Gre- ver a pris cinq dessins on 1873, à ajouter à ceux de 1867, dont nous avons parlé plus haut, et qui étaient au nombre de douze. LXXI. Même année, 1873. — Jules Schmidt : période de rotation de Mars. Jules Schmidt, directeur de l'Observatoire d'Athènes, a publié au mois de novembre 1873, dans le numéro 1965 des Astronomische Nachrichten, un mé- moire mathématique sur la durée de rotation de la planète, d'après ses propres dessins, s'étendant de l'année 1843 à l'année 1873 (on a vu plus haut, p. 127, quatre de ces dessins). L'auteur a comparé ses observations à celles de Kaiser, de Mûdler, d'Herschel et de Huygens. Le résultat général do ce travail conduit, pour la période précise de cette rotation, au nombre 24^37'" 22». 6027. Laissons de côté, comme d'un intérêt purement arithmétique, les dix -mil- lièmes de seconde, et même les millièmes, et même les centièmes, et inscri* vôns: 24*37"'22%6. Nous avons vu plus haut que cette môme durée de rotation a été très soi- gneusement fixée par Procter à 24»* 37", 22', 7. Elle est donc connue, très certainement, à un dixième de seconde près. 1873 SCHMIDT. ROTATION. — TUOUVELOT. DESSINS. 223 Ces deux séries de Proctor et Schmidt paraissent faites toutes deux avec la même rigueur et avoir une valeur égale. Le chiffre réel doit être compris entre 22", 6 et 22*, 7. En portant l'approximation au centième de seconde, nous pouvons dès maintenant proposer le chiffre 22', 65 comme très rapproché de la réalité, sinon peut-être même comme absolument précis. C'est la rotation sidérale. L'année de Mars, qui est composée de 669 \ de ces rotations a, par conséquent 668 f jours solaires dans son année, puisqu'il y a une rotation de moins causée par la révolution annuelle, qui s'exécute dans le même sens que la rotation. Le jour solaire est donc, sur Mars, de 24»' 37» 35'. Pendant l'opposition de 187:^. Jules Schmidt a fait, à l'aide du réfracteur de 9 pouces de l'Observatoire de Berlin, une importante série d'observations et de dessins, qui ont été publiés dans le tome I des Publicationen des Astrophy- sikalischen Observatorium zu Potsdam (1878). Ces six dessins de 1873 ne sont pas faciles à identifier, à l'exception de celui du 25 mai (à 10** 5™) qui repré- sente la mer du Sablier. Les autres paraissent déceler de vastes variations. Nous retrouverons le même observateur en 1877 et en 1879. LXXII. Même année, 1873. — Trouvelot : Dessins de 3lars'(^], M. Trouvelot a public dans le tome VIII des Annales de l'Observatûire de Harvard Collège (1876) les quatre dessins de Mars que nous reproduisons ici , faits à Téquatorial de 15 pouces de cet établissement. Le premier est du 23 mai, à 11*'30'", le second, du lendemain, à 9''30'", le troisième, du 26 mai, à 8''30™, et le quatrième, du 29 mai, à 9''8'".On peut reconnaître, sur les deux premiers, le détroit d'IIerschel II et, dans ses deux échancrures, la baie du Méridien et la baie Burlon; au-dessous, les mers Knobel et Tycho.La mer du Sablier et son prolongement inférieur vers la droite (passe deNasmyth)sont visibles sur les troisième et quatrième dessins. Les neiges du pôle inférieur ou boréal sont très apparentes. Dans une petite notice, annexée à ces dessins, l'habile observateur se borne à dire que l'on présume que les taches de Mars appartiennent à la planète elle-même plutôt qu'aux nuages de son atmo* sphère. Les bordures blanches continentales que l'on remarque sur ces des* sins donnent l'idée de nuages. M. Trouvelot a donné en 1882 une excellente Noiice générale à propos dé (•) Annalsof Ihc aetronomical Obsercalory ofllarcard Colleget Cambridge, t. VIII, 187G. LA PLANÈTE MARS. la publication de ses gran^Js dessins aslronomiijues ['), dans latiKclIc ilex- l'i^.'. lîU. — U.s<,iiiti de Mais, liai' M. T.au\ulot, ea 1^73. piitne les opinions auxquelles ses observations l'ont conduit sur les diffé- ■lA niii, » U''au'*. TiR. 141. - Dessins de Mars, par M. Trouïoiul, en I8Î3. rentes planètes de notre système. Son étude sur Mars peut être résumée dans les termes suivants : (') Tha Ti'ouvelot astronomical Dra ufl/. New- York, 188Î. 1373 TROUVELOT. — DESSINS. 225 Les lauhes sombres offrent différents tons, depuis le gris pâle j«sf[irau noir Flf. 1C3. - Desain de Mars, par 1!. Trouvelol, en IM73. fouet;. L'auteur n'y a jamais renaarqué de coloration verte ou bleue et croît qu' n'y a 14 qu'un effet optique de couleur complémentaire avec lo ton roux des continents- Plusieurs cliaugemcats sont certaiu&, notamment celui de la mer représentée FLAUUAnro.N. — Mais. 15 2!6 I.A PLANÈTE MARS. par Béer et Mndler sur Jour h éitii sphère sud, par i'O' iln loiifiludr, au-ilossûus de la mer eirculairc d [voij. p. 107). C'est le lac que l'oa voit sur notre carte, p. 69, au-dessous de la mer Terby, au 90« de longitude. L'auteur ijcrivait. en 18M2 : •' En 1877, peiidaut l'une des oppositions les plus favorables de la plan&te, cette tache n'était pas visible; mais en 1881 et 1882 oq voyait fort bien Ift uqc tache foncée. 11 n'y a pas le moindre doute à avoir sur ce changemont. « Cette opinion vient coadmier celle que nous avions exprimée en ISTG dans Lu'- Tcn-cs du Ciel. Mais nous retrouverons la cûiiliiiualion des oLscnaLioiis ilc M. Trouvelol en 1882-1884, et nous reviendruiis sur l'eusemble de ses dùduclious. LXXllI. Mi-iue aiuiùe. lt(73. — Osw. Loii.se, ('). A l'Observatoire de IltilhkainiJ, cel nbser (le dessins d'où vraiiiieiil il sembIcraiL qui ticms considérables dans l'aspecl pliysîiju ateur a fait une si^rie d'éludés el l'on diùve conclui'o à des vuria- ■ de lu planète. Six dessitis soiii présentas, dont aucun ne ressemble aus aspecls connus. Nous on reprodui- rons trois, plus un tracé schématique qui explique le premier. Le premier de ces dessins [/i'j. 1-14] a été fait le 0 mai 1873, à 10" 10"°. I,e tracé qui l'accompagne [fig. 145) indique pour les tons : g ■= fond gris, dr — rouge foncé, r = rouge clair, h = blanc, hh = très blanc. La tache polaire sud ftft n'est pas diamétralement opposée à la Jjoréale. Le second {fig. 146) est du 25 mai, à 10''5"'. On croit y reconnaître la mer du Sablier, près de laquelle une tache blanche allongée fait un peu l'efTet de la Lune se cachant derrière ud nuage. (') PiMicationon don AsltophysikalUcheii Obserealo' . 1878. i 1372-1880 FORME UE LA PLANÈTE MAKS. •211 Le troisième (/ig. 147) tîsldu 2juin,à9''45. On y retrouve «ncore un cercle sombre qui rappelle l'aonciiu de la première figure. Que conclure de ces représentations de la planète, sinij» qno eliaifuc ob- servateur a vraiment sa manière de voir un peu personoelle donne de la prûcision à des aspects vagues et incertains? LXXIV. 1872-1 . -- AmiguBS, IlENriESsy, Cl. -II, Daiiwim, Flammaiuon. Forme de la planèlc ifars. La plupart des valeurs trouvées pour l'aplatissement de Mars sont trop fortes pour la théorie de l'attractioD. Le globe de Mars, tournant moins vite que la Terre et étant plus petit, ne développe à son équateur qu'une force centrifuge I beaucoup plus faible iiue celle qui est développée par le mouvement de rota- tion de la Terre, et son aplatissement polaire devrait être plus faible que celui lie notre globe, qui est de ^. Laplace rendait compte de cette discordance en supposant que des soulè- Temenls locaux, analogues à ceux dont on voit les effets en diverses régions du globe, avaient pu avoir relativement une plus grande influence sur la figure d'une petite planète que sur celle de notre globe. Arago conteste la valeur de celle eiplication en répondant que la forme de Mars semble très régulière i tout paraît semblable au nord et an midi de l'équateur; ses me- sures de diamèlreâ à 4.') degrés lui ont donné des longueurs intermédiaires entre ceus des polea et de l'équateur, comme l'e-tige la forme elliptique; cependant Schrœler avait admis, d'après ses observations, qu'il y a dans riiénlispiiôre méridional des moiilaguea plus élevées que daos l 'hémisphère 228 LA PLANÈTE MAUS. nord. M. Amigues a proposé h TAcadémie des Sciences (*) une explication difTé- rente et fort originale, fondée sur l'analyse géométrique de la question. Imaginons un corps placé à Téquateur d'une planète. Appelons F Tattrac- tion du corps par la planète, F' la force centrifuge causée par la rotation. On Y' sait que le rapport -=r est le même pour tous les corps placés à Tcquateur d'une môme planète : Laplace le représente par la lettre ç. Le nombre o change de valeur d'une planète à l'autre, mais il est toujours assez petit. Les géomètres, parlant de cette hypothèse que la matière du système solaire a été fluide à l'origine, en ont tiré cette conclusion que, pour toute planète ressemblant à une sphère, l'aplatissement doit être compris entre ï?ct|c?. Ces prévisions se trouvent justifiées par les observations. Il y a pourtant une exception pour la planète Mars, dont l'aplatissement, admet l'auteur, dépasse I9. On a vu dans celte circonstance une objection sérieuse à l'hypo- thèse de la fluidité primitive des astres. Mais les géomètres n'ont peut-être pas abordé le problème des sphéroïdes avec toute la généralité désirable. En effet, ils ont tous admis dans leurs théories que la densité des couches diminue sans cesse depuis le centre du sphéroïde jusqu'à sa surface. Or, rien ne prouve a priori que toutes les planètes soient placées dans ces conditions. Imaginons, par exemple, qu'une planète se soit refroidie et durcie en prenant une certaine forme et que, plus tard, par suite de circonstances qu'il n'est pas impossible d'imaginer, un amas de matière cosmique passant dans le voisinage de cette planète et attiré par elle se soit répandu h sa surface comme un torrent de lave. Voilà un sphéroïde dans lequel les couches superficielles pourront être plus denses que les couches centrales. L'auteur présente le problème général des sphéroïdes sous la foriyie suivante : a Une masse sphéroïdale dont les parties superficielles sont fluides tourne autour d'un axe passant par son centre de gravité. Le mouvement est lent, c'est-à-dire que le nombre o est petit. On imagine une sphère ayant pour centre le centre de gravité du sphéroïde, sphère presque aussi grande que lui, mais ne le dépassant en aucun point de sa surface. La matière située à l'intérieur de la sphère a pour densité moyenne p (la densité moyenne est la densité d'un corps homogène de même volume et de même masse). Quant à la matière qui est située hors de la sphère et qui est répandue sur sa surface en couche mince et continue, ou la sup- pose fluide, homogène et de densité p'. Dans ces conditions, supposé qu'il y ait une figure d'équilibre peu difi'érente de la sphère, on demande do trouver cette figure. (•) Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, 1874, t. I, p. 1557. 1872-1880 APLATISSEMENT DE MARS. 229 Co problème est évidemment indéterminé, et l'on voit sans peine que la figure cherchée dépend de la disposition de la matière dans l'intérieur de la sphère. On peut faire disparaître cette indétermination incomplètement ou complètement. C'est ce dernier parti que nous allons prendre . Nous supposerons que la sphère ci-dessus se compose de couches sphériques, concentriques à cette sphère et homogènes. Cette hypothèse a plusieurs ayan- tages : i» elle paraît s'écarter assez peu des conditions physiques de la question; 2* elle conduit à un problème déterminé, quelle que soit la loi suivant laquelle varie la densité des couches; S» elle donne lieu à un calcul facile. Ce calcul, fait par les moyens ordinaires, c'est-à-dire en employant les fonc- tions de Laplace et en négligeant les quantités du second ordre, conduit au résul- tat que voici. La masse prend la forme d'un ellipsoïde dont l'aplatissement est donné par la formule suivante : 9 2(1-1^)' \ ^ P N'oublions pas que notre calcul n'est relatif qu'à un sphéroïde et que, par con- séquent, la formule n'est légitime que lorsqu'elle donne pour l'aplatissement une valeur positive et assez petite. 11 faut pour cela que — ne soit pas un nombre trop grand. Discussion : 1» Pour p'= p, on obtient j o, résultat de Newton. 2o Pour p' — 0, on obtient \o, résultat d'Huygens. 3* Quand 0 < - < I , l'aplatissement est compris entre J o et { » : c'est co qui P arrive dans le cas traité par Laplace et la plupart des géomètres. 4° Quand - > l, l'aplatissement dépasse -J© : tel est le cas qui n'a pas encore p été examiné. Appliquons la formule à la planète Mars. Son aplatissement probable est Vï • il est assez faible pour qu'on puisse faire cette application. La valeur de

> 3^- 1864 Main -^, 1871 ). yL. 1875 » ^V 1856 Winnecke Insensible. 1864 Kaiser j^^. 1864 Dawes Insensible. 1877 Young ^J-^, (La dernière valeur est probablement la plus sûre.) Un géomètre anglais, M. Hennessy, a répondu (*) à la communication qui précède en faisant remarquer que les résultats obtenus par M. Amigues pa- raissent vérifier complètement ceux auxquels il était arrivé lui-même, depuis longtemps. M. Amigues, dit-il, s'est proposé de lever la grande objection (robjection à l'hypothèse de la fluidité primitive des astres, en raison de la grandeur exception- nelleMe l'aplatissement de la planète Mars), en faisant voir que les géomètres n'ont point abordé le problème des sphéroïdes avec toute la généralité désirable. Et, après avoir indiqué la méthode dont il se sert, il a ajouté : Ce calcul, fait par les moyens ordinaires, c'est-à-dire en employant les fonc- tions de Laplace et en négligeant les quantités du second ordre, me conduit aux résultats que voici... Relativement à ces points, M. Hennessy fait remarquer qu'il a depuis longtemps recherché le même problème des attractions sphéroïdales, ci précisément par la même méthode, savoir Tapplication des fonctions de La- place ('). Dans le premier cas, il a appliqué les résultats de ses solutions à la ques- tion de la figure de la Terre, dans le but d*étudier à fond la théorie qui essaye d'expliquer sa forme sphéroïdale par le frottement de sa surface. Cette théorie a d*abord été proposée par Playfair dans ses Commentaires sur le système de Newton^ et elle a de nouveau été mise en avant par sir John Herschel dans ses Outlines of Astronomy. Elle acquiert aussi quelque inté- rêt, parce qu'elle a été citée par sir Charles Lyell et sert de base à l'opinion qu'il soutient dans ses Principes de Géologie. (') Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, 1878, t. II, p. 590. (') Proceedings of the Royal Irish Academy, t. IV, p. 333. I«^72.1880 APLATISSEMENT DE MARS. 231 Les résultats obtenus par l'auteur ne confirment pas cette théorie, car la plus grande ellipticité que la Terre puisse avoir, en tant que surface de frottement, ne peut dépasser -i;, fraction qui s'écarte considérablement de ce qui est admis comme résultat des observations. En 1864, écrit l'autour, j'avais, pour la première fois, appliqué mes calculs à la question de Mars, dans une communication à l'Association Britannique, et un court extrait de mon travail fut publié. En février 1870, je publiai un mémoire dans VAtlantis sur la configuration de la planète Mars, et j'appliquai à Mars les résultats mathématiques de mes recherches précédentes. Je trouvai une équation donnant Tellipticité en fonction de la densité moyenne Di et de la densité D de la surface de la planète e = 10-0% 2(1-,^^^) Dans l'équation, q est le rapport de la force centrifuge à la gravité. Maintenant, si nous employons la notation de M. Amigues, q sera remplacé par ©, et D' par p', D par p, ce qui donne e = ^ — — lo-eP' 2(1-'-^') formule qui est précisément celle que donne M. Amigues. J'ai aussi déduit de ma formule cette conclusion que, si le plus grand aplatis- Bornent attribué quelquefois à Mars est admis, nous devons conclure que sa den- sité superficielle est plus grande que la densité de l'intérieur de la planète. Mais, comme une telle conclusion me paraît contraire aux lois de la Physique, si la con- stitution de Mars ressemble à celle de la Terre, je préfère accepter les conclusions de Bessel, Oudemans et Winnecke, qui, jusqu'à ce que des observations plus com- plètes aient été réunies, admettent pour Mars un aplatissement presque insensible. Un extrait de mes premières recherches sur la théorie de la forme de la Terre, d'après le frottement, a paru dans plusieurs journaux scientifiques, il y a bien des années; je suis cependant convaincu que les résultats obtenus par M. Amigues, relativement à Mars, l'ont été d'une manière tout à fait indépendante et sans qu'il ait eu aucune connaissance de mes recherches. La conformité complète des calculs de M. Hennessy avec ceux de M. Amigues le confirme donc dans son opinion soutenue précédemment, en opposition à la théorie de Playfair, Herschel et Lyell, sur la forme et la structure de la Terre ;*). ;* .. Dans le mémoire d'Arago sur Mars, il est fait allusion à ces difficultés. ( Totr plus haut, p. 91.1 232 LA PLANÈTE MARS. L'auteur est de nouveau revenu sur cette même question en 1880 ( * ). M. C.-A. Young, des Etats-Unis, venait de publier une série d'observations sur les diamètres équatoriaux et polaires de la planète Mars. Ces mesures paraissent avoir été faites avec le plus grand soin et dans les circonstances les plus favorables ; les observations étant réduites et corrigées des légères influences d'aberration, on a la'valeur finale de e ou de l'aplatissement polaire 1 ^ 219 Il est facile de démontrer, dit M. Hennessy, que cette valeur s'accorde mieux avec l'hypothèse d'une fluidité antérieure de la planète qu'avec l'hy- pothèse d'une érosion superficielle par l'action d'un océan liquide ayant la môme densité que Teau. Si la planète Mars avait été primitivement dans un état de fluidité dû à la cha- leur, la masse se trouverait distribuée en surfaces sphéroïdales d'égales densités, la densité croissant de la surface au centre. L'ellipticité dépendrait de cette loi et de la périodicité du temps de rotation de la planète, comme c'est le cas pour la Terre. Dans un pareil liquide sphéroïdal e'-'^'F(a'), où Q' est le rapport de la force centrifuge à la gravité à Téquateur et F (a') une fonction du rayon dont la forme est subordonnée à la loi qui régit les variations de densité en allant de la surface au centre. Si nous désignons par T' le temps de rotation de la planète, par a' son rayon moyen, par M' sa masse et par g' l'intensité de la force de gravitation à sa sur- face, nous aurons ■t.t et, conséquemmcnt, pour la Terre, nous avons delà et, par conséquent, ^ ~T'^ M" ,. Aiz'a ^ M M' /a y ^'=Q(iy(r)l {') Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, 1880, t. f, p. 1419. 1872-1880 APLATISSEMENT DE MARS. 233 Les astronomes admettent généralement que - = 54 environ. T = 86164% T'= 24»»37"22»,7 ou 886427». Si nous admettons pour les masses de la Terre et de Mars les valeurs déterminées par Le Verrier, nous aurons M = ot M ' — ^ o — — • * 324439 ^^ ^^ ~ 2812526^ ~ 289' par suite >5 O»; 224,07 5 Pour la Terre, e = ^ QF(a), et, si F (a) a la même valeur dans Mars ou, pour mieux dire, si la densité varie de la surface au centre comme pour la Terre, e Q Q Mais, comme la dernière détermination de c donne e = ôû^ "ir ' ^® calcul coa- Comme la planète Mars offre à sa surface l'apparence d'un fluide aqueux, on a pu recourir à une théorie quelquefois invoquée pour expliquer la figure de Mars. On a supposé une érosion de la surface combinée avec la force centrifuge qui résulte de la rotation autour de Taxe planétaire. Cette théorie a été soutenue par sir Charles Lyell. En ce qui regarde la théorie de l'érosion par un liquide en mouvement sur la surface d'une planète, j'ai trouvé, pour Tellipticité du liquide enveloppant, 50D-4-6(D^— De e étant l'ellipticité de la surface solide, D la densité moyenne et D' la densité do ses matériaux solides à la surface; la plus grande valeur que c puisse prendre correspond à e = e, et alors 5QD e — gi5D-3)-0(l)'-l) Pour ce qui regarde la Terre, les valeurs généralement admises pour la den- sité moyenne de la planète et la densité de la croûte solide sont, en nombres ronds, D = 5,6 et D' = 2,6. Avec ces nombres, il est évident que c ne peut excé- 41 I La plus petite valeur que Ton puisse donner à D dans le présent état de nos connaissances est à peu près égale à deux fois D' ; et par suite 7^ 404,0 L'auteur conclut que la théorie de rérosion ne peut rendre compte de la 534 LA PLANÈTE MAT^S. figure de la Terre cVune manière aussi satisfaisante que la théorie de rentière fluidité primitive : a Si Mars était un solide homogène, la théorie de Térosion rendrait aussi bien compte de l'ollipticité observée que s'il s'agissait d'un fluide homogène, 5 I car, dans Tun et Tautre cas, e serait alors 7 Q', d'où c' — TnirT) > valeur qui 4 179,24 ^ est sensiblement plus grande que le résultat obtenu par les observations. » Les recherches de divers astronomes ont récemment démontré que la surface de Mars offre une distribution bien définie de matière solide et de matière liquide. Les terres paraissent former des groupes d'îles et non do grands continents. j) Si la figure de la planète différait de celle qui est déduite de l'hypothèse de la fluidité primitive, si son aplatissement était moindre ou beaucoup plus grand, une pareille distribution de terre et d'eau ne pourrait exister. Avec un fort aplatissement, les terres formeraient une grande ceinture vers Téqua^ teur; avec un aplatissement minime ou une figure sphérique, les terres for» meraient deux continents circumpolaires ayant un océan équatorial inter- médiaire. Tous les observateurs récents s'accordent à donner à la planète une distribution différente de celle qui aurait lieu dans ce dernier cas. d Pour nous, il nous paraît probable que les anciennes déterminations do l'aplatissement de Mars (sur lesquelles le raisonnement de Laplace était basé) étaient trop fortes, et que la valeur réelle doit se rapprocher du nombre trouvé par M. Young et s'accorder avec la durée de rotation et un accroisse- ment graduel de la densité. Sur cette même question, M. G. -II. Darwin, l'habile mathématicien, a examiné et discuté en 1 876 ( * ) les formules de Laplace sur la densité, la rota- tion et Taplatissement des planètes. Appelons o le rapport de la force centri- fuge produite par la rotation (à l'extrémité du rayon moyen do la planète) à la pesanteur ; Mars tourne en 24*'37™22", 6 ou 1,025956 jour sidéral moyen ; la densité adoptée par M. G. -H. Darwin est 0,948 de celle de la Terre; le jour sidéral martien est 0,997270. On a pour la Terre _ 1 ' ~ 289, m et pour Mars ^ _ _1_ / 0,097-270 y 1__ ^ ~ 948 \ 1,025950 y 289,66 = 0,0034409 = ,^^. (») On an oversight in the Mécanique céleste, and on the internai densities 0/ llic planetif, (Monthly Notices, Dec. 1876. p. 77.) 1872-1880 APLATISSEMENT DE MARS. Î35 Les mesures de raplatissement doivent avoir été influencées par des erreurs d'observations. En admettant que la loi de la densité intérieure soit la même pour Mars que pour la Terre, l'aplatissement qui en résulterait serait ~ Mais l'auteur a certainement adopté une densité beaucoup trop forte, car elle n'est guère que de 0,70. Nous avions nous-môme cherché, on 1872 (*), quel est le rapport de la pe- santeur à la force centrifuge, à l'équateur de la planète Mars. Adoptantpour la rotation sidérale 24''37'»22',7 ou 88643% nous avons : '»v Vitesse w =: ^^ == 0,0000709. w» = 0,0000000050239. a ^ 6371000- x 0,53 = 3376630. Forcecentrifufçe.w'a — 0,01696. Pesanteur g = 9'»,8088 x 0,376 = 3'",688. Bur la Terre. -^ = ^gg^ = 289. Aplatissement... = ôôô' Le rapport de la force centrifuge à la pesanteur, qui est ^ à l'équateur terrestre, est zy^j-f «i l'équateur de Mars. L'aplatissement ne doit pas dif- férer beaucoup de cetle valeur, si, comme il est probable, la densité de ce globe va en croissant de la surface au centre, comme pour la Terre ; il doit être voisin de ^^jj?» Si Mars tournait sur lui-même en vertu de sa propre force de gravitation seule, comme le ferait un satellite à l'équateur autour de la masse de la planète condensée à son centre, la rotation s'effectuerait en P40'". Il faut jnultiplier ce chiffre par 14,77 pour former la durée réelle de la rotation de la iilanète. Ce nombre est en même temijs la racine carrée du nombre 217,5 trouvé plus haut, représentant le rapport de la force centrifuge à la pesan- teur cl l'équateur de Mars. Nous avons la relation dans laquelle T = la durée de rotation réelle, p la période de rotation ,') Ktudes sur l'Astronomie, t. 111, 1872. 236 LA PLANÈTE MARS. théorique de gravitation, g la pesanteur à la surface, w la vitesse angulaire et a le rayon. Mais Nous avons donc, pour toutes les planètes, l'équation n a r= T' 1'. « X T' = Î7P' OU qui lie le rayon de la planète à la période satellitaire. LXXV. 1874. — ÏEURY. Aréograpkie, Le savant astronome de Louvain a présenté, le G juin 187i, à rAcadémie des Sciences de Belgique une « Etude comparative des observations faites sur l'aspect physique de la planète Mars depuis Fontana (1636) jusqu'à nos jours ( 1873) » {*). Ce travail très important commence par l'exposé de toutes les observations, et se continue par la comparaison des diverses représenta- lions faites sur chaque région de la planète. C'est une étude minutieuse de Taréographie et une discussion détaillée et soigneuse des dessins les plus importants. Les principales questions relatives à la géographie et à la mé- téorologie de la planète y sont posées. Le but que s'est proposé M. Terby a été surtout d'être utile aux observateurs. « Dirigée vers les points douteux, écrit-il en terminant, leur attention ne manquera point d'élucider un grand nombre des questions énoncées dans ce travail, et la précision de la carte de Mars ne pourra qu'y gagner. Je serai heureux si ces prévisions se réalisent et si ce mémoire, en faisant atteindre ce résultat, contribue à préparer la solution de notre connaissance de l'état physique de Mars. » Cette monographie martienne a été de la plus grande utilité, non seule- ment aux observateurs, mais encore à tous les savants qui ont voulu s'oc- cuper de l'étude de Mars, et la Science est redevable à M. Terby de l'un des meilleurs documents sur la question, de l'un de ceux qui ont fait, en effet, le plus progresser la connaissance générale de la planète Mars. Signalons encore, en cette même année 1874, une excellente étude duRév. T.-W. Webb (-), résumant l'œuvre de Kaiser, mort le 28 juillet 1872, étude accompagnée de deux des dessins de l'habile observateur hollandais. L'un (') Mémoires de VAcadémie royale des Sciences de Belgique, t. XXXIX, 1875. (0 Nature of 12 and 19 feb. 1874. 1375 ÈTUUES ET DESSINS- 237 des points p;ii-Liciiliers lie celte élude est rassertion de Kaisci-, qiir U-s dilTé- rences de Ions qui dislingueiil les diverses taclirs sombres et le manque de netteté de leurs contours conduisent à penser que ces mers ne ressemblent pas fius noires, ijuanl ji leur couleur verl bleu, Webli la uonsidêre comme réelle et non due au conlrasle des cimtineuls jaunes. LXWl. 1375. — IIOLDEN, BERNAliRTS, KlLEHV, t'i-AWMAlUOS. .\ l'Observatoire national de Washinglon, M. Ilolden a Tait, pendant l'op- position de 1875, à l'aide du grand équatoiial do 26 pouces (O^iGô), le plus grand instrumenl d'optique existant alors, un certain nombre de dessins, dont six ont été communiqués à la Société Iloyale astronomique de Lon- dres ['), Ils ont été pris au.'i dates des U, 16, 21, 23 juin, 2 et 5 aoilt. Groa- sissemenl omployiî : -iOCI. Malgré les dimensions de l'instrument, ces vues Fig. iw. s'accordent mal avec les aspects connus de la planète. On en jugera par les croquis des IG juin, de lO'-W'" à il'' 15", et 23 juin (/îj. 148 et 149), de i0''20» à 1 1» 7"', qui sont les meilleurs de la série. Ce n'est pas encourageant pour les grands instruments. L'auteur ayant dessiné ces vues au pastel, a constaté que c'est la couleur rouge-saumon qni se rapproche le plus de celle des continents de Mars, et en môme temps, remarque assez inattendue, de celle de la principale bande de Jupiter, dont plusieui-s dessins au pastel ont été faits au môme moment : ,1e mûme crayon a dû servir pour les dcu-t. Le 12 aoat 1875, Mars a été occulté par la Liim?. cl l'observation en a éto (•) Monihhj Notices, tiov. Isîâ. 238 LA PLANÈTE MARS. faite en plein jour, à 2'* 58", à l'Observatoire de Windsor (Nouvelle-Galles du Sud) par M. John Tebbutt. Aucune remarque. Pendant la môme opposition, M. Bernaerts a fait à Malines une série d'ob- servations et de croquis ('), qui n'ajoutent à tout ce qui précède aucune donnée importante. Nous nous sommes occupés, pendant Tannée 1875, à faire un certain nombre de comparaisons entre diverses planètes, diverses étoiles, et la lu- mière du gaz, à l'aide d'un sextant mobile autour d'un ])ied fixe, en amenant en contact deux astres différents ou un astre avec un bec de gaz {-], Les astres ont été pris autant que possible à une hauteur de 40° à 50"* au-dessus de l'horizon, tandis que le gaz de comparaison était à Thorizon, à environ un kilomètre au sud de TObservatoire de Paris. Il n'y a là qu'un essai provisoire, l'épaisseur atmosphérique tendant à accroître les rayons de Textrémitc rouge du spectre, au détriment de ceux de l'extrémité bleue. Ces essais ont donné pour les couleurs et les contrastes : Sirius , Blanc bleuâtre. Lune Jaune clair. Jupiter Jaune laiton . Mars Jaune oranejc . Antarès Orange. Gaz Orangé rougeâtre. Il y a des contrastes fort curieux : Mars et la Lune . Orange vif et bleu pâle. Mars et Jupiter . . Orange et vert marine pâle. Mars et Saturne Orangé et vert. Mars et Véga Rouge et bleu. (iaz et Mars Orange et citron. Gaz et Lune Rouge cerise clair et argent éclatant. Ainsi, cette planète qui parait comme Antarès, sa rivale étymologique et historique, si rouge à l'œil nu, est moins rouge (|u\ui bec de gaz vu à un kilomètre de dislance. Nous avons pris également cette année-là plusieurs dessins de la pla- nète. LXXVII. 1876. — C. Flammarion. Les Terres du Ciel. La première édition de cet ouvrage a été publiée au mois de novembre 1876 ('); le Livre VI (p. 307 à 440) est consacré à la planète Mars. C) Dullelin de l'Académie de Belgique, 2« série, t. \LV, p. 39. {*) Voy. Bullelin delà Société Astronomique de Francci U* année, 1887, p. 50. O 1 vol. in-8% librairie académique Didier et G'*. 1876 C. FLAMiMARION. -- GÉOGRAPHIE ET CLIMATS DE MARS. 239 Nous y donnions d'abord la figure suivante (fiff. 150), qui sera tout à fait à sa placeici pour résumer le cycle antérieur à 1877et nous préparer à Topposi- lion périhélique de 1877. C est le centre de l'orbite de Mars, P le point du péri- hclie de Mars, a Taphélie de la Terre, p le périhélie'de la Terre, Q la ligne d'intersection des deux orbites. On voit que, depuis 1869, chaque opposition .bti^ fjtf: Mtkr.r Kiîî. lôO.— Relation outre l'orbite de Mars et celle de la Terre, de 1867 à 1877 ramenait Mars un peu plus près de la Terre, et que le plus grand rapproche- ment se préparait pour 1877. Nous avons marqué sur cette orbite les points des solstices et des équi- noxes de Mars. A propos de la climatologie martienne, nous écrivions : Ce monde présente comme le nôtre trois zones bien distinctes : la zone torriJc, la zone tempérée et la zone glaciale. La première s'étend de part et d'autre de l'équateur jusqu'à 28o42', la zone tempérée s'étend depuis cette latitude jus- qu'à 6io 18', la zone glaciale entoure chaque pôle jusqu'à cette distance. La planète tournant comme la Terre dans le zodiaque, le Soleil tourne égale- ment en apparence pendant l'année martienne devant les constellations zo- diacales. Seulement, au solstice d'été de Thémisphère nord, ce n'est pas dans le Cancer que le Soleil se trouve, mais dans le Verseau, et au solstice d'hiver, ce n'est pas dans le Capricorne, mais dans le Lion. De sorte que nou^ pouvons ap- peler les tropiques de Mars tropiques du Verseau et du Lion. L'existence do l'atmosphère martienne est démontrée. Lorsque les taches de la surface sont au centre de l'hémisphère, on les distingue nettement; mais lors- 240 LA PL.ANÈTE MARS. que, emportées par la rotation, elles arrivent vers les bords du disque, non seu- lement elles se présentent en raccourci suivant la perspective géométrique de leur position sur la sphère tournante, mais encore elles perdent leur netteté, deviennent pâles, et cessent d'être visibles avant d'atteindre le bord. Cet effet est causé par l'atmosphère, qui absorbe les rayons lumineux, et interpose un voile de plus en plus épais à mesure que le rayon visuel approche du bord. De plus, le bord de la planète est tout autour, dans son intérieur, plus pâle que la région centrale, à cause de la même absorption atmosphérique. D'autre part, les neiges, les nuages et les recherches de l'analyse spectrale prouvent la présence de la vapeur d'eau dans cette atmosphère. La géographie martienne forme Tobjet d'un autre Chapitre, dans lequel nous exposions l'ensemble des observations depuis 1636, et qui se complète par une Carte représentant nos connaissances les plus sûres. On trouvera celte Carte un peu plus loin, p. 251, à propos des préparatifs faits en vue de l'opposition de 1877. Nous la résumions ainsi : L'examen de ce planisphère nous montre d'abord que la géographie de Mars ne ressemble pas à celle de la Terre. Tandis que les trois quarts de notre globe sont couverts d'eau, la distribution des mers et des terres est à peu près égale sur Mars. Au lieu d'être des îles, émergées du sein de l'élément liquide, les conti- nents semblent plutôt réduire les océans à de simples mers intérieures, à de vé- ritables méditcrrances. Il n'y a point là d'Atlantique ni de Pacifique, et le tour du monde peut presque s'y faire à pied sec. Les mers sont découpées en golfes variés prolongés en un grand nombre de bras s'élançant comme notre mer Rouge à travers la terre ferme. Tel est le premier caractère de l'aréographie. Le second, qui suffirait aussi pour faire reconnaître Mars d'assez loin, est fourni par la mer du Sablier et la Manche. Nous nous rangions aussi à l'opinion que les taches foncées représentent réellement des étendues d'eau, et les claires des continents, interprétation discutée et contestée par plus d'un observateur (Liais, Cruls, Urelt, Trou- vclot, etc.). Qu'il y ait de l'eau sur ce monde, écrivions-nous, c'est ce qui est évident, attendu qu'on la voit à l'état de glaces polaires, de neiges variables, et aussi à l'état de nuages flottant dans l'atmosphère, et que de plus on en constate la présence à l'aide du spectroscope. Les mers, vues de loin, doivent paraître plus foncées que les terres, parce que l'eau absorbe une grande partie de la lumière et n'en réflé- chit que fort peu. Il faut remarquer cependant que les mers de Mars ne sont pas également sombres; plusieurs sont particulièrement foncées (la mer du Sablier, le golfe Kaiser, la mer Lockyer, la mer Maraldi (carte, p. 251 K On pourrait penser que les moins sombres sont parsemées d'îles que nous ne distinguons pas à cause de leur 1876 C. FLAMMARION. — GÉOGRAPHIE ET CLIMATS DE MARS. îil patitesse, et qu'en cortaios pointa momo l'eau n'est pas 1res profonde, comme il arrive chez nous, par exemple, pour le Zuyderzée. Ces différences m'ayant sur- pris, j'ai cherclié à les oipliqucr. mais sans y parvenir, par des variations de transparence dans l'atmosplière de Mars ; elles sont réelles, mais n'en avons-noua pas une image dans les eaux terrestres elles-mêmes? La coloration des eaux de la mer est loin d'ôtre la même i, toutes les latitudes; la différence est énorme pour les fleuves : la Marne est jaune, la Seine vert pâle, le Rhin vert foncé, etc. De plus, il semble que ces mers ne soient pas invariables, car, depuis 1830, certains changements paraissent incontestables, par exempte le golfe Kaiser, qui présentait alors, comme à la un du siècle dernier, l'aspect d'un 111 terminé par un disque, et qui depuis 1862 est beaucoup plus largo et se termine, non par un cercle noir isolé, mais par une baie fourchue. Peut-être y a-t-il sur cette planète des déplacements d'eau et des variations do couleur de l'eau, qui n'existent pas sur la nôtre. Tel est le résumé des connaissances qui résultaient dêj;\ de l'ensemble des observations physiques. Pour la première fois (1876), les uariafîonj dans les mers, comme ton et comme étendue, sont établies sur un nombre sufTisant de faits observés. A celte longue série de travaux qui constituent notre deuxième période, on pourrait encore en ajouter quelques autres, dus à: Gapocci (1862), Schultz(id,), Vada (1863). Miche;! (1865), Folque (1867), Fabritius (1873), etc. Mais ces pierres détachées n'ajouteraient rien à notre édifice. Toutes les observations que nous venons d'examiner ont leur valeur intrla- sèque, assurément; mais, en arrivant à la clâture de celte deuxième période, nous pouvons remarquer que celles de ces dernières années surtout semblent n'avoir été pour ainsi dire que des préparatifs pour l'opposition si éminem- ment favorable de 1877. Les astronomes s'y préparèrent longuement, comme ils l'avaient fait pour 1862, et mieux encore, la planète devenant de plus en plus connue, et les progrès de l'Optique accroissant encore toutes les espé- rances. Avant d'arriver â cette troisième et dernière section de noire examen, résumons les progrès qui vieunent d'être acquis peudanl cette seconde pé- riode, de 1830 à 1877. Flamuarioh. — Marn CONCLUSIONS DE Li DEUXIÈME PÉRIODE, 1830-1877 Reportons-nous un instant à la page 96 de cet ouvrage, et relisons les conclusions que nous avons tirées de la première période. Les 13 articles de cette conclusion sont confirmés. Plusieurs sont dévelop pés. De nouvelles lumières sont apportées. 14. La durée de la rotation diurne est désormais ûxée avec précision à 24h37ai22-,65, à quelques centièmes de seconde près : la valeur est sûrement entre 22% 6 et 22% 7. En 1830, on était encore loin de cette précision. 15. La géographie de la planète est esquissée dans ses traits principaux. Plusieurs cartes ont été construites, d'abord par Béer et Mâdler en 1840, puis par Kaiser en 1864, Phillips la même année, Proctor en 1867,Green en 1873. A ces tracés géographiques on peut ajouter Tessai que nous avons publié en 1864 sur rhémisphère le mieux connu de la planète, celui qui a la mer du Sablier pour centre. Les taches sombres essentielles sont permanentes, et il n'est plus possible d'admettre, avec Schrœter, qu'elles puissent être de na- ture atmosphérique. Cependant notre première conclusion (Art. 8) est à conserver : les formes et les aspects de ces taches sont variables. 200 vues nouvelles de Mars viennent de passer sous nos yeux pendant cette deuxième période. Jointes aux 191 premières, ces vues représentent 391 dessins différents de la planète, faits par tous les observateurs. Leur étude comparative établit que chaque observateur voit selon ses yeux, son habileté, ses instruments, et dessine aussi selon ses aptitudes. 16. Il y a donc pour chaque dessin ce que nous pourrions appeler une équa- tion personnelle, une interprétation individuelle, et comme les détails d'un ^ globe vu à la distance de Mars et à travers deux atmosphères sont toujours plus ou moins vagues et excessivement délicats, plusieurs même se trouvant à la limite de la visibilité, il n'y a peut-être pas un seul dessin qui représente rigoureusement, exactement, ce que paraîtrait le monde de Mars à un obser- vateur très proche de sa surface. CONCLDSIONS DE LA DEUXIÈME PÉRIODE (1830-1877). ^A3 17. Néanmoins, de toute cette variété reste un fond certain, celui qui est re- présenté sur notre Carte générale de la page 69. D'autre part, les causes de diversité attriiuaLles aux observateurs u'expliqueul pas certaines diver- gences, qui doivent être considérées comme réelles. Ainsi, la mer du Sablier varie certainement de largeur et de ton ; sa rive gauche, surtout en haut, à la péninsule do Hind, paraît indiquer des terrains tantût secs et tanlût inondés ; la mer circulaire Terby a tout autour d'elle, et surtout au-dessous, des régions tantôt claires et tantût foncées ; la mer Flammarion est quel- quefois traversée par une sorte do banc de sable; la liaie du Méridien a paru parfois ronde, parfois carrée, parfois allongée et fourcliue, etc. 18. Ces aspects et ces variations conQrment l'interprétalion déjà faite pen- dant la première période, savoir : que les taches sombres représentent des éten- dues liquides, des mors, des lacs, et les taches claires des étendues solides, des continents, des Iles. 19. Les variations des neiges polaires confirment cette assimilation avec une eau douée des mêmes propriétés que celle de notre planète, susceptible de se convertir en neige, en glace, en nuages. 20. L'analyse spectrale, créée pendant cetle deuxiiîmo période, établit que ces eaux sont analogues aux nùLres comme composition chimique. 21. Toutefois, ces étendues aqueuses doivent être dans un autre état phy- sique que nos mers, moins denses ('/], moins liquides {?], nappes de brumes visqueuses (?). 22. L'atmosphère est moins troublée que la nuire, moins chargée de nuages et de brumes, moins productrice de pluies, plus raréfiée, plus transparente. L'eau doit s'y évaporer et s'y condenser plus facilement qu'ici. On n'y obser\-G pas de cyclones, comme avait cru le faire le P. Secchi, Mais on observe parfois des neiges très étendues {voy-fig. p. 121, 128, 129, 130, 147) à d'assez grandes distances des pôles, notamment sur la terre de Lockyer, que l'on a prise parfois pour le pôle. 23. Il y a moins d'eau sur Mars que sur la Terre, d'abord comme étendue (car cette étendue, an lieu d'occuper les trois quarts du globe, n'en occnite guère que la moitié}, ensuite comme profondeur sans doute, car les variations de tons des mers peuvent être attribuées à ce que parfois le fond devient visible, et les inondations paraissent fréquentes sur de vastes plages qui doivent être regardées comme très plates. 24. L'hémisphère supérieur ou austral de Mars est surtout aquatique ; Thé- misphère boréal, surtout continental. Le sol de celui-ci est donc à un niveau supérieur à celui du premier. Les causes géologiques qui ont agi dans la formation de la planète ont élevé Thèmisphère boréal et déprimé l'hémisphère austral. Remarque digue d'attention, il eu a été à peu près de même pour 2U LA PLANÈTE MARS. la Terre : les grands continenls, FAsie et TEurope, rAmérique du Nord, la moitié de l'Afrique, occupent l'hémisphère boréal ; Taustral a l'Amérique du Sud, l'Afrique du Sud et l'Australie, dont la surface est de beaucoup inférieure. Cette différence peut provenir de l'action do l'attraction solaire sur l'hé- misphère martien le plus rapproché du Soleil, pendant la demi-période de révolution de la ligne des apsides, à l'époque critique de la consolidation de Técorce de la planète; celte attraction aura eu pour effet de surélever légè- rement et obliquement rhémisphère nord. Le centre continental paraît être dans le continent Huygens, vers 150** de longitude et 20** de latitude; le centre maritime, à peu près à l'antipode, dans l'océan Dawes, vers 330® et 30**. Pour la Terre, ces mêmes points sont à peu près les Karpathes et leur antipode. 25. L'aplatîssement polaire de Mars est certainement plus faible que ne l'avaient cru Herschel, Laplace et Arago, et les objections faites contre la théorie paraissent sans fondements. La figure géométrique du globe de Mars ne paraît pas différer beaucoup de celle de notre globe, comme on l'admettait sur la croyance d'un aplatis- sement trop fort. Le rapport de la force centrifuge à la pesanteur est de Tnjs» L'aplatissement polaire doit peu différer de cette valeur. 26. Il doit exister des fleuves à la surface de Mars, puisqu'il y a des mers, des nuages et des pluies. La baie du Méridien paraît être l'embouchure de deux grands fleuves. 27. Quoique le globe de Mars paraisse moins irrégulier que le nôtre dans SCS reliefs orographiques, il semble cependant qu'il y ait quelques montagnes assez élevées, quelques plateaux supérieurs. Ainsi les deux îles dessinées sur notre carte aux 47* et 297° degrés de longitude sont tantôt visibles et tantôt invisibles : ce sont sans doute des montagnes parfois couvertes de neige. Il semble aussi qu'il y ait un plateau fort élevé vers l'équateur, à la droite de la mer du Sablier, et un autre vers l'intersection du 185* degré de longitude avec le 65* degré de latitude sud. En résumé, les analogies de ce monde avec le nôtre continuent de s'établir par la série des observations. La climatologie y paraît même singulière- ment semblable à la nôtre, soit que la température s'y maintienne à peu près au même degré qu'ici, soit que les conditions physiques de pression atmo- sphérique, de densité, de pesanteur, y déterminent des effets analogues à une température différente. TROISIÈME PÉRIODE. LE CYCLE MARTIEN DE 1877 A 1892 TROISIÈME PÉRIODE. LE CYCLE MARTIEN DE 1877 A 1892. Notre troisième période comprend le cycle martien de 1877 à 1892, plus fécond à lui seul que tous les précédents. Rappelons d'abord que la combinaison des mouvements de translation de la Terre et de Mars autour du Soleil produit un cycle de quinze ans, com- prenant tout l'ensemble des aspects que Mars peut nous présenter. La pla- nète accomplit sa révolution autour du Soleil en 686 jours 23*» 30™ 41*, la Teri'e en 365 jours 6** 9" 11". Il résulte de ces deux mouvements que la Terre et Mars se rencontrent sur la même ligne relativement au Soleil tous les deux ans environ ou tous les 780 jours en moyenne. L'intervalle n'est pas régulier, parce que ni ce monde ni le nôtre ne marchent avec une vitesse uniforme, leurs orbites n'étant pas circulaires, mais elliptiques. On se rendra compte de ces périodes de rencontre ou d'opposition de Mars relativement au Soleil, par les dates suivantes du cycle que nous allons passer en revue. OPPOSITIONS DE MARS, DE 1877 A 1892. Distance mlnimam à la Terre. Rayon orbite Diamètre Datea. ^ étant 1. en kilomètres. roaximam. 1877. 5 septembre 0,3767 55.532.000 30* 1879. 12 novembre 0,4824 71.877.000 23 1881. 26 décembre 0,6028 89.817.000 18 1884. 31 janvier 0,6691 99.696.000' 16 1886. 6 mars 0,6099 99.830.000 14 1888. 11 avril 0,6050 90.145.000 18 1890. 27 mai 0,4849 72.265.000 23 1892. 4 août 0,3773 56.217.000 30 En raison de Tellipticité des deux orbites, ces oppositions diffèrent sensi- blement quant à la distance qui sépare les deux planètes. Quand la ren- contre arrive à Tépoque du périhélie de Mars, lequel a lieu à la longitude 248 LA PLANÈTE MARS. 334®, où la Terre passe le 27 août, la distance est réduite à son minimum. La position la plus favorable revient tous les quinze ans. Les années 1877 et 1892 représentent des oppositions périhéliques. Nous avons calculé les dis- tances en kilomètres pour la parallaxe solaire 8'',81 et la distance moyenne de la Terre de 149 millions de kilomètres. Ce n'est pas exactement le jour de Toppositioa que le minimum de dis- tance se produit, attendu que l'opposition représente une différence de 180* de longitude entre le Soleil et la planète, et que celle-ci peut se rapprocher du plan de l'orbite terrestre les jours qui précèdent- ou qui suivent cette Fig. 15i. >f^^L^,n ^ Cyclo des oppositions de Mars. situation. Mais il n'y a jamais qu'une différence de quelques jours. Les nombres exprimés plus haut indiquent le plus grand rapprochement atteint chaque année. Si nous évaluons ces distances en kilomètres ou en lieues, nous voyons qu'elles varient pour ces sept intervalles d'opposition entre 65 et presque 100 millions de kilomètres, entre 14 et 25 millions de lieues, ce qui est considé- rable. Nous avons représenté ce cycle par la petite figure ci-dessus (fig. 151), qui n'a besoin, pour les lecteurs de cet Ouvrage, d'aucune autre explication. Ce cycle de 1877 à 1892, qui va former la troisième section de notre étude historique, constitue en même temps une période naturelle dans l'observa- tion de Mars, et si cette monographie de notre île céleste voisine est conti- nuée dans l'avenir, les périodes suivantes seront pour ainsi dire tracées d'avance par les cycles futurs... 1892-1907..., 1907-1922, etc. L'année 1877 a été fertile en résultats magnifiques. Si l'opposition de 1830 mi C. FLAUMAHION. — CARTE ET OBSERVATIONS, 219 W a ouvert vraiment pour nous l'étude géographique et climatologique de la pianote Mars, l'opposition de 1877 a inauguré l'ère d'une analyse assuré- ment plus intime que l'on n'aurait jamais osé l'espérer. Nous allons passer successivement en revue tous les travaux accomplis. Maintenant que les observations deviennent plus détaillées et plus pré- cises, et qu'elles peuvent nous mettre sur la trace des effets des saisons à la surrace de la planëte, nous prendrons soin d'inscrire en tôle de chaque oppo- sition les dates des solstices et des équinoxes correspondant aux époques des observations 1S77 Opposition : 5 septembre. Pôle incliné ven h Ten-e : austral. Calehdribh de Mars. 1" mai IS7T Ëquinoxc de printemps. Ëquiaoïo d'automae. 27 septembre Solstice d'iSté. Solstice d'hiver. C mars 1ST8 ËquinoKcd 'automne. Ëquinoie de printemps. L'opposition de septembre 1877 se présentait comme si privilégiée, que notre premier soin a été de construire un planisphère au niveau de toutes les connaissances acquises. Cette carte de Mars a été publiée au mois d'avril par l'Académie des Sciences, avec la note suivante qui l'accompagnait et en expliquait l'opportunité. Il nous a semblé que les cartes antérieures, même celle de Procter, laissaient beaucoup à désirer, et nous avons essayé de faire un peu mieux, surtout pour aider les observateurs à identifier leurs dessins. LXXVni. 1877. — C. FLAHKAnioN. Carte tfe la planète Mars et observations. Voici cette note avec la carte {fig. 152), présentée d'ailleurs comme « provisoire » et destinée à de grands perfectionnements ['). [■L^,..„.„...,..„„„...... il peut être Intéressant pour un grand nombre d'observateurs d'avoir sous les yeux un planisphère exposant l'état actuel de nos connaissances sur co inonde voisin. J'ai l'honneur de présenter à l'Académie une carte que j'ai commencée il y a bien longtemps déjft, en I8G3, époque à laquelle je travaillais à la seconde édi- tion de mon oavT&gc sur La pluralité des mondes /isJiiMs, dans laquelle jepubliai un premier croquis, comme comparaison avec la géographie de la Terre, carte que ; {'] Voy. Comptes rendus de l'Académie p. 476. des Sciences, séance du Î7 avril 1S77, 250 LA PLANÈTE MARS. j*ai souvent recommencée depuis, qui a seulement été terminée Tannée dernière, et qui ne doit encore être considérée toutefois que comme un ^racé provisoire des taches permanentes de cette planète. Nous possédions déjà trois essais principaux de représentation géographique de Mars. Le premier date de quarante ans, et a été donné par Becr et M&dler, pour résumer leurs observations faites en Allemagne de 1830 à 1839; le second est dû à Kaiser, de Leyde, qui traça une carte de Mars, après les oppositions de 1862 et 1864, pendant lesquelles il observa assidûment la planète; le troisième est dû à M. Proctor,'quî, en 1869, dessina une carte remarquable, beaucoup plus complète que les deux précédentes, d'après les observations faites en Angleterre par Dawes, en 1864. Ces trois cartes offrent entre elles des dissemblances considérables. Mon but a été de représenter, non une seule série d'observations comme dans les cas précédents (les miennes, quoique nombreuses, eussent été, du reste, fort insuffisantes pour ce but), mais Tensemble général des observations faites depuis le commencement, si c'était possible. J'ai comparé, pour construire cette carte, plusieurs centaines de dessins, dont les premiers datent de plus de deux siècles (1636), et dont les principaux, indépendamment des trois séries précédentes, sont dus à Huygens, Maraldi, Herschel, Schrœter, Secchi, Lockyer, Lassell, Phillips, lord Rosse, Knobel. La bibliographie aréographique de M. Terby m'a été fort utile dans ce travail. Le degré zéro des longitudes aréographiques a été placé au point choisi par Béer et Mftdler, méridien remarquable par une petite tache très sombre, signalée vers 1798 par Schrœter, remarquée de nouveau en 1822 par Kunowski, prise comme origine en 1830, par Mâdler, revue par Dawes en 1854 et 1862, placée par Kaiser à 90 degrés, et qui est incontestablement un point fixe du sol de Mars. D'après l'ensemble des observations, cette tache me paraît isolée de celle qui s'étend à sa droite (orient). Kaiser a pris pour origine la tache ronde, non moins caractéristique, que l'on voit près du 270» degré, et Phillips, le cap équatorial du continent traversé par notre 45» degré. Il m'a paru préférable de conserver l'ori- gine précédente, déjà adoptée par Mâdler, Lockyer, Procter, etc. La configuration la plus anciennement connue de la géographie de Mars est la mer verticale sombre que l'on voit descendre au-dessous de l'équateur, vers le 70* degré de longitude, s'amincir et se terminer par un coude qui se dirige vers l'est en forme de canal. Au-dessous, se trouve une autre mer qui s'avance dans l'intérieur des terres en formant un angle. Lorsque le globe de Mars est tourné de façon à nous présenter cette région à peu près de face, ces deux mers pa- raissent réunies vers le coude, et l'ensemble rappelle la forme d'un sablier. On la désigne depuis longtemps sous ce même nom : the Hour-glass Sea. La pre- mière observation que nous ayons de cette tache date du 28 novembre 1659, et est due à l'astronome Huygens. Cette mer, représentée sous forme de sablier par tous les anciens observateurs, a, coïncidence bizarre, servi véritablement de sablier ou de mesure du temps, pour déterminer la durée de la rotation de la planète. Il semble donc que la meil- Icure déaignatloQ & donner k cette mer soit de lui conserver son nom déj& véné- rable de mer du Sablier. Aucune dénomination n'n jamais i^té si légitime. Le P. Secchi a. proposé le nom de mer Atlantique, et M. Proctor celui do mer de Kaiser. Or, d'une part, elle est bien étroite pour mériter ie nom d'Atlnntique, et d'autre part, si elle devait porter un nom d'astronome, ce serait celui d'Huygens, qui l'a découverte. Pourtoutes ces raisons, il nous a paru logique de lui conserver le nom de mer du Sablier. Elle est généralement plus sombre et mieux marquée que la plupart des autres Carte gi}ogrsphlr]iie provisoire rie la planî'te Murs, pu H- FlatnmarLOD, en 1STS (M, taches, surtout vers le centre. Du reste, les diverses taches qui parsèment le disque de la planète sont loin d'avoir une même intensité, La mer du Sablier et l'océan Ne^-ton, dont elle est le prolongement, forment la configuration aréographique la plus anciennement connue. On peut leur associer la mer Maraldi, vue aussi par Huygens, en 1659, sous la forme de bande analogue à celles de Jupiter. Hooko l'a dessinée en 1666, et Maraldi en 1704. Le P. Secchi lui avait donné le nom de Marco Polo, mais il est évident quo celui de Maraldi, proposé par M. Proctor, lui convient & tous les titres. Le golfe Kaiser, dont l'extrémité orientale forme la baie fourchue (longitude léro), est, comme la mer du Sablier et les mers Maraldi. Hooko et Huygens, l'une des configurations géographiques de Mars les plus anciennement dessinées. On en trouve un vestige dans deux dessins de Huygens do 1659 et de 1683. Herschel (') Cette carte est la. mCine que celle qui a i^té publiée dans lu première édition des Terre» dv Ciel (novembre 1S76) et dont il a été parlé plus haut. 252 LA PLANÈTE MARS. a dessiné le même golfe en 1777 et 1783, notamment le fer à cheval formé par le golfe d'Arago avec celui de Kaiser, et il est même le premier qui ait bien figuré ces détails; mais il a été, en 1862, l'objet de Tétude la plus soignée de la part de Kaiser. A Test du golfe de Kaiser, on rencontre : i^ une baie émergeant au nord de Tocéan Kepler; 2« une Manche conduisant de cet océan à la mer Mâdler. Cette Manche, comme cette mer, sont également connues depuis fort longtemps. Le bras de mer qui s*étcnd de Tocéan Kepler à la mer Mftdler, qui est si caractéristique, et pour lequel le nom de Manche est certainement la dénomina- tion qui convient le mieux, est surtout connu par les dessins du P. Secchi. La mer M&dler paraît se prolonger vers le Nord et devenir d'abord plus claire, puis plus foncée, et jeter un bras à l'Est vers une autre mer plus orientale. L'océan Kepler est connu par un grand nombre d'observations, dont les plus anciennes remontent à William Ilerschel et Schrœter. On remarque à l'Est une tache ronde sombre, qui a reçu le nom de mer Lockyer. Cette petite mer est très curieuse : on la voit dessinée pour la première fois par Béer et Mftdler, en 1830; on la retrouve dans leur carte, sur le 270» degré de lon- gitude et le 30« degré de latitude, mais isolée de l'océan Kepler, dont la limite orientale ne dépasse pas le 274« degré. On la reconnaît aussi en 1860, dans les dessins de Schmidt, d'Athènes, isolée aussi. En 1802, le P. Secchi l'a prise pour un cyclone, à cause de la forme circulaire de son entourage. La même année, le même jour (18 octobre), elle était dessinée en Angleterre, par M. Lockyer, et il la nommait a mer Baltique ». Les dessins de Lassell lui donnent la forme d'un œil et on la nomme aussi a Oculus ». Les mors de la Rue, Dawes, Airy, Paye et Huygens ne sont pas aussi exacte- ment connues. Il en est de même des terres de Laplace, Pontana, Cassini, Secchi, Schrœter, Tycho, Webb, et des golfes Arago et Poucault. L'avantage pratique de donner des noms aux objets, au lieu de simples numéros d'ordre, m'a conduit à inscrire les noms que l'on voit sur ce planisphère : ce sont ceux des principaux astronomes, à l'exception de la mer du Sablier et de la Manche, déjà nommées par leur propre forme. J'ai suivi en cela le même prin- cipe que M. Proctor, mais étendu sur une plus vaste échelle et affranchi de répé- titions. Très certainement il reste encore bien des points douteux, surtout à partir du 60« degré de latitude, et principalement au Nord; mais j'ai l'espérance que, telle qu'elle est, cette carte représente, aussi exactement que possible, l'état actuel de nos connaissances sur la géographie de ce monde voisin. Sur cette carte, les degrés de longitude sont gradués de l'Est à l'Ouest pour l'observateur terrestre, et de l'Ouest à l'Est pour les habitants de Mars, leur orient étant à gauche lorsciu'on regarde la planète, le Sud en haut. Telle est la note par laquelle nous résumions alors nos connaissances aréographiques. En même temps, à l'aide d'un télescope de 0",20, muni de C. FLAMMARION. — CARTE ET OBSERVATIONS. grossissements de 310 et 300 fois, nous prenions un graud nombre de des- sins de la planète. Nous on reproduisons d'abord ici quatre {/ig. 153),riïduilsà l'échelle de l"" pour 1', qui montrenl exactement l'asp«cl et la grandeur du disque aux dntes indii-iiiées. Le premier a été fait le .30 iuillet, à If'O"; la mer du Sablier est à peu prfts au centre du disque el l'a légèrement dépassé (lon- gitude du méridien central : 312'). Le second est du 23 août, à 1i''30°';lamer circulaire, ou l'Œil, a sensiblement dépassé le méridien central, dont la lon- gitude était alors de lOô'. Le Injisième est du 14 septembre, à lO'lO"; il Mars, le '.l si'|ilemlire 1877. laisse deviner la mer Maraldi et la mer Hoolte (longitude !du méridien cen- tral: 240°). Le quatrième est du 26 octobre, à T'55", et esquisse vaguement la figure de deux ailes ouvertes d'un grand voilier, qui parait formée par la réunion des mers Schiaparelii el Haraldi [méridien central à 190"). A celte dernière date, la planète était déjà fort éloignée de la Terre. 254 LA PLANfiTE MARS. Ces quatre croquis montreDt en même temps d'une miioiêre frappaule la diminution de la neige polaire supérieure ou australe. Le solstice d'été de Ihéraisphèrc austral de Mars est arrivé, ea 1877, le 27 septembre. A ces croquis, qui représentent la circonférence totale de la planète, nous pourrions en joindre ici un certain nombre d'autres faits durant cette opposition. Nous nous bornerons à reproduire celui du 27 septembre, à 8*35"' {fig. 154}, sur lequel le lac circulaire se détache comme un point noir bien net. La mer qui l'environne ne paraissait pas se continuer au-dessous, comme dans le croquis du 23 août. L'océan de la Rue et la baie Chrislie étaient bien limités. Remarque difj'ne d'attention : pendant toute cette période de juillet à oc- tobre 1877, riiéinisphcre visible de Mars s'est presque constamment montré très pur cl sans nuages. LXXIX, 1877. — Paul et Prospeu Hekhy. Dessins. A l'Ûbservaloire de Paris, MM. Henry frùres ont fait un certain nombre de dessins de la planète, pendant la m5mc opposition, à l'équalorial de jour i^ 11'' 4j* parMM.Honrj 0'",24 du jardin. Ces dessins concordent d'une manière remarquable avec la carte. Quelques particularités cependant sont à signaler. Ainsi, la mer circulaire paraît, dans plusieurs dessins, presque rattachée à une traînée légère, comme silamer ScliiaparelU se continuait en un mince fdet jusqu'à elle. Tel est, par exemple, celui du 22 août, à IPSO'". Un beau dessin du 5 sep- tembre, à minuit, montre nettement la baie du Méridien cl la baie Burton, mais l'océan Dawes paraît limité au sud par un courant, qui correspond d'ailleurs au détroit Arago. Fait plus remarquable encore, les observateurs ont vu, à plusieurs reprises, la mer Hooke traversée par une ligne blanche, p IfiTÎ ASAPH HALL. - DÉCOUVERTE DBS SATELLITES. 25! comme ud pont gigantesque de images recUIignes ou un banc de sable; tel par exemple, le dessin du 10 septembre, à 9" 50". La rive droite de la met du Sablier était très foncée, Deus bauros après, celle mer, amenée parla ro tatioti du globe, se présentait dans toute son ampleui-. Ces quatre dessins Tort curieux, sont reproduits ici (fig. 155). Un les comparera avec intérê avec notre carte complète de la'p. 69. A ces dessins, nous ajouterons, des mêmes obseiTateurs, celui du 27 aoù 'fi3. 156), qui représente la première observation faite, en Fmncc, de l'un Fie. r.^ 1 1 k Hai-i, lo ■:! ^iDùt 1HT7. i'reuiiurc uiisarvilioa [ïita co l'ianuc d'uii ^llMIiIu da Mars des satellites de Mars. Ces satellites ont été découverte à l'Observatoire de Washington, par M. Asaph Hall, le plus éloigné, le 11 août 1877, le plus proche, le 17 août suivant. La nouvelle Tut télégraphiée en Europe, no- tamment à Le Verrier, directeur de l'Observatoire de Paris (qui ne devait pas tarder i quitter cette terre : il est mort le 23 septembre suivant), et l'on s'oiTorça do vérifier celle découverte, aussi curieuse qu'inattendue. Le 27 août, MM. Henry réussirent, en masquant la planète, à apercevoir le satellite le plus éloigné. Mai-s tournait alors vers nous l'hémisphère ayant la mer circulaire à peu près à son centre. Avant de continuer notre étude de la planète, c'est ici le lieu de rappeler cette étonnante découverte des satellites. LXXX. 1877. — As\pi[ IIall. DécouverU des salelliles de Mars ('). La découverte des deux satellites de Mars est assurément l'une des plus curieuses et des plus intéressantes dos temps modernes. On peut dire qu'elle (') Obseroaiiona and orbiU of iho aaleliitea of Mar/i, by AiAea Uw-i.. Washington s7«. 1 fbfi LA PLANÈTE MARS. a éUt laite exprès, — ce qui n'est pas le cas géaéral dans les découvertes, — et qu'elle est le résultat de la plus louable persévérance. Nous venons de voir que Tannée 1877 a été particulièrement remarquable à cause du rap- prr>chement maximum auquel Mars devait se trouver de la Terre, l'opposi- tion des deux planètes ayant été fîxée par le calcul pour le 5 septembre de cette année-là. Le professeur Asaph Hall, astronome de l'Observatoire de Washington, pensa que ce serait là une circonstance extrêmement favorable pfiur vérifier le voisinage de Mars, à l'aide du grand équatorial de cet Ob- servat^jire (M- H se disait avec raison que, quoique plusieurs observateurs eussent déjà été dérus dans leurs espérances en cherchant un satellite à cette planète, ce n'était pourtant pas là une raison suffisante pour y renon- cer définitivement, surtout en considérant que les conditions actuelles de la recherche étaient exceptionnellement favorables. Il se mit donc àTœuvre dès les premières soirées du mois d'août, scruta les environs de la planète avec un soin minutieux, et, pour ne pas être gêné par son grand éclat, prit soin de la masquer ou de la faire sortir du champ de la lunette, de façon à pouvoir saisir la plus légère trace de satellite visible dans son voi- sinage. Les premières nuits furent infructueuses, fatigantes et désespérantes, et Tastronomc renonrait à continuer sa recherche, lorsque M"' Hall, secrétaire do son mari, insista vivement pour qu'il y consacrât « encore une soirée ». C'était le 11 août. M. Hall se mit à l'équatorial, et, trois heures plus tard, crut apercevoir un petit point lumineux qui fit battre son cœur. Mais à peine avait-il bien constate son existence qu'un épais brouillard, s'élevant do la rivicrci Potomac, vint interrompre l'observation. Le ciel resta obstiné- ment couvert pendant les nuits suivantes. Enfin, cinq jours plus tard, le 16, le ciel s'otant éclairci, l'astronome se précipita à sa lunette, retrouva le petit point, ne le perdit phis, et, en deux heures d'observation, constata qu'il marchait dans le ciel avec la planète. Ce petit point n'était donc pas une étoile fixe. Mais peut-être, — le hasard est si grand! — l'une des innom- brables petites planètes, qui gravitent entre Mars et Jupiter, passait-elle justement par là on ce moment? On consulta les éphémérides et Ton trouva qu'en olTot la planète Europa devait justement passer à cette date derrière Mars. Un calcul préliminaire montra que si le petit point observé était un satel- lite, il devrait être caché par la planète pendant une partie de la nuit sui- vante du 17, mais devrait reparaître avant l'aurore, près de sa position (*) Cotto lunoltc, alors la plus puissante, a pour objectif une lentille de 26 pouces anglais = O'tCG. isn ASAPH HALL. — D&CODVBRTE DES SATELLITES. originale; tandis que, si c'était la planùle Europa, elle devait se trouver le soir même un peu au sud-est de Mars. Cette nuit du 17 fut merveilleiisemeot claire, et à peine Mars était-il levé au-dessus des brumes de l'horizon, que l'équalorialfut impatiemment pointé sur lui. Aucun aalellile n'était visible, ce qui était de bon migure. A 4* du malin, l'astronome, radieux, vit la petit point lumineux émerger tran- quillement des rayons de la planète, comme le calcul l'annonçait ; c'était bien un satellite de Mars. Ce n'est pas tout. En observant ce satellite et en suivant son mouvement, M. Hall ne tarda pas à en remarquer un second, encore plus petit et plus proche de lu planète! La nouvelle fui télégraphiée aux principaux astronomes du globe, el, maigre le scepticisme qu'elle excita d'abord, elle ne tarda pas à être confir- mée par toutes les observations ullérioures. Ces deux petits satellites ont été suivis, à l'aide des grands instruments, pendant les mois de septembre el d'octobre 1877; puis on les perdit de ^Tie, i mesure que Mars s'éloigna de la Terre. On les retrouva en 1879, lorsque la planète revint dans notre voisinage, el l'on put môme les observer à l'aide d'instruments moins puissants, car, lorsqu'on sait qu'une chose existe, on la voit beaucoup plus facilement que lorsqu'on ignore son existence. On les .1 encore retrouvés pendant l'opposition de 1881, el depuis on les suit pen- dant toutes les oppositions. Ces deux petites lunes ont reçu de leur découvreur les noms de Dbiuos |la Terreur) et Puonos (la Fuite), on souvenir de deux vers de Vlliaiîc d'Ho- mère (LiT.XV),qui représentent Mars descendant sur la Terre pour venger la mort de son tils Ascalaphe i I plus proche ; Deimos te second. Voici les élé- Phobos est le premier, 1 monts de leurs orbites : Demï-iliamètre de Mars = ,1301 kilomètres. Distance de Phobos — 2,77 demi-diamètres de Mars. = 3 321 kilomètre a. Distance de Deimos ^ lj.92 dcmi'dlamâtres de Mars. = 23 281 kilom6lres. Ces distances sont comptées du centre de la planète. Si nous en retran- chons le demi-diamétre de Mars, il reste, pour la distance de la surface de la planète à la surface des satellites, moins de 6000 kilomètres pour le premier et moins de 20 000 pour le second. Fi.ias(AiiioK. — Msrê. 17 258 LA PLANÈTE MARS. Le diamètre angulaire de Mars étant de 9", 57, les plus grandes élongations ne sont que de 13* pour le premier et de 32' pour le second. La révolution du premier s'effectue dans la période étrangement rapide de 7*" 39«> 15% et celle du second, dans la période également très rapide de 30*» 17"" 54% période à peu près égale à quatre fois la première, ce qui indique un lien de parenté entre les deux satellites. Leurs orbites sont, toutes deux, presque circulaires, à peu près dans le plan de Téquateur martien, et incli- nées Tune et l'autre de 26» environ sur l'écliptique. — Nous avons repré- senté ce petit système sur notre fig. 157 : c'est ainsi qu'ils circulent actuelle- ment dans le plan de Téquateur de Mars. A cause de Texiguïtô de ces satellites et de leur voisinage de la planète, N Orbite apparente des satellites de Mars, pour une lunette astronomique. il faut d'excellents instruments pour les distinguer. Toutefois, comme un objet qu'on sait exister est plus facile à découvrir qu'un objet dont on ignore l'existence, des instruments fort inférieurs à Téquatorial de Washing- ton suffisent aujourd'hui pour periueltre d'observer ces deux points lumi- neux, et même pour mesurer leur position. L'analogie avait déjà fait soupçonner l'existence de ces satellites, et plu- sieurs astronomes, W. Herschel, d'Arrest, etc., avaient môme passé de longues heures à les chercher. On avait dit : la Terre a un satellite, Jupiter e.n possède quatre, et Saturne huit ; -Mars, qui se. trouve entre la Terre et Jupiter, pourrait bien en avoir un ou plutôt deux. C'est Kepler lui-même qui, le premier, a tenu ce raisonnement, dès l'année 1610, et Voltaire a suivi cette tradition dans Micromcgas. Ces deux globules célestes sont si petits qu'il est impossible de leur trou- ver aucun diamètre appréciable, et qu'on ne peut obtenir quelque estima- tion de leur volume probable, qu'en mesurant avec soin la quantité de lumière qu'ils réfléchissent. C'est ce qui a été fait à l'Observatoire de Harwird- College, par le professeur Pickering, et il résulte de ces mesures photomé- triques, confirmées du reste par les estimations des autres observateurs, IS77 ASAI'll UAI.l.. — liÉCOUVEHTK UIÎS SATELLITES, îh'J qu'en admeUant que leur sui-race sitit analogue à celle do la planÎJle elle- même, leurs diamètres ne surpassent pas dix ;\ douze kilomètres. Le premier, PhoboH, est le plus brillant et probalitemenl le plus gros des deux ; il n'offre que la faible éHal d'une étoile de 10' jii-andeur, et le second, seulement celui d'une étoile de 12"; cependant le second est phis facile à découvrir, parce qu'il est plus éloîgnfi de la planète et muîns éclipsé dans se» rayons. Il n'en est pas moins bien remarquable que ces deux points lumineux, dont le diamètre ne surpasse guère celui de Paris, soient visildcs à quinze et vingt millions de lieues de distance dans les instruments dus au gënie de l'bomme ('} ! Les mouvements apparents do ces satellites dans le ciel de Mars sont par- ticulièrement curieux. Le satellite extérieur tourne, arons-nDus dit, autour de sa planète, en ^0 lieures 17 minutes 54 secondes, tandis que la planète tourne sur elle-même en 24 heures 37 minutes 23 secondes, il en résulte que ce petit globe paraît marcher très lentement de l'Est à l'Ûuest dans le ciel de Mars. La différence entm la période du satellite extérieur et la rotation de Mars étant de â heures 41 minutes, ce satellite emploie en apparence 131 heures pour accomplir son circuit dans le ciel de Mars ; c'est une période de 5 jours martiens plus 8 heures, et c'est là un petit mois dont les habitants doivent se servir pour leur calendrier. Tout autre est le mouvement du satellite le plus proche. Comme il accomplit sa révolution entière de l'Ouest à l'Est en 7 heures 39 minutes, et que la planète tourne dans le môme sens en 24 heures 37 minutes, il se lève à l'Occident et se couche à l'Orient après avoir traversé le ciel avec une vitesse correspondante à la différence des deux mouvements, c'est-à-dire en 11 heures environ ('). (^'est là un exemtde unique dans le système du monde. Quelle est la grandeur apparente de ces dL-ux lunes, vues de la planète? Chacun suit qu'un objet éloigné à la dislance de 57 fois son diumèlrc, (') méridien, écrit M. Hall {Monthly ut une miittLode trâs exacte de déter- u du facteur 29, qui, dans le cas de Martiens ont un facteur iiifâricur k \. blir un système de signaux lumineux pour n'est pas du tout uu projet chimérique : « la by i ('] ■ En observant les passages de cette lune Notices, id., p, 208), les astronorneB do Mars oi miner les longitudes martiennes, puisqu'au liei notre Lune, multiplie l'i^rreur d'observation, le Cependaiu, on no peut guère douter que les astronomes difSculléa, dues peut-£tre surtout 4 une dense atmosphère et à et puis, ce n'est pas une sinécure que d'observer trois passages ai oient aussi leurs le furtti réfraction ; léridiea parjourl • 260 LA PLANÈTE MARS. apparaît avec une grandeur apparente de 1 degré, et qu'an objet éloigné à 570 fois son diamèlre'sous-lend un angle dix fois plus petit, ou de 6 mi- nutes. Le premier satellite do Mars étant à 6000 kilomètres de la surface de la planète et ayant, selon toute probabilité, 12 kilomètres de largeur, est éloigné à 500 fois son diamètre et offre par conséquent un disque de 7 mi- nutes environ. C'est un peu moins du quart du diamètre apparent de notre Pleine Lune, lequel est de 31 minutes. C'est en même temps le tiers du diamètre moyen du Soleil, vu de Mars, ce diamètre étant de 21 minutes. Le second satellite, éloigné à 20000 kilomètres de la surface de Mars, est réduit à un petit disque de 2 minutes et demie. La lumière renvoyée par ces deux satellites aux habitants de la planète doit être extrêmement faible. Le satellite extérieur n'offre en effet, môme au zénith, qu'un disque égal au quinzième environ de celui de notre Pleine Lune, ce qui équivaut à une surface 225 fois plus petite. D'un autre côté, la lumière reçue du Soleil varie, suivant la position de Mars, de la moitié au tiers de celle que reçoit notre astre des nuits. Il en résulte que la clarté de Deimos doit être comprise entre les fractions j\^ et ëîï de celle de notre clair de lune. Phobos doit être trois fois plus large, offrir un disque de 6 à 7 minutes et donner une clarté dix fois plus forte, c'est-à-dire comprise entre 4V ^^ gV ^^ l'intensité de notre clair de lune. Ce sont là deux lunes minuscules. La découverte de ces satellites a permis de déterminer avec précision la masse de la planète, jusqu'alors assez incertaine. M. Hall a trouvé, relative- ment à celle du Soleil, âôira .w» ce qui donne relativement à la Terre : 0, 105 ( * ) . Le spectacle de Mars vu de chaque satellite, surtout du premier, doit être admirable, et son éclat merveilleux. Vu de Phobos, il occupe près d'un quart (*) Les principales déterminations de la masse de Mars antérieures à la déduction très précise tirée du mouvement des satellites étaient : 1802. Delambre, par les perturbations de la Terre ( valeur adoptée par Laplace ). ^-.^ ■ 1813. Burckhart, par le môme procédé '. vison? 1828. Airy, en corrigeant Delambre par les observations de Greenwich ^luiiV} 1853. Hansen et Olufsen, toujours par les perturbations de la Terre »,^q^ 1858. Le Verrier, par le môme procédé 9994700 1876. Le Verrier, par les perturbations de Jupiter 28i2'26 On voit que la valeur la plus approchée était celle de Hansen et Olufsen. ASAPH HALL. — DÉGOD.VERTE DES SATELLITES. 261 de l'étendue de la voûte céleste, et, ^-u de Deimos, environ ,\. Sa surface apparente surpasse dans le premier cas de 6400 fois celle de In Pleine Lune, et dans le second cas de 1000 fois, sa lumière de 2500 et 400 fois. Une remarque de cosmogonie à propos des satellites de Mara. L'hypothèse qui rend le mieux compte do la formation des corps célestes est celle qui les considère comme des condensations d'une matière dtiîusG pri- mordiale (Rantet Laplace). Le Soleil proviendrait d'une nébuleuse immense et les planètes seraient des condensations partielles dans cette nébuleuse; leur mouvement de révolution autour du foyer central aurait pour origine l'ancien mouvement de rotation de la nébuleuse. Il en serait de même des satellites relativement i leur planète : la Lune proviendrait de la nébuleuse teri-estre ou se serait détachée de l'équatcur; les satellites de Mars, de Jupiter, de Saturne, etc., auraient eu une origine analogue. Dans cette hypothèse, tout satellite devrait circuler autour de sa planète en un temps plus long que la rotation de celle planète, attendu que, depuis son détachement, la planète a continué de se condenser et de tourner de plus en plus vite, en vertu du principe de la loi des aires. Le mouvement si rapide du premier satellite de Mars est-il en contradic- tion avec la théorie nébulaire? Non. Déji, dans le système saturnien, les corpuscules qui forment l'an- neau intérieur effectuent leur révolution en une période moindre que celle de la rotation de la planète. La période à laquelle la force centrifuge égale lapesanteur est, pour les distances 1,36 à 1,57 de l'anneau transparent, 5*50" U l^li", et pour le bord intérieur du large anneau central, 7''i2'" ('), La rotation de Saturne est de 10''15"'. On peut penser que, dans la zone équatoriale de Mars, comme dans celle de Saturne, une atmosphère est restée, après le détachement du satellite comme après l'isolement de l'anneau; que cette atmosphère supérieure tT-ès raréfiée a néanmoins opposé une résistance au mouvement du satellite et qu'il s'est graduellement approché de la planète. Celte approche croissante a eu pour i-ésultat l'accroissement de son mouvement. Il est probable qu'il se meut maintenant dans un vide paifait, dans l'éther pur, et que sa période est stable. Un satellite qui graviterait à l'équalem' même de Mars, tout près de la surface, dans le vide, effectuerait sa révolution en 1*40", comme nous l'avons déji vu [p. 235). Hais continuons notre étude comparative des observations de Mars. •} Voij. nos Etudes sur l'Astronomie. 1. 111, 1872, p. 30. Î62 LA PLANETE MARS. LXXXL 1877. — NiESTEN. Observations et dessins {'). M. L. Niesten, astronome à TObservatoire de Bruxelles, a fait, du 21 août au 10 novembre 1877, un grand nombre d'observations à Taide de Téquato- rial de 0"',152, muni de grossissements de 90 h 450, ceux de 180 et 270 ont été les plus fréquemment employés. Ces observations comprennent 42 des- sins, parmi lesquels nous en reproduirons quatre représentant : 1* la mer circulaire Terby; 2** la mer du Sablier; 3*» la mer Maraldi et la mer Hooke, réunies par l'islbme do Nieston ; 4** la mer Marahli et la mer Hooke isolément. Voici le résumé que l'auteur donne lui-mômo de ses observations. Tache polaire, — Lliômispbère méridional de Mars étant dans son été, a présenté sa tache polaire pendant tout le cours des observations. Ovale le 21 août, celte tache s'arrondit, devient plus petite à partir du 14 septembre, pour s'jiplatir de nouveau vers le 20 octobre. Sa couleur était d'un blanc franc. Son éclat a varié sensiblement d'un jour à Tautre, ainsi que dans le courant d'une même soirée (21 septembre, 8'*15'" et 11** 15"). Notons son aspect terne du 21 août et du 18 octobre et son éclat exceptionnel du 22 sep- tembre, du 2G août ot du 2 novembre. Mers. — Dans toutes les observations, la tache polaire est entourée d'une ftier, peu marquée sous le méridien 150°, plus sombre vers les méridiens 0^ OO*» et 1S0°. La mer Zolliier est plus apparente que la mer Lambert, le 11 septembre. Elles se rejoignent { Voy. la carte p. 69). La terre de Lockyer est très claire le 13 octobre. Les dessins des 14 et 15 septembre, 18 et 20 octobre {/ig. 158) représentent l'extrémité orientale de la mer Maraldi, à laquelle se joint la mer Ilooke. La terre de Burckhard présente la forme d'une péninsule ovale. M. Niesten pense que la mer que nous avons arrêtée, sur notre carte de 1876 {voy. p. 251), au 180° de longitude et au 80° de latitude australe se prolonge au delà. C'est parfaitement exact, et notre carte de la page 69 montre ce pro- longement (mer Maunder). Sur cette carte, nous avions conservé le nom de mer Lockyer au lac circulaire qui a reçu depuis le nom de mer Terby (que nous avions donné à une autre mer sur le premier dessin delà carte précédente, Terres du Ciel). « L'aspect de nos dessins, écrit le savant astronome belge, se rapproche (») Aiinales aatronomiques de l'Observatoire royal de Bruxelles, i. II, 1878. 1877 NIKSTEN. — OBSEIl VATIONS ET DESSINS. 253 beaucoup de la région correspondante sur la carte do M. Flammarion.» En effet, la carte de M. Proctor {voij. p, 205) est certainement trùs loin de la Ob^etvalionBde Ma», pur M. NichtiMi en 30» à 10*>45">. La tache polaire méridionale est très brillante, très blanche et arrondie. La bordure sombre qui l'entoure (mer Phillips) est la région la plus noire du disque. La région observée est celle du détroit d'Herschel II. En c, on aperçoit deux baies ; en 6 se trouve l'océan de la Rue. Le grossissement de 120 fois fait voir une région brillante en a; c'est celle qui correspond aux îles de Philipps et de Jacob. Par moments cette zone donne à la tache l'aspect de deux bandes parallèles. La partie septentrionale du disque, située sous la zone sombre, est beaucoup plus brillante que la région située entre celle-ci et la tache polaire. La zone sombre est plus foncée de chaque côté, dans le voisinage du bord de la planète. Fig. 2. Le 11 septembre, de lO^^ô»» ài0*>30°». La tache polaire est beaucoup plus petite et plus faible que le 30 août. Les taches sombres sont elles-mêmes très faibles. On y remarque pourtant très bien des parties inégalement foncées. On voit la mer du Sablier d, la mer llooke mr, la mer Maraldi f, la terre de Bur- ckhard p; la mer ZOllner t est douteuse. En résumé, cette observation a été peu satisfaisante à cause de la faiblesse étonnante de ces taches habituellement si bien visibles. (*) Bulletin de l'Académie des Sciences de Belgique, 1878, 1. 1, p. 33. F. TEKUY. — Ï^TUDES SUR LA PLANiiTK. ÎC5 Fiij. :i. Lr H septembre, de 10*" à 10''Î5'». L'image est admirnlilemeut nette, gnîco BU passage de It^gëres vapeurs. La tache neigeuse semble entièrement tournée vers nous, mais elle n'est pas franchement blanche ni brillante. La mer Ilooke mr apparaît avec une forme différente do celle de la carte de M. Proclor. La ci'ite qui longe la terre do Burckhanl mérite toute conflaace ot pourra t-tre via. I. corrigée. I^ terre do Burckbard est plus large au nord qu'au sud et présente une courbure qu'on ne soupçonnait point. On voit aussi que la mer Ilooko ne longe pas celle de Muraldi jusqu'à l'estpémité la plus occidentale de cette der- nière. Kntre la petite KOne sombre qui entoure la tache polaire et les mers llooke ot MaraMi, on voit une bande foncée. Fil}. 4. Le n septembre, de 8''30"' à 3''35'". Un voit la mer Maraldi { la zone sombre présente une baie h(. « J'ai vainement chercha, en -f. b, l'est de cette baie, la langue de terre que j'ai proposé do nommer Terre de Webb, et qui est si marquée dans plusieurs dessins de cet astronome. Cette solution de continuité de la bande est demeurée douteuse dans ma lunette astronomique •- Eutre la mer Maraldi et la tache polaire, on voit encore distinctement une bande sombre, Ui tache polaire est toujours plus petite et moins brillante que le 3U août. 266 LA PLANÈTE MARS. Fig. 5. Le 17 septembre, à 10^45". La tache polaire semble encore plus petite, mais est devenue plus brillante qu'à 8** 30™. Fig. 6. Le 21 septembre, de 8^15» à 8>*30*". La tache polaire est redevenue plus blanche et plus brillante sans toutefois égaler en éclat son aspect du 30 août. On voit que l'extrémité kf à pf de la mer Maraldi est conformée autrement que ne l'indique la carte de M. Proctor. La région septentrionale du disque était évi- demment grisâtre. Fig, 7. Le 27 septembre, à 8^15". La tache polaire est blanche et brillante ; on voit l'océan de la Rue b, une petite mer q qui est la région la plus sombre du disque, arrondie comme l'ombre d'un satellite de Jupiter ; elle correspond à la région occupée par les mers Lockyer et Dawes de M. Proctor. Ces deux petites mers sont-elles confondues ici. ou n'en existe-t-il qu'une seule en réalité? On voit aussi l'extrémité p/", la mer Maraldi. Fig, 8. Le 27 septembre, de 8*» 10™ à 8*>55">. Cette observation porte à admettre une communication entre Tocéan de la Rue et la mer Maraldi. Fig, 9. Le 28 septembre, de 8>*5™ à 8*» 15". Tache polaire blanche et brillante. La petite mer q est toujours la région la plus sombre. L*auteur a continué ses observations jusqu'au 20 octobre et a publié encore six autres dessins. Ces résultats sont remarquables, surtout si Ton considère l'instrument à l'aide duquel ils ont été obtenus : 0"',09 seulement d'ouver- ture. Objectif excellent de Secrétan. Sans aucun doute, excellente vue et excellente méthode d'observation. LXXXIU. 1877. — 0. Van Eiitborn. Observatians et dessins. Ces observations ont été faites également en Belgique, à Aertselaer, près d'Anvers. M. le baron Octave Van Ertborn a commencé ses études de Mars dès l'année 1860 et en a fait plusieurs dessins presque à chaque opposition. En 1877, il a publié dans les Mémoires de l'Académie de Belgique (M 26 des- sins faits du 15 août au 3 novembre, à l'aide d'une lunette de lOS™" montée en équatorial. Grossissements 125, 205 et 255. L'hémisphère austral de la planète a jjrésenlé généralement d'une manière très nette le contours de ses continents et de ses mers, tandis que ceux de l'hémisphère boréal ont été rarement visibles et sont restés comme voilés par des brouillards. Les principales configurations géographiques peuvent être reconnues sur ces dessins. L'auteur croit avoir distingué la passe de Bessel, mais il lui a (•) Observations de la planète Mars pendant l'opposition de iSll, (Mémoires des Savants étrangers, t. XLII, 1879). 18T7 VAN EHTBORN. — OBSERVATIONS ET DESSINS. ?67 616 impassible de voir la mer Dawes, Il croit aussi avoir remarqué iin filet reliant la mer circulaire h l'océan voisin. Les mers llooke et Maraldi sont admirables de netteté. La mer du SiibUer est un peu courte. Le cap polaire est fort brillant sur tous les dessins, très reiniinjuables pour l'iiislrtiment eni|ili)yé. Afin d'obtenir un équilibre de tenip'>ralure parfait, la coupole a été ouverte plusieurs heures avant le coramencemenl des observations, Tobjec- lif df'couverl et le tube de l'instrument ouvert. L'équatorial est mû par un iplcmbre IS7T, mouvement d'horlogerie parfaîteineat régulier, fait très important, ajoute l'observateur, car, pour apercevoir de minutieux détails, il faut regarder longtemps, et ce n'est que par une sensation continue qu'ils afTecient la rétine. La situation h la. campagne est aussi de la plus liaule importance pour lo calme et la netteté des images. L'auteur, ayant H(- aidé dans ses observations par plusieurs personnes, ajoute : L'ffil de l'observateur joue un rôle capital dans l'observation des objets très petits ou très faibles. II est un fait que l'on ne peut perdre de vue et que l'on a. négligé jusqu'ici, c'est de faire faire les observations délicates par des personnes dont la vue ne soit pas fatiguée. Il est des riltincs dont la sonsibilitd et la définition sont telles que leur rùle doit êlro supérieur &' celui des meilleurs iastrumentR. Mon neveu aperçoit quatorze Pli5iades à l'œil nu; les dtoilos et les planètes lui apparaissent dépourvues da rayons, El aperçoit à 03 mi''tres de distance des points blancs de 1 centimètre carré sur fond noir. Le 5 septembre 1NT7, il vit & 268 LA PLANÈTE MARS. Taide de mon quatre pouces le compagnon de [x d'Andromède, dont il n*avait jamais entendu parler et qui est un test très sévère, même pour les objectifs de huit pouces. Nous reproduisons ici deux des meilleurs dessins de M. Van Ertborn, faits par une excellente atmosphère. Le premier, du 5 septembre à IPSO" (fig. 160), montre les océans Dawes et de la Rue, la mer du Sablier, le détroit d'Herschel IL Le second, du 29 septembre à 7*", 45 (fig. 161), montre Tocéan ;de la Rue, sans doute la baie Burton dans le ruban infé- rieur, la mer circulaire Terby rattachée par un fil, et la passe de Bessel. Très certainement, le dessinateur termine, accuse plus ou moins nette- ment des contours vagues, indécis, douteux. Il n'en peut être autrement et telle est la principale cause de la diversité des dessins. LXXXIV. 1877. — CiRULs. Observations, dessins, durée de rotation. On doit à M. L. Cruls, alors astronome à l'Observatoire de Rio de Janeiro, aujourd'hui directeur de cet établissement, une belle série d'observations et de dessins photographiés (*). Ces observations ont été faites à l'équatorial de 0",25, généralement muni d'un grossissement de 240 (une fois, le 13 oc- tobre, la planète étant voisine du zénith, de 340 et 580). Les observations s'étendent du 16 août au 13 octobre. Durant toute cette !. période, le pôle austral s'est constamment montré d'un blanc intense. La tache polaire a visiblement diminué d'étendue. Le 13 octobre, elle n'était plus en contact avec le bord de la planète, mais intérieure, isolée et plus réduite. Circonstance rare pour la plupart des observatoires, grâce à la position de Rio de Janeiro, la distance zénithale méridienne de Mars pendant cette opposition n'a pas dépassé 12<*. M. Cruls cite une opinion de M. Liais, alors directeur de l'Observatoire de Rio, d'après laquelle les taches sombres ne seraient pas des mers, mais des terrains plus foncés que les autres, et se range à cette manière de voir. Ces tons varieraient avec les sécheresses et les pluies. Les terrains pourraient être considérés comme différant plus entre eux que des mers, les eaux offrant plutôt une teinte intermédiaire entre des terrains clairs comme du sable ou foncés comme des forets et des prairies. Dans cette appréciation, toutes les taches sombres ne seraient pas dues (•) CnuLs, Mémoire sur Mars, Taches de la planète et durée de sa rotation. 1 vol in-8*.Uio de Janeiro; 1878. I8T7 CRULS. — OBSERVATIONS ET DESSINS. à des étendues d'eau; plusieurs représenteraient des terrains couverts de végétation. Les taches sombres voisines des régions polaires ont paru vagues ; celles comprises entre 50° de latitude sud et 40' de latitude nord ont paru plus distinctes. La présence dans notre atmosphère d'une légère couche rie vapeurs, tem- pérant l'excessive lumière de la planète, accroît la netteté des taches. Une belle série de 21 dessins photographiôs accompagne ce Mémoire. L'un d'eux est reproduit ici, celui du 16 septembre {fuj. 162J. Nos lecteurs y reconnaîtront tout de suile la mer .Maraldi, la mer Ilooke, la mer Flam- marion el la mer Zollner, ainsi que le continent Hcrschel, la terre de Burckhard, l'Ile Dreyer, les terres de Webb et deCassîni, etc. M. Cruls s'est servi de ces observations pour déterminer directement la durée de rotation, d'après le retour delà mer circulaire au méridien central les 24 août, 3 septembre et 3 octobre, ainsi que par lo retour de la pointe occidentale de la mer Maraldi, les IC août et 27 septembre, et a trouvé pour celle durée, correction faite des positions de la Terre: 2i''37'"34*. Ces observations du savant astronome de Rio ont ajouté de précieux docu- ments à l'étude de la planète. Nous ne partageons pas toutefois l'opinion de notre illustre ami sur les taches sombres. La plus grande probabilité, à nos yeux, est en faveur des mers. D'abord, la présence de la vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne est démontrée par quatre faits distincts : l' l'analyse spectrale; 2° les neiges polaires, qui varient avec les saisons; a* les voiles de vapeur parfois étendus sur de vastes contrées; 4" les nuages, rares, mais -270 LA l'LANÈTK MAllS. exfstanl. Or, celli; vapeur ne peut provenir que d'éteudues li'eau; les c (lues dV-aii doivent paraître plus foncées que les conliaents puisqu'elles ab- sorbent plus la lumière incidente, ot ce soûl plutôt les taches sombres que les taches claires qui les représentenl. Ensuite, leur niobilitt- est un indice de leur nature; nous avons déjà constate-, et nous reconnaîtrons plus loin, plus silremeut encore, que plusieurs taches sombres varif^nt de largeur; or, l'eau ii'est-elle pas l'élément mobile par excellence? Il nous semble donc que les taches foncées représentent les étendues d'eau rjui existent incontes- tablement à la surface de la planète. Affirmer qu'il n'y a pas autre chose, — peut-être, mmme l'indiquent MM. Liais et Cruls, des forêts, des prairies, etc. — serait dépasser les limites d'un raisonuement molivé. C'est fort possible, et c'est même vraisemblable. Nous avons nous-méme bien souvent remarqué, dans nos voyages en ballon, que -des prairies, des marécages couverts de joncs, paraissent plus foncés que les fleuves. Mais l'eau doit y jouer le rôle fondamental. LXXSV. 1877. — J.-L.-E. DnBVBn. Observations cl (Jessins, A l'Observatoire de lord Hosse à Parsonstown', M. J.-L.-E. Dreyer a appli- HcBSin? (le Mars par 11. Dreyer. 7 soiilcmliro el 3 octobre 1877. que le télescope de trois pieds à l'observation de la planète. Oculaii'es gros- sissant 160 et 215 fois. Le télescope de six pieds n'a pas donné d'images meilleures. L'observateur a publié douze dessins [M- Nous reproduisons ici les deux plus intéressants, le premier du 7 septembre à 11 '■50'" {/iij. 163), le second du 3 octobre à U'IO" {(ig. iM). Dans le premier, on remarquera le détroit (') l^'oloa on Ihe physical appcarancc uf Ihc plunet Mars. Tha scientific Transac- tions of Ihc royal Dublin Sociel'j, 1878, t. I, p. 6*. 1877 LOHSE. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 271 d'Herschel et la baie du Méridien, sous forme d'un ruban détaché, rappelant la flg, 96 de Lockyer, 25 septembre 1862 (p. 155), ainsi que celle de Knotl, du 23 septembre 1862 (p. 171 ), et celle de Kaiser, du 31 octobre 1862 (p. 174). Tous les dessins de Dreyer représentant cette partie de la planète offrent le même aspect. Le détroit d'Herschel est donc parfois très sombre. Dans le second dessin, on remarque la mer Terby, bien détachée aussi de l'océan environnant, nettement circulaire, ou plutôt légèrement allongé de^ FEst à rOuest. Le lac situé au-dessous n'est pas marqué. Il l'est, faiblement,! sur les dessins du 28 septembre et du l" octobre. L'hémisphère inférieur ou boréal est très pâle et presque dépourvu dej taches, dans tous les croquis, excepté pour la mer du Sablier. La longue bande verticale nommée Bcssel's Inlet sur la carte de Procter n'a' pas été vue une seule fois. LXXXVI. 1877. — 0. LoHSE. Observations et dessins (*). Cet observateur, dont nous avons déjà remarqué les éludes en 1873, a fait pendant l'opposition de 1877 une nouvelle série d'observations et de dessins. Ceux-ci se rapprochent plus des aspects connus que les premiers ; toutefois, les différences sont encore dignes d'attention. On en jugera par les quatre que nous reproduisons ici (fig. 165). Le premier est du 8 septembre, à 9** 30" (heure de Berlin). On y reconnaît la mer du Sablier au centre, et au-dessus le vaste espace clair qui repré- sente la terre de Lockyer. Le second est du 21 septembre, à 9''33'". La longitude du méridien central devait ôtre alors 158% et la mer Maraldi traversait ce méridien : on ne la reconnaît guère. Le troisième est du 26 septembre, à 9*»27'". Le lac Terby vient de traverser le centre; il est allongé, et à droite, la mer voisine est singulièrement recourbée et retournée vers lui. Dans un dessin fait la veille, la communica- tion est même complète. Comparer ce dessin à celui do M. Schiaparelli, que Ton verra plus loin, pris le môme jour. Le quatrième dessin est du 3 octobre, à 9** 36". La longitude du méridien central devait être alors de 51*, et ce que nous avons devant les yeux, c'est la baie Christie. Ces observations ont été faites avec un èquatorial de 5 pouces \, (') Beobachlungcn und Untersiichungen nbcr die physischc Beschaffenhcit des Jupiter und BeobaclUungen dcf< Planctcn Mars. Observatorium zu Potsdam, 1878. 1S77 N.-E. GREEN. — DESSINS ET CARTE. 273 venir en partie tie ce que relie almosphèrc n'est pas abHolumenl transpa- rente. 11 semble que celle transparence soit soumise à des oscillations, comme l'indiquent les variations de la coloration rouge, vue à travers celle atmosphère. Il parait exister là des vapeurs, des brumes qui, pour une cause quelconque, ne se condensent pas en nuages analogues aux nôtres. Ce brouillard léger, de distribution inégale, est plus ou moins transparent et laisse apercevoir les configurations géographiques, excepté vers les bords | du globe, parce qu'ici l'épaisseur est plus grande et que les lacunes ou éclaircies sont masquées par l'angle de la projection ; il réfléchit par consé- quent mieux la lumière solaire au boid qu'au centre. Quant à la cause qui empêche les nuages d'être aussi denses que sur la Terre, l'auteur déclare qu'il considi^re comme raisonnable l'opinion d'un observateur anglais, M. Brelt, dontnous parlerons plus loi», d'après laquelle la planète serait encore très chaude : cette chaleur empêcherait la conden- sation des nuages, à l'exception des régions polaires. Comme l'observateur anglais aussi, l'astronome allemand pense que les taches polaires pourraient être dues, non ù des neiges, mais à des nuages fort élevés dans les régions supérieures de l'atmosphère. Celle opinion est en contradiction avec celle qui est généralement reçue, mais l'éclatante blan- cheur de ces taches polaires, qui paraissent même parfois dépasser le bord du disque, est favorable à cette appréciation. Nous psaminerons bientât ces assertions, en arrivant aux observations da M. John Brelt. LXXXVII. 1877. — N. E. Green. Dessins el Carte. M. Nathaniel Greon, artiste peintre anglais, avec lequel nous avons déjà précédemment fait connaissance, s'était rendu à l'île de Madère et installé à une altitude de 1200 pieds anglais, et même ensuite à 2300, avec un téles- cope de 13 pouces, du système newtonien, dans le but d'obtenir les nieil- Icurcs vues de la planète. L'oculaire le plus fréquemment employé a été celui de 250 diamètres, parfois celui de 400. Dans ces conditions très avantageuses, il a étudié le monde de Mars avec le plus grand soin et en a fait un grand nombre de dessins (41). Il remarque avec raison que le crayon ou le pinceau donnent toujours trop d'intensité, trop de force aux aspects délicats, et parfois très vagues, reconnus souvent avec difficulté par l'œil même le plus exercé. L'auteur a présenté à la Société lloyale astronomique de Londres (') et ('} Royal Mironoinical Society. Memoirs, t. XLIX, 1877-1879, p. 123, et MonlMu Notices, l. XXXVIII, 1878, p. Ï8. 27i LA PLANÈTE MAItS. Ijubliii douze de sus dt-ssiiis en lithographie, plus deux dessins du pôle sud, et a lirt de cet ensemble une Carte générale, lit plus complète qui ait jusqu'alors été publiée. Cette carte est, pour ainsi dire, devenue classique. Nous reproduisons ici [fig. Iti(i) d'ahord quatre de ces vues, représentant rcnsemble de la plani-tc, prises: 1° le 1" septembre à 10''-40'° (heui'C de Greenwich), longitude 7°; 2' le 39 septembre à S^O", longitude 94"; 3' le 18 septembre à I I''4ri"', longitude 232°; 4" le I5 septembre i 1 1*" lO», longi- tude 250°. Le méridien central traverse dans la première la baie Burton, à droite de la biiie du Méridien ; dans la seconde, l'extrémité orientale de la mer Terby; dans la troisième, la mer Hooke et la mer Maraldi; dans la quatrième, la baie Gruithuisen : la mer du Siiblier arrive par la droite. L'ensemble des dessins faits du 19 août auSoctobre 126 nuits favorables, 276 LA PLANÈTE MARS. 21 inutiles) a conduit Fhabile observateur à construire, comme nousTavons dit, une Carte générale que nous reproduisons également ici {fig. 167). Elle mérite d'être étudiée dans ses moindres détails. Les régions circumpolaires australes et boréales sont représentées au- dessus du planisphère. M. Green n'a tracé sur cette carte aucun détail qu'il n'aie vérifié lui-même. Elle diffère considérablement, en plusieurs points, de celle de Proctor. Ainsi, malgré Tattention la plus soutenue, il a été impossible de constater l'existence de la longue passe appelée Bessel Inlet. (Xouslavions, d'ailleurs, (léjà supprimée de notre carte avant même les observations de 1877.) L'au- teur pense qu'un aspect de ce genre pourrait être produit parfois par un courant atmosphérique du Nord au Sud. Les environs du lac circulaire, mer Terby, sont également très difiérents; ce lac circulaire est une tache sombre nettement définie : on l'a observé dix- huit fois à Madère sans apercevoirlamerDawes, mais en devinant plutôt une ombre grise assez vague. La carte est particulièrement intéressante à étu- dier sur ce point. Examiner notamment le petit lac Schiaparelli et lile neigeuse de Hall. La mer Maundcr, tracée sur cette carte, au-dessus de la mer Maraldi, entre la terre de "Wcbb et la terre de Gill, et visible entre autres sur le des- sin du 18 septembre, a été tracée pour la première fois sur notre carte de 1877, s'étendant du 247* degré de longitude au 180', c'est-à-dire, en comptant ouesl-cst, du 11 2* au 180'. Sur la carte de M. Green, cette mer est tracée un peu plus à droite et beaucoup plus longue, du 130' degré au 220*. Elle a été observée en môme temps par M. Maunder à l'Observatoire de Greenwich comme bande intermédiaire entre la mer Maraldi et la mer Joynson. Les rives des océans se sont montrées plusieurs fois d'une blancheur de neige. A ce propos, nous croyons devoir traduire ici, à peu près textuelle- ment, ce que dit l'auteur. w Neiges. — En dehors des neiges polaires, on en remarque sur plusieurs points des continents. Dans le dessin du 20 avril 1856, de M. Warren de la Rue (voy, plus haut, p. 128), tout le continent au sud de la mer du Sablier est évidemment couvert de neige, car à ce moment le pôle sud était hors de vue et la forme de la région blanche est précisément celle de la terre de Lockyer, vue en raccourci. Cet aspect se voit aussi clairement sur les fig, 3 et 4 publiées par l'auteur en 1873 dans VAstronomical Reglster (voir égale- ment plus haut, p. 219) : là aussi, le cap polaire sud est hors de vue, mais la neige couvre toute la terre de Lockyer. Il y a également une indication très marquée de la présence de la neige sur la ligne blanche qui forme les J877 N.-E. GREBN. — DESSINS ET CARTE. WT bords du rontinent Béer, près de l'èipialeiir, et il n'y a aucune témérilê à supposer que ce continent soit hornô par des chaînes de munlagnes d'une grande hauteur comme les continents américains sud et nord, sur leur côte occidentale, par les /Vndes. Ces lignes claires ne sont pas confinées aux bor- dures du continent Béer, on en voit aussi en d" autres régions, telles que la terre de Kepler, au sud de la mer Terby, à la péninsule de Hind, et 4 l'Ile neigeuse de Dawes. ■ Nuages. — Les nuages de Mars, écrit aussi M. Greeu, sont évidemment beaucoup moins denses que ceux de la Terre, à ce point qu'aucun nuage proprement dit ne paraît exister dans les régions èquatoriales. M. Bretl a été conduit à considérer les caps polaires comme des formations nuageuses, mais cette hypothèse est contredite par la forme de ces caps et spécialement par les points fixes nettement dé&nis auxquels les neiges se réduisent en fondant, et que l'on voit, après plusieurs années, occuper les même» places. Mais, s'il n'y a pas de nuages proprement dits, il y a sûrement des vapeurii suffisantes pour voiler souvent complètement de vastes étendues continen- tales. Dans le dessin du 2i) septembre, par exemple [voy. plus haut, p. 274), non seulement l'océan de la Rue est voilé, mais encore sa partie orientale, vuQ nettement définie en seize fois différentes, était ce jour-U cachée par un nuage. Dans le dessin du 18 septembre {voy. aussi p. 374), la zone qui envi- ronne le pôle sud est devenue très nette, tandis qu'elle est indistincte sur d'autres dessins. En 1877, A Greenwich, et en 1862 dans les observations de Lockyer, des régions de l'océan Dawes ont été temporairement masquées par des nuages blancs. A ces faits on peut ajouter Tapparition de masses blanches, rivalisant d'éclat avec celles du pôle, observées sur le limbe près du pûle nord et spécialement du côté oriental ; l'une d'elles est représentée sur un dessin publié par l'auteuren 1865. Ces masses blanches ontété observées sur le bord seulement,' et n'avam^ant pas avec lui ; donc elles n'étaient pas attachées!^ la surface et la seule explication à en donner est de les considérer comme des nuages ou des vapeui's, qui furent dissipés par le soleil levant, comme il arrive assez souvent aussi dans nos climats. A Atmosphère. — Le témoignage principal de l'atmosphère de Mars consiste dans l'afTaiblisscment constant des aspects géographiques cl des colorations à mesure que l'on approche du bord. M. Noble a remarqué tpje cet alTaiblis- sement est plus prononcé vers le bord occidental que vers l'oriental, ce qui indique que le lever du Soleil est généralement plus clair que le coucher. L'évidence la plus marquée do cet anneau atmosphérique concentrique au- tour du disque s'eHt présentée le '20 septembre : le blanc bleuâtre de cet an- 278 LA PLANÈTE MARS. ncau offrait un conlrjisle tiiis grand avec le Ion orange de la région anslratc, conlraslc qui s'accroissait considérablement lorsque des nuages passaient devant la planète. L'iiémisphùre nord n'a pas montré de lâches géogra- phiques : l'almosphèrc y était peu transparente. H semble que les environs du pùlc noi-d devaient Ctra au loin chargés des vapeurs destim^es à se con- deui^er bienlût pour former les neiges polaires. K Une observation intéressante a été faite le 21 août. Une série de lignes a été vue, convergeant vers lepûle nord, indiquant sans doute un courant d'air froid vers l'êquatcur. 1» iliTs. — Les niers ont présenté un ton gris verdAtre, qui peut être dil en partie au contrasle des conlincnls jaunes presque orangi'is, mais qui peut être en partie réel, si l'on i;n juge par les variations de tons observées. Si l'intensilt de ces tons foncés correspond à des profondeurs d'eau, la mer du Sablier et la mer Terby doivent ûlre très profondes. » Cette dernière mer a des contours bien nels, et se montre légèrement allongée de l'Est à l'Ouest, Celle mer est généralement représentée comme rattachée à l'océan de la Rue par un canal foncé, et elle offre en effet cet aspect quand elle arrive et qu'on la voit obliquement. Mais, lorsque la vision est directe et bien nette, ce n'est pas un canal que l'on devine, c'est un petit lac, que l'on distingue très nettement, comme on le voit ici [fig. sur le dessin fait par l'auteur le 3 septembre à 1'' lO" du matin. » Ce petit lac est désigné sur ce dessin par la lettre a. La lettre 6 indique la position de l'Ile neigeuse de Hall. IS77 N.-li, GUEEN. — DESSINS ET CARTE. L'observateur remarque ;\ ce propop que, lorsqu'une tache allongi'-e esl vue imparf;iilemenl, on a une tendance i lu terminer en pointe, et que celte tendance de tout dessinateur peut expliquer certaines lignes étroites tracées par Dawes et Schiaparelli. C'est le cas, pense-t-il, pour la réunion apparente de la mer Terby à l'océan de la Hue. Ifciges polaires. — M. Green a fait sur ce sujet de fort intéressantes observa- tions. Tout d'abord, on peut remarquer sur le premier des dessins que nous I" scpteaiLire 1SÏ7. avons reproduits (p. 274), celui du 1" septembre, ù l'ouest du cap polaire, un point blanc, qui, selon toute probabilité, représente de la neige. On le voit mie l'auteur. La moitié pOlo, le S seplcmbra. ( encore sue le dessin ci-dessus (^3. 109). Mais Kiissona p-irler < SoIoQ toute probabilité, écrit l'observateur lui-même, c'était Ift de la neige restant encore sur un sol élevé, tandis qu'elle avait foudu tout autour, a des niveaux inférieurs. Ce point brillait coDune une étoile et il était impossible do oc u 280 LA PLANÈTE MARS. pas le remarquer. Le 8 septembre, à minuit 30", j'eus de nouveau roccasion de robserver; mais alors on distinguait parfaitement deux points séparés, et, deux jours plus tard, de 10*» à 11^30™, on en distinguait encore d'autres concentriques à la zone des neiges, comme on le voit {fig. 170). Ces altérations de formes étaient sans doute dues à la perspective, ces diverses taches neigeuses s'étant présen- tées presque de profil lors de l'observation du !«' septembre. On ne les a jamais vues à l'est du cap polaire, et c'est là une circonstance d'un intérêt particulier. En effet, leur grand éclat à l'ouest du pôle, leur décroissance en passant par le méridien central, et leur invisibilité en arrivant au côté oriental, s'expliquent naturellement en supposant que les pentes des montagnes qui conservaient cette neige étaient tournées au Sud-Ouest; de cette sorte, elles étaient abritées des rayons solaires pendant la plus grande partie d'une rotation ; mais elles étaient pleinement exposées à sa lumière et par conséquent mieux vues, justement lors- qu'elles s'éloignaient vers le bord occidental. » Il est curieux de remarquer que ce point de lumière a été observé et figuré de la même façon dans un dessin fait le 30 août 1845, à Cincinnati, par Mitchel; il se rattache certainement à une configuration locale de la planète. Je lui ai donné le nom de Mitchel, en souvenir de cet enthousiaste ami de l'Astronomie. » Un autre observateur, M. Brett, examinant Mars dans la nuit du 1*' sep- tembre, a décrit ce point blanc près du pôle, comme a?i auxiliary patch. C'est une confirmation de l'observation précédente. Le décroissement de la zone polaire neigeuse a été manifeste. Au mois de juillet, cette zone occupait un espace deux fois plus vaste qu'à la fin de sep- tembre. Telles sont les observations de l'habile peintre anglais, qui a consacré d'ailleurs une partie de sa carrière à la représentation des curiosités du ciel. L'examen de sa Carte générale résume tous les faits dégagés par ses minu- tieuses recherches. Nous avons tenu à la reproduire par la photogravure, afin que nulle modification n'y soit apportée par une main étrangère; mais il en résulte que les continents sont moins clairs qu'ils ne devraient être, à cause de leur ton jaune trop photogénique : le lecteur peut suppléer facile- ment à cet effet photographique inévitable. Parmi les dessins de M. Green, nous tenons encore à en présenter deux ici (fig, 171), comme dignes de la plus haute attention et particulièrement remarquables, obtenus en des circonstances atmosphériques tout à fait exceptionnelles, le premier surtout. Celui-ci sera, pour un observateur attentif, un véritable régal de l'œil et de l'esprit. Il a été obtenu le 10 septembre, à 11**20"*. L'atmosphère était si transparente et si calme que l'on croyait distinguer les moindres détails de la surface de la planète. On a pu se servir d'un oculaire construit - DESSINS ET CARTE. S81 spécialemenl pnv Browning pour l'observation de Mars, fini avec le plui grand soin, grossissant 400 fois en diamtitre. Autour du cap polaire, se Vues liJloBcopiquea de Mars, par M. Grecû, la lOacplcmbre à U'ÎO-, et le 8 a minuit Jû-. voyaient plusieurs flaques do neige isoMea. La région occidentale de la naer Ditgramiae explkaiir. p rie Lwltj.r. — ■ = II» ilo m du Sablier montre . à l'endroit delà merMainetdela péninsule de Hind, une demi-teinte, qui n'est ui continentale, ni maritime, et qui donne l'idée de •282 LA PLANÈTE MAUS. terres inondées ou de marais. Nous Tavons déjà remarqué sur les dessinsile Dawes, et nous reviendrons plus tard sur ces inondations apparentes — et peut-être réelles. Sur les rives orientales de la même mer, à l'angle du détroit d^Herschel, on a distingué une baie ou petite mer, presque séparée par une sorte de presqu'île. Au-dessus et à l'est, on apercevait un cap déjà observé et dessiné •en 1862 par M. Banks à Ealing (voy. The Astronomîcal Register). L'auteur a distingué aussi, entre la mer du Sablier et la terre de Lockyer, une sorte d'île triangulaire, à peine différente du fond qui l'entoure ; cette île a été vue et dessinée ip 3 août de la môme année par M. Hirst à Sydney et par M. Trouvelot à Cambridge, le 16 septembre. La seconde vue, prise le 8 septembre à minuit et demi, comjjlètela précé- dente, surtout pour toute la région orientale de la mer du Sablier, jusqu'à la baie du Méridien. Remarquons enfin que l'observateur constate qu'il n'a vu aucun des ca- naux signalés par M. Schiaparelli, et dont nous parlerons bientôL Mais il est juste d'ajouter que celui-ci ne les a découverts qu'aux mois de février et mars, quatre mois après le dernier dessin de M. Green. Ces observations de M. Green peuvent être mises au premier rang de toutes celles qui ont été faites sur la planète dont nous écrivons l'histoire. LXXXVIII. 1877. — Harkness, Noble, Pratt, John Brett, G.-D. Hirst, Bredighin, Bernaerts, Hartwig, Sghur, Ellery, de Konkoly, Boeddiker, Weinek, Klein, Du val, etc. Observations diverses. Avant d'arriver aux plus importantes observations de cette précieuse opposition de 1877, qui sont celles de M. Schiaparelli à Milan, nous com- pléterons les notices précédentes en passant en revue tous les autres obser- vateurs qui ont obtenu des résultats plus ou moins satisfaisants. Les observateurs do Mars sont un peu comme les jours, ils se suivent et ne se ressemblent pas. On a parfois plus d'une désillusion. Le plus puissant instrument du monde était en 1877 le grand équatorial de 26 pouces anglais, ou 0'",66de diamètre, de l'Observatoire de Washington, à l'aide duquel M. Hall a découvert les satellites de Mars. Le professeur William Harkness le dirigea plusieurs fois sur la planète, depuis le 18 août jusqu'au 18 octobre 1877, mais jamais il ne put obtenir de bonnes images avec rooulaire de 400 : il dut se contenter du grossissement de 175. On put •prendre huit dessins, et, après chaque soirée, M. Hall constata qu'on ne pou- vait rien obtenir de meilleur. 1877 IIAIIKNESS. NOBLE. TRATT, JOHN BRBTT, ETC. S83 Ces liuU dessins onL donné pour résullal le planisphère ci-dessoua {/ig. 173) ('), construit dan» la projection de Mercator. C'est là, comme l'observateur l'avoue lui-mt>nie, un assez maigre butin. C'est à peine si l'on reconnaît la mer du Sablier, la mer Marnldi. la mer Terby el l'océan de la Hue. Tout uula aurait pu se voir avec une lunette de 108""°! Le seul résullat intéressant de ces observations a Hé une détermination .^-. ;-.--^ Ï j .1 |- - (-- : ^ ■"". \ \ ; 1 : 1 n-r :. -4-1 -i -1 L:l «'■ -"■ ■ '-"! Il"" '"'' ^1"^ :■"■' ""• ="■- ;r.," :■.., .... ■^.- i.ane uu Hars taito OQ Is77 »l'Ûbsen,-«toira de Wasbinglûa. de la position du centre de la neige polaire australe, par M. Hall. 11 a trouvé pour cette position: Longitude, 20'',6(i; dislance au pûle, 5*11' ('). A la Société lloyale astronomique de Londres, le capitaine Noble a pré- senté, À la séance du 9 novembre 1877, une série de dessins faits k son observatoire de Forest Lodge, Maresfield (Uckfleld) A l'aide d'une lunelle équaloriale de 4,2 pouces d'ouverture et de 61 pouces de distance focale, don- nant de bonnes images avec un grossissement de 255. L'observateur, accou- tumé depuis longtemps ù l'étude de Mars — car il avait commencé ses obser- vations dès l'année 1858, —signale que les tarJies deviennent invisibles vers les bords du disque; il remarque notamment, comme M. Green le rappelait plus haut, que l'on peut en général les distinguer plus prés du bord suivant < foUowing limb » ou oriental que du bord précédenl ou occidental. 11 en (') On Ihe pliysical Configuration of Mars. Monthly Nolicea, uov, ISTS, p. 13. (■) Attronomischa Nachricblen, t. X(;i, 1878, p. 2S3. 284 lA PLANÈTE MARS. conclut que sur Mars le lever du Soleil est plus clair que le coucher. Les matinées seraient plus pures que les soirées. Il en est de même ici, du moins dans nos climats: le soleil est plus fréquent le matin que le soir, et tous les photographes ont remarqué que la lumière du matin est meilleure que celle de l'après-midi. A la même Société, à la séance suivante, de décembre, M. H. Pratt a présenté d'aulre part une série de dessins faits à laide d'un équatorial newtonicn dont le miroir mesurait 8,15 pouces d'ouverture, oculaire gros- sissant 400 fois. Le temps n'a pas été favorable, et en général les images n'ont pas été bonnes. Les dessins ont été extrêmement difficiles à faire. Ce que Ton voyait en d'heureux instants disparaissait quelques moments après. La teinte rouge de la planète a paru plus pâle que dans les oppositions précé- dentés. L'observateur confirme la remarque du capitaine Noble sur la meil- leure visibilité des taches près du bord pour lequel le Soleil vient de se lever que près de celui pour lequel il va se coucher. La persistance avec laquelle un grand nombre de taches bien connues sont revues d'années en années, comme on les a revues de nuits en nuits pendant celte opposiiion, prouve sûrement qu elles appartiennent au globe et non à l'atmosphère. Pourtant, les différences dans les détails observés au même instant par la même personne, au même instrument, dans les mêmes conditions atmosphériques, témoignent de variations certaines dans la transparence de l'atmosphère martienne. L'idée d'obscurcissements locaux provenant d'une condition nuageuse de cette atmosphère paraît suffisante pour expliquer les divergences, quoiqu'il ne soit pas facile de décider pour- quoi certaines formes seraient visibles à certaines époques et oblitérées ou grandement modifiées en d'autres temps. L'atmosphère de Mars s'est montrée en général bien transparente, mais de temps en temps les configurations sont devenues invisibles, certainement à cause de l'opacité temporaire de cette atmosphère, opacité qui n'est jamais comparable à celle des masses de nuages de Jupiter. L'effet dont on vient de parler n'était pas dû à un défaut de transparence dans notre atmosphère, car, en même temps que Mars était brumeux, Saturne, à une attitude moindre, était très net. Le fait a été observé plusieurs fois, notamment le 14 novembre. Un autre observateur anglais, M. John Brett, a présenté à la même séance (*) une série d'observations faites du 2 août au 8 octobre, à l'aide d'un télescope de 9 pouces de Browning, à l'extrémité sud de l'Angleterre, (•) MoiUhly Notices, t. XXXVllI, p. 58. 1877 sde t PRATT, JOHN BRKTT, ETC. ■ésuUals 110 sont lias encourageiin 2ib i Lizai'd. Ses résuUals im sont jias encourageants, ils soûl plutôt con- tradictoires. Le disque de Mars s'est toujours montré beaucoup moins net que Jupiter et Saturne : c'est un « mauvais objet télescopique » : bad telescopicobject. L'observateur pense que l'atmosphère de la planète est tellement opaque qu'elle empêche de rien distinguer exactement, si ce n'est vers le centre du disque. Il la compare avec celle de Jupiter et pense que celui-ci n'a pas d'atmospbèrc proprement dite. « Le disque de Mars est très blanc sur ses boi-ds : preuve d'épaisse atmosphère. Jupiter est, au contraire, plus bril- lant dans sa région centrale que sur ses bords : preuve opposée. Il doit être liquide et demi transparent jusqu'à une grande profondeur au-dessous de BU surface ; Mars, au contraire, est un corps solide, sa topographie générale étant permanente, avec une atmosphère considérable. Pourtant il na pas de nuages. Du 3 août au 8 octobre, l'auteur a observé la planète sans en découvrir un seul. Les princiiKiles taches ont été reconnues. Ce ne sont pas des mers, car elles donneraient nécessairement naissance à certaines éva- porations, par conséquent à des nuages. Qu'un hémisphère entier puisse être tout à lait dépourvu de nuages pendant plus de deux mois, c'est fatal à rbï^pothèse des mers. Personne ne peut prétendre que l'atmosphère de Mars ne soit pas assez dense pour soutenir des nuages, car celte densité saute aux yeux, s .\insi parle M. John Brett. Et les neiges polaires? i Les taches blanches des pôles, dit-il, sont généralement regardées comme des neiges, maïs il y a une ou deux objections contre cette assimilation, outre l'absence de nuag^ pour les former. D'abord, la tache polaire australe, actuellement en \-ue, est entourée d'une teinte sombre, qui est du même ton qu'une prétendue mer qui la continue jusqu'à l'équaleur, et dont elle n'est séparée par aucun détroit. Donc, si la tache blanche est de la neige, elle repose sur la mer ou sur une île polaire. » L'auteur ne peut pas l'admettre, et remarque en même temps que cette tache blanche polaire est vue très souvent non pas sur le globe même, mais au-dessus de lui. On attribue cet effet à l'irradiation, mais la distance est trop grande pour être ainsi expliquée, et, de plus, celle suspension blanche porte ombre i l'Est lorsque la planète a passé son opposition, comme on le voyait notamment le 28 septembre à 9S mcilleure|soiréc de l'année. «Ce n'est pas de la neige, mais un nuage énorme, qui se forme au seul endroit de la planète où ii puisse s'en former, au pôle. C'est la seule région asse» froide pour condenser de la vapeur, car le rrsic de la piancle est très chaud. * Voilà assurément du nouveau, et nous avons déjà vu que plusieurs obser- vateurs semblent accepter ces conclusions. Maiii toutes ce:* assertions sont 286 LA PLANÈTE MARS. discutables, et il n'est môme pas difficile de les renverser. D'abord, il n'es pas exact que l'atmosphère de Mars soit d*une telle opacité, car, au contraire, presque tous les observateurs s'accordent à reconnaître sa transparence. Elle est incomparablement plus limpide que la nôtre. A la distance de Mars, et dans les mêmes conditions, il serait impossible de distinguer sur la Terre autant de détails que sur Mars, même par les journées les plus pures. L'absence absolue de nuages est également une erreur. Sans doute, ils sont très rares; mais il nous a suffi de comparer les excellents dessins de Lockyer et de Green, dès 1862, pour reconnaître leur existence et leurs mouvements. La vapeur d'eau, dont la présence dans l'atmosphère de Mars est démontrée par l'analyse spectrale, s'y condense moins en nuages que sur la Terre, mais elle jette parfois un voile qui empêche de distinguer de vastes contrées, et il n'est pas douteux qu'elle ne produise les taches polaires, qui, quoi qu'en dise l'auteur, ne planent pas au-dessus du niveau du globe, mais semblent parfois, par l'irradiation, former une protubérance sur le disque, parce qu'elles ont la blancheur de la neige. Ce que M. Brett prend pour la densité de l'atmosphère martienne, c'est l'effet de la présence de la vapeur d'eau, qui exerce une action absorbante très marquée dans sa plus grande épaisseur, sur tout le contour de la pla- nète. L'auteur ajoute que tous ces faits sont contraires à l'opinion que Mars puisse être habité. Pendant que les observations précédentes avaient lieu en Europe, un autre observateur zélé, M. Hirst, étudiait la planète à Sydney (Nouvelle- Galles du Sud) et en prenait un dessin soigneusement exécuté à l'aide d'un télescope de 10 pouces ^. L'auteur remarque que c'est seulement vers le milieu d'août que les configurations géographiques sont devenues bien nettes, soit à cause de notre atmosphère, soit à cause de celle de Mars (*). A l'Observatoire de Moscou, M. Bredichin a observé l'opposition de Mars au point de vue de la parallaxe solaire. Nous n'avons pas à parler ici de ces mesures de positions, mais, le 6 septembre, l'auteur a pris un dessin (*) qui montre surtout l'éclatante blancheur de la tache polaire et laisse deviner la mer Maraldi sous forme d'une envergure d'ailes. Nous avons vu plus haut les observations faites en Belgique par M. Terby. On peut leur ajouter celles qui ont été faites à Malines par M. Bernaerts (') à l'aide d'une lunette de 9'^'° d'ouverture, et qui sont accompagnées de (*) Monthly Notices of thc royal aslronomical Society, décembre 1877, p. 5S. (•) Annales de VOhàervatoirc de Moscou, t. IV, 1878. (') Bulletin de V Académie de Belgique, 1878, 1. 1, p. 33. 1877 BERNAERTS, IIARTWIG, SCIIUR, ELLERY, ETC. 287 dessins. Le point le plus intéressant de ces croquis est qu'ils font commu- niquer les mers ZôUner et Lambert avec la mer polaire australe, comme on le voit sur notre carte de la page 69. Le diamètre de la planète a été Tobjet de nouvelles mesures, notamment à rObservatoirc de Strasbourg, par M. Hartwig (*). Cet observateur a trouvé : Diamètre équatorial 9%421 dbO',012. Diamètre polaire 9 ,300 ± 0 ,022. Aplatissement .j\. A l'Observatoire de Breslau, M. Schur a trouvé, pendant la même opposi- tion: Diamètre équatorial 9',262 ± 0*,016. Diamètre polaire 9 .168 ± 0 ,018. Aplatissement ^. L'ensemble [des mesures d'Arago, Bessel, Kaiser et Main, combiné avec les précédentes, donnerait pour le diamètre moyen, à la distance 1 : 9'', 352. Pendant la même opposition, à l'Observatoire de Melbourne (Australie), M. EUery a fait une série de mesures des diamètres polaires et équatoriaux de Mars (*). Résultat assez bizarre : tantôt le premier est plus petit que le second (ce qui devrait être constant), et tantôt il est plus grand. Exemples : 27 août. Diamètre polaire = 24*, 185; Diamètre équatorial = 24', 550. 29 » » 24,918; » 26,488. 30 » » 25,172; » 25,082. 6 sept. » 25,602; » 25,287. A son observatoire de 0 Gyalla en Hongrie, M. de Konkoly a fait de son côté une série d'observations intéressantes (') et a publié notamment 15 dessins pris du 19 octobre au 16 novembre, étude qu'il a continuée pendant les op- positions suivantes. Les principales configurations géographiques y sont reconnaissables, sauf les variations d'aspects, dues surtout sans doute aux observateurs, auxquelles nous sommes accoutumés. A l'Observatoire de Prague, M. Wcinek, auquel on doit de si charmants dessins des cratères lunaires, a pris trois vues de Mars, les 8, 31 et 29 sep- tembre, qui n'offrent, remarque assez étrange, aucun détail intéressant, quoique l'instrument ait été un équatorial de 8 pouces, armé d'un grossis- sement de 192, et que l'observateur soit des plus habiles (*). (*) Untersuchungen ûbcr die durchmeeser des planelen Venus und Mars. Publ der Ast, Gcscllschaft. Leipzig ; 1879. (') Monthly Notices, t. XXXVllI, 1878, p. 409. (') Beobachtungen angestellt an astrophysikalischen Observalorium in 0 Gyalla in Ungari, I. Bond, 1878. (♦) Dcrichtc der K. Sachs. Gesellschafi der Wissenschaften, 15 déc. 1877. 288 LA PLANÈTE MARS. A rObservatoire de Gottingue, M. Bœddiker, qui depuis a poursuivi ses études à TObservaloire de Birr Castle en Irlande, a observé l'opposition de 1877 et pris dix vues de la planète (*). Nous regrettons de ne pouvoir publier tous les dessins. Ils ont chacun leur valeur, sans contredit, mais il nous paraît indispensable de concentrer toute celte monographie de Mars en un seul volume, et déjà le cadre devient bien resserré ! Nous tenons à signaler tous les travaux, tous les documents qui sont parvenus à notre connaissance, lors même que nous ne pouvons pas les utiliser entièrement. Il faut avouer, du reste, que l'opposition de 1877 a été, comme on pouvait s'y attendre, particulièrement féconde, et qu'un certain nombre de dessins se répètent inévitablement. Remarquons encore deux dessins de M. Klein, à Cologne, pris les 27 sep- tembre et 24 octobre, publiés dans la Revue astronomique allemande Sirft/5. En France, plusieurs observateurs amateurs nous ont envoyé un assez grand nombre de croquis, parmi lesquels nous signalerons principalement ceux de M. E. Du val, agriculteur à Saint-Jouin (Seine-Inférieure) (*). Nous pourrions encore signaler les travaux de Dreyer ('), Grover (*) avec six dessins de septembre et octobre 1877, Lamey (*), Fcrgola (*), Lind- stedt ('), etc. Ils n'ajouteraient aucun document important aux précédents. Les deux derniers consistent seulement en observations de positions au cercle méridien, avec des étoiles de comparaison. LXXXIX. 1877. — ScHiia»ARELLi. Observations, cartes et étude générale. Nous arrivons ici au plus grand travail que Ton ait effectué sur la planète Mars. L'illustre directeur de l'Observatoire de Milan, aussi habile dans les ob- servations que dans le calcul, auquel la Science doit plus d'une brillante découverte, notamment celle des orbites des étoiles filantes et de leur assi- milation aux orbites cométaires, s'est engagé, relativement à la planète Mars, dans un travail des plus heureux et des plus féconds, qui éclipse, pour ainsi dire, tous ceux de ses devanciers. Chaque période d'opposition, depuis cette fameuse année 1877, a été mar- (') Verôffentlichungcn von der KonijL Slernwarte zu GultuKjen, 1877. ('; Ils ont été publiés dans le journal hebdomadaire La Nature, déc. 1877, p. 80. (') Tlie aspect of Mars in 1877, Ast. Nach., t. XCIII, 1878. (*) English Mechanic, t. XXVI. 1878. (*) Considération sur un essaim d'astèroïtlcs autour de Mars. Autun, 1877. (•) Osservazioni di Marti. Naples, 1879. (') Beobachtungcn des Mars, Lund, 1878. 1877 SCHIAPARELLI. — OBSERVATIONS ET TRIANGULATION. 280 quée par des recherches considérables de la part de 1 eminent astronome. Nous exposerons ici celles de l'année 1877, que l'auteur a rédigées lui- même en un ouvrage spécial (*). Ces observations ont été faites à l'aide d'un excellent équatorial construit par Merz, de Munich, de 0'°,2i8 d'ouverture et de 3", 25 de distance focale. Le grossissement employé a été celui de 322 ; seulement en janvier', février et mars, la planète étant très réduite par la distance (de 30" à 5'), on a em- ployé celui de 468. En commençant ces observations, l'auteur ne s'attendait pas à les pousser aussi loin ; mais les résultats obtenus ont été si encourageants, les conditions atmosphériques restèrent si favorables, qu'il se lança avec plaisir dans ce grand travail. L'œuvre de M. Schiaparelli, en 1877, se divise en cinq sections : 1* nou- velle détermination de la direction de Paxe de rotation ; 2** triangulation topographique des points fondamentaux de la surface de Mars; 3* description des diverses régions de l'hémisphère austral et d'une partie du boréal; 4® la lâche polaire australe ; S'' l'atmosphère de Mars. Nous allons examiner avec soin tout cet ensemble. Il était important de commencer par connaître exactement la direction de l'axe de rotation de la planète. L'auteur a pris comme base d'approxima- tion la direction déterminée par Oudemans, d'après l'observation des taches polaires australe et boréale de Bessel en 1830, 1835 et 1837 (*). Celle déter- mination donne, pour 1834 : Ascension droite : 317"» 34'; Déclinaison : h- 50* 5'. La variation annuelle due à la précession terrestre est de -h 0', 485 et -4- 0',247. Les coordonnées pour 1877 deviennent donc : Ascension droite : 317*55'; Déclinaison : -h bO^lô'. L'origine des longitudes géographiques a été placée au point a de la carte de Béer et Madler, à la baie du Méridien, comme l'a adopté notamment M. Marth. qui, à chaque opposition, depuis 1875, prend soin de calculer les éphémérides des aspects quotidiens de Mars ('). La graduation des longi- tudes est faite de la gauche vers la droite, — pour le disque vu dans une lunette qui renverse les images et montre la planète le Sud en haut, — (*) Osservazioni astroiiomiche e fisiche sulC asse di rotazione e sulla topografia del pianela Marie. Reale Accademia dei Lincei, Un vol. gr. in-8 de 136 pages et plan- ches. Rome, 1878. (0 .Ulronomische Nachrichten, n*838. Voy. plus haut, p. 12Î. {') Yoy. Monihly Notices, 1875, p. 305; 1877, p. 301, etc. Flammarion. — Mars, 11> 290 LA PLANÈTE MARS. cest-à-dire de TOuesl à l'Est pour l'observateur qui regarde Mars, ou de l'Est à rOuest pour un habitant de Mars, autrement dit encore, les longitudes vont en croissant du bord précédent au bord suivant. Pour calculer la longitude aréographique du point central du cirque, M. Marth adopte 88642,7 secondes de temps solaire moyen terrestre pour la durée d'une rotation complète de Mars relativement aux étoiles. C'est ce que M. Schiaparelli adopte également. 66 observations de la position de la tache neigeuse {macchia nevosa) ont donné, pour la position du point austral de l'axe de Mars vu de la Terre : 164°, 90, pour la date du 27 septembre, à 0'' de Greenwich, qui correspond à la moyenne des observations. En adoptant le diamètre polaire déterminé par Kaiser (9'',387i et 8", 80 pour la parallaxe horizontale équatoriale du Soleil, on trouve qu'un degré d'arc de grand cercle du globe de Mars équivaut à 0%533 de Téquateur ter- restre, soit à 59 kilomètres. L'erreur probable de la position obtenue pour la neige polaire est d'environ 7 kilomètres. L'auteur conclut que les angles de position de la tache polaire pris pendant une opposition seule de la pla- nète ne suffisent pas pour une détermination précise de Taxe, et a remis cette vérification précise à l'opposition suivante, de 1879. tkianCtUlation aréographique des points fondamentaux. Les observateurs avaient déclaré jusqu'ici qu'il était impossible de me- surer au micromètre les taches du globe de Mars. Telle n'est pas l'opinion de l'auteur. Il pense que, lorsque le diamètre de la planète n'est pas in- férieur à 20'', on peut prendre des positions au micromètre, et que l'erreur probable ne dépasse pas un degré d'arc de grand cercle. Voulant donc établir la topographie de Mars sur une base exacte, l'astro- nome milanais a suivi les principes de la topographie terrestre. Il a choisi un certain nombre de points distincts et faciles à reconnaître, distribués sur l'ensemble de la planète, et les a pris comme réseau fondamental pour y in- terpoler tout le reste. La détermination du lieu aréographique d'Un point de la surface s'obtient en notant le moment auquel ce point traverse le méridien central, et en im surant en cet instant au micromètre la distance qui le sépare du centre du disque. Il est facile ensuite de traduire en longitudes et latitudes. Les points ainsi mesurés micrométriquement sont au nombre de 62. Nous les avons inscrits au Tableau suivant, avec les noms nouveaux que M. Schia- parelli leur a donnés. SCHIAPARELLI. - OBSEU VATIONS ET TRIANGULATION. -'■■ Ddnomlnition Lon|ci(ni1e LiUtuile. 1 Vertice d'Arjn o-,00 - 4- ,56 ï Seconde corno del golfo Sabeo 3,51 — 2,37 3 Istmo della Terra di Dciicalionc 17,82 — 2.53 i Ombra dell'istmo slesso . . 17.83 ■■ 4,56 5 (iolto délie l'erle, bocca dell'lndu . . . . 23,59 —4,90 6 Bocca deiridaspc 27,38 -.- 4 ,4| 7 Capo degli Aromi 38,40 -^ 8^30 8 Capo délie Ore in Argyrc 39 ,78 + 39 ,38 8 Capo délie Graiie in ArRyi'i: al ,86 -i- 53 ,84 10 Golfo dell'Aurora, bocca del Gange, . . &5 ,74 -i- 2,32 11 Punta deli'Aurea Gherso . 61 ,49 -:- 25 ,26 12 Primo punto di Thaumasia 66 ,36 -i- 23 ,79 13 Confluente del Ghrysorroas col ISilu 84 ,16 — 18 ,88 14 Lago del Sole, centre 90 ,24 -t- 35 ,2S 1 j Lago della Fenicc, centro 106 ,45 t- 19 ,42 16 Uocca del Fasi 106 ,93 -^ 41 ,88 17 Colonne d'Ercolc, bocca eslerna.. ... ,. 119,81 -41,88 18 Genlro d'Icari.T . 119,92 -37,86 19 Primo punto del Mare délie Sirène. ... 131 ,37 -;- 31 ,32 30 Primo punto di Thyle 1 134,13 v C5 ,08 31 Colonne d'Ercolc, bocca interna. .... 138,02 22 Centro di Thyle J 151,86 +65,08 Ï3 Base australe il'Atlantide !•• , 159.80 -+-37,54 31 Primo punto del Mare Cimmerio i05 ,80 4-37,49 23 Golfo de] Titani 171 ,34 -,. 16 .17 26 Ultimo punto del Mare délie Birenc- 176 ,53 -t- 25 ,34 27 Stretto d'Clisse, meiïo 187,08 +74,08 28 Punto della riva australe dcU'Uteano. . 188 ,15 — 7 ,13 29 Fiumodei Lesirigoni, boccasuirOceano. 200,19 — 4,50 30 Golfo dei Lostriffoii , ultimo seno 301 ,79 -i- 18 ,01 31 Scamandro, bocca sul Mare Croniu 302 .52 +55 ,41 33 Scamandro, punto di raezio 202 ,57 -h 18 ,98 33 Fiume dci Ciclopi. bocca sull'Oceanu. .. 205 ,05 — 15, 77 31 Base australe d'Esperi a 311,10 35 Capo boréale di Thyle 11 . 221 ,61 h- 62 ,28 36 Centro di Thyle II 253,53 +69,93 37 Golfo dei Ciclopi... 321 ,98 + 12 ,43 38 Primo punto del Mare Tirreno.. .. .226 ,11 + 37 ,8t 39 Centro d'Esperia 231 ,62 -^ 33 ,79 40 Bocca australe délie Xanto. - 234,11 +51,13 41 Ultimo punto del Mare Gimmerio,., . 238 ,87 + 9 ,85 il Esperia, base settcnlrionalc 250,38 -^13,32 43 Piccola Sirte 350 ,94 ■*- 6 ,24 44 Capo Girceo, iiiAusonia 266,59 +15,68 46 Punto della cosla d'Âusoniu 366 ,79 + 33 ,70 46 Lago Tritone 267,15 —30,38 47 Primo punlodeU'Ellade - - 270,74 +49,49 48 Lago MeriJi'.. 277 ,09 W B forcaziodr' d'Ausonia 283 ,32 + 13 ,33 50 ConglumioDO del Nepente col Hûo 386 ,25 "26 ,26 51 Gran Sirte et bocca del Nilo . . 290 ,45 — 17 ,0» 292 LA PLANÈTE MARS. N* Dénomination. Longitude. Latitude. 52 Punto più australe dcir Ellade -i- 57 ,99 53 Gentro deir Ellade 294,12 -r- 46 ,30 54 Punto più boréale deir Ellade -i- 30 ,38 55 Ultimo punto del Mare Tirreno 296 ,09 — 0 ,67 56 Ultimo punto dell'Ellade 315 ,07 -f- 14 ,08 57 Corno d'Ammone 318 ,32 -4- 10 ,40 58 Scilla e Garridi ' 324,17 -4-20,31 59 EUesponto, punto di mezzo 326 ,1 1 -+- 48 ,22 60 Primo punto délia Noachide 334 ,82 -f- 48 ,40 61 Bocca del Phison, nel golfo Sabeo 338 ,85 -4-5 ,05 62 Primo corno del golfo Sabeo 357 ,27 — 2 ,37 Ces noms sont, comme on le voit, tirés de l'ancienne géographie et même quelque peu mythologiques. Un grand nombre sont d'une euphonie fort agréable. (L'auteur e.xpose que ceux de la carte de Proctor lui ayant paiu insuffisants pour le nombre des détails comme pour les changements à apporter à sa carte, il a dû faire une nouvelle nomenclature x^our son usage personnel.) Le méridien initial a été nommé vertice d'Aryn « sommet d'A- ryne », en souvenir d'une opinion légendaire du moyen îige. La prétendue ville d'Aryne ou coupole du monde était supposée, dans les cartes du moyen âge, située juste à égale distance du Nord, du Sud, de l'Orient et de l'Occident ; elle était donc censée sur l'équateur et marquait un méridien central (*). C'est notre baie du Méridien, dont les deux pointes sont nommées première et seconde corne du golfe Sabieus, la première étant celle qui passe la pre- mière devant l'œil de l'observateur par suite du mouvement de rotation de la planète. Ce sens est également celui de la numération des degrés. A cause des circonstances atmosphériques, ce point zéro des longitudes de Mars n'a pu être l'objet que d'une seule mesure, et comme il est l'origine de ces longitudes, il pourrait y avoir une erreur constante dans la nu- mération des degrés, ce qui ne changerait rien d'ailleurs à l'exactitude des positions relatives. L'auteur se promet de vérifier plus tard ce point initial. Si l'on compare ce méridien zéro à celui de la carte de M. Green (p. 275), on remarquera entre les deux une différence de 7* : celui de M. Green passe à droite de la baie du Méridien; cette difTérence s'étend à toute la carte; comparez, par exemple, le 90", le 290% etc. Nous reproduisons ici (fig. 174) le planisphère de Mars, construit d'après la projection de Mercator, tel que M. Schiaparelli l'a donné dans son Mémoire (*) Voy. Saxtarem, Essai sur Vhistoire de la Cosmographie au moyen àgc, t. J, pp. 94, 368, et tome 111, p. 310. 294 LA PLANÈTE MARS. précité. On y trouvera les 62 points précédents. C'est là un travail tout à fait remarquable, et dont aucun des anciens observateurs de Mars n'aurait soupçonné la possibilité. Il a fallu, pour y réussir, une inébranlable per- sévérance, un œil excellent, une méthode d'observation rigoureuse et un bon instrument. Si l'on compare ce planisphère à notre carte de la page 69, on pourra assez facilement identifier les configurations géographiques. La mer du Sablier y devient la « Syrtis Magna », trop peu accentuée sur la carte de M. Schiapa- relli, sans doute parce qu'en 1877 elle était moins large et moins sombre que d'habitude. Le détroit d'Herschel II s'appelle « Sinus Sabœus », la mer circu- laire Terby s'appelle « Lac du Soleil », la terre de Kepler, « Thaumasia Fœ- lix », le continent Huygens. « Memnonia », la mer Maraldi, « Cimmerium Mare », la mer Hooke, « Tyrrhenum », etc., etc. Cette carte ne dépasse pas le 40® degré de latitude boréale, attendu qu'en 1877 la planète n'en mon- trait pas davantage. L'astronome italien Ta complétée dans les oppositions suivantes. Remarquons que l'auteur place TOuest à droite et l'Est à gauche, au lieu du contraire, qui est le sens de toute image céleste dans une lunette astro- nomique. Ces désignations se rapport<înt non pas à l'observateur terrestre, mais à un observateur qui serait sur Mars. Sur cette planète, comme sur la Terre, un point est à l'orient d'un autre quand il passe au méridien avant lui : Vienne est à l'orient de Paris et passe au méridien avant lui. Cette ma- nière de voir est très logique, seulement il faut la définir pour éviter tout quiproquo. Le bras de mer que nous appelons la Manche, sur notre carte, à l'extré- mité de la baie Christie, est très large, et a reçu le nom de « Ganges ». Les deux pointes de la baie du Méridien sont prolongées jusqu'à une mer australe par deux tracés qui ont reçu les noms de « Hydaspes » et de « Gc- hon ». Nous avons vu plus haut (p. 188) qu'en 1864, Dawes, convaincu qu'il y a là deux embouchures de grands fleuves, avait cherché ces fleuves sans parvenir à les découvrir. Non loin de là, on voit un autre grand canal, le Phison. Nous reviendrons plus loin sur ces curieux tracés et sur ces fameux tt canaux ». De ses nombreux dessins, faits surtout au point de vue des détails et ra- rement comme disques entiers, l'auteur a publié les quatre que nous repro- duisons ici (fig. 175), embrassant l'ensemble de la planète. Ils sont des 20 oc- tobre, 26 septembre, 18 septembre et 14 octobre, les longitudes du méridien central étant respectivement 18*», 85°, 181° et 298*. La latitude du centre est, en moyenne, de — 24". IS77 SCinAPAnF,LI.I — OBSERVATIONS ET CARTE. ?95 I.G second de ces dcBsiiis semble en conlradiclioii avec les cartes, en ce iju'il prôseolo un ajqiendice blanc à gauche de la lerre de Kepler qui en- toure ]c lac circulaire. C'était, écrit i'observaleur, une masse de nuées [. par M. Schlapartili, on is;;, éclairées, tina massa di nubi Uluminati' \']. Dans le premier dessin, le môme désaccord se montre pour la grande « île d'Argyre ... et l'explication est la même. L'auteui- arrive ensuite à la description générale de lu planôte. ,') Remarque intéressai! le, M, Greeii a observa un effet luwloijue le ÎH septembre Voij. p. 2T1). 296 LA PLANÈTE MARS. DESCRIPTION DE LA SURFACE DE MARS, M. Schiaparelli commence par faire remarquer que, lorsqu'il s'agit d'in- scrire rapidement ce que l'on observe dans une lunette, l'important est de ne pas perdre de temps en périphrases et que les désignations les plus courtes sont les meilleures. La ressemblance des aspects à ceux de la géo- graphie terrestre fait tout naturellement inscrire les noms usités dans le langage habituel, tels que île, isthme, détroit, canal, péninsule, promon- toire, etc. Mais ces désignations « ne font rien préjuger sur la nature des taches et sont un simple artifice pour aider la mémoire et abréger les des- criptions. » L'auteur ajoute : « Nous parlons de la même façon des mers lunaires, que nous savons fort bien n'être pas de véritables mers. » Jusqu'ici, l'observateur ne se compromet pas. Mais il est, avec raison, selon nous, plus explicite un peu plus loin. Quelle est son opinion précise? La voici : € Sur la nature des taches sombres, on peut faire un nombre infini d'hypo- thèses plus ou moins arbitraires. Pourtant, nous n'en voyons que deux qui puis- sent se soutenir par une analyse suffisante, et, sur ces deux, il n'y en a qu'une qui donne une explication plausible de tous les faits observés. » La première, qui assimilerait les taches de Mars à celles de la Lune, fait supposer la surface de la planète entièrement solide : la variété des tons pro- viendrait de celle des matériaux constitutifs de cette surface. Une telle hypothèse, quoique non entièrement impossible, ne réussit pas à expliquer les faits obser- vés, à moins qu'on ne la complique d'autres hypothèses subsidiaires plus ou moins bizarres. L'existence des neiges polaires, dont la probabilité confine à la certitude, celle des brumes et des nuages, prouvent que, dans l'atmosphère de Mars, il y a une circulation météorique, que des vapeurs s'élèvent en certaines régions et se condensent en d'autres. On ne comprendrait pas que cette circu- lation se fît exclusivement en haut, sans que la surface de la planète y prît part. Si les vapeurs de Mars se condensent en cristaux en certains lieux, en d'autres elles doivent se condenser sous forme liquide. Ces condensations liquides, à moins de supposer que la surface de la planète soit exactement une surface équipotentielle, doivent se réunir dans les lieux les plus bas et donner naissance ou à des mers ou à des lacs plus ou moins étendus. Les voies par lesquelles ces condensations liquides se rendent à leurs réservoirs ne peuvent être que des ruis- seaux ou des fleuves, de cours régulier ou intermittent. Tout ce système, il est vrai, pourrait être caché ou souterrain, comme la circulation de l'eau dans les déserts de l'Afrique ; ou encore les lacs en question pourraient être très petits et invisibles d'ici, et, en définitive, le mécanisme de la circulation des vapeurs atmosphériques pourrait être inobservable. Tout est possible; mais les supposi- 1877 snHiAPARELLî. — obsbuvationr et carte. tiens Uevienuenl inutiles du moment que, sur la pJanèle, on voit iliss «pjiurences précisément semblables a celles que présenterait à un observateur placé sur Mars la circulation des vapeurs de l'atmosphère terrestre. • Ce raisonnement, publié par M. Schiaparelli en 1878, e3t du même ordre que celui que l'on peut lire dans la première (îdition des Terra du Ciei( 1876. p. 429). Et comment pourrait-il en Cire autrement ? L'analogie osl trop évi- dente ici pour ne pas être notre guide, tout eu nous gardant de toute con- clusion trop étroite, trop « géomorphïquc », pourrions-nous dire. Noua demanderons à no.s lecteurs la permission de reproduire ce passage. a La météorologie martienne est une reproduction très ressemblante de celte iIp la planète que nous habitons. Sur Mars, comme sur la Terre, en effet, le Soleil est l'agent suprême du mouvement et de la vie, et son action y détermine des rtisultats analogues à ceux qui existent ici. La cbaluur vaporise l'oau des mers et rélève dans les hauteurs de l'atmosphère; cette vapeur d'eau revêt une forme visible par le même procédé qui donne naissance à nos nuages, c'est-à-dire par des différences de température et de saturation. Les vents prennent naissance par ces mêmes différences de température. On peut suivre les nuages, emportés par les courants aériens, sur les mers et les continents, et maintes observations ont, pour ainsi dire, déji photographié ces variations méliîoriquos. Si l'on ne voit pas encore précisément lapiuie (omber sur les campagnes de Mars, on la devine du moins, puisque les nuages se dissolvent et se renouvellent. Si l'on ne voit pas non plus la neige tomber, on la devine aussi, puisque, comme chez nous, le sol- stice d'hiver y est entouré de frimas. Ainsi il y a là, comme ici, une circulation atmosphérique, et la goutte d'eau que le Soleil dérobe à la mer y retourne après être tombée du nuage qui la recelait. 11 y a plus; quoique nous devions nous tenir solidement en garde contre toute tendance à créer des mondes imaginaires à l'image du uotrc, cependant celui-là nous présente, comme dans un miroir, une telle similitude organique, qu'il est difQcile de ne pas aller encore un peu plus loin dans notre description. » Eu effet, l'existence des continents et des mers nous montre que cette planète a été, comme la nôtre, le siège de mouvements géologiques intérieurs qui ont donné naissance à des soulèvements de terrains et à des dÙ-pressions. II y a eu des affaissements et des soulèvements modiflant la croilte primitivement unie du gtobe. Par conséquent, il y a des montagnes ot des valhïes, des plateaux et des bassins, des ravins escarpés et des falaises. Comment les eaux pluviales retour- nent-elles à la mer? Par les sources, les ruisseaux, les rivières et les fleuves. La goutte d'eau tombée des nues traverse, comme ici, les terrains perméables, glisse sur les terrains imperméables, revoit le jour dans la source limpide, gazouille dans le ruisseau, coule dans la rivière, et descend majestueusement dans le fleuve jusqu'à son embouchure. Ainsi, il est difficile de ne pas voir sur Mars des Bcènes analogues à celles qui constituent nos paysages terrestres : ruisseaux 4 298 LA PLANÈTE MAKS. courant dans leur lit de cailloux dorés par le soleil ; rivières traversant les plaines ou tombant en cascades au fond des vallées; fleuves descendant lentement à la mer à travers les vastes campagnes. Les rivages maritimes reçoivent là, comme ici, le tribut de canaux aquatiques, et la mer y est tantôt calme comme un mi- roir, tantôt agitée par la tempête. » Nous n'avons reproduit ce passage que pour montrer Taccord des deux raisonnements. Pour notre part, nous continuerons à penser que les taches foncées du globe de Mars représentent des mers. Nous verrons plus loin ( 1 879 j que M. Schiaparelli a changé d'avis et est redevenu fort sceptique à cet égard. Mais continuons Texposé de l'œuvre de cet éniinent observateur. Il arrive ensuite à Texamen des mers et rapporte la variété de leurs tons à la profon- deur, les plus profondes absorbant davantage la lumière solaire et devant nous paraître plus sombres, les moins profondes laissant transparaître leur fond à travers leur épaisseur. La nature du liquide et celle des matières qu'il peut tenir en suspension peuvent aussi avoir leur influence. « Sans faire aucune hypothèse spéciale sur la nature de ces liquides, la variété de leurs tons peut s'expliquer simplement par des différences de profondeur, de transpa- rence et de constitution chimique. )^ a La salure diff'érente des mers terrestres détermine, ajoute l'astronome de Milan, de grandes diff'érences de teintes dans ces mers. Plus l'eau est salée, plus elle est sombre. En général, la salure des mers terrestres décroît avec la latitude, en raison de la moindre évaporation et d'une plus grande précipita- tion, et c'est ce qui explique que les mers polaires sont plus claires que les équatoriales. C'est ce qu'a montré Maury, à propos du contraste des eaux du Gulf-Stream avec l'Atlantique, du vert clair de la mer du Nord et des mers po- laires, de l'azur sombre des mers tropicales et de l'océan Indien. Il en est de même sur Mars. Là aussi, la mer polaire est de couleur moins sombre que celles de la zone torride, et les mers de la zone tempérée ont une teinte intermédiaire. Tout cela nous conduit à assimiler les mers martiennes aux mers terrestres. « Et l'auteur ajoute encore : « Le réseau compliqué de lignes sombres qui réunissent entre elles les taches que nous regardons comme des mers, est un autre argument en faveur de la môme hypothèse. Ces lignes doivent leur couleur à la même cause que celle des mers, et ne peuvent être que des canaux ou des détroits de communication. Leur élargissement à leur embouchure est toute naturelle dans cette explication. Rien d'analogue à ce réseau ne se voit sur la Lune. Si c'étaient là des matériaux diversement colorés, il faudrait chercher comment une telle distribution réticulée a pu se produire. » On voit donc, dit encore M. Schiaparelli, que l'hypothèse d'une constitution Ifi77 sr.iirAPABEi.Lr. — observations et carte. 299 mai'lliaic e! continentale de la. surface de Mars est douée de la plus graude pri>- babilité. Elle deviendrait presijue une certitude si l'on réussissait A affirmer d'une miiiiièro indubitable la disparition nielle de l'émissaire oriental du lac du Soleil. Ce canal, qui a été vu par MadJer en 1830, par Kaiser. Lockyer, Rosae et I.assell en 1862, ainsi que par Kaiser et Dawes en ISGfl, n'a pu être retrouvé en 1377, maigrie les recherches les plus diligentes, qui oat conduit h découvrir des détails bien plus minutieux. Si cette variation est constatée dans l'avenir, il sera dinicile de trouver une explication plus simple et plus oatu relie qu'un changement do rtî^itne hydraulique en cette région, analogue saus doute à ce qui est arrivé en Chine dans le cours du fleuve Jaune, n Le lecteur a certamement deviné qu'il s'agît ici de ce que nous pourrions appeler la queue de la poire dans les dessins suivants : page 107, fieer et M.ldler, au point il de l'hémisphère de gauche ; page 15] , Lockyer, fig. 89 et 90; page 162, id., fig. 104; page 166, lord Rosse, fuj. 3; page 177, Kaiser. fig. 115; page 186, Dawes, fig. 119 et 120, c'est-A-dire de l'appendice de la merTerby, lequel n'a pua élii représenté sur notre carte de la page 69, parce que noua le considérons précisément comme essentiellement variable. En 1879, M. Schiaparelli l'a retrouvé : il élait redevenu visible, il lui a donné le nom de n canal du Nectar «. En 1877, M. Greena signalé là un petit lac (tio;/. p. 21%, fig. 1C8 a), auquel il a donné le nom de •- lac Schi;iparelli «. Il croit que ce petit lac, formant un point intermédiaire entre l'océan de la Hue et la merTerby, fait croii'e, par des images indécises comme elles te sont le plus souvent, à un canal réunis- sant les deux mers. Pour nous, il se passe là des ckangemeiUs certains d'une année à l'autre, et l'explication bas6e sur des variations liquides est justifiée. Reprenons l'œuvre de l'astronome italien. Il y a sur Mars des régions de teintes intermédiaires entre les mers sombres et les continents clairs. Que représentent-elles ';' > 6i l'un regarde les taches de Mars comme de simples colorations d'un sol solide, ces variétés de tons ne demandent aucune explication particulière. Le règne minéral et également le règne végétal peuvent offrir toutes les gradations de tons et toutes les colorations possibles. Mais, si nous attribuons cotte variéh: de clair-obscur à des couches liquides, nous trouverons uno explication plus na- turelle et plus instructive des faits observés. Il nous suffira, pour cela, de consi- dérer le ton comme proportionnel à l'absorption des rayons solaires par la couche liquide, et, dans co cas, tes réglons grises dont il s'agit seront des bancs sous- marins ou des bas-fonds. On voit sur la mer Erytrée les nuages se condenser ià de préférence, ce qui s'accorderait avec une température plus basse, duc précisé- ment à des bas-fonds ou A des bancs. I.'isthme de l'IIcspérie. & l'endroit où la mer 300 LA PLANÈTE MARS. Tyrrhénienne et la mer Cimmérienno sont le plus rapprochées, doit laisser place à une communication possible entre les deux mers. » Il s*agit ici de l'isthme de Niesten, au point teinté sur notre carte de la page 69. Il y a probablement là, presque toujours, une légère couche d'eau, et quand on la voit obliquement, elle paraît plus foncée que quand on la voit de face. Quant à la profondeur de ces mers, M. Schiaparelli rappelle que, d'après les expériences du P. Secchi dans la Méditerranée, un objet môme très blanc cesse d'être visible à une profondeur de 60 mètres. Cependant, d'après M. de Tessan, à l'extrémité australe do l'Afrique, le banc des Aiguilles paraît atté- nuer la sombreur des eaux, quoiqu'il soit à 200 mètres au-dessous de la sur- face. L'épaisseur de l'eau sur les bas-fonds martiens dont nous parlons doit être très petite, ainsi que dans les canaux. L'atmosphère est parfois voilée; elle paraît généralement plus claire quand le Soleil atteint sa plus grande hauteur pour une localité donnée. Quelquefois le voile est si épais que l'on ne distingue plus rien à travers. Les nuages ont pour effet de blanchir les régions au-dessus desquelles ils planent. Si donc on voit dans une région donnée une teinte sombre, puis une teinte claire : dans le premier cas, c'est la surface de la planète que l'on a eue sous les yeux; dans le second, c'est une couche de nuages ou de brouillards. Entrons maintenant dans les détails de la géographie de Mars. Continent Beer=- (h^and diaphragme^ contenant Aeria, Arabia^ Corne d'Ammon, (11 est nécessaire, pour suivre ces détails de l'aréographie, de placer devant * soi notre carte de la p. 69 et la carie précédente de M. Schiaparelli.) C'est la plus vaste étendue claire continue qui existe sur le globe de Mars. Pendant toute la durée des observations, de septembre 1877 à mars 1878, il a été impossible d'y découvrir une seule tache. La Corne d'Ammon (57 de la triangulation) correspond au cap Banks. Le rivage de la mer du Sablier et du détroit d'Herschel II est net et sans dentelures frappantes; les mers sont sombres, probablement profondes. Détroit d'Herschel II ~ Go//(? Sabœus. Phison, Baie du Méridien, Hiddckel et Gehon. A l'opposé du continent Béer, la région qui s'étend au sud du détroit est non pas lumineuse, mais grise. C'est ce qui fait que ce détroit ne doit pas 1877 SCHIAPAUELLI. — ÉTUDE GÉNÉRALE. 301 être détaché comme sur les anciens dessins. Un petit golfe, la baio de Schmidt, reçoit un cours d'eau, le Phison, déjà aperçu par Kaiser le 22 no- vembre 1864 (voir plus haut, p. 176). M. Schiaparelli Ta vu s'étendant jus- qu'au Nil. On voit ensuite, à la Laie du Méridien, deux fleuves ou canaux, l'Hiddekel et le Gehon, le premier parallèle au Phison, le second coudé. L'Hiddekel a été découvert seulement le 28 février 1878, alors que la planète était toute petite et qu'on ne distinguait plus les deux pointes de la baie : ce n'est qu'au juger que Tobservateur a mis son embouchure à la première pointe. Cours incertain. La péninsule de Deucalion paraît être une terre sub- mergée ; elle n'a pas du tout l'éclat et la netteté du continent. Détroit Arago — Golfe des Perles, — Baie Burton = Bouches de l' Indus, Continent Hâdler — Clinjse, Hydaspe, Le détroit Arago est une mer assez sombre. Quand les images sont incer- taines et que Ton ne s'est pas sûrement orienté, on peut le prendre pour la mer du Sablier, ce qui est arrivé plus d'une fois. L'Indus. large fleuve, s'y jette, après être venu du Nil enfermant un coude. Ce cours n'a ])u être suivi jusqu'au Nil qu'à partit* du 24 février 1878, car auparavant ce continent était couvert de nuages; mais alors on Ta fort bien vu, quoique le diamètre de Mars fût réduit à 5'', 7. La péninsule de Pyrrha paraît une terre submer- gée, comme celle de Deucalion. Hanche = Gange, — Baie Christie — Golfe de l'Aurore. Il faut convenir que la nomenclature du célèbre astronome milanais est tout à fait euphonique et charmante, sans compter ses qualités d'antique érudition. Golfe des Perles, golfe de lAurore, lac du Phénix, Icarie, Champs Élysées, terres de Deucalion et de Pyrrha : que pourrait-on imaginer de plus gracieux. Pour notre part, nous souhaitons de tout notre cœur voir cette ingénieuse aréographie remplacer toutes les précédentes. Mais peut-être un grand nombre de ces légères configurations sont-elles essentiellement va- riables, diminuant même parfois jusqu'à l'invisibilité complète. Le golfe de l'Aurore est vaste et sombre; aussi a-t-il été représenté par la plupart des observateurs. Là, se jette le Gange, « l'un des canaux les plus larges et les mieux visibles de toute la planète. » L'auteur Ta vu en toute circonstance, depuis le 28 août jusqu'au 25 février. Il va jusqu'au Nil. C'est la Manche de notre carte. En 1858 (voy. p. 138), le P. Secchi l'a admirable- ment dessinée; il lui avait donné le nom d'isthme ou canal de Franklin. A droite de cet isthme, on voit un canal plus étroit, vertical, c'est-à-dire tracé dans la direction Nord-Sud, qui a reçu le nom de Chrysorrhoas, et qui 302 LA PLANÈTE MAttS. joint un cours d'eau non moins léger i'), tracé de l'Est à l'Ouest au-dessous du Lac circulaire ou mer Terby. Mer Terby = Lac du Soleil. Terres de Kepler et de Copernic —. Thaumasia. Nous arrivons à ce lac circulaire, que Ton a aussi comparé à un œil dont il formerait Tiris. Il est bien rond, écrit M. Schiaparelli en 1877, peut-être même un peu allongé dans le sens vertical. Le 30 septembre, le diamètre apparent de la planète étant de 21", 79, celui du lac était de 2"^ soit 10\5. Très foncé, surtout au centre. La teinte diminue de la région centrale vers les bords, mais non graduellement, par échelons. C'est Tune des plus cu- rieuses configurations géographiques de toute la planète. Un petit canal le rattache, vers la droite, au lac du Phénix. Un autre tracé, moins foncé, mais plus large, monte au Sud. Il a été impossible de voir là autre chose. (Cette région est le siège de variations considérables. Voir ce que nous avons dit plus haut, p. 243. Nous y reviendrons plus loin. Les tracés de M. Schiaparelli, intitulés : Nectaris fons, Juventœ fons, Aurea Gherso, Aga- thodaemon, Eosphoros, Chrysorrhoas, Lacus Phenicis, ne paraissent pas stables.) Terre de Jacob = Terre de Noc et Argyre, C'est une île qui paraît claire dans sa partie droite, et sombre dans sa partie gauche, comme si celle-ci restait constamment submergée sous une légère couche d'eau. Pourtant elle paraît quelquefois entièrement claire, comme le montre le dessin du 20 octobre 1877 (p. 295). Mais, en général, elle offre l'aspect représenté sur notre carte. L'observateur pense que, dans la région blanche, il y a souvent de la neige ou des nuages. Le dessin de Dawes, du 21 janvier 1865 [voxj. p. 187), représente cette île blanche, que Ton a appelée aussi « île neigeuse de Dawes. » Ile Phillips :=: Terre de Deucalion. Nous en avons déjà parlé tout à l'heure. Elle'offre l'aspect d'une péninsule submergée. « La terra di Deucalione, e tutti le altre simili, écrit l'auteur, siano continenti sottimarini, » selon toute apparence. Nous avons vti, dans presque tous les dessins anciens, cette presqu'île aussi blanche que le con- tinent auquel elle aboutit et le détroit d'Hcrschel, terminé par la baie du Méridien, se détacher nettement en noir sur ce fond clair. Sur la carte de Procter (p. 205), faite d'après les dessins de Dawes. la baie du Méridien ('} Et non moins variable, probablement. 1877 SCriIAPARELLI. - ÉTUDE GÉNÉUAI.E. 303 communique avec, le détroit Arngo. et fait de la région dont il s'agit une île complète (île Phillips). Il cd est do même des dessins de Secchi, de 1858 (p. 139), H. Terby paraît incliné à conclure que c'est là la vraie configura- tion, et que le rattachement de relie îlu au continent est une iMusion pro- duite par des nuages blanchissant ce passage. La terre doPyrrha est dans le mC-me cas. [Ne pourrait-il se faire que l'eau prît un iHat intermédiaire entre l'état liquide et l'état nuageui et se condensât au-dessus de la surface sous forme de nappes de brumes visqueuses, foncées, très denses?) M. Schiaparelli pense que toutes ces terres entourées d'eau doivent donner naissance à des vapeurs qui se condensent plus ou moins et dessinent leurs formes en blanc pour un observateur placé au loin, ces formes variant beau- coup, selon les diversités de la condensation et avec le vent. Pourtant il n'en a pas observé en 1877 dans tout l'hémisphère austral de Mars, excepté des nuées sur la terre de Jacob, Ile de Hall = Terre de Protic. C'est une île isolée dans l'océan de la Rue, presque sur la même latitude que la mer Terby. Nous l'avons vue sur les dessins et sur la carte de Grcen ' p. 275 et 278). Elle est plus rapprochée de l'équateur que l'île neigeuse de Dawes. Observations rai'es. M. Green l'a dessinée le 2 septembre à l''10" et gii 2Qm_ [,.^3 blanche ; M. Schiaparelli l'a vue le 2, octobre et le 4 novembre ; il pense que le 26 septembre et le 1 octobre il a observé, non l'île elle-même, mais son image météorique, une nuée blanche indiquant sa forme. Mer Schiaparelli — 'fer des Sirènes. Colonnes d'Hercule, Araxesr Lac du Phénix. On doit à l'habile astronome de Milan d'avoir apporté de nouvelles clartés dans cette curieuse région martienne. Jusqu'à lui, la mer qui porte aujourd'hui son nom était confondue avec la mer Maraldi. Ses observations l'ont définie avec précision. Cette mer se prolonge par deux bras étroits, l'un qui descend vers la gauche jusqu'au lac de Beasel, l'autre qui monte vers le Sud jusqu'à la mer Cottignez. Lu premier do ces deux bras porte le nom d'Araxes sur la carte de M. Schiaparelli, et, au lieu d'èlre recliligne, est sinueux (') ; le second [lorle le nom de Colonnes d'Hercule, le lac est nommé lac du Phénix. La pé- ) > Alla SU si quelque diangi ratura, dit-il, che e molto évidente, e coslituisce un caso piutosto è sparso il pianeta, ho posto parliculare attenzîone. » 11 y a eu là lenl. Voir plus loin les observations uitùricures^ 30i LA PLANÈTE MARS. ninsule de Lagrange s'appelle Icarie. Cette région est dessinée sur le croquis de Kaiser du 10 décembre 1864 (p. 177) ; mais le Phase est invisible. On la voit aussi sur un dessin de Lockyer du 18 octobre 1862 (p. 162). Le canal des Sirènes a été vu à dater du 18 septembre, mais la partie infé- rieure, plus large, était pâle et sans limites précises. L'auteur attribue cet aspect à des troubles dans l'atmosphère de Mars, qui paraît avoir été couverte de brumes assez longtemps. Le 6 janvier 1878, le diamètre de cette région de la planète étant réduit à 8'',2, ledit canal était beaucoup plus net que jamais, et cette netteté durait encore le 21 mars. L'auteur pense que le Soleil en arrivant à Téquateur (le 22 février) a dissipé les brumes. C'est possible. Mais, il est également possible que les canaux changent avec les saisons. Déjà nous avons vu que plusieurs autres canaux n'ont été bien évidents qu'en février. L'élargissement de ce canal, comme celui de TEosphoros, du canal des Géants, et celui des Titans, etc., est attribué par l'auteur à une division à l'embouchure, à des deltas, comme on le voit pour le Rhône, le llhin, etc. JDans ce cas, l'eau s'écoulerait là du Sud vers le Nord, de la mer des Sirènes vers le fleuve Océan : il y aurait une pente du Sud au Nord. Mer Maraldi - Mer Cimmérienne. Baie Huggins, Fleuve des Cyclopcs. Nos lecteurs connaissent cette mer depuis longtemps. La particularité la plus curieuse de cette région est l'existence du canal qui porte sur notre carte le nom de baie Huggins et sur celle de M. Schiaparelli celui de fleuve des Cyclopes. Ce nous paraît être aussi là l'une des configurations variables de la planète. Aux mois de septembre, octobre et novembre, on ne distin- guait qu'une ombre grise indistincte : l'auteur attribue cet aspect à l'atmo- sphère de Mars, alors, dit-il, assez nuageuse sur les terres équatoriales. Mais les 25, 28 et 30 décembre, le panai était vu très nettement, quoique le disque fût réduit à 9". Cette vision nette dura jusqu'à la fin des observa- tions. Ce canal descendait verticalement de la mer Maraldi, le long du 223* degré. Pour nous, il est plus oblique, et se rapproche du dessin de Dawes, du 1" décembre 1864 (p. 187), ou peut-être son cours est-il soumis à cer- tains changements. Mer Hooke. Mer Flammarion = Mer Tyrrhénienne. Petite Syrie, Ces mers succèdent à la précédente et nous conduisent à la mer du Sablier. La mer Hooke est plus foncée au nord qu'au sud. Entre la mer Hooke et la mer Flammarion, s'avance dans les terres un golfe aigu qui a reçu le nom de baie Gruithuisen et que M. Schiaparelli appelle Petite Syrte. Il y fait 1877 SC[IIA!'ARKI.M - ÉTUDE GÊNÈIIALE. "05 uljùLilii' lieux ilouves, le LéLliO et le Triton. Hniirs singuliers eldoiiteu^i. Très ilifficiles à distinguer. Non loin de là. on voit aussi le tleuve des Ethiopieus. Mer du Sablier = Grande Syrtc. Aï/. Libye. Nâpcnihcs. Lac Triton, Lac Mter'ts. C'est la région l;i plus anciennemenL connue de la planêle, et son premier jsin date, comme uous l'avons vu, de l'année 1659 (p. t6|. M. Schiaparelli a donné à la mer du Sablier le nom de Grande Syrte, qui nous parait moins heureux que ses autres dônominatioas. Il donne le nom de Ktl à sa 306 LA PLANÈTE xMAHS. région inférieure qui tourne vers la droite en un long canal, et qui. sur noire carte, s'appelle Passe de Nasmyth. A gauche de la mer du Sablier, vers la petite mer Main, Tob^ervaieur a dessiné un canal, le Népenthès, qui aboutit à un lac, le lac Triton, et porte en son milieu, comme un chaton de bague, un autre lac, le minuscule lac Mœris. Un autre fleuve, « très facile à distinguer », le Triton, va du lac de ce nom à la Petite Syrtc en décrivant une courbe gracieuse. La région conti- nentale entourée par ces eaux a reçu le nom de Libye. Cette région nous paraît soumise à des variations fréquentes et considérables, et sans doute à des inondations, surtout au nord, sur les places de la mer. Voyezles bords estompés de ces plages sur les dessins de Dawes, 26 novembre 1864 (p. 187), Kaiser, 28 décembre 1864 (p. 178), id., 22 novembre (p. 176), Lockyer, 3 oc- tobre 1862 (p. 157 et 158). La mer du Sablier est beaucoup plus étroite sur la carte de M. Schiaparclii que sur les dessins de Miidler, Secchi, Lockyer, Kaiser, Franzenau, etc. Nous pouvons en conclure que ses rivages sont également variables. Au-dessous du Népenthès, dans la « région d'Isis », qui est par elle-même très blanche, l'auteur a observé, le 14 septembre, un point aussi brillant que la neige polaire. Il lui parut former un carré de 1". 5 de côté ( environ 8° ou 480 kilomètres). Si c'était de la neige, on en devrait conclure à l'existence d'un groupe de hautes montagnes sur les rives occidentales du lac Triton. Terre de Cassini. Ile Dreyer — Ausonie, Japygie. L'astronome de Milan conclut de ses observations que sur Mars les nuées ont une tendance marquée à se former sur les terres entourées d'eaux. C'est à ce fait que l'on doit sans doute l'aspect si fréquent du détroit d'Herschel et de la baie du Méridien se détachant isolément comme un ruban sombre, la péninsule de Deucalion étant souvent blanchie par ces nuées. L'Ausonie devient sombre à la Japygie. Dans l'état normal, quand l'atmosphère de Mars est pure, ces régions se présentent comme sur le dessin du 14 oc- tobre 1877 (p. 295). Terro de Lockyer == Helladc. Fleuve Alphée. Région singulière aussi. Ile ronde, légèrement allongée du sud-esl au nord-ouest, dont le diamètre ne mesure pas moins de 30° ou de 1800 kilo- mètres. Coloration jaune comme les continents, mais parfois blancbe comme la neige. Celte île s'est montrée, en 1877, partagée du sud au nord par un canal auquel Fauteur a donné le nom de ileuve Alphée. IS77 SCHIAPAKKLLI. — ftlUDE GÈNÉRALK. M): Mer polaire australe. Si l'on fait abstraction des doux îles de Thulé. la calotlo polaire de Mars limitée au 60* parallèle de latitude austrah* est entièrement maritime. L'op- position de 1877 a été extrêmement favorable pour l'examen de cette région : l'axe était incliné, en octobre, de {\'r' seulement sur notre rayon visuel, de sorte quo toute la neige polaire est restée constanuuent en vue, entourée par la mer sombre. L'atmosplière a paru sans nua^^es. Tel est le résumé des observations géograpbiques. Ouclques mots encore, sur les neiges polaires. La position du centre de la neige polaire australe a été trouvée à : Longitude : 2î)',47; Distjiuoe au ])ùlo : r»*,!,'). M. Asaph Hall a trouvé, en même temps ( p. *283) ^onii) el .VI 1 . La moyenne des doux déterminations donne 25*\06 et 5\63. La moycmiK». des mesures Laites par Kaiser, Lockyer et Linsser en 18G2 avait donné LV,,")! eti^^G; en 1830, Bessel avait trouvé 21*», 55 etr)",59. M. Scbiaparelli conclut que, dans les divers solstices méridionaux de Mars, la taclie i)olaire australe, lors- qu'elle est réduite à son minimum, occupe toujours à peu près la mémo po- sition sur la planète. Sans doute y a-t-il là quelque bas-fond. La carte de l'hémisphère austral de Mars, construite par M. Schiajiarelli [/ig, 176) montre bien cette position de la calotte de neige triangulaire res- tant près du pôle. Ces neiges polaires ont varié de grandeur avec les saisons. Voici les observations : Date. Jours arant ou après le soUticc. Diaini'tre «le In nci^c polaire. DhU'. Juurs u%'aDt ou itpri's \n •oUticc. Diamètre . \ premier bord 5G40 5639 Bande ô du spectre de Brewster. ^ , i , m.^* r^.-r ( second bord 5G01 5717 , ,. ^ \ premier bord 5889 5887 Groupe de l.gnes vers D j ^^^^^^ ^^^^ ^^^^ ,^^^^ Faible bande. Milieu 0019 0022 Bande a. Milieu 6287 0287 0208 Très faible bande. Milieu 651 1 , ,. ., i premier bord 0544 0537 0544 Groupe de ligues vers C ^ ^^^^^ ^^^^ ^^^^ C587 0575 Très faible bande. Milieu 0095 Très faible bande (B?). Milieu 0852 .... 0895 Si nous comparons ces lignes d'absorption avec celles trouvées en 18G7 >(p. 213), nous constatons une correspondance remarquable. (•) Monthly Nolicest t. XXWlll, novembre 1877, p. 34-38. I8T7 MADNRER. - ANALYSE SPECTllAI.E. 30n De ces bandes, les trois plus marquées, la bande « et les groupes près ]) et C du spectre solaire, ont été observées eo mémo temps sur la Lune, qui était à la même hauteur au-dessus de l'horizon; mais elles étaient plus étroites sur la I,uno que sur Mars. On a essayé de reconnaître une ditTérence entre le spectre des taches sombres et celui des taches claires. Les taches sombres donnent un spectre beaucoup plus faible que le reste du disque, le conlrasle étant très marqué dans le rouge et le jaune et moins dans le violet. On n'a remarqué aucune ligno ou bande particulière. Toutes ces bandes d'absorption ont paru plus faibles vers les bords que dans l'intérieur du disque. Les taches claires ont paru orangées, variantinsensiblement depuis le jaune blanc jusqu'au rouge, suivant les jours. (On a fait, pendant cette précieuse opposition do 1877, un certain nombre d'observations de positions de Mars relativement aux étoiles voisines, pour la détermination de la parallaxe solaire. Nous n'avons pas à en parler ici.) Remarquons enfin que la première photographie de Mars a été essayée cette année-là. M. Gould, directeur de l'Observatoire de Cordoba, expose, dans un discours relatif à l'Kxposition de Philadelphie (' ), qu'il a réussi à obtenir la photographie de 84 objets célestes, parmi lesquels Mars, Jupiter et Saturne. Les principaux tons clairs ou foncés sont reconnaissables ; mais ces photo- graphies ne peuvent pas encore supporter d'agi^andissement. Opposition de 1878. La période de 1879 a été à peine inférieure à la précédente par l'impor- tance des observations. La planète n'approchait pas autant de la Terre, il est vrai, mais elle était plus élevée au-dessus de l'horizon, et il y avait presque compensation pour la netteté des images. De plus, les découvertes récentes étaient un puissant encouragement pour tous les observateurs. SITUATiriS DE H PLASKTE. Opposition : 12 novembre. Diamètre : I9",3, Pôle iitcfiné vers ta Terre : austral, mais moins qu'en 1877. 12 août — l.)',î 15 septembre — 10 .5 lî octobre — 9 ,S 17 ,8 0 ,'J inb.(opp.\ — li ,S 19 ,3 0 ,0 12 décembre — 18 ,ï i:) ,3 0 ,6 i; janvier — 17 .2 M ,0 1 .« 12 février - 12 ,7 8 ,1 u ,(i r) A(iitre»S ofprof. Govi.t\{Tlie Obm-r MO LA PLANÈTE MARS. Calendrier de Mars. Iléinisplièrc austral ou supérieur. 14 août 1879 Solstice d clé. 21 janvier 1880 Kquiiioxe d'automne. Hémisphère buréHl ou inférieur. Solstice d'hiver. Équinoxe de printemps. XCL 1879. — N.-E. Green. Observations (^i. L'autour expose d'abord que le but de ses observations a été surtout d'iden- tifier les aspects observés en 1877 et de voir si quelques changements seraient arrivés dans l'intervalle. L'atmosphère de rAnglcterrc n'a pas été favorable et les meilleures vues ont été prises lorsque Saturne était presque entièrement effacé par le brouil- lard, l'éclat de Mars étant, par conséquent, très tempéré. On a pu identifier toutes les configunitions de la carte (p. 275), à l'excep- tion seulement de quelques détails. MM. Niesten à Bruxelles, Burton près Dublin et Donning à Southàmpton ont pris des dessins portant les mômes vérifications. Certaines variations d'aspects ont été observées. L'une des principales est une bande blanche à la latitude australe de 20° s'étendant de 260° à 360° de longitude, unissant en une longue ligne blanche les îles Dreyer, Hirst et Phillips. A Test de Tile Phillips, cette bande claire tourne vers l'équateur et passant entre la baie du Méridien et la baie Burton va rejoindre le continent Béer. Or, c'est précisément l'aspect vu et dessiné par Béer et Miidler en 1830, Lockyer en 1862 et Kaiser en 1864, tandis qu'à Madère, en 1877, cette ijartie du globe de Mars était marquée d'une demi-teinte sur laquelle les îles n'étaient vues qu'indistinctement ; l'espace compris entre la baie du Méridien et la baie Burton était toujours resté assez foncé pour continuer la bande équatoriale. Au nord de la mer Terby , la tache sombre nommée mer Dawes sur la carte de Proctor a été dessinée par Dawes, Lockyer et Kaiser ; mais elle était cer- tainement invisible en 1877. M. (Ireen avait fait l'impossible pour la retrouver. Elle avait donc disparu, ou à peu près. Or, elle est revenue en 1879 telle qu'elle avait été vue précédemment. Quant aux canaux de ^I. Schiaparelli, l'auteur croit en avoir aperrii quelques-uns, mais u il ne pense pas que ce soient là des marques géogra- phiques permanentes, car si toutes les lignes sombres vues x)ar les observa- teurs étaient réunies sur une même carte, la plus grande confusion s'en- suivrait. )' Il est possible que plusieurs de ces lignes soient les limites de taches (') 071 soïiie clian(jC8 in the markiiigs of Mars {Monthly Notices, mars 1880, ]). 331). Voy. aussi The Astronomical Remisier, duc. 1879, p. 295. 1879 N.-E. GKEEN. — OBSERVAnONS. 311 très l'aihles et pour ainsi dire invisibles, ou bien des espaces entre des voiles atmosphériques. Dans les deux cas, leurs positions varieraient. » Ces observations nous conduisent à regarderies grandes taches sombres comme les configurations les plus permanentes, mais sujettes à des oblité- rations partielles ou même à de longues disparitions, par Tinterposition de quelque voile atmosphérique plus clair. » A la séance de la Société astronomique de Londres du 12 mars 1880, on remarque ( * )uneintéressante discussion sur la difûcultéde dessiner sûrement certains détails douteux des aspects de Mars, entre les observateurs Green, Brelt, Knobel et Chrislie. La conclusion est qu'il est souvent impossible d'être sûr, et que Tatmosphère de Mars aussi bien que la nôtre produisent des variations plus ou moins grandes dans ces aspects. Quant à des change- ments réels, M. Green n'y croit pas : « The changes that I speak of I do not suppose for a moment to be actual changes in the planet, but changes in llie appearance of the planet, and doubtless in a great measure due to its atmosphère. « Telle n'est pas notre opinion. Pour nous, il s'opère actuellement sur Mars des changements réels, assez considérables pour être visibles d'ici. Il a été question à cette môme séance do neuf dessins faits par M. Brewin pendant Topposition de 1879. XCII. 1879. — D' Terby. Observations et dessins (*). Ces observations ont été faites, comme les précédentes du même auteur, à l'aide d'une excellente lunette de 108°*", de Secretan, et aussi à l'aide de l'équatorial de six pouces de l'Observatoire de Bruxelles. Elles s'étendent du 28 septembre au 18 décembre, et contiennent 23 dessins. Voici les prin- cipales : Le 27 octobre, de 9*»45'» à iO*> (/ig. 177, A). — Il est évident que ce dessin est in- complet, mais il y a impossibilité totale de découvrir d'autres détails. Je vois en ; l Œnotria de M. Schiaparelli. Le détroit d'Herschel justifie parfaitement ici l'épi- thôte de Schlangenfôrmig qui lui a été donnée autrefois. Cette observation est très bonne et très exacte. Le 25 novembre, de 8*»45" à O^^lo" {fig. 177, B). — Très bonne image. La grande tache est très faible (océan de la Rue). La tache a est la plus noire, plus noire que le IG octobre (mer Tycho); vient ensuite la Mer circulaire, moins foncée, mais le 15 et IG octoDre, elle était, au contraire, très foncée. A 9*» 15", blancheur ( 1 Tlie Obsevcatory, avril 1880, p. 369. (' 1 Aspect (le la planète Mars pendant l*oppo8ition de 1879 {Bulletins de l'Acadé- tnie de Uelgiqiio, mars 1880). 312 .LA PLANÈTE MARS. polaire boréale; la tache a semble disparue. La position de taches a, 6 et g a été relevée avec beaucoup de soin et se rapporte à l'heure moyenne de l'observation (9>'). Il est très intéressant de noter que, le 25 novembre, la mer Tycho était beau- coup plus noire que le 16 octobre. Cet effet ne peut être attribué à un relèvement de cette tache sur le disque, puisque, bien au contraire, le pôle sud s'abaissait encore vers la Terre au 25 novembre. Le 29 novembre, do 6»» à 6^30" (fîg, 177, C). — Très bonne imago. On voit en ; l'Œnotria (Schiap.), en i la mer Lambert très faible. Le Sinus Sabaîus Çx est bordé de blanc jusqu'à la ligne pointillée. Il en était de même à 8*» 40™. Une ombre très légère apparaît en ^ Les deux taches polaires sont tout à fait cer- taines cette fois : la supérieure est extrêmement petite, comme en 1877, mais moins brillante. L'inclinaison progressive du pôle sud vers la Terre rend donc enfin visible la petite tache polaire méridionale; elle est réduite à ses moindres dimensions, et même a perdu son éclat par suite de l'été méridional qu'elle tra- verse (»). Il est difficile d'indiquer la limite de la grande tache sombre du côté du Sud. L'image, d'abord excellente, devient très ondulante à l'approche d'un nuage qui s'élève de l'horizon est à la fin de l'observation. Le 6 décembre, de 5»»41" àG»»!»» (/ly. 177, D), et à 6»»ir. — L'image étant fort agitée, j'ai employé un diaphragme qui réduit l'ouverture de l'objectif à 0»", 077, et, comme je l'ai souvent constaté, l'observation a immédiatement pu continuer dans de meilleures conditions. Les terres de Burckhardt p et de Cassini tt, l'Iapygia ^, la mer Zôllner t sont devenues beaucoup plus certaines. 8 = terre de Lockyer. Le continent ^ria p, très brillant, très blanc. L'attention soutenue avec laquelle on a examiné ces détails a introduit quelque doute dans la position préciae des taches sur le disque. Néanmoins on peut dire que la position de la mer Zôllner t se rapporte plutôt à l'heure moyenne de l'observation (5*» 51"»), celle de la mer du Sablier au commencement et celle de la terre de Burckhardt à la fin. Cette dernière terre est donc un peu trop rapprochée du bord occidental eu égard à l'heure moyenne et la configuration générale en a subi une légère déformation. Dans ces observations de M. Terby, la tache polaire boréale ou inférieure s'est montrée quelquefois double. On a pu voir trois fois la tache polaire su- périeure, beaucoup plus petite. Remarquons surtout dans ces dessins la bordure blanche du détroit d'Herschel, de la mer du Sablier à la baie du Méridien (nuages ou neiges?) et la mer noire a du 25 novembre, correspondant à la mer Tycho. L'habile astronome deLouvain a présenté la même année (6 décembre 1879) à l'Académie de Belgique un mémoire (*) ayant pour but d'établir que les (•) 14 août 1879, solstice d'été pour l'hémisphère sud; 21 janvier 1880, équinoxe d'au- tomne. {') ^[éwoi^e à Vappui des remarquables observations de M. Schiapai^elli sur la planète Mars, Bruxelles, 1880. 1379 TERBY - OBSEHVATIONS ET DESSINS. 313 l'anaiix découvei'ls par M. Soliiaparcllî en 1877, el mis en doule par im cer- tain iionibroLriiPirniiomes, jieiivenl ûtrereirouvéiisurdesdepsinsaiilérieurs, au grand éiiualodal do r M Torliy, Ut nolaniment sur ceux faiU par M. Holden en 187." 5C pouces de l'Observatoire de Washington. M. Holden a fait cette annte-lù six dessins, dont nous avons reproduit plus liant (p. 237) les deux meilleurs. Nous ne partageons pas l'oplimismo deM.Torby sur la conespondance de ces vues avec la carledeM. Schiaparelll, M. Terhy croit également retrouver la confirmation des canaux dans les dessins de Knott et SchmidI en 1862, Secchi en 18G4, Gledhill. Uliardelay, Vogel et Loiisf en 1871, Knobet, Lolise et Trouvelot en I87^t. Cnils ei 31i LA PLANÈTE MARS. Niesten en 1877. Colle correspondance ne nous paraît pas, non ijIus, abso- lument sûre... loin de là ! XCIII. 1879. — Niesten. Observations et dessins (M. Les observations de M. Niesten, pendant cette opposition, s'étendent du 3 oc- tobre au 26 janvier et ne comprennent pas moins de quarante dessins, faits à Téquatorial de 6 pouces anglais (O^jlô) de la tourelle orientale de l'Obser- vatoire de Bruxelles. Grossissement variant de 90 à 450. L'observateur a été aidé par M. Stuyvaert :'deux croquis successifs étaient pris, et aucun détail n'a été fixé sur le dessin final sans avoir été contrôlé par les deux observa- teurs. Avant de faire leurs observations, les deux astronomes prenaient con- naissance de la position du globe de Mars et de ce qu'ils avaient à y trouver d'après les cartes de Green et Schiaparelli. Ils ont reconnu plusieurs canaux ; d'autres n'ont pas présenté une délinéation nette, mais semblaient plutôt produits par la démarcation de teintes différentes recouvrant des régions adjacentes. En relevant les contours de certaines configurations, légèrement teintées de gris, ou de gris orangé, on pourrait les identifier avec certains canaux. M. Niesten propose d'employer les dénominations de la carte de Green pour les mers et les continents, qui sont stables et certains, et celles de Schiaparelli pour les fleuves et les canaux, qui paraissent variables et incer- tains. C'est là une proposition qui nous semble de tous points acceptable et recommandable. Signalons d'abord, parmi les dessins, les quatre que nous reproduisons ici en héliogravure et dont le méridien central correspond aux longitudes 67*, 150**, 250* et 330° : ils embrassent donc l'ensemble de la planète. Dans le premier, du 29 octobre à minuit {/ig, 178, A ), on remarque au centre la baie Christie avec l'île de Hall. L'île Phillips ne rejoint pas le continent. Au-dessous de la mer Terby . on remarque un autre lac. Ce lac est visible sur les dessins des 15 et 29 octobre, 25, 26 et 27 novembre et 19 décembre; l'île de Hall sur ceux des 15 et 29 octobre, 26 et 27 novembre. La partie ombrée au nord marquerait les confluents du Nil, de Jamuna et du Gange. Dans le second dessin (fig, 178, R), du 19 décembre, à 6** du soir, la mer Schiaparelli se développe dans toute son étendue. Sa réunion avec la mer Mai'âldi produit l'aspect bien connu de deux ailes ouvertes pour le vol. (•) Obaervations sur l'aspect physique de la planète Mars pendant l'opposition de 1879-80 {Annales de l Observatoire de Bruxelles, t. Vil, 1890). 1879 NinSTEN. — OBSERVATIONS ET DESSINS. ni:! Dans le troisième dessin {fig. 178, C), du 9 novembre à minuit 3^", lu terre de Burckhardt, qui sépare la mer Maraldi de la mer 'Hooke, est au centre. Isthme de Niesten. Terres de Webb et de Gassini. Ile Dreyer. Ombre griae contournant la calotte polaire boréale : OEnostos et Astapu». Dans l.ïc|uiitrième dessin (^.7. 178, D), du 27 octobre a lOMô"', nnreawinail Flq. t7H, e Mars, pu* M. N: navambra et 17 octobre I37B, la mer du Sablier, le détroit d'Herachel, très sinueux, borrté de blanc, nuages ou neiges? La même bordure blanche est visible sur lea dcRSins de M. Terby du 29 novembre. Les terres australes ressorlenl sur le tond gris. En bas, l'ombre grise suit la trace du Nil. Ces (juatre vues donueiit une idée de l'ensemble. ■ Lea taches les pltis foncées (bleuâtres) ont été le détroit d'Herschel, la baie de Schinidt, la baie du Méridien, l'océan de la Rue, lu baie Christio, la mur Terby, la mer Ma- r^me habileti^ n'ont rien vu de co détroit et en eut distingué un autre au nord- est. Autre exemple de variabilité : d'excellents observateurs ont aperçu en 1803 et 1864. dans l'océan de la Rue, un point lumineux qui aurait pu être formé par une île couverte de neige et que j'ai cru devoir indiquer sur ma première carte. l'ersoime ne l'a jamais revu depuis. > Saus doute, il ne faudrait pas prendre pour des changements réels toutes les différences qui existent entre les observateurs. Ainsi, par exemple, en 1877, plu- sieurs ont vu réunies à l'occident les raers de Hooke et de Maraldi, tandis que la séparation est restée visible pour les autres ; l'œil est différemment impressionné et l'on pourrait presque dire que pour certains détails il n'y a pas deux yeux qui voient identiquement de la même façon, même les deux yeux d'une même per- sonne. Mais, lorsque l'attention s'est tout spécialement lïxée sur certains points remarquables qui auraient dû être rendus parfaitement visibles dans les instru- 1 324 LA PLANÈTE MARS. ments employés, et que Ton constate ainsi des différences qui paraissent incom- patibles avec les erreurs d'observation, la probabilité penche en faveur de la réalité effective des changements signalés. » De quelle nature sont ces variations ? c'est ce que l'avenir nous apprendra. Nous ne pourrions émettre actuellement que de vagues conjectures à cet égard. Mais quelles qu'elles soient, elles n'empêchent pas les principales configurations de la géographie martienne d'être permanentes, par conséquent réelles, et d'être vues actuellement telles que nos pères les ont vues et dessinées il y a plus de deux siècles. » Autre remarque non moins intéressante. Cette planète voisine paraît avoir beaucoup moins de nuages que celle que nous habitons. » C'est là un grand contraste avec notre globe, car il y a des années où nous n'en sommes vraiment pas privés. En une année entière, du mois d'août 1878 au môme mois 1879, nous avons eu à Paris 167 jours pendant lesquels il a plu, et seule- ment 37 jours de ciel pur ou peu nuageux, 37 jours faits pour les astronomes. Sur rhémisphère austral de Mars, c'était absolument le contraire lors des observa- tions de 1877 : on a pu observer la planète toutes les fois qu'il a fait beau chez nous. Il ne faut pas oublier, en effet, que, pour que l'observation de la géogra- phie martienne soit possible, deux conditions sont requises avant toutes autres : il faut qu'il fasse beau chez nous et que notre atmosphère soit pure, et il faut aussi qu'il fasse beau sur Mars, autrement nous ne pourrions pas mieux per- cer sa couche de nuages que nous ne pouvons eu ballon traverser de la vue les nuages qui nous cachent les villages terrestres. Eh bien, il est remarquable que, sur Mars, neuf mois entiers se soient écoulés à peu près sans nuages et nous aient permis de perfectionner grandement les connaissances géographiques que nous voulions avoir de ce monde voisin. » Nous nous trouvions en septembre et octobre 1877 au milieu de l'été de l'hé- misphère austral de Mars, alors très incliné vers nous, et au milieu de l'hiver de son hémisphère boréal, tourné de l'autre côté. Tous les nuages paraissaient relé- gués sur cet hémisphère-ci. Sur ce globe, encore plus que sur le nôtre, l'été est la saison de l'atmosphère pure et l'hiver celle du mauvais temps. Les taches per- manentes se montrent tranchées, vives et nettes, pendant l'été de l'hémisphère où elles sont placées; l'hiver arrive-t-il, elles deviennent vagues, confuses et faibles; c'est, sans doute, que l'atmosphère de Mars devient trouble en hiver et reste très transparente en été. On remarque aussi une préférence pour les nuages à se former sur les marais et les bas-fonds teintés en gris sur la carte, plutôt que sur les mers obscures et profondes, et c'est ce qui retarde la connaissance pré- cise que nous cherchons à acquérir de la contrée située au-dessus du détroit d'IIerschel II; mais on n'y remarque pas de zones constamment nuageuses et pluvieuses analogues à celle des calmes équatoriaux terrestres, où il pleut toute l'année. » Quanta l'épaisseur de cette atmosphère relativement au disque de la planète, elle est inévitablement trop mince pour être visible d'ici, lors même qu'elle serait 1879 C, Pt,AMMABIO\. - CHniSTIK. 325 heaucDup plu:; élcvt^e quG la oAtre. En lui supposaut SO kilomètres de hauteur. cette épaisseur ne formerait encoro que 0',3 lorsque la planHe est la plus rappro- chée de nous; la réfraction y serait donc insensible. « Tel était, en 1879, l'ensemble des idées auxquelles nous avait conduit l'élude des observations faites sur la planète Mars. En cette m^nie année, la revue astronomique T/ie Observalory, dirigée* par M. Christie, astronome de l'Oliser- vatoire de Greenwich, dont il est maintenant direcleur, a pris soin de tem- pérer l'opinion qui considère les taches foncées de Mars comme des mers et les claires comme des continents. " Ces prétendues mers, dit-il, ne sont-elles pas aussi imaginaires f|ue dans le cas de la Lune?Les « continents i> parais- sent plutôt arrondis, comme nos mers, tandis que les « mers » reproduisent les formes aiguës de nos continents. Nous ignorons le vrai caractère de ces configurations, qu'il serait plus scientifique d'appeler simplement des taches, comme pour Jupiter » ('). On voit que tous les astronomes n'avaient pas les nn5mes idées. 11 ne nous semble pas douteux cependant que les taches foncées représentent les eaux de Mars. Dans l'ouvrage dont il vient d'être qucsliou [Animnomir pnpulairr), nous avons publié une seconde carte de Mars [*|. (') The Obxervslory, novembre IB7!). p. 309. Cl Les di^tails suivnnls peuvent inli^ressur ceux d'entre les lecletirs de ce livre qui s'occiipenl plus pariiculiÈreiiionl. de la cartographie de Mars. Nous avons construit sur l'ensemble des observations, aprbs la carte tirée par M. Proclor des seules observalian.s de Dawes, notre première carte géographique de la planète eu 1S70. Nous ne parlons pas du croquis de 1802. reproduit p. 113, puisqu'il ne représente qu'un beraisphëre et ne constitue pas une vfrllable carte. Eli'' a élé publiée dans la première édition des Terre* du Ciel, 1876, p. 424, et dans les Complet rendus de l'Académie de* Scîentw», 27 ao&t 1ST7, p. 478. Nous en avons donné une seconde en IS70. Astronomie populaire. preraitre édition, p. 480: une Iroisiènie en 1882, Reoua U'A»lronomie, 188Î. p. 170-171, une quatrième en 1884, les Terres du Ciel, grande l'dillon, frontispice. Nous avons publié cette méntc année un globe de Mars contenant l'aréographie la plus sfire. Eniin, nous avons construit en 1889 notre demiârc carte (Aslronnmie populaîjv, centième mille) publiée également im, p. 69, corrigée d'après les plus récentes observations, cl dans laquelle nous avons adopté la nomenclalurn de Qreen ( i^oy. p. 20). Ce n'estpas s regret que nous avons renoncé aux dénominations de nos anciennes cartes, qui it paru digni?s de l'histoire de l'ABlronomie et de ses apùlres, Copernic. Galilée, Kepler, Newton, Huygens, Cassini, Hooke, Uaraldi. I.acuille, Irlande. L-iplace, La- grange, Herschel, Si'hrŒter, Becr. Màdler, Araga, Secuhl, Le Verrier. Paye, etc. Hais e de Grcen étant généralcmenl adoptée, et celle du M. Schiaparelli ayant fait double cjnploi avec elle, nous avons pensé qu'il importait d'éviter toute complication et toute confusion dans un sujet qui est d'ailleurs encore assoz loin d'étro complèiement élucida, et qu'il était préférable de ne laisser en présence que deux syslèmcs de nomenclature, celui de M. Greeii et celui de M- Schi.inarelli. 3->6 LA PLANÈTE MARS. XCVin. 1879. — HuGGiNS. Photographie du spectre de Mars (*). Le savant physicien a réussi à obtenir des photographies directes des spectres des ('îloilcs principales ainsi que des planètes Mars, .Tupiter et Vénus. La fente do l'appareil à Taido duquel ces photographies ont été prises a deux volets, de sorte que, lorsque le spectre d'un ast re a été photographié sur une plaque, un volet peut être fermé et l'autre ouvert, et un second spectre peut être photographié sur la même plaque, comme comparaison. Ce second spectre peut être celui du Soleil ou de la Lune, ou d'une étoile connue, ou d'un élément terrestre. Dans la photographie des spectres planétaires, Fauteur opérait avant la nuit, de sorte qu'il obtenait le spectre du ciel, puis celui de la planète. Par cette méthode, toute dilTérence entre la lumière de la planète et celle du ciel aurait pu être reconnue. Il a obtenu de cette manière les spectres des trois planètes signalées plus baut, mais on n'y remarque aucune différence, aucune modification du spectre solaire dans la région photographiée, de la ligne G à la ligne 0. Le même procédé, appliqué à de petites régions de la surface lunaire, n'a révélé aucune trace d'atmosphère. XCIX. 1879. — ScHiAPARELLi. Nouvellcs observations (-). Le laborieux astronome de Milan a continué, pendant l'opposition de 1879, la série d'études entreprise en 1877 et résumée plus haut (p. 283-308). La division du travail est la même, et c'est également le même instrument qui a servi. Ces nouvelles observations s'étendent du 30 septembre 1870 à la fin de mars 1880. La froide température de cet hiver a eu pour résultat un air calme et transparent, permettîint d'excellentes images. Remarques intéressantes, pour placer l'œil dans les meilleures conditions, l'observateur a pris soin d'éclairer fortement le champ de sa lunette, ce qui supprimait l'elTtil fâcheux du contraste entre l'éclat de la planète et l'obscu- rité environnante ainsi que du passage d'un champ obscur à la clarté du papier sur lequel les dessins étaient faits. En second lieu, il ne gardait l'œil (•) TheObfieri'atory, février 1880, p. 20.'). (*) Osscrvazioni astronomiche efisicJiesuirassn di rotazionc e suUa topografiadel pianeta Marte. Reale Accademia dei Lincei. Memoria seconda. 1 vol. (j^rand in-8* de 110 pages et planches. Rome; 183 1. 1879 SCHIAPARELLI. — NOUVELLES OBSERVATIONS. 327 à Toculaire que le temps nécessaire pour bien voir et se reposait de temps en temps, ce qui permettait de travailler plusieurs heures consécutives, quand Tatmosphère était excellente. Enfin, il trouva avantageux de placer devant Toculaire un verre colorié jaune rouge. L'objectif est parfaitement achromatique pour les rayons rouges, ce qui est également avantageux pour l'observation de Mars. Ces ol)servations nouvelles complèlont et modifient celles de 1877. Le diamètre apparent de la planète n'a pas atteint 2y, comme en 1877, mais, au maximum, 19^', 3 au moment de l'opposition (12 novembre). 11 était descendu à 5", 9 à la fin de mars. L'inclinaison de la planète était de 9**, 5 au commencement des observations, de 18°, 5 h son maximum (20 décembre) et de 3** seulement à la fin de mars. Position de la tache polaire australe, — L'auteur a fait 89 observations de positions de cette tache, du 30 septembre au 2 décembre. Le résultat de ces observations, combiné avec celui qui avait été obtenu en 1877, donne, pour la projection du pôle boréal de Mars sur la sphère céleste, le point suivant (équinoxe 1880) : Jl -^31807', 8: (ô-i-53%37',1. L'inclinaison de l'équateur de Mars résultant de cette position est la sui- vante : Sur l'orbite de Mars 2i*52'.0 Sur l'orbite de la Terre ÎG 20 ,G Sur Téquateur terrestre 30 22 ,0 William llersohel avait trouvé, pour l'inclinaison de l'axe de Mars sur le plan de son orbite, 28*^42', et Bessel 27° 16'. D'après celte nouvelle détermination de M. Schiaparelli, Tinclinaison n*est que de 24°52', ce qui rapproche davantage encore les conditions climatolo- giques et saisonnières de Mars de celles de la Terre. La planète passe à son périliélie quand sa longitude héliocentrique est de 333^49' el à son solstice austral quand celte longitude est de 356^48'. L'in- tervalle du premier au second est de 36 jours. Les dates des solstices doivent être retai-dèes de huit jours sur les déter- minations anciennes et deviennent : « D'ite du solstice austral, 1830 18 septembre. 1862 9 septembre. 1877 26 septembre. 328 LA PLANÈTE MARS. TRIANGULATION ARÉOGRAPHIQUE DES POINTS FONDAMENTAUX. Nous avons vu plus haut (p. 290-292) les mesures micromé triques de 1877. Recommençant ces mesures et les comparant aux précédentes, l'auteur ob- tient les résultats inscrits au Tableau ci-dessous, plus précis encore que ceux de 1877. N* Dénominations. Longitude. 1 Vertice d*Aryn 0*,92 2 Secondo corno del Golfo Sabeo 4 ,49 4 Canale di Deucalione, punto di mezzo 11 ,91 5 Golfo délie Perle, bocca deirindo 22 ,07 5 a Divisione deirindo e deirOxo 14 ,00 5 b Bocca del Gehon nel Nilo 10 ,70 5 c Bocca del' Indo nel Nilo 27,33 6 Bocca deir Idaspe nel Golfo délie Perle 24 ,41 6 a Corno d'Oro 19 ,31 6 b Bocca deiridaspe nel Nilo 34 ,92 7 Capo degli Aromi 38 ,GG 7 a Bocca délia Jamunanel Golfo dell'Aurora 51 ,40 7 6 Boca délia Jamuna nel Lago Niliaco 41 ,74 8 Capo dello Ore in Argyre 40 ,40 8 a Centro d'Argyre 29 ,12 8 b Canale fra Argyre e Noachide (2") 15 ,77 9 Capo délie Grazie in Argyre 47 ,10 9 a Centro d'Argyre II GO ,80 10 Golfo deir Aurora, bocca del Gango 5G ,'20 il Punta dell'Aurea Clicrso 00,09 lia Bocca deir Agatodemone 00,12 12 Bocca del Nettare nel Mar Eritreo 00 ,42 12 a ConfluentedeirAgatodemoneedel Chrysorrhoas. 78,57 12 6 Confluentedi Agatodemoneedel FdellaFortuna. 82,38 13 Lago délia Luna, centro G5 ,98 13 a Isola Sacra C8 ,04 13 b Golfo Ceraunio, parle australe 97 ,27 14 Lago del Sole, centro 90 ,87 14 a Bocca dell' Ambrosia nel Mare australe 89 ,05 15 Lago dell Fenice, centro 107,94 16 Bocca del Fasi 111 ,70 16 a Divisione del Fasi e dell'Arasse 112,09 17 Colonne d'Ercole, bocca esterna 124 ,33 18 Centro d'Icaria 120 ,89 19 Bocca deir Arasse nel Mare dell Sirène 129 ,15 19 a Bocca australe del canale dell Sirène 131 ,80 19 6 Confluente del canaledell Sirène Icon Eosforo 11 . 130,97 19 c Neve Olimpica, 1879 129 ,41 19 d Canale Flegetontc, mezzo 127 ,20 20 Primo punto di Thyle 1 141 .81 Distance au pôle austral. Nombre des observations 90- ,98 8 95 ,77 0 86 ,92 3,4 95 ,80 112 ,10 3,2 120 ,13 3,2 125 ,63 1 88 ,20 3 90 ,75 1 120 ,80 3 80 ,05 82 ,45 3 112 ,77 3 50 ,20 8 43 ,17 0 4W 42 ,73 1 38 ,78 7 24 ,08 2,5 84 ,58 7 variabile 0 variabile 5 07 ,94 0 80,38 5 77 ,35 1 117 ,00 7 118 .13 1 119 ,45 6 07 ,00 12 44 ,74 5 73 ,76 8 51 ,47 0 00 ,/0 1 42 ,89 8 52 ,80 0 Gl ,14 9,8 59 ,98 1 77 ,27 1 110 ,03 0 122 ,31 1 28 ,80 J877 SCHIAPARELLT. - TRIANGULATION ARÉOGRAPHIQUE. 329 DistADce nu ]) *> 3 4 7 6,5 4 6 • 0 5,4 8 1 8 4 8,8 o 1 1,0 3,2 5 ** 1 4 1 3 6,5 330 LA PLANÈTE MARS. Distance Nombre aa pùli>. des N* nénominations, Lonpitade. aastrnl. observations. 51 a Punta australe di Merso, 1870 290 ,98 105 ,1G 5,4 51 h Bocca delFAstabora nella Gran Sirte 299 ,1G 101 ,91 1 51c Divisione de] Nilo e dell'Astapo 281,72 128,34 3,4 52 Bocca australe dell' Alfeo 35 ,01 0,1 53 Gentro o croce dell' Ellade 294 ,93 46 ,38 7 54 Bocca settentrionale deir Alfeo 298,81 Gl ,70 1,3 55 Ultimo punto del Mare Tirreno 297 ,37 96 ,70 0,5 56 Ultimo punto doir Ellade, 1877 314,97 48,02 4.3 56 a Bocca dol Penco nel Maro Australe 315 ,99 44 ,95 3 57 Gorno d'Ammone 317,99 81,21 13,11 57 a Bocca del Tifone nella Gran Sirte 306 ,2G 94 ,99 1 57 6 Palude Sirbonide 327,22 lO'i ,01 2 58 Scilla 6 Gariddi 323,46 69,75 3 59 a Novissima Thyle 355,10 19,25 1 60 a Gentro dello Noachide 344,93 53,24 3 61 Bocca del Phison nel Golfo Sabeo 336 ,28 85 ,24 6,5 61 a Uscita del Phison dalla palude Goloe 302 ,52 128 ,29 3,4 61 b Ingresso del Nilo nella palude Goloe 303 ,59 134 ,29 2,1 61 c Bocca dell'Eufrate nel Golfo Sabeo 337 ,88 82 ,74 3 61 d Divisione dell' Eufrate e deir Oronte 336 ,93 105 ,60 2 Ole Bocca dell'Eufrate nel Nilo 334,30 132,38 4 62 Primo corno del Golfo Sabeo ... 357,17 96,30 8 62 a Golfo di Ëdoni 345 ,24 85 ,98 2 62 5 Ganale edistmo di Xisutro (mezzo) 347,90 81,48 4 Soit 114 points déterminés par 482 observations. On voit par ce Tableau que la l)aie du Méridien, appelée par M. Schin- parelli vertice d'Aryn, comme nous l'avons vu, a pour longitude 0°,92, au lieu deO'^jOO. Si donc on veut ramener toutes les autres positions à un méridien initial, il faut soustraire de toutes leurs longitudes ce petit nombre 0%92. Par ces positions, et à Taidc de 30 disques complets et de 104 esquisses partielles obtenues pendant cette période, Téminent observateur a construit la carte reproduite ici (fig, 185), dessinée non plus seulement par traits, mais par tons, et dont Tobjet est de représenter plus fidèlement que la pre- mière les aspects martiens tels qu'on doit les voir à la surface même de la planète. Cette carte est plus étendue que la première. Au lieu de s'arrêter au 40® degré de latitude inférieure ou boréale, elle va jusqu'au 60^ Nous allons l'examiner en détail. Et d'abord, quant aux dénominations de mers, terres, fleuves, canaux, golfes, lacs, l'auteur paraît regretter (p. 5 et 51) d'avoir admis dans son pré- cédent mémoire que ces expressions pouvaient être conformes à une réalité. Elles ne doivent signifier rien déplus que pour la Lune. Elles servent àindi- Ift79 SCHIAPAREt-t-T. — THUNGULATION ARÉOGR APHIQUE. 331 qucr les observations, voilà tout, Chercher ce qu'elles représentent serait sortir de la science pour entrer dans l'hypothèse, et, cette fois-ci, l'auteur s'en défend absolument. Nous prenons, non sans tpielque regret, acte de sa déclaration. Il est juste d'ajouter, toutefois, que le rôle de l'observateur s'ar- rête strictement là, en effet. Celui du chercheur va plus loin et consiste, au contraire, à se servir des observations pour raisonner. Quant à la nomenclature, M. Schiaparellî continue celle qu'il a adoptée, en l'étendant aux formations nouvellement observées. Les résultats généraux obtenus sont de trois sortes. D'abord, tous les aspects observés en 1877 ont été revus, même les plus minutieux, ii l'exception da deux : le « canal Hiddekel » et la 'i Fnnlaine de Jeunesse n. On a cru seule- ment distinguer quelquefois le premier, mais avec confusion et incerti- tude. La Fontaine île Jeunesse n'avait été vue qu'une seule fois en 1877; malgré toutes les recherches faites, on n'a rien retrouvé en 1879. Ces deux objets sont donc absents de la carte nouvelle. Un secomi résultat, qui modifie, mais qui ne détruit pas le précédent, c'est que les conGguralions observées, tout en restant les mêmes, avaient pour la plupart changé d'aspect, de ton, do degré de visibilité, et même de largeur pour plusieurs canaux. L'inclinaison de la planète sur notre rayon visuel et sur l'éclairement solaire peut expliquer la différence de visibilité et de blan- cheur de certaines régions, telles que l'Argyre et l'Helbde. Peut-être aussi des causes locales font-elles varier le degré de blancheur de certaines con- trées. Plusieurs de ces variations de tons du jaune au blanc ou, au contraire, au gris, sont réelles, et l'auteur croit probaI)le qu'elles sont périodiques. Ces variations, dit-il, seront probablement la clé qui nous ouvrira les secrets de la constitution physique de la planète. Le troisième résultat a été de confirmer les observations faites par Dawes en 1864, entre autres d'avoir retrouvé la passade Besset {p. 205), qui correspon- drait au canal vertical dessiné à droite du lac du Soleil, par le Phase et l'Iris. Ce canal de l'Iris n'existe pas sur la carte de 1877. Changement? Parmi les détails explorés, nous remarquerons l'Hydaspe.que l'observateur est porté A identifier avec le canal dr Franklin de Secchi, identifié d'abord avec le Gange. Telle est aussi l'opinion du D' Terby. Le lac du Soleil a offert un peu la forme d'une poire, par l'adjonction du canal du Nectar, déjà dessiné par Miidler en 1830, Kaiser et Lockyer en 1862, Dawes eu 18fi1. etc., mais absolument invisible en 1877. Cette sorte de canal étroit et léger faisait uu angle de 15* à 50' avec le parallèle de latitude. Ce nouveau témoignage de variation réelle, absolument incontestable, con- firme ce que noua avons dit plus haut [p. 333, fig. 184|. 132 LA PLANÈTE MARS. Le canal de l'Ambroisie s'est montré mince et noir pendant toutes les ob- «w tao tie a» tte C4e tte ttt tjt tau tt» MO Jio. jt» jjo 440 '^ 0 1 Th H ■ u A R ^ ^ „ 4 ^* 1 '•. 0 ■■^4 ^^ *. ' i t '.d«n • il •7 ,. . ^ , 1 M IL A.. n" '^ • /? M A R 1 Q n k'^^T'IC /'" V ^'i'- ERY TU ; Ik 11 fi Afl ? ' J^ ^^*1 * T* -î* •1- -_: ^i . i ' In"/ *"l i i (8« -^ 11 f^ H T . c/ y r Tlx u 0. :• ( \ *./ ? M ■**»' y:> ,<^ ■2 "^ "l- •"^ r«- ■K J. '.« -tw< ti* i^ \\ N '"■ m" " w a>D ^\ V , -:?' V^ 'i? Ed '\ ^^ Elj. *", WCJ r-!' *a.^ L ' ■ IT' îv' r .><» ^Ki à ,' i te^' "'^ iiij \ ;v i w. . '^' ^ -« .^,-. servations de 1879, tandis qu'il s'était montré large et gris pendant toutes celles de 1877. Autre exemple de varialion certaine. Nous avons vu, sur la carte de 1877, l'Arase se détacher du Phase pour se reudre à la mer des Sirènes par un cours sinueux dessiné avec une atten- 1879 SCUUPARELLI. — TBIANGULATION ARÊOGHAPHIQUE. 393 Mon spéciale par l'observateur. Ce couru n'exhle plus en 1879 : cette ligne, au SCHIAPAUSLLI, D'jirH£a lieu d'être courbe, est prescjuc droite, et légèremuul concave vers l'Icarie. Comparer le dessin du 1 1 novembre 1879 yUj. 189) ou celui du 22 décembre de cette niûiiie année [fuj. 187) â celui du 25 septembre 1877 (^3. 186). Entre 1877 et 1879, le cours de ce tleuve a donc été rectifié vers la mer des Sirènes. 334 LA PLANÈTE MARS. L'observateur affirme la précision de ses dessins, ces soirées d'observalioii ayant été particulièrement excellentes et les vues parfailement nettes. Goura rectiflé? Gomment? Par quels agents? C'est ce qu'il faudra chei-cher. Mais le fait est là. Le lac du Pliéiùx a offert les changements que l'on constate également ici par la comparaison des dessins. Mais la découverte !a plus importante faite eu ces contrées pendant l'opposi- Dessins.lo Mari jiar M. SL-liia|)ai-cIlj. gitude 105°), absent en 1877. Sa première observation est du 11 novembre 1879 i/ig. 189 ) et est représentée sur lo dessin ci-dessus. G'est ce canal vertical que l'on voit sur la gauche du disque, dusccudant du petit lac situé à droite et au-dessous de la mer Terby ou lac du Soleil. 11 était net et uoir. Il fut observe 1879 SCHIAPARELLI — TRIANGOLATION ARÈOGRAPHIQnK. 335 jusqu'au 26 décembre, alors moins noir et plus lat'ge, M. Schiaparelli pense, comme on l'a vu plus haut, qu'il peut élre identiM avec la passe de Benel de la carte deProctor. Pendant les observations de 1879, la région du Tbarse a oITert plusieurs fois des voiles blancs passagers, qui, s^ils ne sont pas dus à quelque précipi- tation météorique ou quelque cfQorescence, ont été causes par des troubles atmosphériques. Des blancheurs analogues se sont montrées sur un grand nombre d'autres régions. Elles n'élaienl pas aussi blanches que les neiges polaires a molti inferiore a quello délie nevi polari w. Le 26 décembre, par une atmosphère calme et pure, l'observateur a découvert une traînée blanclie, de 8° à 10" de largeur, traversant cette région du Tharse, allant du lac Kig. m. du Phénix au Nil double et paraissant se rattacher à un rameau des neiges boréales (indiqué en pointillé sur la carte, vers leGÔ' degré de longi- tude). Comme la vision était excellente, l'observateur chercha avec soin si celte traînée blanche passait sur les Nils en les interrompant, ou si, au con- traire, elle était interrompue par eux, comme do la neige foudue. Les Nils' n'étaient pas interrompus, mais leur largeur était notablement diminuée, réduite à deux ûlets presque imperceptibles, comme on le voit sur le dessin [liQ. 190). L'auteur ne cherche pas à expliquer le phénomène observé. 11 est difficile pourtant de se demander si ce ne serait pas là une traînée de neige plus ou moins légère, d'autant plus qu'elle paraissait en rapport avec une extension de la neige polaire boréale. Dans l'hypothèse que c'eût été de la neige et que le Nil fût de l'eau, la neige aurait dil fondre et être entièrement coupée par le Nil. N'aurait-elle fondu qu'au centre du cours? Ou son éclat seul aurail-il diminué en apparence la largeur de ce cours par irradiation? Ou bien encore, cette eau n'esl-elle pas la m£me qne la nôtre? Mais l'analyse spectrale parait prouver cette identité? Yoilà évidemment des questions qui peuvent être posées. 336 LA PLANÈTE MARS. Pendant cette 0|iposition de 1879, surtout en mars, Argyre I et Aryyre II Dût été éclalaûles de blancheur, rivalisant avec la neige polaire, absolument comme si ces deux régions eussent été couvertes de neige. A gauche de la région de Deucalion, on a revu la forme serpentine des- sinée par les anciens observateurs, notamment par Lockyer en 1862 (p. 155), Kaiser la miîme année [p. 174 et 181). Cet aspect, qui u'esiste pas sur la carte de 1877, est reconuaiasable sur celle de 1879. Sur cette m6me carte, au point 62 a, le détroit d'Herschel est resserré par un singulier étranglement. On peut remarquer sur le V2^' degré de longitude de la carte, au-dessous "d'une traînée grise à laquelle M, Schiaparelli a donné le nom d'Ucéan, un petit cercle désigne par la qualiScation de neige olyvipigue. C'est nu point blanc, qui a élé observé neuf fois, minu3cule'( une demi-seconde), mais aussi blanc que la neige polaire. On voit ce point blanc représenté plus liant dans le dessin du 11 novembre. Le canal des La,'strigons, sur le 200= degré de longitude, ne parait pas avoir changé de place, mais son embouchure, qui en 1877 aboutissait â l'extrémité de la mer détachée de Mare Cimmerium par Atlantis 11, aboutit en 1879 à Mare Cimmerium elle-même. Ce sont les rivages et les plages qui paraissent a\oir subi là une variation considérable : comparez les deux cartes. Entre le 21 octobre 1877 et le 10 novembre 1879, lu canal des La'strigons est passé de la gauche d'Atlantide il à la droite, par suite de la variation des rivages ! De tels changements sont d'une importance capitale pour nous éclairer sur la véritable nature des taches foncées et claires de la planète. 338 LA PLANÈTE MARS. Le Simoïs, très difficile à discerner en 1877, a été en 1879 l'un des canaux les plus évidents. Sa courbure est restée la môme. La péninsule de THespérie a été moins facile à observer en 1879 qu'en 1877. Elle paraissait légèrement ombrée. Le canal des Ethiopiens et le Léthé ont été parfaitement visibles, tandis qu'en 1877 ils ne l'avaient été que difficilement: «Ils aboutissent sûrement tous deux, comme la carte l'indique, au golfe des Alcyons, ainsi que l'Eu- nostos : ce tracé est le véritable, c^lui de la première carte n^était pas sûr. > Toutefois, nous trouverons, sur les cartes à venir, que cette forme de l'Alcyo- nus Sinus n'est pas stable du tout. La Petite Syrte, ou la baie de Gruithuisen, a paru, le 1" octobre 1879, sépa- rée de la mer du Sablier ou Grande Syrte. par une région claire traversant la mer Flammarion sur le 280® méridien, comme Tavaient déjà observé Lockyer, Kaiser, Rosse, Schmidt et Burlon. La mer du Sablier a été observée sensiblement plus large en 1879 qu'en 1877. Cette fois-ci elle correspond mieux à l'aspect classique sous lequel nos lecteurs l'ont vue passer devant leurs yeux depuis les premières pages de cet Ouvrage. C'est là un point fort important aussi pour notre élude de la planète, pour les idées que nous pouvons nous former sur sa constitution physique. L'étendue de cette mer varie. Il n'y a ni tergiversations, ni faux-fuyants à invoquer, pas plus que notre incompétence d'expliquer les choses incon- nues. Cette variation est certaine, comme celles que nous avons déjà rele- vées dans le cours de ces comparaisons, et plus encore, s'il est permis de mettre des degrés dans la certitude. Si les taches foncées de Mars représentent des mers, ces accroissements d'étendue correspondent à des inondations et conduisent à penser que ces rivages (la gauche surtout de la mer du Sablier, le long de la nier Flamma- marion) sont très plats. Ces inondations durant plusieurs mois ne sont pas ducs à des marées. Pour éviter ces conclusions, il nous faudrait admettre que les taches de Mars ne sont pas des mers. Bien difficile. Par suite de l'élargissement de la mer du Sablier sur ses rivages de gauche, la mer Main, ou le lac du Népenthès, s'en est trouvée plus rapprochée en 1879 qu'en 1877, la pointe de terre que M. Schiaparelli avait baptisée du joli nom de promontoire d'Osiris ayant à peu près disparu. Comparez avec soin la carte de 1877 (p. 393) avec celle-ci. L'Ausonie, qui correspond à la terre deCassini et à l'île Dreyer, s'est mon- trée, le 26 et le 28 octobre, traversée par une traînée grise (TEuripe) variable de ton et de largeur. C'est là aussi une formation variable, qui, la plupart 1870 SCIUAPAUKLLI. — OHSKU VATIONS. S'M) du temps, n'existe pas. M. Schiaparclli ne l'avait pas vue une seule fois eu 1877. Toutefois, M. Green Tavait vue une fois, le 10 septembre.. L'Hellade a paru très brillante, parfois aussi éclatante que la neige. Cesl ce l'une des régions destinées à donner les meilleures informations sur les changements apportés par les saisons dans les aspects de la planète ». Neige polaire australe en 1879. —Les observations de la tache polaire aus- trale ont donné pour sa position 5°, 0 de distance au pùle géographique et 49*» 7 de longitude. En comparant cette détermination aux précédentes, on a : nNtaiiceaa ptMu. I.r)ii(ritiic1?. observateurs. 1830 6% fi 21".ô Besscl, 186'^ .. . . 4 ,3 15 ,5 Kiiiscr, Lockyer, Linssor, 1877 5 ,G 25 ,5 Hall. Schiaparclli. 1870 5,0 il) .7 Schiaparclli. Malgré les différences en longitude, on voit que la neige polaire australe, lorsqu'elle est réduite h son minimum après Télé, occupe sensiblement la même position aréographique. Du 30 septembre 1879 au 9 mars 1880, l'auteur n'a pas fait moins de 180 observations de cette tache polaire australe. Elle a été réduite à son mi- nimum (4'*) dans la seconde moitié de novembre, c'est-à-dire trois mois un quart après le solstice d'été, qui était arrivé le 14 août. Plusieurs irrégula- rités ont été observées dans son contour, notamment le 24 octobre, par une atmosphère admirable. En admettant que la diffraction augmente du double le diamètre détache.^ aussi brillantes que les neiges polaires de Mars, ces 4'', réduits à 2", repré- sentent 120 kilomètres. Neige polaire boréale en 1879. — Pendant la durée des observations de cette opposition, du 30 septembre au 24 mars, les neiges boréales paraissent avoir passé par un maximum d'étendue, avec certaines fluctuations curieuses. Elles ont envové six ramifications au cercle terminateur. Le premier rameau a été ol)servé au-dessous du Nil, à la longitude zéro Sa distance au pôle paraissait inférieure à 20*. Le deuxième a été observé également au-dessous du Nil, vers 6,V de lon- gitude. Il paraissait s'étendre jusqu'à 30" du pôle nord. Le troisième a été vu vers la longitude 1 19'* et à la distance polaire de 3(i". Paraît n'être pas sans connexion avec la neige olympique. Le quatrième se trouvait à la longitude lôS** et atteignait le 30* cercle de distance polaire. Lecinijuième avait pour longitude 189** et pour dislance au jiôle 29 . 340 LA PLANÈTE MARS. Le sixième était le plus large de tous, s'étendant du 230* au 300' méri- dien, soit sur 70 degrés de longitude, jusqu'à 30 degrés environ de dis- tance au pôle nord. Ces six ramifications allongeaient donc les neiges polaires boréales, en certains points jusqii*à 30° et même 36*» de distance polaire, c'est-à-dire jus- qu'au 60* et au 54® degré de latitude. Les neiges polaires terrestres peuvent être considérées comme se prolongeant aussi parfois jusque là, en hiver, en Sibérie. D'après ces mêmes observations, c'est au milieu de novembre, soit trois mois après le solstice d'hiver boréal que ces neiges auraient été le plus éten- dues. Ensuite elles diminuèrent. Le minimum de la tache polaire australe et le maximum de la boréale arriveraient donc à peu près -en môme temps, comme la théorie semblait naturellement l'indiquer d'ailleurs. Telles sont les splendides observations faites sur Mars parTéminent astro- nome de Milan pendant l'opposition de 1879 et les conclusions qui peuvent en être déduites. L'opposition suivante, de 1881-1882, sera plus riche encore. G. 1879. — Satellites de Mars, Observations et mesures. A la séance deTAcadémie des Sciences du 10 novembre 1879 (*), M. Asapli Hall a fait part de ses observations nouvelles dos satellites de Mars. En compa- rant les positions mesurées à celles qu'il avait calculées d'après ses éléments de 1877 (voy, p. 258), il trouva pour Phobos une différence légère de — 1', 074 dans sa période, qui devient ainsi : 7''39«13',996. .Parmi les observations faites sur les satellites de Mars, nous signalerons d'abord, outre celles de l'auteur de la découverte, M. Asaph Hall, à Washing- ton ('), celles de M. Common, à son Observatoire d'Ealing, près Londres, à l'aide d'un télescope de 36 pouces d'ouverture. Grossissements 220, 240 et 380. Nous ne donnerons pas les positions déterminées, car elles n'ont rien à faire ici, mais nous donnerons les résultats relatifs à l'éclat et à la colora- tion de ces petits globes ('). Deimos paraît avoir l'éclat d'Enceladc. Phobos paraît un peu plus brillant que ïéthys. Mais le caractère de la lumière est différent. Tandis que les satellites de Saturne offrent une clarté tranquille, ceux de Mars ont plus d'éclat, sont plus étincelants, presque stellaires. Cet aspect peut être dû à l'absence de tout disque apparent ou au contraste avec le plein éclat de (•) Comptes rendus, 1879, t. Il, p. 776. — (») Montlily Notices, mars 1880, p. 272. — (') /c/., (iéc. 1879, p. 96. IS79 SATELLITES DE MARS. 341 Mars. Deimos paraît légèrement bleuàtn^ Phobos presque blanc. Ils ne par- tagent pas la coloration de Mars. M. Common a essayé de photographier Mars, mais sans obtenir aucun détail [^]. A rObservatoire de Greenwich, on a pu observer le second satellite, à l'aide du grand équatorial de 12 pouces | d'ouverture, mais jamais le pre- mier ('). Oh a pris quelques dessins de la planète. On connaît Je grand télescope do TObservatoire de Melbourne, dont le mi- roir ne mesure pas moins de 1",!20. Dirigé sur Mars en 1877, il fut impos- sible de découvrir aucun satellite. En 1879, cependant, on a pu observer le satellite le plus éloigné ; ' ; . En novembre 1879, à l'Observatoire d'Oxford, M. Plummer a pu observer le satellite extérieur à l'aide de l'équatorial de 12 pouces j, armé d'un gros- sissement de 125 {^). A Princeton (Etats-Unis), MM. Young et Brackett ont pris des mesures mi- crométriques des deux satelliles (^j. Équatorial de 9 pouces y. A TObserva- toire de Harvard-Collège, M. Pickering n'a pas fait moins de 207 séries de mesures [^•'■. D'après les observations de M. Pickering ("), Deimos aurait été plus bril- lant en 1879 qu'en 1877, et plus brillant sur le côté suivant ou oriental de son orbite que sur le côté précédent ou occidental. Il y a plus d'observations du premier côté que du second. Le diamètre de ce satellite paraît être de G milles, et celui de Phobos de 7 milles, d'après les mesures photométriques. Deimos n'est pas rougeàtre, mais bleuâtre. Cl. 1879. — G. H. Darwin, D. Kirkwood, E. Ledgeu —Satellites de Mars, marées et période de rotation * . Une planète fluide prendrait une forme sphéroïdale sous l'inlluence de sa rotation. Mais si un satellite tourne dans une orbite circulaire autour de la planète, dans le plan de son équateur, il se produira des marées telles que le sphé- roïde sera déformé en un ellipsoïde à trois axes inégaux, le plus grand axe de l'équateur restant toujours dirigé vers le satellite. Ainsi la figure de la planète tourne avec le satellite, tandis que chaque molécule du fluide tourne avec la planète. Il en résulte, par conséquent. 342 LA PLANÈTE MARS. une élévation et un abaissement deux fois par chaque révolution de la pla- nète relativement au satellite. Maintenant, supposons que le fluide soit soumis à un frottement. Alors, les particules de fluide qui arrivent à cet instant à former la protubérance équatoriale ne peuvent pas retomber aussi vite qu'elles le faisaient avant que le frottement existât. Le plus grand axe de l'équateur se met en avance sur le satellite. La Terre a commencé par être fluide, et, dans le cours de son refroidis- sement, elle est devenue visqueuse et a donné naissance aux frottements dont nous venons de parler. Maintenant, elle est probablement pâteuse, presque solide, et n'a sans doute plus de marées internes. Si le fluide formant la Terre avait été sans frottement, les protubérances équatoriales causées par l'attracLion de la Lune seraient restées en ligne droite avec la Lune. Mais ce frottement modifie cet état primitif, et par con- séquent la Lune exerce ses forces sur les protubérances, qui tendent à les ti- rer en arrière. Depuis (f ue l'axe protubérantiel de l'équateur pointe toujours en avance de la Lune, celle-ci exerce un frein sur le mouvement de rotation diurne, et, réciproquement, la Terre a pour tendance d'accélérer le mouve- ment de la Lune. Le premier résultat est un ralentissement du mouvement de rotation de la Terre. Le second est une accélération de la vitesse linéaire de la Lune sur son orbite et une augmentation de sa distance. Les deux résultats sont un allongement de la durée du jour et du mois, surtout de la première, dans la condition actuelle de la Terre et de la Lune. Delaunay et Adams étaient déjà arrivés à une conclusion analogue, quoique ne Tattribuant qu'au frottement des marées extérieures, des marées océa- niques. M. G. -H. Darwin considère surtout, et même exclusivement ici, les ma- rées internes anciennes. Dans l'état actuel des choses, le taux de diminution de la vitesse angulaire de rotation de la Terre est beaucoup plus grand que celui de la vitesse an- gulaire du mouvement orbital de la Lune. Si le premier était exactement 27 ^ fois plus grand que le dernier, le jour et le mois auraient été réduits autrefois dans la même ijroportion. On trouve que, lorsque l'e jour était de 15 heures et demie, le mois devait être de 19 jours. L'auteur calcule qu'à une certaine époque, le jour a dii être de G** 30'", et qu'alors le mois n'était que de 1 1 jours et 14 heures. Cet énorme changement aurait pu s'eirecluer en 56 millions d'années. En remontant plus haut encore, M. Darwin arrive à une époque à laquelle le jour et le mois étaient identiques, 5 heures et demie seulement. Alors la Lune était très proche de la Terre, à 8000 kilomètres seulement, d'une surface 1879 SATELLITES DE MARS. 343 à l'autre. Antérieurement, elles ont pu être presque en contact. Y.n fait, la Lune serait née de la Terre, par la force centrifuge de rotation, selon la théorie de Laplace. Si, au lieu de remonter dans le passé, nous anticipons sur l'avenir, nous trouvons que, d'après les mêmes principes, le mois et le jour tendent à de- venir égaux et à durer 50 de nos jours actuels. L'auteur termine son mémoire en remarquant que le a satellite anormal » (le Mars -~ le plus proche — qui tourne plus vite que la planète « olfre une confirmation de ces vues, car il semble probable que son extrême petitesse Ta conservé comme un témoignage durable de la période primitive de la rotation de Mars autour de son axe ». A cette théorie du mathématicien anglais sur l'évolution des satellites et surtout à son application au x)remier satellite de Mars, M. Daniel Kirkwood. l'astronome américain, a répliqué dans les termes suivants (» : La masse du satellite intérieur de Mars est à celle de notre Lune (approximati- vement) dans le rapport de 1 à 30 000 000. Par conséquent, il ne peut produire aucune marée sensible sur la planète. C'est, en fait, de cette absence de marées que M. Darwin infère la distance constante du satellite. Alors, quelle est la cause qui a allongé la durée de rotation de Mars de moins de 8 heures à près de 25? M. Darwin a répondu (-) : Mon mémoire n*est qu'un extrait d'un long travail, actuellement sous presse. Je puis cependant répondre à la question posée par M. Kirkwood, comment la théorie des marées explique le fait que le jour martien est plus long que le mois du satellite intérieur, qu'un tel résultat dérive nécessairement des effets du frot- tement des marées solaires. J'espère pouvoir étudier numériquement le cas parti- culier de Mars. D'autre part, à proi)os de ces satellites, M. E. Ledger a étudié les marées et les éclipses qu'ils peuvent causer à la surface de la planète ('). « L'exiguïté (le leur masse, dit-il, nonobstant leur proximité, interdit la formation de marées sensibles, et ils ne jouissent pas de la proi)riètè qui leur a été ima- ginée d'empêcher la stagnation des mers martiennes. » Quant à leur lumière, on peut estimer à J^ de celle de la Lune celle du premier satellite, et celle (lu second à une clarté vingt fois plus faible, soit ^io . ^^^^ peu. Phobos reste sur l'horizon d'un lieu donné pendant 5 heures et demie à la fois, sur les- (juelles il peut être éclipsé pendant 53 minutes. Deimos reste au-dessus de l'horizon pendant GO heures de suite, pendant lesquelles se produisent deux éclipses, et quelquefois trois. ;•) The O bscwator y, SQi)iemhrc 1871), p. 147. --/) /r/., novembre 1871), p. 204 —(•)/(/., no- vembre 1879, p. VJ\. 344 LA PLANÈTE MARS. eu. 1879. — J.-C. Adams, F. Tisserand. — Incliîiaison des satellites ('). Les orbites des deux satellites de Mars sont légèrement inclinées sur le plan de l'équateur de la planète. Le professeur Adams s'est demandé si cet état de choses est permanent. Le plan de l'orbite de Mars est incliné de 27** à 28** sur son équateur. Si donc les plans des orbites des satellites conservent une Inclinaison constante sur l'orbite de la planète, comme il arriverait si la force perturbatrice du Soleil était la seule tendant à altérer ces plans, leur inclinaison sur le plan de l'équateur martien, et encore plus leur inclinai- son l'un sur l'autre, deviendrait, avec le temps, considérable. M. Marth a calculé (') les mouvements des nœuds des orbites des satel- lites sur l'orbite de la planète dus à l'action solaire et a conclu que, s'il n'y a aucune force dépendant de la structure interne de Mars qui contrarie ou modifie l'action solaire, les nœuds des orbites seront en opposition l'un sur l'autre dans un millier d'années, et alors l'inclinaison mutuelle des orbites des satellites s'élèvera à 49^ Dans ce cas, la presque coïncidence actuelle entre l'équateur et la planète et les plans des orbites des satellites serait fortuite et passagère. Mais c'est bien improbable. S'il n'y avait aucune force perturbatrice extérieure, l'aplatissement d'une planète ferait rétrograder les nœuds de l'orbite d'un satellite sur le plan de l'équateur de la planète, tandis que l'orbite conserverait une inclinaison constante sur ce plan. Laplace a montré que, si Ton i)rcnd en considération à la fois l'action du Soleil et l'ellipticité de la planète, on trouva que l'orbite du satellite se meut de manière à conserver une inclinaison presque con- stante sur un plan fixe passant par l'intersection de l'équateur de la planète avec le plan de l'orbite de la planète, et se trouvant entre ces plans, et que les nœuds de l'orbite du satellite ontun mouvement rétrograde presque uni- forme sur ce plan fixe. L'auteur entre dans le détail du calcul appliqué aux satellites de Mars et étudie l'effet de l'aplatissement delà planète sur les orbites de ses deux sa- tellites. Il trouve que le mouvement des nœuds des orbites des satellites produit par Tellipticité de la planète surpasse de beaucoup celai qui peut être produit par l'action du Soleil, de sorte que les plans fixes pour les deux satellites sont seulement légèrement inclinés sur l'équateur de Mars. D'après les mesures du diamètre de la planète et des plus grandes élon- f ) On the ellipticitij of Mars, and ils effecton the motion of the satellites (M ontkly Notices, novembre 1879, p. 10). (') Axtronomische Nachrichterx^ ii» 2280. 1879 J.-C. ADAMS. - INCLINAISON DES SATELLITES. 345 galions des satellites, combinées avec la période de rotation de Mars et les révolutions des satellites, on trouve que le rapport de la pesanteur à la force centrifuge à l'équateur de Mars est d'environ y^. Il suit de là que, si la pla- nète était homogène, son aplatissement serait d'environ |4-j. Si, au lieu d'être homogène, la densité varie suivant la même loi que celle de la Terre, de telle sorte que la différence entre l'aplatissement et le rapport entre la force centrifuge et la pesanteur soit la môme que pour la Terre, l'aplatisse- sement serait î-J-j. Selon toute probabilité, il est entre ces deux limites. M. Adams a calculé la Table suivante des mouvements annuels des nœuds des deux satellites, causés par Faction solaire et par l'cllipticité de la pla- nète, pour les valeurs précédentes de l'aplatissement, et même poury-î-g, trouvé par Kaiser, quoique celle-ci soit certainement trop forte. Satellite I. Mouvement annuel du nœud dû à l'action solaire : Satellite 1 0%06. Satellite II 0%24 Pour rellipticité ±. ±, ^, le mouvement annuel du nœud dû à cette ellipticité serait Satellite 1 333* 182* 113* Satellite II 13% 4 7-. 3 4% 5 et les inclinaisons correspondantes du plan fixe à l'équateur de la planète, Satellite 1 17' 31* 50' Satellite II 2? 50' 1M9' On voit, par cette Table, que l'orbite du premier satellite conserve une inclinaison constante sur un plan incliné de moins de 1' sur celui de l'équa- teur martien, et que l'orbite du second satellite conserve aussi une inclinai- son constante sur un plan incliné qui ne peut guère dépasser plus de 1® celui du même équateur. L'aplatissement de Mars produit aussi des mouvements rapides dans la ligne des apsides des orbites des satellites, particulièrement pour le premier, et peut-être même un jour pourra-t-on déterminer l'aplatissement par ce mouvement. M. Tisserand est arrivé aux mêmes conclusions que M. Adams (*)• Les satellites sont maintenus presque dans le plan de l'équateur par Tellipti- cité de la planète. Telle est aussi l'opinion de M. Hall ("). Voici la note de M. Tisserand. Les deux satellites se meuvent à très peu près dans un même plan, qui (') Comptes rendus, 8 décembre 1879, p 961. {']Monthly Notices, mars 1880, p. 278. 346 LA PLANÈTE MARS. diffère peu du plan de l'équateur de la planète. La presque coïncidence de ces trois plans est-elle fortuite, .ou bien doit-elle exister toujours? C'est là une ques- tion intéressante qui a été traitée en partie par M. Adams à la Société royale astronomique de Londres (14 novembre 1779). Je me suis proposé de reprendre par une autre analyse la question traitée i)ar le savant directeur de l'Observatoire de Cambridge, et je crois être arrivé à des conclusions plus précises, malgré rincertitude dans laquelle nous nous trouvons encore relativement à la vraie position de l'équateur de la planète Mars. L'analyse dont je parle m'a déjà servi dans une étude relative à l'un des satellites de Saturne. Jusqu'ici, les observations n'ont pas permis de découvrir dans la planète Mars un aplatissement sensible; si cet aplatissement était tout à fait nul, par le fait des perturbations provenant du Soleil, les plans des orbites de Phobos et Deimos, étant supposés coïncider à un moment donné, finiraient par s'éloigner l'un de l'autre d'une quantité considérable. Je vais montrer qu'en supposant la loi des densités dans l'intérieur de Mars la môme que dans l'intérieur de la Terre, et en lui attribuant par suite un aplatissement que les mesures directes ne peuvent pas mettre en évidence actuellement, les plans des orbites des deux satellites ne s'éloigneront jamais que très peu du plan de l'équateur de la planète. Pour cha- cun des satellites, la force perturbatrice 11 proviendra de l'action du Soleil et de celle du renflement équatorial de Mars; je ne m'occuperai ici que des inégalités séculaires. En vertu de ces inégalités, on a l'intégrale R = const. En négligeant les excentricités des orbites des satellites, qui sont extrêmement petites, sinon nulles, rintégrale ci-dessus peut s'écrire (l) Kcos'Y r- K'cos'y' - C, où K et K' ont les valeurs suivantes : K JM- (2) K'-|m^(p-;-?l en désignant par M la masse du Soleil, m celle de Mars, a le demi-grand axe de l'orbite du satellite, a' le rayon équatorial de Mars, ao le demi-grand axe de l'or- bite que décrit Mars autour du Soleil, co l'excentricité de cette orbite, p l'aplatis- sement de la planète à sa surface, et cp le rapport de la force centrifuge à l'attrac- tion pour les points de l'équateur de Mars ; enfin, y désigne l'angle que fait l'orbite du satellite considéré avec l'orbite de Mars, et y' l'angle de la même orbite avec le plan de l'équateur de la planète. Le terme Kcos*y provient de l'action du Soleil; le terme K'cos^y' est dû à l'action du renflement équatorial de Mars. Si l'on n'avait égard qu'à l'action du Soleil, on aurait y = const.; l'orbite de chacun des satellites ferait un angle con- stant avec l'orbite de Mars. Si l'on ne tenait compte, au contraire, que de l'apla- tissement de la planète, cette orbite ferait un angle constant avec l'équateur de Mars. En tenant compte des deux actions, le pôle de l'orbite de chacun des 1879 F. TISSERAND. - INCLINAISON DES SATELLITES. 347 satellites décrit une ellipse sphérique; c'est une conséquence de Téquâtion (I). K' Cherchons à évaluer le rapport -j^; on tire de (2) '" f"K0(ï)'"-'î>-('-:'). en appelant n et no les moyens mouvements du satellite et de Mars; no et eo sont bien connus; n et a ont été donnés par M. Hall pour les deux satellites; enfin je prendrai, d'après un mémoire de M. Hartwig, où il est tenu compte de toutes les déterminations antérieures, 2a' = 1)',352, correspondant à une distance de Mars au Soleil égale à i . L'expression (3) me donnera \ -T- - ,3,91001) ;p— 1?) pour Deimos, jl ~ -= 15,99005) !p — {?) pour Phobos;

^-A!:^Ar.-i-K-cos2v; _ ViK-:-K')'- 4KK'sin'A Si l'on a p' > i, la valeur de y' sera comprise entre les limites p' — i et p'-f- 1, qui diffèrent de2i. Si l'on a p' < i, la valeur de y' sera comprise entre les limites i — p' et i-\- p', qui diffèrent de 2 p'. J'ai effectué les calculs en prenant, pour déterminer la position de l'équateur de Mars, les nombres fournis par les observations de W. Ilerschel, par les obser- vations de Bessel calculées par Oudemans, et enfin les nombres indiqués par M. Marth(Afon^/i/2/iVoh'ces, vol.XXXlX, p. 473) (V)- Les positions correspondantes de l'équateur de Mars diffèrent notablement; toutefois, dans les trois cas, j'arrive à des conclusions peu différentes. 'Soient Yi et y.» les limites inférieure et supé- rieure de l'inclinaison de l'orbite de Deimos sur l'équateur de Mars. J'ai trouvé les résultats suivants : Hypothèse I. Ilt-rsclicl, Oudenmiis. Msirth. Y, 4", 9 2", 7 0',1 Yj r, M 1.1 \ A Y;-Yi ^ •.. .. 1",7 1»,7 1",3 Cj Les nombres d'IhM-schel et de Bessel sont publiés plus haut; ceux de M. Martli sont : inclinaison du plan de l'équateur de Mars sur celui de la Terre ^ 3G%2GO; nœud = 47", 945. 1879 PASSAGE DE LA TERHK DEVANT I.E SOLEIL. 340 Hypothàsi* II. Ilersrhcl. nu:I(>Tnans. Martli. YJ 3-, 9 1",0 n-,2 r'^—yi 2',« 2%(j 2*,o On voit que, dans tous les cas, l'inclinaison de l'orbite de Deimos surTëquateur de Mars ne peut osciller qu'entre des limites distantes seulement de 3« au plus. Pour Phobos, les limites sont encore plus restreintes. Concluons donc que, si Mars est homogène ou bien si dans son intérieur la loi des densités est la même que pour la Terre, les orbites des deux satellites coïn- cideront toujours avec Véquateur de Mars, ou, du moins, ne s'en écarteront jamais que de très petites quantités. La même chose aura lieu évidemment si l'aplatissemont do. Mars est compris entre les deux limites qui répondent aux hypothèses I et IL CIIL 1879. - Passarje de la Terre devant le Soleil pour les hdbitants de Mars, A tous ces documents martiens nous pouvons ajouter le suivant, qui ofTre un intérêt d'un autre genre. Le jour de l'opposition de Mars en 1879, le Soleil, la Terre et Mars se sont trouvés si parfaitement en ligne droite que la Terre et la Lune se sont pro- jetées devant le disque du Soleil pour les habitants de Mars, comme Vénus et Mercure le font quelquefois pour nous. Voici, d'après les calculs de M. Marlh, les conditions dans lesquelles ce pas- sage s'est opéré : ENTREE. 1 SORTIE. 12no externe de 6 Le rayon apparent du Soleil, vu de Mars, était de 650", 5, celui de la Terre de 18", !, et celui de la Lune de 4", 9. Les angles sont comptés du point du disque solaire marquant la direction du pôle nord de l'orbite de Mars. Ce passage ne serait pas visible à Taûl nu pour des yeux analogues aux nôtres. Quand Vénus passe devant le Soleil pour nous, son disque mesure 00" de diamètre; celui de la Terre ne mesure ici que36^ Mais un instrument d'optique grossissant très peu suflirait pour l'apercevoir. 350 LA PLANÈTE MARS. Un phénomène analogue est arrivé le 8 novembre 1800 et se reproduira en mai 1905 et en mai 1984. Les passages de Mercure et Vénus devant le Soleil pour Mars sont beau- coup plus fréquents," mais ils n'ont pas la môme importance : Vénus est sen siblement plus petite que la Terre (vue de Mars) et Mercure est plus minur- cule encore. Au mois d'avril 1886, il y a eu un passage de Mars devant le Soleil pour Jupiter, Opposition de 1881-1882. Pendant cette opposition, Mars est resté plus éloigné de la Terre que pen- dant celles de 1877 et 1879 ; mais cet éloignement a été en partie compensé par la déclinaison plus boréale de la planète, lui permettant de s'élever davantage au-dessus de notre horizon. L'hémisphère nord de Mars se pré- sentait mieux à notre vue, la latitude du centre du disquo étant 4- 7* en novembre 1881 et le pôle nord étant à l'intérieur du disque, à 7** du bord. Mais cette inclinaison diminua assez vite, car, au commencement de dé- cembre, elle descendit à 5® et, à la fin de ce mois, le pôle nord cessa de nou- veau d'être visible, l'équateur occupant le centre du disque au moment do l'opposition. En janvier et février, la planète se présentait à peu près de face, et l'on voyait semblablement les deux pôles. DATE DE l'opposition : 26 DÉCEMBRE. Présentation de la planète : Le pôle austral est encore incliné vers la Terre, mais lo pôle boréal arrive. A la date du G janvier, le plan de l'équateur de Mars passe par la Terre. Lntitudc Diamètre Phase Ce phénomène paraît arriver à une époque délerminêe et se produire à peu près simultanément sur toute l'étendue des continents de la planète, .■Vucun indice ne s'en est signalé en 1877, pendant les semaines qui ont pré- cédé et suivi le solstice austral de ce monde. Un seul cas isolé s'est présenté en 1879 : le 26 décembre de cette année (un peu avant l'équiDoie do prin- temps, qui est arrivé pour Mars le 21 janvier 18801, j'ai remarqué le dédou- I blement du Nil, entre le lac de la Lune et le golfe Céraunlquc. Ces deux Ë traits réguliers égaux et parallèles me causèrent, je l'avoue, une profonde I FLUU|AH|0.^. — Mais. ii 354 LA PLANÈTE MARS. surprise, d'autant plus grande que, quelques jours auparavant, le 23 et le 24 décembre, j'avais observé avec soin cette même région sans rien décou- vrir de pareil. J'attendis avec curiosité le retour de la planète en 1881 pour savoir si quelque phénomène analogue se présenterait dans le même endroit, et je vis reparaître le même fait le 11 janvier 1882, un mois après l'équi- noxe de printemps de la planète (qui avait eu lieu le 8 décembre 1881 : le dédoublement était encore évident à la fin de février. A cette même date du 11 janvier, un autre dédoublement s'était déjà produit : celui de la section moyenne du canal des Gyclopes, à côté de TElysium. )) Plus grand encore fut mon étonnement lorsque, le 19 janvier, je vis le canal de la Jamuna, qui se trouvait alors au centre du disque, formé très correctement par deux lignes droites parallèles, traversant l'espace qui sé- pare le lac Niliaque du golfe de TAurore. Tout d'abord je crus à une illusion causée par la fatigue de l'œil et à une sorte de strabisme d'un nouveau genre ; mais il fallut bien se rendre à l'évidence. A partir du 19 janvier, je ne fis que passer de surprise en surprise; successivement l'Oronté, l'Eu- phrate, le Phison, le Gange et la plupart des autres canaux se montrèrent très nettement et incontestablement dédoublés. 11 n'y a pas moins de vingt exemples de dédoublement, dont dix-sept ont été observés dans l'espace d'un mois, du 19 janvier au 19 février. » En certains cas, il a été possible d'observer quelques symptômes précur- seurs qui ne manquent pas d'intérêt. Ainsi, le 13 janvier, une ombre légère et mal définie s'étendit le long du Gange ; le 18 et le 19, on ne distinguait plus là qu'une série de taches blanches; le 20, cette ombre était encore indécise, mais le 21 le dédoublement était parfaitement net, tel que je l'ob- servai jusqu'au 23 février. Le dédoublement de l'Euphrate, du canal des Titans et du Pyriphlégéton commença également sous une forme indécise et nébuleuse. » Ces dédoublements ne sont pas un effet d'optique dépendant de l'ac- croissement du pouvoir visuel, comme il arrive dans l'observation des étoiles doubles, et ce n'est pas non plus le canal lui-même qui se partage en deux longitudinalement. Voici ce qui se présente : A droite ou à gauche d'une ligne préexistante, sans que rien ne soit changé dans le cours et la position de cette ligne, on voit se produire une autre ligne égale et parallèle à la première, à une distance variant généralement de 6** à 12°, c'est-à-dire de 350 à 700 kilomètres ; il parait même s'en produire de plus proches, mais le télescope n'est pas assez puissant pour permettre de les distinguer avec certitude. Leur teinte parait être celle d'un brun roux assez foncé. Le paral- lélisme est quelquefois d'une exactitude rigoureuse. Il n'y a rien d'analogue dans la géographie terrestre» Tout porte à croire que c'est là une organisation J 1 i si ^ 356 LA PLANÈTE MARS. spéciale à la planète Mars, probablement rattachée au cours de ses saisons. » Voilà les faits observés. L'éloignement de la planète et le mauvais temps empêchèrent de continuer les observations. Il est difficile de se former une opinion précise sur la constitution intrinsèque de cette géographie, assuré- ment fort dijflférente de celle de notre monde. Si le phénomène est réellement lié aux saisons de Mars, il est possible qu'il se reproduise pendant le pro- chain retour de la planète. Le 1" janvier 1884, la position de Mars à l'égard de ses saisons sera la même que celle du 13 février 1882, et le diamètre ap- parent sera de 13*^. Tout instrument capable de faire voir sur un fond clair une ligne noire de 0^,2 de largeur et de séparer Tune de l'autre deux lignes comme celle-là, écartées de 0'',5, pourra être employé à ces observations. a Dans l'état actuel des choses, il serait prématuré d'émettre des conjec- tures sur la nature de ces canaux. Quant à leur existence, je n'ai pas besoin de déclarer que j'ai pris toutes les précautions commandées pour éviter tout soupçon d'illusion : je suis absolument sûr de ce que j'ai observé. » Ainsi s'exprimait l'habile astronome dans son premier article sur ces étranges observations. 11 suffit, d'ailleurs, de regarder la carte qui accom- pagne cet article (fig. 195) pour être absolument étonné de pareilles décou- vertes et en croire à peine ses yeux. On s'explique aisément le scepticisme général qui les accueillit. Nous les examinerons avec soin ; mais nous de- vons tout de suite exposer dans tous ses détails les observations complètes de M. Schiaparelli, d'après son troisième mémoire [*), Ces observations s'étendirent sur un espace de six mois, du 26 octobre 1881 au 29 avril 1882. « On a retrouvé tous les canaux vus en 1877, entre autres rHiddekel, resté douteux en 1879, et la Fontaine de Jeunesse, invisible en 1879. Des causes, probablement en rapport avec le Soleil, mirent à nu une grande quantité de particularités nouvelles. La couleur rouge clair mclée de blanc qui occupait, en 1877, toute la zone équatoriale au nord du grand Diaphragme et, en 1879, s'étendait encore considérablement, disparut presque entièrement en janvier et février 1882. On commença à distinguer, dans ce voile lumineux, des ombres indistinctes entourées de taches informes, de couleur orangée ; ces ombres devinrent graduellement plus sombres et mieux définies et ne tardèrent pas à se transformer en groupes de lignes plus ou moins noires. En même temps, la coloration orangée s'étendit et finit par prendre, à part quelques exceptions, toute la zone dite continentale. La vaste étendue nommée océan et golfe Alcyonien qui, en 1879, paraissait grise et indéterminée et qui semblait plutôt de caractère maritime, se résolut en (') Osservazioni aelronomiche c fisiche, etc. Memoria terza (Reale Accademia de Lincei» Roma, 1886). 1880-82 SCHIAPARKLLI. - OBSEUVATIONS ET DBSSIN'S. 357 toulfes très compliquées de petites lignes. Alors alla en se dévoilant le fait curieux et inattendu de la géniination des canaux, lequel probableinent con- duira à modifier considérablement les opinions courantes sur la constitution physique de la planète. » L'auteur reprit la détermination de la direction de l'axe de rotation, et trouva des résultats qui confirment absolument ceux que nous avonc exposés plus haut, d'après les mesures de 1877 et 1879. Pendant celte opposition de 1881-1882, 162 esquisses partielles ont été prises, et 15 dessins d'ensemble du disque. Il est bien préférable, lorsque la vision est excellente, de ne pas perdre son temps à faire des dessins d'en- semble. La carte que l'on trouvera plus loin {pg. li)5, p. 361)a été publiée dans le mémoire de M, Schiaparelli, que nous analysons ici, et construite, pour la partie australe et jusqu'au ^O' degré de latitude nord, d'après les observa- tions de 1877 et 1879, et pour la partie boréale, d'après celles de 1881, 1884 et 188G, qui permirent de compléter l'examen total du globe martien. Lorsqu'il s'est agi de construire la carte de Mars pendant celte opposition, une grande difficulté s'est présentée, par le changement singulier qui com- mença à se produire dans l'aspect de la planète vers le milieu de janvier. spécialement par suite du dédoublement des canaux. Pour éviter de con- fondre ensemble en une seule représentation des choses qui appartiennent probablement à des conditions physiques difTérentes, il eût élé nécessaire de séparer toute la série des observations en deux périodes et de dresser une carie pour chacune. Mais, pour la première période, les observations étaient insuffisantes. Les géminalions appartiennent toutes à la seconde pé- riode, mais peut-Otre certains aspects remontaient-ils déjà à la première. L'auteur a construit la carte ci-après sur l'ensemble des observations de celte opposition, sans distinction de temps, et lui a adjoint une autre carte, que nous retrouverons plus loin (à la seconde Partie de cel Ouvrage), représen- tant l'hémisphère boréal. La carte publiée plus haut (p. 355) u'était que provisoire. Les lecteurs de ce livre ont déjà remarqué sur la première de ces cartes, et remarqueront aussi sur la seconde l'exlrémité inférieure de la mer du Sablier, qui se contourne en forme de serpent. L'astronome italien ayant donné le nom de Grande Syrie à celte mer, el celui de Nil au fleuve qui s'y rallache, a donné le nom de Nilosyrtis h cette extrémité si singulièrement élargie el assombrie, et le nomdeBoreosyrlis à la continuation de ce serpent. Le Nilosyrtis ressemble à la queue du Scorpion des dessins de Secchi en 1858 |p. 1401 Comparer aussi un dessin de Dawes en 1864 (p. 187). un de nous-méme en 1873 (p. "214). et ceux de Gveen la même année (p. 219). Mais 358 LA PLANÈTE MARS. le Boreosyrtis nous paraît bien incertain ou signale des variations plus con- sidérables encore que toutes les précédentes. L'auteur a ajouté semblablement de nouveaux noms pour les configura- tions nouvellement dessinées. Nos lecteurs saventque,de toutes les régions de la planète. Tune des plus claires est le continent Béer de notre carte (p. 69), gui s'étend à la droite de la mer du Sablier. C'est, en général, une région brillante et uniforme. Pen- dant l'opposition de 1881-1882, M. Schiaparelli a fait là des observations fort curieuses. Au commencement (9-14 novembre), on ne trouva là aucune différence notable avec ce qui avait été vu en 1879. Les mômes canaux s'y voyaient, non tous également distincts, et Tunique différence importante fut l'appa- rition du lac Isménius, que Ton commença à voir le 12 novembre sous la forme d'une tache, au point où TEuphrate vient couper le cours du Proto- nilus. Dans la seconde période des observations ( 14-29 décembre), un voile de nature inconnue parut s'être retiré de cette région ; le Protonilus, qui d'abord avait l'aspect d'une ligne unique, se montra séparé en deux cours parallèles, portant chacun son lac Isménius. Dans la troisième période d'ob- servations ( 17 janvier- 4 février), TOronte, l'Euphrate, le Phison, le Tipho- nius apparurent tous géminés, l'IIiddekel, invisible en 1879, reparut, et rOxus proloiigea son cours au delà du Gehon jusqu'au Deuteronilus {voir la carte, p. 361). Ainsi voilà une tache, le lac Isménius, qui se montrait bien nette et unique les 12, 13 et 14 novembre, sans que personne pût y soup- çonner aucun indice de séparation, et, le 23 décembre, on voyait là deux lacs égaux, qui s'allongèrent dans le sens des latitudes pour aboutir les 28 et 29 décembre aux aspects dessinés sur la carte. Il en était encore de même le 22 janvier. L'Oronte a été l'un des canaux les plus évidents. Il se dédoubla le 18 jan- vier. L'Euphrate et le Phison restèrent également nets, simples et évidents jusqu'au 18 janvier. Le 19, ils parurent élargis et indécis. Le 20, observation empêchée par des nuages. Le 21, tous deux étaient doubles, et dans une ad- mirable netteté. Leur couleur n'était pas celle des mers, mais une sorte de brun rougeâtre « una specie di bruno rossegiante ». Ces canaux n'avaient pas changé de place, mais il s'était formé, non loin d'eux, une ligne secon- daire absolument parallèle. L'Indus s'est montré très large pendant toute cette opposition, la moitié environ de la largeur de Nilosyrtis. (C'est la baie Burton de notre carte : même lirgeur.) Le lac Niliacus s'est montré séparé de la mer Acidalium par un isthme jaune que l'observateur a nommé Pont d'Achille. Les contours de ces deux 1881-82 CHIAPAHELI.I, - OBSERVATIONS ET DESSINS. taches ne sont pas entièrement terminés, excepté au pont d'Achille, Ce lac Nîliacus n'est pas noir, mais d'un brun jaunâtre. On reconnaît cette tache (lac Nilîacus et mer Acidaliurn) sur les dessins de Rnobel en 1873, et Bœddickeren 1881-188-3. En obsen'ant le Gange, on constata maintes fois à. sa droite la présence d'un point noir, qui n'était autre que la Fontaine de Jeunesse. Ce point sl' rattachait au Gange par un fil. Puis un dédoublement du Gange passa à tra- vers, du golfe de l'Aurore au lac delà Lune. ( Voy. la carte, p. 361.) Au lac de !a Lune, qui paraissait simplement formé par l'intersection des lignes qui s'y croisent, le Nil se montra dédoublé à partir du 12 janvier, et, très neltoment b. partir du 19, comme des lils gris h travers des champs do neige. Il en fut de môme le 18 février. Cette géraination du Ni! avait déjà été observée, comme cas unique, en 1879, le 26 décembre, un mois avant l'équinoxe, qui arriva le 31 janvier suivant. En 1881, le phénomène ne com- mença à se pi'ésenter, d'une manière indécise et confuse, que le 1 i janvier. un mois après l'équinoxe, arrivé le 8 décembre. Si donc le phénomène est lié à la révolution annuelle de Mars, ce n'est pas par un lien étroit el rigou- reui, mais plutôt par une relation analogue à celle des saisons terrestres, où l'on observe des irrégularités plus ou moins étendues. Au-dessus du lac du Soleil, la Thaumasia est d'une couleur jaune brun, rsssemblant entre autres a celle de la Libye, ton tout dilTérenl du jaune clair et presque blanc d'Ophir et de Tharsis. Le lac du Soleil n'était plus rond, comme en 1877, ni pointu, comme en 1879, mais ovale, comme on le voit sur la carte. Ces variations de forme sont irrécusables. L'observateur a cherché, sans succès, à retrouver la forme qua- drilatère ou rhumboïdatc dessinée par Lohse et Burton {voy. p. 318 et 319). Très foncé, et plus noir au bord du disque qu'au centre, L'Araxe a présenté la forme rectiligne de 1879, et non la courbe sinueuse de 1877. Le Ceraunius, avec l'Isis et le Phase, occupent bien la place de la passe de Bessel de la carie de Proctor. L'île neigeuse de Dawes [Dawes'Snow Island) ou Argyre, a toujours paru Irés blanche, comme en 1877. Le détroit d'Herschel a été revu sous la forme serpentine dessinée par Kaiser en 1862, les 31 octobre et tO décembre (p. 174). La terre d'Ogygès, dont on n'avait ini, en 1879, que de légers indices, a été observée plusieurs fois en 1882, mais beaucoup plus blanche el plus brillante au bord du disque que dans l'intérieur. — Nuages ? Dans la mer Erythrée, on a remarqué certaines régions foncées, mais non pas noires, telles que les terres de Deucalion. de Pyrrha. de Protêe. mon- 360 LA PLANÈTE MARS. trant avec évidence quïl existe sur Mars des régions de transition, entre les obscures et les claires. Le canal des Titans a fait Tobjet d'observations très perplexes et plus ex« traordinaires encore que les précédentes. On le voit le long du 170° méridien : cette ligne a été visible jusqu'au 9 janvier. Du 10 janvier au 10 février, on voyait à côté une second canal, partant aussi, en haut, du golfe des Titans, mais se dirigeant vers l'extrémité droite de la Propontide. Dans une troi- sième période, les 12 et 13 février, ce second canal avait disparu et Ton voyait une autre ligne, cette fois parallèle à la première. Quelle part faut-il faire à Tillusion ? La a neige olympique » de 1879 n'a pu ôtre retrouvée. Sur sa carte de 1879, M. Schiaparelli avait donné le nom de mer Polaire boréale (comme on le voit aussi sur notre carte, p. 69) à une longue tache grise qui semble en effet entourer le pôle nord. Pendant ses observations de 1881-82, il se convainquit qu'il n'y a pas là une étendue assez vaste pour être comparée à la* mer Polaire australe, mais plutôt plusieurs mers ou lacs, tels que la mer Acidalium, la Propontide, lo détroit d'Anian, le Tanaïs, l'Alcyon, ne formant pas un ensemble continu et laissant probablement une terre libre au pôle boréal. La mer Maraldiou mer Cimmérienne a été vue avec sa forme habituelle, et très foncée sur ses bords. Mais, dans sa région médiane, elle était si claire que l'observateur» considère cette région comme une longue île, ressemblant à une queue de comète, étroite et brillante à droite, large et moins claire en s'étendant vers la gauche. Les deux îles de Thulé ont montré des taches blanches aussi brillantes que les neiges polaires, moins grandes que ces îles, et qui ont changé de place. A droite de l'Elysée, on voit un canal courbe, double aussi, THyblaeus. C'est un cas à peu près unique, sur la planète, d'une gémination curviligne. Comme nous l'avons déjà remarqué plus haut, la partie inférieure de la mer du Sablier, nommée Nilosyrtis, a été vue pendant cette opposition, élar- gie et assombrie, atteignant presque la largeur de la mer Tyrrhénienne, ce qui n'existait pas en 1879. Cet élargissement avait déjà été observé par Sec- chi en 1858, Burton en 1871, 1873, et Green en 1873. Il y a là aussi des varia- tions certaines. Nous pouvons appliquer la même conclusion à la région voisine nommée Boreosyrtis. La Libye présenta une coloration rouge foncé, et sa surface rappelait l'as- pect d'un tissu pelucheux, velu, ou, si Ton veut, donnait l'impression d'être parsemée de petits pores. La « neige atlantique » a été visible pendant toute cette opposition. De plus, ^ ■' : — : — -J"' 1310 ' — 1' J^ VM iVib" k , i: fC ■Hàl Il JK "l ^ l« \L BkViy ^ ; " Ëu'^ • •' = ''■iiiiiiiii,,i i,i,iiJ si i ' 'TÏ: '^ Jk j ^> ' i"'i ■ laBftiïSVV,;!'» iTirlJllîlèllliiiâ*^ /' g tS i 1:1 ''lliilHPIlilHD S "n / 1 . *"ll? •t s -. ^ ' B 1 «^Ijkr' ■>;f^ 1 1] , '' s '• " " '^i M it s ■'\ M " sr- Î>i3'. : ^w " « 5i : / _.- 3| I ~ ,'ii ^^MHÊÊ^ u \ SJ ^ S. S! ■PlK * ^ "- il '^H L^ S.!> as : u- [m iS^i iiiiic^' 5? , s; !.. _^ «^ WJitWi i ^fl^f" W'i B! K- tf^ s < iÇ;|^ ^1 î ^1 % ■^ »■ "j||Hr ■j.'Js^ an 9 z l:]SS! éiff ^j^M"^ rffcA. l„.«a 1 ' ' ' -■'■'ïS'W'iffS - ii»?!,;iai \ ?■ •■■Jii!^*^ ■ " ■ ■■S?''*?* • Kff'^ ||Ui!L, K gW^^ ; P/feS-. : \\' ]' ■■■'v.ï^ fn-^t^ , i p n > Mw «1 33fâ^ZvW~ "W "' ''^rnH =A^^ t ' — jA 1 , ';,.;;,.:sl w -, i*?T f L 9 X i f;-' 362 LA PLANÈTE MARS. la région d*Isis a montré d^autres taches blanches, surtout au promontoire qui forme un angle entre la mer du Sablier et le Népenthès. Le marais Coloë n'a plus été revu. En résumé, ce qu'il y a de plus curieux dans les découvertes faites pendant cette période, outre les variations de tons et d'étendue signalées, ce sont évidemment les dédoublements de canaux qui doivent le plus frapper notre attention. Il n'y en a pas moins de trente, sûrement constatés. Plusieurs se sont opérés sous les yeux mômes de l'observateur, et l'opération s'est souvent accomplie en vingt-quatre heures. Si Ton réfléchit qu'il s'agit là de lignes larges de cent kilomètres environ et longues de mille et davantage, la rapi- dité avec laquelle le phénomène se produit mérite la plus sérieuse attention. Il ne s'agit pas ici d'un effet optique analogue au dédoublement d'une étoile obtenu par le grossissement d'un oculaire, ni de la séparation d'une ligne simple en deux autres, mais de Vaddition d'une ligne nouvelle à côté d'une autre antérieure, et parallèlement, à la distance de 4** à 12**, c'est-à-dire de 240 à 700 kilomètres. Aux intersections de ces lignes doubles qui se croisent dans tous les sens, on remarque un accroissement dans la teinte de ces lignes. On croit voir comme un réseau géométrique de lignes parfaitement régulières, faites à la règle, au compas et à l'encre de Chine. Cette régularité, ainsi que le caractère transitoire et probablement pério- dique de ces étranges formations, ne permettent pas de les assimiler aux formations de caractère géographique, par exemple aux taches qui ont reçu le nom de mers, de lacs, de continents ou d'îles. Il semble aussi que les gé- minations ont pour résultat de régulariser, d'uniformiser la ligne anté- rieure. Ainsi, l'Euphrate, vu simple en 1879, avait quelques irrégularités ou ondulations; dédoublé en 1882, il était parfaitement nettoyé et régularisé. La Jamuna, en 1879, n'avait pas une largeur uniforme, mais elle l'acquit en 1882, après la gémination. L'Hephestus formait avant son dédoublement une tache allongée irrégulière, mais ensuite deux traits parfaitement uniformes. La gémination s'annonce en général par un état nébuleux du canal. Il semblerait que celui-ci devînt une nébulosité avant de donner naissance au phénomène et de se partager en deux. C'est comme des soldats disséminés qui, insensiblement, s'aligneraient sur deux colonnes. Ce sont donc là des formations variables, déterminées par des causes locales et susceptibles de se reproduire périodiquement sous les mêmes aspects. En combinant les dates d'observations, on trouve que le phénomène correspond à certaines saisons de Mars, qu'il commence à se manifester vers l'équinoxe de printemps de l'hémisphère boréal (arrivé le 8 dé- 1881-82 SCHIAPARELLI. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 363 cemlire 1881 ), et s'effectue surtout dans le second mois après cet éfiuinoxe. qu'après avoir duré plusieurs semaines ou mSme quelques mois, il disparaît, de sorte qu'il n'en reste aucune trace à l'ôpuque du solstice boréal. Ces gé- minations occupent donc toute la saison que nous appelons printemps do l'hémisphère boréal. Existe-l-it quelque chose d'analogue on automne? C'est ce que les observations qui pri^cêdent ne permettent pas de décider. On peut remarquer que, sur la planète entière, il y a une grande ten- dance au dualisme et i la symétrie. Des lacs sont séparés en deux par un isthme; le détroit d'Herschel a été vu longitudinalement blanchi dans sa région médiane, ainsi que la mer Maratdi; la mer du Salilier a son pendant il la baie Burton, la baie du Méridien est double, etc.. etc. Quant à l'explication... I! n'y a rien d'analogue sur la Terre. Après la publication de ces trois cartes de M. Schiaparelli \fig. 174, 185 et 195), la revue astronomique anglaise The Obseraatory, dirigée par MM. Ghristie et Maunder, publia un article spécial sur ces travaux ['lidont la conclusion est que, sur ces trois cartes, la seconde est plus conforme que les deux autres aux tracés bien connus de la planète et doit être préférée à celles de 1877 et 1881, et que certains canaux peuvent ^tre les limites de districts nuancés de demi-tons, tandis que d'autres peuvent être des illusions dues peut-être à l'emploi de grossissements trop forts. « Nor would it be the flrst time that a distluguished astronomer bas fallen intu that mistake. > En général, les astronomes anglais partagôi-ent le même sentiment de scep- ticisme â l'égard du réseau de lignes tracé par l'astronome italien sur ses cartes, comme on peut le voir en se reportant aussi aux autres publications périodiques spéciales, telles que English Meehanie, Nature, etc. A la séance de la Société aslronomique de Londres, du 14 avril 1882 ('). il y eut une discussion fort intéressante sur les observations de M, Schia- parelli, entre MM. Green, Maunder et Rand Capron. M. Proctor venait de publier, dans le Times, un article sur les « canaux » et leur dédoublement, article dans lequel il suggérait que les habitants de Mars doivent lître en- 1 des travaux d'ingénieurs d'une vaste étendue, attendu que ces canaux sont tracés dans toutes les directions et gardent entre eux une éton- nante régularité de distance. « M. Green ajoutait : « Je n'ai pas l'intention d'introduire aucune espèce de plaisanterie dans un sujet aussi sérieux, maïs je crois que nous ne devons pas reconnaître ces singuliers aspects de Mars comme réels jusqu'à ce que d'autres observateurs les aient revus avec cer- titude. Les canaux qui ont été vus, il y a un certain nombre d'années, ont constamment changé, soit dans les dessins d'un même observateur, soil {■/ The Ob^eroalorij. May, I, 1882. Cj Iil. Ici. .May, I. 1882. 36i I.A PLANÈTE MARS, dans ceux de plusieurs. Ou en trouve dans les dessiDs de Dawes, mais les lignes tracées par Dawes n'existent pas dans les dessins de M. SchiaparelU. On retrouve, au contraire, les lignes tracées par Dawes dans les dessina de I M. Burton. Je ne pense pas que ces tracés soient imaginaires, maiw il ma semble que ce ne sont pas là des choses permanentes sur la planète, o M. Maunder exprime, de son cùlé, l'idée que les canaux dessinés par l'ob- sen'ateur de Milan ne sont pas des lignes réelles. Plusieurs peuvent être ducs à des illusions d'optique; plusieurs paraissent ^Ire des bordures de districts ombrés. M. SchiaparelU parait prolonger ses lignes au delà de leur longueur réelle, par exemple, lorsque deus lignes sombres se dirigent l'une vers l'autre, il les prolonge jusqu'à ce qu'elles se rencontrent, ce qui n« paraît pas être réel. M. Green pense, comme M. Maunder, que les canaux dont il s'agit indi- quent tout simplement les bords de taches légèrement ombrées. Les astronomes anglais s'accordent à réclamer des observations nouvelles avant d'admettre l'existence réelle de cet étrange réseau de lignes droites qui s'entrecoupent dans tous les sens. CVl. Même opposition, 1881-1883.— Otto BcfEODicKER. Observations ei dessins [']. A la séance du 17 avri! 1883 de la Société royale de Dublin, lord Rosse communiqua les observations faites à son Observatoire de Birr Castle, par (') Notes on Uie phijiticat appi-'ai'cncr of the plaiiel .Wars. iftJT Caslle Observatory i^cienli/Jc Tramaclîons ot Ihe lioyal DiMin Society, 1882.) bUillDICKER. — C-E. BUHTON. 365 M. Ollo Bojddicker, Ces observations s'étendent du 19 novembre 1881 au S3 janvier 188-3, et sont accompagnées de 18 dessins. Elles ont été faites au grand télescope de trois pieds d'ouverture, grossissement = 216. En général, les taches claires ou continentales ont paru orangées, et les taches foncées ou maritimes ont paru bleues. La mer du S;ibîier " Hour-glass » a paru bordée, le long de son bord précédent, d'une zone claire assez brillante. Parmi ces dessina, nous en reproduirons deu.K [llg. lOli), remarquables par leurs détails et qui montrent, en même temps, combien il est facile de donner corps à des images transitoires et indécises. Dans le premier, du 20 décembre, la baie du Méridien se trouve au centre : elle ressemble A unû feuille à l'extrémité d'un ruban, et rappelle les anciens dessina dt; 1830, On remarque, à sa droite, le détroit Arago H la baie Burton descendant 'a la merKnobel : c'est l'Indus de M. Schiaparetli. Sur le second dessin, du 26 dé- cembre, à 1 PSô", on voit la mer du Sablier présenter, à son e-^trémité infé- rieure, un étranglement et un coude certainement exagérés. CVII. Même opposition, 188I-I882. — C.-E. Buhton. OOservaihns et dessiiui']. Ces observations ont été faites en février, mars et avril 1883, à l'aide d'un 18Si. (leasin de M. Burluu. télescope de 9 pouces d'ouverture, armé de grossissements de 270 et 600, cl présentées à la môme Société, le 17 avril 1882. L'auteur remarque d'abord que 0 la neige polaire boréale a été vue constamment, et surtout en deux (') Nolea on thù aspect ofMar» in 1883. ( $ei«n(iA'c Tnnaaction» of the royal Du- blin yociely, IBSî.) i. 366 LA PLANÈTE MARS. soirées d'excellente définition, de forme compliquée et lobée, une échancrure étant surtout bien visible dans le contour elliptique, vers la longitude 300°, comme si la matière blanche avait fondu là plus vite qu'ailleurs, sousTin- fluence d'un Soleil alors presque au solstice » . Nous reproduisons ici le dessin du 13 mdLrs{fig. 197), qui montre cette neige du pôle inférieur bilobée. Deux autres régions blanches sont visibles sur la planète, l'une voisine de l'extré- mité nord de la terre de Burckhardt, l'autre correspondant à la « neige atlan- tique». La mer du Sablier a paru bordée d'une zone blanche, du côté gauche, ou suivant, comme nous l'avons déjà signalé en d'autres circonstances. Dans ce dessin, on voit la mer du Sablier s'arrêter à la mer Flammarion, comme si la Libye, au lieu d'être envahie par la teinte grise, s'avançait, au contraire, dans la mer. Le 11 mars, cette blancheur était encore plus marquée. L'auteur croit avoir identifié plusieurs canaux de M. Schiapparelli, mais n'a aperçu aucun dédoublement. CVIII. Même opposition, 1881-82. — Niesten. Observations et dessins (*). L'habile astronome de l'Observatoire de Bruxelles a fait ces observations du 12 décembre au 1 6 mars, à l'aide du même instrument et dans les mêmes conditions que celles de l'opposition précédente ; elles présentent vingt dessins avec leur description sommaire, montrant un grand nombre de dé- tails. Il est bien certain, ici aussi, que l'œil de l'observateur joue un grand rôle dans le résultat obtenu. Considérons, par exemple, parmi ces dessins, ceux que nous reproduisons ici, et qui montrent presque exactement la planète du même côté, la mer du Sablier étant au méridien central (longitude de ce méridien = 303® pour la figure de gauche et 304** pour celle de droite). Le premier est du 31 janvier 1882, le second du 21 décembre précédent. Voici un extrait de la description de M. Niesten. L'auteur emploie, non sans rai- son satisfaisante, l'ancienne nomenclature pour les grandes taches qui sont certaines, et la nouvelle pour les canaux, qui paraissent si variables (-). (») Observations sur l'aspect physique de la planète Mars en 1881-82. Annales de l'Observatoire royal de HruxelleSy t. VII, 1890. (*) A propos de ces nomenclatures, voici ce qu'on lit dans le Rapport annuel de la So- ciété royale astronomique de Londres, février 1884 : « Il is most désirable that there should be some agreement established among astro« nomers onthe question. The principle adopted by M. Proctoi*, of designating the « land and seas » by the names of astronomers» wat provisionally a convenient one, and this was continued by M* Gt'een and M. Flammarion in theirmaps^ but with modifications. Prof. Schiaparelli has adopted the divisions of land and water, but selected his names from ancient geography and history, and the confusion in the nomenclature thus intro- duced renders the discussion of any particular région of the planet rather difficult. Jt is désirable that thèse différent Systems should not continue^ and that somc agrecd nomenclature should be gène rail y adopted. * 1881-92 NIBSTEN. — OBSERVATIONS ET DESSINS 3 i janvier. — Dessin très curieux {/ig. 198, A) . Les ombres paraissent comme de minces lignes grisâtres qui sont dédoublées, La mer du Sablier est plus foncée vers l'Est. La Libye est teintée de gris, c'esl-à-dire que la mer Main s'étend jusqu'à la mer Flammarion. Le Tholli est très aiipareni, ainsi que le Protonilus et TArethusa. Ainsi, dans ce dessin, IcThotli, que l'on voit àgaucbedelamer du Sablier. serait aussi large qu'elle. Ce n'est pas probable, et l'effet a dû être produit par une vue imparfaite de la région, les détails se confondant en une sorte d'ombre grise. On est ici à la limite de la visibilité. Ce dessin est bien curieux par lesiièce de dédoublement longitudinal du détroit d'Herschel, asseï rare, mais réel. La figure voisine [fig. 198,111, du 21 décembre, montre une différence asseï sensible avec lu préciidentc. La mer du Sablier y revôt mieux sa forme clas- sique ; elle est sombre à l'Est, grise à l'Ouest. La mer Main se prolonge pour tourner vers le Nord-Ouest et commencer le Tholh. Le détroit d'Herschel semble finir en golfe au-dessus de la mer du Sablier. On reconnaît le Prolo- nilus, duquel s'élève l'Euphrale, dont la contrée contiguë à l'est est teintée de gris. Dans un autre dessin, du 21 décembre, on trouve aussi un aspect analogue: les «canaux «^emblenldes limites de régions teintées ou voilées, comme le pensent plusieurs observateurs anglais. Ces observations sont, comme on le voit, très précieuses, en ce qu'elles reculent aussi loin que possible les limites des choses obser- vables sur Mars. Elles confirment celles de Milan, sans toutefois les préciser, en les faisant flotter, pour ainsi dire, dans un plus grand vague. 368 LA PLANÈTE MARS. M. N. de Konkoly a publié (*) les observations faites à son observatoire par M. A. de Gothard. Il y en a 36 de Jupiter et 9 de Mars, dont trois dessins sont reproduits : ceux des 10 novembre, 22 et 25 décembre. On n'y relève rien de particulier, sinon que la mer du Sablier y est représentée assez large, surtout à la dernière date. L'instrument est un bon réfracteur de Merz. Pas de détails. L'observateur a surtout remarqué que les couleurs des taches sont plus évidentes dans la région centrale du disque que sur le contour. Le cap polaire nord s'est constamment montré d'une belle couleur blanche. CIX. 1882. — Trouvelot. Remarques sur la planète Mars. Nous avons déjà signalé les observations faites par M. Trouvelot en 1873 et nous avons commencé d'exposer les déductions formulées par lui en 1882 dans son excellent Manuel (*). Continuons ici cet exposé avant d'arriver aux observations de 1884. Les aspects de la planète demandent à être analysés avec un soin particulière- ment méticuleux. On peut facilement prendre des nuages pour des neiges polaires. L'obser- vateur a remarqué que, pendant l'hiver de l'hémisphère sud, la neige polaire est la plupart du temps invisible, cachée par les nuages qui s'amoncellent dans ces régions. En 1877, pendant plus d'un mois, il prit pour le cap polaire cette couche de nuages, qui recouvrait au moins un cinquième de la surface totale du disque; il ne reconnut son erreur que lorsqu'à l'approche de l'été ces nuages ayant graduellement disparu laissèrent voir réellement la neige polaire, d'abord très vaporeuse, ensuite parfaitement nette, sous forme d'une calotte beaucoup plus petite que la couverture antérieure de nuages. Ces nuages ressemblent à des nappes de cumulus, se formant pendant l'automne et l'hiver, et se dissolvant au printemps. L'observateur croit que la glace polaire disparaît entièrement en été, et que cette disparition est arrivée notamment en 1877. — Cette observation n'est pas conforme aux autres. En réalité, il reste toujours un peu de neige, une tache d'environ 120 kilomètres de largeur, excentrique au pôle. L'auteur conclut, d'autre part, que les neiges et les glaces (quelles qu'elles soient d'ailleurs) fondent sur Mars à une température supérieure à celle qui opère la même réduction sur notre planète, car ici les neiges arctiques et an- tarctiques ne fondent jamais entièrement. « If the polar spots are composcd of a white substance melting under the rays of the Sun, as seems altogether probable, its melting point must be above that of terrestrial snow. » (Nous avons émis, (') Beobachtungen angeatell am astrophysikalischen Observatoriiim in 0 Gyalla. Vierter Band, Halle, 1882. (») Voyez p. 224. DOWNING. PRITCHETT. — DEAMÊTHE DE MARS, 360 1665, page 199, uae pensée sensiblement difTérente. Les conditions de pression atmosphérique, de pesanteur, etc., étant autres, les neiges peuvent être d'une nature physique aulre, et Fondre à uq degré thermométrique plus bas, lequel serait, pour la température moyenne de Mars, le zéro de la planète, ce point zéro pouvant nous paraître, d'ailleurs, supérieur au nôtre, parce que les effets qui se produiraient & ce degré thermométrique seraient analogues à ceux qui se pro- duisent ici à un degré plus élevé.) Plusieurs des taches sombres de Mars, et spécialement celles dont les riv€s septentrionales forment une bande irrégulière sur les régions équatoriales, se montrent bordées de ce c6té par une bande blanche suivant toutes les sinuosités du rivage. Cette bordure blanciie est variable. Parfois elle est excessivement brillante, surtout en certains points, qui égalent presque la blancbeur polaire; parfois elle est si faible que l'on peut à peine la reconnattre, malgré la transpa- rence de l'atmosphère martienne et la visibilité des taches. Adoptant les vues exposées par M. Green i la suite de ses observations de IS77, lauteup attribue ces franges blanches des côtes des mers martiennes à des condensations de va- peurs sur les sommets de chaînes de montagnes élevées bordant ces mers, ana- logues aux Andes et aux montagnes Itocheuses qui bordent l'océan Pacifique. Ces plateaux élevés dessineraient même parfois des protubérances le long du termi- nateur ; le district montagneux lo plus élevé parait être situé entre GO" et TO» de latitude sud, vers l'extrémité occidentale de la terre de Gill, entre les longitudes ISO" etIOO". L'île de Hall , parfois couverte de neige et parfois Invisible, est sans doute très élevée aussi : elle parait rattachée & la cAte. En général, il y a peu de nuages sur Mars. Mais il y a de temps en temps des brumes voilant plus ou moins la transparence de son atmosphère. Une fois, peu- tdant huit semaines consécutives, du 12 décembre 1877 au (> février 1878, un hé- misphère entier est resté entièrement brumeux, l'autre restant très clair. En résumé, cette planète uffre les plus grandes ressemblances avec celle que nous habitons. IX : Nous retrouve rous tout à l'heure la coniiouatioii des^ oLseivatîons de M, Trouvelol. ex. 181 ■ Dow.vîNG, Pbetchett. Diamètre de J De 537 mesures du diamélre vertical de Mars prises au cercle méridien de l'Observatoire de Greenwich, de 1851 ù 1880, M. Dowoing a coaclu la va- leur 9", 697 pour ce diamètre [ ' j. Pendant les deux oppositions de 1879 80 et I881-8iî, M. Pritchett a fait à 1 Monihlu JVodces, l. XLI, p. 43. FukUUARiON — Mars, li 370 LA PLANÈTE MARS. lequatorial de Morrison (États-Unis) de bonnes séries de mesures de ce même diamètre. En voici les résultats (*) : niamctre Diamètro rquatorial. polaire. 1879-80 0",638 9', 422 ( ^ ,, . ^ , ,. ^ 1881-82 9,G35 o .394 1' ^ ""^'^ ^^ ^^•^'^"^^• Si l'on néglige l'aplatissement, on a 0^486 ±: 0",033 pour 1879 et 9', 484 ± 0% 036 poui- 18^2. Cette valeur s'accorde avec celledeM. Hartvvig(9",352) et celle qucM. Dovv- ninga conclue des passages méridiens de Greenwich, donnée ci-dessus. Satellites. Pendant l'opposition de 1881, le professeur Pickering a trouvé pour Téclat de Deimos, ramené àla distance de l'opposition moyenne, la grandeur 13,13, celle de la planète étant prise pour — 1,29. L'éclat trouvé en 1877 et 1879 avait été 13,57 et 13,06 (*). L'éclat des satellites de Mars varie dans la proportion suivante en prenant pour unité cet éclat au 1" octobre 1877, d'après Pauteur de la découverte : 1877, !<"• octobre... 1,000 1881, 16 novembre. . 0,303 1879, 21 septembre. 0,490 » 14 décembre . . 0,399 - 18 décembre.. 0,372 1882, 13 janvier 0,330 Ils ont été observés à Ealing, près Londres, par M. Gommon, le 21 sep- tembre 1877, et à Washington, par M. Hall, jusqu'en décembre suivant. Deimos, le satellite extérieur, a été observé pendant l'opposition de 1884, par M. Asaph Hall. 11 en résulte que ce satellite peut être vu pendant toutes les oppositions. D'après les observations faites par M. Pickering, en 1881, la coloration rouge de Mars n'est pas partagée par ses satellites, notamment par son satellite extérieur. CXI. 1883. — Marth. Rotation de Mars, L'habile et zélé calculateur auquel les observateurs doivent, à chaque opposition les éphémérides de leurs positions précises, remarque (^) que le chiffre du taux diurne de rotation de Mars, 350°, 8922, qu'il employait depuis 1864 pour ses calculs, et qui est déduit de la période de Kaiser de 24'' 37'" 22% 62, est d'une grande précision. (') Aslronomische Nachrichtcn/l(}b2,- TlieObserratory, 1885^ p. \3b. — Publications of llie Morrison Observatory. Glascow, Missouri, t. I, ]>. 7i: {') Aslron. Nachr., 2437. {') Monthly Notices, 1883, p. 493. 1884 L'HÉMISPHÈRE NORD DE MARS. 371 On peut le corroborer par les dessins de Maraldi, de 1704, qui, malgré leur aspect rudimentaire, montrent cependant que la tache qui arrive au milieu du disque en octobre 1704, légèrement au nord du centre (voy. p. 36), est le Sinus Titanum (long. 170*) de M. Schiaparelli, qui revient à la même posi- tion apparente en 1877, 1894 et 1909. La comparaison des observations de Maraldi avec celles de M. Schiaparelli en novembre 1879, où la tache traver- sait le méridien central au sud du centre, montre que le taux de rotation adopté est presque correct, car de 1704 à 1879 la différence ne s'élève qu'à 6<*,3948. Le calcul le plus précis indique pour le taux de rotation diurne 350**, 89217 de rotation tropique, ce qui conduit pour la rotation sidérale à 24"» 37- 22*, 626. Opposition de 1884. DATE DE L'OPPOSITION : 31 JANVIER. JiQum dm t 'automne M.jroirù Orbite de Mars pour une opposition aphéliquc. Présentation de la planète : Le pôle boréal est incliné vers la Terre. POSITIONS DE MARS. Latitude Dates. dtt centre. Diamètre. 31 octobre 1883 -4- 16', 3 7* ,6 31 janvier 1884 -i- 14 ,8 13 ,9 30 avril 1884 -r 17 ,6 7 ,4 Phase Angle zone manquant. Soleil-Terre. or ,9 39- 0 .0 3 0 ^ 37 372 LA PLANÈTE xMARS. Calendrier de Mars. Hémisphère aost»! Hémisphère boréal oasopérienr. on inférieur. 13 mai 1884.... Solstice d'hiver. Solstice d'été. Cette opposition, coïncidant avec l'aphélie de Mars, est la contre-partie de celle de 1877, comme on en peut juger par la fig. 199, comparée à celles des pages 239 et 248. Le Soleil est à lun des foyers de Torbite de Mars, G est le centre de cette orbite, Ms le périhélie de Mars, Mn son aphélie. La planète présente à la Terre son hémisphère nord. Nous inaugurerons les observations de cette opposition par celles de M. Trouvelot, faites à TObservatoire de Meudon. CXII. 1884. — Trouvelot. Observations et dessins (*!. Voici l'article même publié par l'auteur et les quatre vues qui l'accom- pagnent. a L'hémisphère austral de Mars est assez bien connu des astronomes; il ne leur reste plus guère aujourd'hui à étudier que quelques détails de surface, et les variations assez nombreuses qui résultent des saisons et des phénomènes météorologiques martiens. Mais il n'en est pas de même de son hémisphère boréal, qui, en raison du plus grand éloignement de la planète aux époques où il s'incline vers nous, est beaucoup plus difficile à observer, et nous est par conséquent moins bien connu. Les observations de Mars faites dans la présente année offrent un intérêt particulier, surtout parce que cette planète vient précisément de nous présenter cet hémisphère nord si peu connu, dont il s'agit d'étudier la configuration. Aussi les observateurs se sont-ils nris à l'œuvre, et peut-on espérer que les résultats acquis par eux suffiront pour compléter dans son ensemble la carte générale de cette intéressante planète. X) Dès la fin de Tannée, je me mettais moi-même à l'œuvre, et bien que les conditions atmosphériques n'aient pas toujours été aussi favorables que je l'eusse désiré, cependant, comme la série de mes observations embrasse une période de temps assez étendue qui m'a permis de revoir à plusieurs reprises les différents points de la surface de ce globe voisin, je suis à peu près cer- tain d'en avoir reconnu toutes les taches importantes. » Parmi les dessins assez nombreux que j'ai obtenus durant cette opposition , j'en ai choisi quatre, que je reproduis ici (fiy. 200: I, 2, 3 et 4), parce qu'ils (») L'Astronomie, Uevuc mensuelle d'Astronomie populaire, septembre 1884. mi THOUVBLOT. — OBSERVATIONS ET DESSINS. ilonneiJl eosonihle, à pou de chose près, tout lo pourtour de l'htmiaphÈn! nord de Mare, et permelteiil ainsi de reconnattre les principales taches \i- Bililes sur cet liC-misphèrc. "Pour rendi-e ces dessins compriiheiisiblesje donnerai ici la copie textuelle des observations originales qui s'y rapportent, ce qui permettra au lecteur l'idenlificaiion des taches déjà connues. • Fi(j. \. 1$ mars, l^W — An .?ud-Oiiest, on voit l'extrémité est du détroit ■( U^flscopiin, ^^^^ Herschel II, qui se termine par U baie du Méridien. Au Sud-Est, on distingue I l'océan de la Hue qui s'avance jusqu'au terminaleur. La baie Burton Tarme la fc^^^ pointe extrême nord, qui se trouve un peu à l'ouest du méridien central. Entre le 374 LA PLANÈTE MARS. massif qui vient aboutir à la baie Burton et celui qui aboutit à la baie du Mé- ridien, on aperçoit une étroite bande blanchâtre qui réunit le continent Béer à l'île Phillips. Au sud-ouest de ces grandes taches [sombres, et près du bord, on voit une tache blanche causée sans doute par des vapeurs. La tache polaire nord diminue, elle est surmontée au Sud par la mer Campani et la mer Knobel, qui pa- t&ît très sombre, et se détache avec vigueur de la terre Rosse, qui est cependant moins brillante ce soir que d'habitude. La mer Knobel se recourbe un peu à l'Est, vers la mer Tycho, et est séparée de cette mer par une bande blanchâtre assez large, mais aussi très vague. La mer Tycho forme d'abord un quadrilatère sombre qui, vers le haut, est surmonté d'une tache angulaire plus pâle, qui se trouve, séparée du quadrilatère par une bande blanchâtre. A l'Est, ce quadri- latère est largement séparé, par une bande blanchâtre, d'une tache grise qui atteint le terminateur et appartient à la mer Airy. Au Nord-Ouest, sur le bord, on voit l'extrémité de la mer Lassell et la terre Le Verrier. » Fig. 2, 15 février, 6*>45. — La mer du Sablier vient de traverser le méridien central. Comme toujours, elle est beaucoup plus sombre, et presque noire sur son bord oriental, qui est bordé d'une frange irrégulière très brillante. Vers le haut, la frange brillante pénètre dans Tycho, et forme le cap Banks, qui s'avance assez loin dans l'intérieur. La mer Flammarion, à l'Ouest, est également frangée de blanc, ainsi que la mer Hooke qui la surmonte. La mer Flammarion se trouve séparée de la mer du Sablier, à l'Est, par un isthme étroit qui, au Sud, s'élargit et forme un triangle blanchâtre au milieu de cette dernière mer. La baie qui forme la mer Main est visible, mais fort vague. Vers l'extrémité inférieure ou boréale de la mer du Sablier, là où elle est très étroite et, par un gonflement à l'Est, donne naissance au passage Nasmyth, il semblerait que cette étroite mer est séparée du reste par une petite bande blanche; ceci doit être causé par des vapeurs ou des nuages traversant le détroit, car je n'ai jamais remarqué cette rupture auparavant. La tache polaire nord est bordée par la mer Delambre qui, vers l'Ouest, s'accentue fortement, et s'élève vers le Sud, où elle se termine angulairement dans le voisinage de la mer Main. La terre de Laplace semble communiquer directement avec le grand continent Herschel I, par une langue étroite et blanchâtre. Entre l'extrémité sud-ouest de la mer Main et la baie Huggins, on voit une tache blanche assez vive. » Fig. 3, 27 février, 7*» 45™. — Au Sud, non loin du bord, on voit cette partie de la mer Maraldi qui s'étend de la terre Burckhardt jusqu'au delà de la baie Trouve- lot. La bordure nord de cette longue mer est frangée d'une bande lumineuse qui suit ses nombreuses sinuosités. Un peu à l'ouest du milieu de l'arc énorme formé par cette tache, on distingue très nettement le cap Noble, formant sur Maraldi une dentelure d'une blancheur éclatante. Non loin du centre du disque, on dis- tingue une tache grise ovale très singulière, à bords très diffus, qui, à l'Est et à l'Ouest, se rattache aux baies Huggins et Trouvelot par une étroite et vague bande grisâtre qui se recourbe pour remonter vers elles. Cette singulière tache ovale n était certainement pas visible en 1877, 1878 et 1879, alors que Mars OBSERVATIONS ET DESSINS. était plus rapproché de nous I ' i. Cotte tache ovale est encore rattachée 4 Ma- raldi [lar une autre bande grise étroite, qui va du Nord au Sud, et que j'ai sou- vent observt'c auparavant. Des bords de la tache polaire nord on voit deux taches angulaires qui s'avancent vers le Sud. La plus orientale ae dirige vers la tache ovale eu se recourbant t l'Ouest, et s'clface un peu avant de l'atteiadre. La plus occidentale forme une courbe très prononcée, et. revenant vers l'Est en s'efiTai^ant graduellement, elle s'unit à la tache ovale par une baudo à peine sensible, A l'ouest de cette taciie recourbée et s'avançant jusque sur le bord, ou voit uuft tnche blaitciie brillante. " Fig. 4t 2 mars, G''40»". — Au Sud. on dîstin^'uc la partie occidentale do la mer Maraldi, la baie Trouvelot Toruiant un angle un peuà l'est du méridien central. Au Sud-Ouest, tout près du bord, on distingue la grande et étroite tache qui du Sud descend et va se terminer sous la mer Terby. De la haie Trouvelot, on voit «ne vague tache grisâtre, déjà reconnue, qui va s'élargissant et se recourbant vers l'occident. Cette vague tache se trouve réunie à Maraldi par une étroite et faible bande grisâtre qui se trouve un peu à l'ouest de la baie Trouvelot. La taclie polaire nord est entourée au Sud par une grande tache sombre (sans doute la mer Oudemans), qui remonte vers le Sud, oii bientôt elle se trouve séparée par une étroite bande hlancb&tre, Puis, continuant au dellL, mais plus vaguo, elle forme une tache angulaire, à contours très diffus et difficiles ù reconnaître. A l'est de la mer Oudemans, près du bord, on voit la terre Fontana, qui n'csi pas très lumineuse. A l'ouest de cette même mer, et un peu au-dessus de la tache polaire, se trouve une tache blanche allongée, très facilement visible, qui est brillante près de la mer Oudemans, et perd de son écht à mesure qu'elle s'ap- proche du bord avec lequel elle se confond. L'endroit où le terminateur rencontre le bord sud de la planiSte est niant /'este ment déformé; car sa courbe, au lieu d'être ellipUque, comme elle devrait être si la surface était parfaitement sphé- rique en cet endroit, forme un angle obtus très prononcé, qui indique pour ce point une élécalion considérable de la surface. Cette partie du bord parait aussi plus lumineuse que les autres régions. u Tel est le résumé de ces observations. L'ti coup d'œil suffit pour se cod- vaincpe que l'hémisphère nord de Mars diffère itotaiilemeiit de son hémi- sphère sud, au point de vue géographique. Sur ce dernier hémisphère, les ■taches sombres sont beaucoup plus grandes, plus nombreuses, plus vigou- (') Gel article a. £lé reproduit dans The Observatory, décemltre 1S84, et l'éditeur re- marque que celte lâche ovale est l'oci^an de Schiaparellî et que les trois canaux qui le rattachent .'t la mer Maraldi sont ceux des Titans, des Lsstrigons et des Cydopes, le tout vu eu 1377 par M. Hcbiaparelli. L'Ucfan a été remarqué la même année â Greeo- wich. le canal des Cyclopes en 1ST9 et en ISS'2. Le même aspect aurait été vu en 18T7 à Potsdam et en IST!) p^r M. Burion. M. Trouvelot a répliqué à cette remarque (7/ic Oliservatorij, ISSj, p. 2ù) que cette tache ovale occupe bien la place du Qeuvo Ucéan. mais ne ressemble pas.ù ce que l'gn voit là ordinairement. Cette tache était plus fimcée Cl presque isolée. 376 LA PLANÈTE MARS. reuses et mieux définies que celles de Thémisphère nord. Ici, il n'y a guère que les mers Knobel et Delambre qui se montrent avec un peu de netteté, tandis qu'au Sud presque toutes sont d'une netteté remarquable, particu- lièrement le long de leur bord boréal. En général, les taches sombres de l'hémisphère nord ont leurs bords si vagues et si diflfus, qu'il est difficile de reconnaître leur forme. )) D'après mes observations, il semble que certaines taches soient variables dans leur forme et leur couleur. Jusqu'ici nous n'avons pas de données suffisantes pour décider avec certitude de la cause de ces changements, s'ils résultent d'un effet d'illumination, ou bien s'ils sont amenés par les variations de saisons, par des pluies, des brouillards ou des nuages (*). Les observations futures permettront sans doute de résoudre ces divers problèmes. » CXllI. Même opposition, 1884. — Knobel. Observations et dessins (*). L'intérêt passionnant et perpétuel qui s'attache à l'observation astrono- mique de la planète Mars s'explique tout naturellement par l'espérance que nous avons d'entrer en relation de plus en plus intime avec ce monde voisin, de pénétrer dans sa vie et d'arriver à nous rendre compte aussi exactement que possible de ce qui se passe à sa surface. C'est l'hémisphère boréal de Mars qui est le moins bien connu, parce qu'en raison de l'inclinaison de Taxe, analogue à celle de la Terre, cette planète nous présente son pôle nord pendant les époques où elle est le plus éloignée de nous. Il est donc doublement important d'étudier avec soin ces régions dans ces conditions désavantageuses. Les observations de M. Knobel, notre laborieux collègue de la Société Royale astronomique de Londres, ont été faites pendant les mois de janvier, février et mars 1884, lors de l'opposition de la planète, qui, alors à son maximum de distance d'opposition, passait à 100 millions de kilomètres d'ici et n'offrait qu'un disque de 13" à 14". (*) Dans une Note publiée aux Comptes rendus de l'Académie des Sciences, séance du 31 mars 1884, l'auteur inclinait à penser que certaines taches de Mars peuvent être dues à de la végétation, subissant Tinfluence des saisons, o Les grands continents de l'hémisphère nord sont occupés par des taches grisâtres plus ou moins faibles, qui sont disséminées sur eux. A en juger d'après les changements que j*ai vu subir à ces taches, d'année en année, on pourrait croire que les taches grisâtres variables sont dues à une végétation martienne qui subit l'alternative des saisons. » Quant à la disparition de la neige polaire, l'observateur dit aussi là : « Ce n'est guère que trois mois après le solstice d'été de l'hémisphère sud que j'ai plusieurs fois vu dis- paraître complètement la tache polaire australe. » (') L'Astronomie, juin 1886, p. 201. ^Memoirs of the royal astronomical Society, 1885, t. XLVIII, p. 2. 1884 KNOBEL. - OBSERVATIONS ET DESSINS. 3T7 Parmi les nombreux dessins pris par M. Knobel k l'aide d'uu télescope en verre argenLé de Browning, de 8 pouces et demi (0"',216), armé d'oculaires grossissant de 350 à 4.'>0 fois, nous avons choisi les quatre plus iniéressants pour les régions boréales, dont l;i connaissance laisse encore à désirer. Ces n 18Si. par M. Knobel. :i; dessins (yîff. 201) et aurtoulla carie construite par l'auteur (;Ï3.2Û2| complètent une partie des lacunes que les cai-tes de Mars laissaient encore dans ces ré- gions circumpolaires. On peut d'abord remarquer que l'hémisphère austral de la planète diffère géographiquement ou peut-être météorologiquement de son hémisphère boréal, non seulement parce iju'il est plus riche en taches sombres, ou 378 LA PLANÈTE MARS. mers, mais encore en ce que ces observations n'ont pas laissé voir une seule fois un seul contour géographique parfaitement net, si Ton en excepte toutefois l'allongement nord de la mer du Sablier, longitude 200*, latitude 30* à 40*. Tous les contours se sont montrés vagues et mal définis. Cet effet peut être dû à une moins grande transparence de l'atmosphère, ou bien à des rivages réellement moins nets, moins arrêtés, moins rudes par eux- mêmes. M. Knobel émet l'idée que, sans doute, dans l'hémisphère austral les falaises sont plus escarpées, plus profondes, et les eaux plus brusquement se)Tées entre les rivages, tandis que dans l'hémisphère boréal les plages sont plus douces, plus plates, et les rivages en pentes graduellement inclinées. Les observations ont été faites pendant l'été de cet hémisphère austral. C'est là, comme on le voit, un premier point fort intéressant pour notre connais- sance de la planète. L'auteur n'a pas réussi à reconnaître les canaux signalés par M. Schia- parelli; cependant les observations suivantes sont dignes de remarque. Le canal désigné sous le nom de mer Huggins et de Cyclopum Mare (lon- gitude 200* à 223* ; traversant l'équateur) a été observé à plusieurs reprises avec une très grande netteté. [l\ est absent de la carte de M. Green. ) Il part de la mer Maraldi et se dirige sur la mer Oudemans. Le dessin A [ftg. 201 ), fait le 29 février, à 10^, a été exécuté par une définition excellente. Sur ce dessin, comme sur la carte, on remarque aussi un second canal, qui correspond à celui des Laistrygons. L'espace situé à Test de ces canaux, écrit M. Knobel, s'est montré couvert d'une sorte de réseau réticulé très délicat ; non seulement il paraissait pommelé, marbré, mais les bords de ce pommelage, pour ainsi dire, semblaient être des lignes légères. Je n'ai pas pu distinguer les canaux droits et parallèles, ajoute-t-il; mais, si j'avais pu faire un dessin, le résultat n'aurait pas été très différent de l'aspect général des dessins de Milan, quelque chose comme une toile d'araignée. Cependant il est juste de remarquer que ce jour-là (29 février) il n'y avait rien de visible sur la terre de Fontana (200o à 238o et IS^ à 46° B.) et que peut-être les nuages, qui sans doute cachaient cette région, ont produit l'aspect dont il vient d'être question. Le 20 février, la terre de Burckhardt — Hespérie — ('220o à 255°; 40° à 10° A. ) était parfaitement visible. A la même date, le ton de la région sombre occidentale de la mer du Sablier, appelée mer Flammarion, ne s'est pas montré uniforme. La partie inférieure était certainement moins foncée que la partie supérieure. La baie du Méridien se trouvait sur la ligne centrale du disque le 17 fé- vrier; à T'^SO™. L'astronome anglais propose de prendre pour origine des longitudes de Mars, au lieu de ce point adopté par Becr et Madler, Proctor, 380 LA PLANÈTE MARS. Schiaparelli, etc., la mer Terby, comme étant mieux détachée et d'une dé- termination plus sûre. Nous pensons qu'il est inutile de changer. Au temps de Béer et Miidler, cette baie du Méridien était la configuration la plus carac- téristique de toute la planète, elle ne s*est pas sensiblement modifiée à cet égard, et elle peut de nouveau redevenir très foncée. M. Knobel s'est encore attaché à l'examen du curieux prolongement de la mer du Sablier connu sous le nom de canal Nasmyth. Le 11 février seule- ment, cette extrémité a été bien visible : elle se recourbe, non d'une ma- nière abrupte, mais insensiblement, dans la direction de la baie Burton, sans s'étendre jusqu'à elle. L'île Phillips (Deucalionis Regio) au-dessus delà baie du Méridien, s'est montrée rattachée au continent le 10 et le 11 février, dans une vue si dis- tincte qu'il n'était pas possible d'en douter. Cependant l'auteur, le 21 octobre, et M. Green, en 1877, avaient bien vu cette région séparée du continent par une teinte grise. Variations. La mer Knobel (long. = 20°, lat. z::30° à 65° B.) a paru s'étendre jusqu'aux neiges polaires boréales. Sa configuration diffère des dessins anciens par l'absence de la traînée blanche vue en 1873 et de la tache blanche vue à l'est de son centre. L'attention la plus scrupuleuse a été portée sur cette ré- gion, dans le but de vérifier les observations faites en 1873 sur l'existence d'étroites bandes sombres croisant la terre de Le Verrier, et l'ouest de la mer Knobel. En aucune circonstance on n'a pu revoir ces bandes aussi nette- ment tracées qu'en 1873 ; cependant les dessins du 1 1 février (^^. 201 ) confir- ment, à n'en pas douter, ces observations anciennes. On peut remarquer que les dessins faits par Madler en 1839, Jacob en 1854 et Schmidt en 1873 montrent tous des bandes étroites en cette région, ce qui nous conduit à modifier la carte de M. Green sur ce point. En 1884, chaque fois que la mer Knobel a été observée, on a' toujours vu, contigu à son côté occidental, un espace sombre, soit homogène, soit partagé en bandes. On n'a pas revu l'espace blanc désigné sous le nom de terre de Le Verrier. En des conditions d'observation excellentes, la mer Terby a été vue très distinctement les 5 et 6 février, ainsi que la petite tache sombre, au Nord, nommée Agathodaemon par M. Schiaparelli. A cette dernière date, à 11** 45" (heure de Greenwich), le centre de la mer Terby passait exactement par le méridien central, ce qui la placerait par 83° de longitude, au lieu de 90°. Ce même soir, 6 février, la mer Airy était bien distincte ; elle s'étendait assez loin vers le Sud. D'après les observations des 24, 29 janvier et 8 mars, la limite occidentale de la mer Oudemans s'étend à plus de 10° à l'ouest du tracé de M. Green. L'Achéron a été aperçu, comme un large tracé gris, de 100° à 160° de Ion- 1884 TKRDV, - REMAUyiES giiude par 3?i° de lalitude nord, mais il est beaucoup plus large que sur la carte de M. Schiaparelli: il ne lui ressemble guère, quoique celui-ci ait écrit : <■ L'Acheronte è uno dci canali di Marte cho ebbei-o la sorte di esser veduti distintemenle da più di ud osser^alore : trovasi, infatti, disegnato con tulla la possibile chiareîza del signer Knobel sulla carta che accompagna le sue osservazioni areografiche del ISitl. » (III, 46). Telles sont les principales observations faites par M. Knobel. Elles con- firinent nos conclusions précédentes : Il s'opère des changements certains dans tes détails. CXIV. 1 , - TEt y. Btmarques sur la planète Mars Cj, s Le fait qui m'a le plus frappé et le plus étonné, écrit l'auteur, pendant le cours de la discussion & laquelle j'ai soumis les dessins de Mars de Schrœter, est la présence, daoa les figures des Areographische Fragmente, de plusieurs tachée ressemblant A si/ méprendre à la mer dit Sablier. Je disais : Schrœter a fait soixante-treize dessins de cette planète en 1800 et 1801. et, dans ce nombre, nous en trouvons au moins trento-eînq, qui, à première vue, sem- blent représenter évidemment la mer du Sablier et l'océan de Da-wce. En y re- gardant de plus près, au contraire, on constate que ces trente-cinq dessins ne se rapportent pan tous â la même région et accusent ta présence de plusieurs taches donnant lieu à la même apparence. » Et plus loin : <• Comment expliquer la présence de ces nombreuses taches se termluaut en pointe du càté du Nord dans les dessins do Schrœter, taches si semblables entre elles et pourtant correspon- dant à des portions différentes de la surface? Elles ont souvent, comme on le conçoit sans peine, mis l'habile observateur lui-même dans une grande perplexité. Nous ferons remarquer que, dans la carte de M. Proctor. on trouve, outre la mer du Sablier, plusieurs autres baies et détroits dirigés vers le Nord : tels sont les passes de Huggins et de Bessel, et les baies de Béer et de Uawes. le détroit de Dawes. Mais aucune de ces régions n'ofTre des dimensions aussi notables que la mer du Sablier. » On remari|ue les rnSmes singularités dans les dessins de W. Herscfael. * A côté de cette explication imparfaite, la pensée m'était vernie que ces baies avaient pu diminuer de grandeur depuis les observations de ces deux illustres astronomes mais celte opinion m'avait semblé trop hasardée pour la formuler. Il était impossible aussi d'accorder plus de conlisnce aux dessins de W. Uerschel et do Schrœter qu'à ceux des observateurs modernes, exécutas s. l'aide d'instruments évidemment supérieurs. La question restait donc sans solution. oM. Schiaparelli, dès ses premières découvertes en I6TT, a fourni un élément précieux : les baies donc il s agit veilleuses obseAa . LAsIronomie, j prolongent toutes vers le Nord par des c rapprochent déjà duvaniage des objets vut □ns faites à MiU^ii en 1877 et on 187!) combi très déliés, par Schrœter. Le: :iH-! Lk l'LANlili; MAKS. l'èlariiUsemejitdQ lu mer du Sablier et des changemenlsde dÉlailsdajiBleH eonfigu rations supposées fixes de la pUuèle. H Les travauï de H. Schiaparelli en 1881-82 dl' font que confirmer toutes ces merveilles, et, dans sa carte do cette époque, nous trouvons VlnduB teltement développé, telle- menl élarat, tellement obscurci, qu'il est presque tout à fait identique à la mer du Sablier. Ce canal a subi un élargissement, un agrandissement manifeste depuis 1877. Avec cette modification étonnante coïncide le phénomène mystérieux de la fiémination ou d'un dédoublement spécial de presque tous les autres ciinÉiiiv. i< CX\'. 1684. — Otto BuEDnicKKR. Observalions et desxins. X rObservaloii-e de lord Rost, h Dirr CasUe, M. llœddicker a fait une série CrorioU de Mar«, (lar M. Kifdclicker. au gmud lùlescopa do l'IJhapnutoire de lord Koaa, d'esquisses, du -24 février au 2 avril. Ces esquisses, au nombre de treize, onlétô présentées le Ifi jiiîu à la Sgciélé royale de Dublin, et publiées dans ses Trans- actions ['). Réflecleur de trois pieds d'ouverture. Grossisseoients 144 et 216. Il est bien remarquable que ce grand télescope de l'Observatoire de lord Ross ait donné ai peu de détails. Nous reproduisons ici les deux meilleurs de ces dessins afin qu'on en puisse juger. Le premier [fii). 203) est du 24 février, vingt et un jours après l'opposilion, et le second [/itj. ?04) est du 22 mars. Ou reconnaît dans le premier la mer du Sablier et toute la côte du détroit d'Herschel, et dans le second [longitude du centre = 25°), le détroit .\rago et la baie Burton de notre carte, l'Indus de M. Schiaparelli, descendant au lac Niliacus et au Deuleronilus. Et c'est à peu près tout ce qu'il y a à glaner de sûr dans ces petits dessins obtenus par un habile observateur à l'un des plus grands télescopes, Les puissants instruments valent donc moins que les petits pour l'étude de Mars? Les vagues d'air chaud trop grossies effa- cent-elles les trop légères images '/ (■) l". 111. Série 11. ia85. .Sotes on tlie aspect ofthc planet MurK. elt-, DKNNING- — DUIiRK nE [.A ROTATION. CXVI. 1884.— DE>(smû. Duréede la rolalionde itars{'). Malgré la petitesse relative de son diamètre, et la lenteur de son mouve- ment de rotation, la planète Mars offre cependant des facilités remarquables pour la détermination de la durée de sa rotation. Il n'y a certainement pas d'autre planète qui se présente k nous dans des circonstances auesi fa- vorables sous ce rapport; les principale.^ taches de Mars se sont en effet montrées à de nombreuses générations successives avec les mêmes formes caractéristiques, tandis que les détails qu'on a pu discerner sur les autres planètes sont dus à des phénomènes atmosphériques temporaires, ou bien sont accompagnés de circonstances défavorables qui les rendent peu dis- tincts et empÊcheut complètement de les observer pendant une longue durée. De plus, on peut admettre comme certain que les détails observés sur Mars sont des objets permanents appartenant à la surface même de l'astre, tandis que les taches aperçues à l'aide du télescope sur quelques autres planètes pa- raissent n'ûtre que des effets produits par des changements arrivés dans leur atmosphère. La durée de la rotation de Mars a déjà été donnée avec une telle précision qu'il pouvait sembler superflu de rouvrir une discussion sur ce sujet; mais il est toujours intéressant de rechercher comment les observations récentes s'accordent avec les anciens résultats. La Mer iu Sablier, qui est générale- ment considérée comme la tache !a plus facilement visible de la planète, se prête admirablement à l'étude de la durée de la rotation. Dés 1869, M- Den- ning a observé son passage dans la partie centrale du disque de la planète h l'aide d'une lunette de 4 pouces ^ ; le 2 lévrier elle était centrale à 10", le 4 h ll''etle5àll''30'u. Il observa la même tache au mois do février 1884 avec une lunette d'une ouverture de 10 pouces etd'un grossissement de 252 fois et nota qu'elle tra- versait la région centrale aux époques suivantes : Il révrier 1884 S'55- 15 6 35 19 9 5 ■n |] 4 L'observateur combine son observation du 4 février 1869 avec celle du 14 février 188-i. Cet intervalle comprend 5487 jours 18 heures 55 minutes = 474144900 secondes. Il faut le corriger de la différence des longitudes entre Mars et la Terre aux deux époques, et aussi de la phase. Il est inutile d'appliquer aucune correction relative à la vitesse de la lu- mière, parce qu'aux deux dates choisies pour la comparaison le diamètre i'J LMslcoilomie, t. lU. aoûl IBBl. ». îllli. I ■ t 384 LA PLANÈTE MAKS. apparent de la planète était d'environ 16 secondes, de sorte que la distance de la planète à la Terre était à peu près la même. Toutes corrections faites, M. Denning trouve, pour la durée de la rotation, Ce nombre, qui résulte d'un intervalle comprenant 5349 rotations, pré- sente un accord satisfaisant avec les périodes calculées par Kaiser, Schmidt etProctor, d'après une série d'observations beaucoup plus longue. Voici les principales déterminations antérieures : 1837 J.-H. Màdier 24''37-23s8 Aslronomische Nachrichlen, n* ZiO. 1864 F. Kaiser 24 37 22 ,62 Astronomische Nachrichten, n* 1468. 1866 R. Wolf 24 37 22 ,9 Astronomische Nachrichten, n» 1623. I 1869 R.-A. Proctor ... 24 37 22 ,735 Monthly Notices, t. XXIX, p. 232. 'I 1873 J.-F.-J. Schmidt. 24 37 22 ,57 Astronomische Nachrichten, n» 1%5. 1873 F. Kaiser 24 37 22,591 Annalender Leidenen Sternwarte, iAli. 1884 W.-F. Deiming. 2i 37 22 ,34 Il est visible que la période de Mâdler, de 24** 37" 23», 8, est d'environ une seconde trop grande. Si nous prenons la moyenne des six autres valeurs, qui ne diffèrent entre elles que de 0',6, nous trouvons la période 24'' 37» 22', 626 qui diffère bien peu de celle que nous avons indiquée comme la plus appro- chée (p. 242) et qui est absolument identique à la période corrigée par M. Marth, que nous venons de voir il n'y a qu'un instant (p. 371). CXVII. 1885. — Van de Sande Backhuyzen. Période de rotation de Mars (*). M. Van de Sande Backhuyzen, directeur de l'Observatoire de Leyde, a donné là, sur la période de rotation de Mars, un laborieux mémoire dans lequel, après la discussion soigneuse d'un grand nombre d'observations s'étendant depuis celles de Huygens en 1659 jusqu'à celles de Schiaparelli en 1879, il détermine une valeur plus précise encore que toutes celles que nous avons vues précédemment. Sa méthode consiste à admettre la valeur donnée par Proctor pour cette période et la position déterminée par Schiaparelli pour le pôle nord de Mars, et ensuite à en déduire les longitudes aréographiques des principales taches à l'aide de ces éléments. En comparant cette durée aux observations, il obtient les corrections indiquées par celles-ci. La valeur ainsi obtenue est 24'»37-22»,G6±0*,0132 qui s'accorde presque exactement avec celle de Kaiser, laquelle était de 24b 37m 22», 62. (*) Untersuchungen iïber die Rotationszeil des Planeten Mars und itber Aender-^ ungen seiner Flèche. Leyden, 1885. 4 1885 VAN DE SANDE BACKHUYZEN. — ROTATION DE MAKS. 385 La valeur obtenue par Proctor paraît un peu trop grande, comme on peut le voir dans la Table suivante de la longitude moyenne de la pointe nord de la mer du Sablier, calculée par elle pour différentes oppositions : Dates. ObscrvAtoars. Longitu M. Denning a effectué pendant les mois de mars et d'avril 1886, à son observatoire de Bristol, une série d'observations de la planète Mars, à Taide d'un télescope à miroir de verre argenté de 10 pouces (0'",254) de With, de Hereford. Les grossissements employés ont été de 252 à 475 diamètres; mais il n'a pas trouvé d'avantage à se servir du dernier, qui a paru trop fort. En général, l'oculaire grossissant 252 fois a été largement suffisant, quoique, en certaines circonstances, un grossissement de 350 fois se soit montré avantageux. La planète était en opposition le 6 mars; mais, pendant les trois premières semaines de ce mois, on eut à subir de fortes gelées et il ne fui guère pos- sible de commencer les observations avant la fin du mois. 11 s'en faut de beaucoup que la position de Tastre ait été favorable, tout au moins sous le rapport de ses dimensions apparentes. Mais ce qui fait l'intérêt des obser- vations actuelles, c'est que Thémisphère boréal, qui jusqu'ici n'a pas été étudié aussi complètement que l'hémisphère austral et qui n'offre pas autant de détails bien nettement caractérisés, se présentait très bien pour l'obser- vation, la latitude du centre du disque étant d'environ 22<* N. pendant les mois de mars et d'avril. Les taches observées étaient à la fois nombreuses et variées; il y a évi* demment une quantité de détails sur la planète; mais il est extrêmement difficile do les relier entre eux par une représentation satisfaisante. Un grand nombre de taches très faibles frappent l'œil assez distinctement pour qu'on puisse affirmer leur existence ; mais on ne peut pas les distinguer avec assez de netteté et de précision pour reconnaître leurs contours, ou a^ssigner cor- rectement leurs positions relatives. Il n'y a que les traits les mieux pronon- cés qui puissent être dessinés d'une manière satisfaisante. Le petit diamètre de Mars pendant ces observations a certainement contribué dans une large mesure à l'incertitude de l'aspect physique du disque. Une autre cause de cette incertitude réside dans la rareté des images télescopiques réellement bonnes. Non seulement il faut que l'atmosphère se trouve dans des conditions particulièrement favorables à la parfaite netteté des images, mais encore une absence complète de vent est indispensable. Les plus légères vibrations empêchent de suivre et d'étudier un système compliqué de taches et de dé- tails. Enfin, comme objet télescopique, la planète Mars est beaucoup moins satisfaisante que Jupiter ou Saturne. Toutes ces circonstances expliquent C) L'Astronomie, septembre 1886, p. .'{'21 1^186 niîNNING. — UBSliUVATIONS ET DESSINS. 387 rincerliluJe de ceilaines observations et les discordances qu'on peut relever daiia les dessins des détails visibles à la surface. Voici les observations de M. Denning : (1 Du "23 mars au 30 avril U planète a été examinée viugt-dous soirs, et un H ^B ^^Ê n □ nombre considérable de dessius a éiù obtenu. Pendant cc^lte période, il y eut une série exceptionnelle de belles nuits, et toutes les fois que ies images Turent suffisantes, les détails observables ont été rigoureusement notés; puis les résul- tats ont i^té ensuite comparés les uns aux autres, ainsi qu'avec ceux des travaux nualogucs effectués antcirieuremenl. " Mes dessins se currcsiiuudcut exactement entre eus et prOseutoiit nui- conçut ■ 388 LA PLANÈTE MAKS. dance bien marquée avec les cartes de Green, Schiaparclli, Flammarion, Kno- bcl, etc. Je les ai aussi comparés avec les vues données dans VAréographie de Terby et avec les dessins de Bœddicker obtenus en 1881 et 1884 à l'aide du té- lescope de trois pieds (O^jQlô), de lord Ross {voy. plus haut p. 364 et 382). Cette comparaison m'a encore fourni une nouvelle confirmation de mon travail. Quelques discordances sont plus fortes que celles qu'on s'attendrait à rencontrer comme probables ; mais l'expérience nous a appris qu'il serait illusoire d'espérer Tuniformité dans la représentation des détails planétaires. » Pendant les cinq semaines qu'ont duré mes observations, je n*ai trouvé aucune preuve certaine d'un changement quelconque dans aucune des taches; mais la pé* riode a été trop limitée, et les circonstances dans lesquelles s'est effectué le tra- vail ont été trop défavorables pour que je puisse me prononcer avec certitude sur ce point. Les légères différences que présentent mes dessins sont simplement du même ordre que celles qui seraient causées par des changements dans les condi- tions atmosphériques locales. Pendant une mauvaise nuit, des marques très faibles, distinguées auparavant, se sont effacées, tandis que pendant les meilleures nuits j'ai vu des détails délicats qu'il était impossible de soupçonner dans des circonstances moins favorables. Je suis convaincu que de pareils changements dans les conditions de la vision exercent une influence considérable sur la confi- guration apparente de la planète, plus considérable môme que les observateurs no l'admettent généralement. On a quelquefois conclu trop hâtivement à des changements réels; de véritables modifications ne peuvent être affirmées qu'à la suite d'un examen scrupuleux et sur la foi de preuves indiscutables. ») La plupart des mers les mieux définies présentent des bords extérieurs très brillants avec des limites très nettes. Ces bordures brillantes rappellent les aires lumineuses qui souvent, sur Jupiter, confinent aux taches sombres; seulement, sur Mars, elles sont plus étendues, plus permanentes, et aussi de formes plus dissemblables. Je dois citer, comme un cas particulier de ces bords brillants, la région qui longe la rive orientale de la mer du Sablier. Je l'ai vue quelquefois si lumineuse qu'elle rivalisait d'éclat avec la tache blanche du pôle nord. Elle s'étend sur plusieurs degrés à l'est du contour obscur de la mer, et se trouve limitée par une tache faible, irrégulièrement condensée, qui se prolonge vers le Nord en s'inclinant à l'Est, à partir d'un point de longitude 290o, immédiatement à l'est de l'extrémité boréale de la mer du Sablier (voy. fig. 205, II et III). Cette traînée est fort longue : elle s'étend jusqu'au-dessous de la baie du Méridien et de la baie Burton auxquelles elle se relie par de légers ligaments qui rappellent les canaux de Schiaparelli (voy. fig. 205, IV). Cette tache spéciale, qui ne figure pas sur la carte de Green, est peut-être identique avec le réseau d'étroites bandes sombres dessiné dans cette région par Schiaparelli sur sa carte (i). On la trouve aussi plus ou moins nettement définie dans quelques autres dessins, no- tamment dans un dessin de Schmidt. (M Voiji plus loin, p. 393. Comparer les dessins de M. Denning, 11, 111 el IV (/7f/. 205], ù kl rt^gion IIAGGK et baie du Méridien 0*. '. Quant h la mer ilu Sablier, elle se montre très faible et très étroite, sinon Jjrisiîe tout i fait, dans la rdgion qui se trouve à 10° ou 15" au sud de son extré- mité boréale (voy. fig. 20îj, H et lUj. Cette particularité est bien représentée dans les dessins de Bœddicker. Sur d'autros dessins, jo n'ai pu retrouver cette circonstance suffisamment indiquée. Il est évident, du reste, qu'on ne peut la bien remarquer que lorsque" la région en question se présente auprès du centre apparent du disque, comme lors de la dernitre opposition. u Les dessins do Knobel de 1873 concordent généralement beaucoup mieux avec les miens que ceus quo le même auteur a dessinés en 1884 (■). Sur la carte de Green, la mer Knobel est, à son extrémité australe, séparée de la faible bande courbe qui s'allonge & l'Est, comme dans les dessins n» 6, 7,8 et9 do 1S73. Cette rupture n'est plus Sgurée dans les dessins ultérieurs de 1884, de sorte que cette région parait avoir subi quelque changement d'aspect, à moins que la différence d'inclinaison ne soit la cause du défaut de concordance entre les observations. Il est probable que telle en est effectivement la véritable raison, car l'inclinaison de la planète en avril et mai 1873 était presque exactement la même qu'en mars e't avril 1S^6. et c'est justement dans ces deux périodes que les dessins présentent la plus grande ressemblance dans leurs formes les plus remarquables, Jo vois le rivage boréal de la mer Knobel distinctement séparé de la bande obscure longi- tudinale immédiatement contiguS à la calotte polaire boréale Ifig. 205, IV). I,o dessin n° 12 du 19 mai 1873, par Knobel, représente les principaux traits de cette région tels que jo les ai récemment observés. En 18S4, cet astronome a dessiné toute la masse d'ombre qui entoure le pàlo nord comme obscurcie sans inter- ruption; mat» ces différences d'aspect sont dues, sans aucun doute, aux variations d'inclinaison. 1) Tour ce qui est des détails en forme de canaux observés par Schiaparelli, j'ai distingué un grand nombre d'apparences qui suggèrent fortement l'existence d'une semblable conflguralion ; mais les dessins efFectués en Italie pendant les trois mois d'octobre 1881 à février 188'2 leur donnent un caractère défini et, sans parler de leur dédoublement, uue rectitudo de forme et une uniformité générale de ton que les observations ne confirment pas. Les détails les plus délicats et les plus complexes de la planète se présentent, & mes yeux, dans les meilleures cir- constances, comme des omères linéaires extrêmement faibles, avec des grada- tions évidentes de ton, et des irrégularités qui produisent çà et là des ruptures ou des condensations. S'ils existaient sous le même aspect, et avec la même sûreté de direction quo les a représentés Schiaparelli, ils eussent été facilement aperçus ici, toutes les fois quo la définition eût été suffisamment bonne; car ces objets sont indiqués comme aisément observables dans la lunette de 8 pouces do l'Observatoire de Milan, en février 1882, alors que le diamètre de la planète était seulement de 13'. Le dédoublement de ces lignes pouvait aussi se reconnaître dans les mêmes cpnditions peu favorables. Ce qu'il y a de plus étonnant, ce n'est (•) Voir plus haut. p. 377 390 LA PLANÈTE MARS. pas que Téminont astronome italien ait découvert de si merveilleux détails à la sur- face de la planète, — car ces détails existent sans aucun doute, — c'est bien plutôt qu*iJ soit parvenu à obser\'cr leur configuration si complexe et si difficile à une époque où Mars se trouvait justement placé dans des conditions particulièrement défavorables pour des observations d'une nature aussi délicate. a Pendant les derniers mois, la calotte polaire boréale de Mars s'est montrée très brillante ; elle présentait souvent un contraste frappant avec les régions les moins réfléchissantes de la surface. Il y avait aussi d'autres parties du disque notablement brillantes. Ces régions lumineuses de Mars méritent au moins autant d'attention que les parties obscures, car c'est probablement dans leur aspect que des chan- gements peuvent être observés d'une façon bien nette, si tant est qu'il se pro- duise des modifications réelles à la surface de la planète. On n'a pas attaché suffisamment d'importance à ces taches blanches. 9 La plupart de nos principaux Traités d'Astronomie attribuent à Mars une atmo- sphère dense; pendant mes observations, je n'ai rien vu qui soit de nature à con- • Armer cette théorie. Il me semble beaucoup plus vraisemblable d'admettre que l'atmosphère de cette planète est extrêmement raréfiée. Les principales taches sont invariablement visibles, et les différences observées paraissent plutôt dues à l'influence de notre atmosphère qu'à celle de Mars. Jupiter et Saturne sont sans doute enveloppés de vapeurs épaisses qui cachent aux yeux terrestres la véritable surface du globe. Les taches qu'on y observe sont atmosphériques, quoique, en certains cas, très persistantes; elles subissent constamment des modifications d'aspect et des changements de position dus à des courants longitudinaux. Sur Mars, la nature des choses est tout autre. Ici, les aspects observés sont des con- figurations géographiques incontestables, et elles ne présentent aucune de ces variations qui sont si remarquables parmi les détails de Jupiter. Il est probable que « la plupart, sinon la totalité, des changements qu'on a cru observer dans l'as- pect des taches de Mars sont dus tout simplement à la diversité des conditions dans lesquelles la planète a été nécessairement étudiée ». Si les circonstances des observations se trouvaient toujours les mêmes, il y aurait une bien plus grande uniformité dans les résultats obtenus. Le caractère si nettement accusé des taches et leur grande permanence sont tout à fait opposés à l'idée que la planète puisse être entourée d'une atmosphère épaisse et chargée de nuages. » Telles ont été les intéressantes observations de M. Denning en 188G. Malgré les excellentes raisons invoquées par Tauteur, raisons que nous adoptons sans réserve, nous ne pouvons douter toutefois que la surface de la planète ne subisse des variations réelles, considérables et fréquentes. A la séance de la Société astronomique de Londres du 14 mai 1886 (*j, M. Green a fait d'importantes remarques sur les observations de M. Knobel en 1884. Il expose qu'en 1886 il a confirmé plusieurs de ces observations, mais qu'il a trouvé néanmoins certaines différences assez curieuses. M. Kno- (») Monthly Notices, 1886, p. 445. 1886 GREEN, PEliROTIX. - OBSERVATIONS. 391 bel était d'avis que la carte de M. Green réclamait une rectification près de la mer Knobel, attendu qu'il avait trouvé là des bandes sombres au lieu de l'espace clair nommé terre de Le Verrier. Or M. Green a reconnu cet espace très nettement pendant Topposition de 1886. « La comparaison des deux séries d'observations montre que des changements s'accomplissent de temps à autre en plusieurs régions de Mars. La mer Lassell, qui était pendant la dernière opposition presque aussi distincte que l'Oculus, et la baie de Huggins sont citées comme exemples; celle-ci s'est montrée large et bien marquée. « L'un des faits lesplus remarquables observés pendant l'opposition de 1886, a été l'apparition fréquente de masses lumineuses sur le bord, qui n'amvent jamais au méridien, et de portions orangées vues au méridien qui deviennent blanches en arrivant au bord. N'en peut-on conclure qu'une condensation nuageuse prévaut sur le côté droit de la planète et que ces masses nuageuses sont dispersées quand elles arrivent au méridien, devant le Soleil? CXXII. 1886. — Perrotin. Observation des canaux, a Pendant la dernière opposition de la planète Mars, écrit M. Perrotin ('), nous avons, M. ThoUon et moi, consacré plusieurs soirées à l'étude des con- llgurations de la planète, à l'aide de l'équatorial de 0°*,38 de l'Observatoire de Nice. » Commencées seulement à la fin du mois de mars, à cause du mauvais temps, les observations ont été poursuivies jusqu'au milieu de juin, toutes les fois que les circonstances l'ont permis. Elles avaient surtout pour but la reconnaissance des canaux simples ou doubles découverts par M. Schiapa- relli et qui n'avaient guère été observés jusqu'ici que par lui seul. r La planète était dans des conditions relativement défavorables, en raison de son faible diamètre apparent, dont la valeur, au moment de l'opposition, le 6 mars, était de 14" à peine, tandis qu'il atteignait près de 25" lors des observations de 1877 du savant astronome italien. » Nos premières tentatives pour apercevoir les canaux ne furent pas encourageantes et, après plusieurs jours de recherches infructueuses, qui s'expliquent en partie par la mauvaise qualité des images, en partie aussi par la difficulté propre à ce genre d'investigations, après avoir abandonné une première fois, puis repris cette étude, nous allions y renoncer définiti- vement, lorsque, le 15 avril, je parvins à distinguer l'un des canaux situé à l'ouest de la mer du Sablier, Grande Syrie de Schiaparelli, et mettant en communication cette mer avec le détroit d'Herschel (Sinus Sahseus). ' Ihillelin iistronornique. juillet 188(î. p. 3-2i. 302 LA PLANÈTE MARS. » M. TlioUon le vit également aussitôt après. » A partir de ce jour, par de bonnes conditions, nous avons pu reconnaître successivement un certain nombre de canaux présentant, à quoique» démils prës, les caractères que leur attribue le directeur de l'Observatoire de Milan . » Ces canaux, tels que les a décrits M. Schiaparelli et tels que nous les avons vus, en partie, constituent, dans la région équatorialo de la planète, un réseau de lignes qui paraissent tracées suivant des arcs de grand cercle. Ils traversent dans toutes les directions la zone des continents et font commu- niquer entre elles les mers des deux hémisphères ou simplement les canaux entre eux. Ils se coupent sous tous les angles et se projettent sur le fond brillant du disque suivant des lignes de couleur grisâtre de nuance plus ou moins foncée. » Sur la carte que nous avions publiée dans VAstronomie^ et que Ton a vue plus haut (p. 355), M. Perrotin a indiqué par des lettres les vérifications faites. En voici le détail. Grossissements employés, 450 et 560. Observations faites généralement de 8*» à 10\ Première régiorij comprise entre 290» et 350® do longitude aréocentrique. Le 15 avril, nous voyons distinctement le canal AB (Phison) [flg, 206] et, par moments, nous croyons soupçonner une ligne plus fine CD, parallèle à la pre- mière. Nous apercevons également FEA {Astaboras) et HG et DK {Euphrates), ces deux derniers parallèles et non divergents comme dans le dessin. Les 19 et 21 mai, quand cette région repasse au centre du disque à une heure convenable, nous voyons les mêmes objets, et en plus, le canal FG qui coupe le canal Phison à angle droit. FG ne semble pas prendre naissance en F, comme le montre la carte, mais en un point plus voisin de Téquateur, presque à la hauteur de lac Mœris, a. Deuxième région, comprise entre 180* et 260o de longitude. Les 23, 24 et 25 avril, nous distinguons LM (Stygia palus), LN, LO et DP iCyclopum), comme canaux simples. Par moments, nous croyons dédoubler LO; mais c'est une impression fugitive. Nous revoyons les mômes canaux les 25, 26, 31 mai et le l»»* juin; les deux pre- miers jours nous voyons, en outre, RQ (JEthiopum) et R'Q' qui, contrairement au dessin, est une ligne droite continue parallèle à RQ. Le 26, je réussis avoir comme un tronçon du canal double QO (Eunostos), qui se détache de Textrémité nord du canal simple QR. Le 1" juin, M. Gautier voit LO, en même temps que nous. Depuis nos premières observations, le canal LN a subi un changement consi- dérable : on ne le distingue plus que sur une faible étendue et du côté de N seulement. Marqué sur la carte de M. Schiaparelli de 1882, ce canal n'existe pas sur celle de 1879. Nos observations ne font donc que confirmer des changements w rrnnoTiN, — ouservation oes canaux. M3 •U'ih constats, mais elles montrent encore que ceg changements peuvent se pro- liuiro dans une courte période de temps. Troisième région, comprise entre 30" et 100» de longitude. Le H mai, les canaux liouliles B'B (A'ilus//) et TU {Irîdisl apparaissent avec netteté, M. Tr^-pied, do passage i l'Observatoire, les voit sans trop de difûculté, ot, bien qu'il ne connaisse pas la carte, il est le premier à remarquer les deux lignes parallèles, estompées, qui constituent le canal double TU. M. Tliollon soupçonne seulement le dédoublement. par MM, Perrolin Dans le canal R'S, les deux lignes qui composent la portion R'Z nous paraissent plus fines que ne l'indique le dessin; les deux lignes de la portion ZS semblent, an contraire, plus ombrées. Nous voyons également la ligne V?.. Le 1 6, jo vois, eu plus, avec certitude, le canal double recliligne XY {Jamunaf. Par contre, ni le U, ni le 16, nous n'apercevons le canal XZ (Gawges), indiqué comme double sur la carte. Le l'3 juin, nous distinguons très bieaio canal TT'|For(nn.T) qui pourrait bien être double. Durant ces observations, le NU nous apparaît avec beaucoup de netteté dans toute son étendue et bien plus marqué que sur la carte. 394 LA PLANÈTE MARS. Los canaux que nous venons d'énumérer, vus pour la plupart deux fois ou par plusieurs observateurs, sont dans la position où les a dessinés M. Schiaparelli en 1882. Leur aspect diffère peu en général de ce qu'il est sur la carte; seulement, quelques-uns portés comme doubles sont simples, ce qui peut tenir à la plus grande distance de Mars dans cette opposition. Ils semblent donc constituer dans la région équatoriale de la planète un état de choses qui, s'il n'est pas absolument permanent, ne se modifie pas non plus d'une manière essentielle. Changements observés sur Mars. — Pendant nos études sur les canaux, il s'est produit un changement notable, mais passager, dans la région occupée par la mer du Sablier, et digne d'être signalé. Lors de nos premières observations, cette partie de la surface était sombre, comme le sont les mers, et sensiblement conforme à la carte; mais, lorsque nous la revîmes, le 21 mai, l'aspect en était tout différent. Ce jour-là, la portion de la Grande Syrte qui s'étend entre le 10« degré et le 55« degré de latitude boréale était cachée par un voile lumineux, de la couleur des continents, mais d'une lumière moins vive et plus douce. On aurait dit des nuages ou des brouillards disposés par bandes régulières et paral- lèles, orientés, sur la planète, du Nord-Ouest au Sud-Est. Par moments, ces nuages devenaient transparents et laissaient entrevoir les contours du prolongement de la Grande Syrte. Le 22 mai, ils étaient plus uniformément distribués que la veille; on les voyait encore les 23, 24 et 25, mais ils avaient beaucoup diminué d'inten- sité. Ils s'étendaient probablement assez loin, sur les continents, à l'est et à l'ouest de la mer, car d'un jour à l'autre, quelquefois dans le courant d'une même soirée, les parties voisines sombres, entre autres le lac Mœris à l'Est, le Nil à l'Ouest, étaient tantôt visibles, tantôt invisibles. Le 25 mai, nous vîmes reparaître l'isthme dessiné dans le prolongement de la Grande Syrte, au delà de sa jonction avec le Nil, vers 300o de longitude et 52^ de latitude boréale, et qui était resté caché jusqu'à ce jour. A cette mêm,e date, nous constations un assombrissement très accentué des continents dans le voisinage immédiat de la mer. Durant ces apparences singulières, la partie australe de la Grande Syrte, qui n'avait pas été atteinte par les nuages, était devenue plus sombre et présentait une teinte bleu verdâtre bien caractérisée. Des phénomènes de ce genre sont-ils réellement produits par des nuages ou des brouillards circulant dans l'atmosphère de Mars? C'est probable. Ils sont, dans tous les cas, le fait d'un élément appartenant à l'atmosphère ou à la surface de la planète, susceptible de se mouvoir et de se modifier dans un temps relative- ment court. Pendant que nous observions ce qui précède, nous avons noté autour de la tache blanche du pôle boréal, à une faible distance de la tache, entre 200» et 280° de longitude, deux ou trois points brillants, semblables à ceux qui furent remar- qués par M. Green, en 1877, à Madère, autour de la tache australe, à l'époque du solstice d'hiver de la planète. Notre observation, faite cinquante jours en moyenne après le solstice d'été, rapprochée de celle de l'astronome anglais, semble indi- \m> \VAI/n-H WISLICKNUS. — KOTATION DE xMARS. 395 quer que la diminution qui a lieu dans chaque tache polaire, au moment du solstice correspondant, après le solstice surtout, sous l'action prolongée des rayons so^ lairos, n'est pas étrangère à cotte apparition, Tel est Tensemble des faits observés à Nice par MM. Perrotin et ThoUon. De (luelque nature qu'ils soient, cette étude confirme les belles découvertes de M. Schiaparelli sur la singulière constitution physique de Mars. Remar- quons aussi les nuages observés sur la mer du Sablier, fait très rare. CXXIII, 1880, — Walter Wisligenus. Études sur la durée de rotation de Mars ('). L'auteur de ce travail, astronome à TObservatoire de Strasbourg, passe d'abord en revue l'ensemble des observations faites sur la planète, puis exa- mine les cartes publiées et discute les divers systèmes de nomenclature dont il donne un Tableau synoptique, et calcule ensuite les projections du globe (le Mars vu de la Terre. D'après les observations faites par Winnecke à Strasbourg en 1877, on a pour la position de la tache polaire sud : Distance au pôle aréographiqnc 4*,43 :^ 0*,591 Loiiffitude aréographique. 20 ,67 ib 5 ,7 il La direction de l'axe de Mars sur la sphère céleste est pour son pôle nord : Ascension droite 317*55'J; Déclinaison + 50* 15', 7. Comparant entre elles les principales observations de position des taches de Mars, depuis celles de Huygens en 1659 jusqu'à celles de Bœddicker en 1881 , M. Wislicenus trouve pour la durée la plus précise de la rotation : 24''37-22\,G55±0%008Gl avec un degré d'approximation qui parait, en effet, considérable. Aux études précédentes, nous pourrions encore ajouter celles de divers obser- vateurs moins spéciaux, telles que colles de MM. Guiot, à Soissons (L'^isfro- nomie, octobre 1886, p. 393), Lihou, à la Société scientifique Flammarion de Marseille, etc., qui montrent surtout quel parti une grande habileté peut tirer de modestes instruments. Remarquons encore que le 13 avril 1886, Mars est passé devant le Soleil pour Jupiter, de même que la Terre y était passée, pour les habitants de Mars, le 1* novembre 1879. :'; lieilrag zur Beslimmung der Rotationszeit dex IHanclen Mars, Leipzig, 1880. LA PLANETE MARS. Opposition d« 1888. DATE DE l'opposition : 11 AVRIL :'l. Présentation : Le pôle boréal est tourné vers la Terre. Il février -i- 19',4 11 mars -*- 18 ,fi 11 avril (opposition;... + 21 ,1 1 1 mai 4- 24 ,0 11 juin -f- 24 ,8 Il juillel -(- Î3 ,4 Calendrier 0',77 0 .47 0 ,00 0 ,59 1 ,IG 1 ,20 B Mars. livmijplièrp ■uîlral on supi;rii.'ur. llùmispliÈts bor6«l on inférit 1G février 18S8 . . . Solstice d'biver. Solstice d'été. lâaoûLlSSS Ëquinoze de printamps. ÙquI noue d'automne. 8 janvier 1880. . . Solstice d'été. Solstice d'hiver. I CXXn'. 1883-1888. — 0. Lohse. Obseroalions ei dessins. Cet observateur a continué [voy. plus haut, 1879, p. 318), ses dtudes de Mars pendant les oppositions de 1883, 1884, 1886 et 1888, et en a publié les résultats en 1891 ['). Il s'est principalement occupé des mesures de l'angle de position de la tache polaire boréale et a fait, de plus, un grand nombre do dessins de la planète, dont 36 sont publiés dans ce mémoire et suivis d'une carte qui les résume. D'après ces observations, on a pour l'angle de position de l'axe de Mars : 1884 8 février. C^O- (Greenwich). P = 357',22G ± 0',185 1886 22 février. 0 0 Id. 21 ,84 ± 0 ,31 1888 24 mai.... 0 0 Id. 30 ,6G ± 0 ,491 Les dessins sont du 15 septembre 1883 au 17 mars 1884 et du 30 janvier au 7 avril 1886. En 1888, il a trouvé 289°, 56 pour la longitude de la mer du Sablier. Nous offrons à nos lecteurs la carte {fig. 207) que cet astronome a conclue (') Conjonction de Mars et d'Uranus, le 5 mai, — Plusieurs observateurs, notam- ment MM. Bruguiëre à Marseille, Guîot à Soissona, Valderrama à l'ile de Ténériffe, ont observé la rencontre de Mars avec Uranus, le 5 mai 1888. Mars est passé à 35' au nord d'Uranus ; les deux planètes étaient visibles dans le même cliamp. Mars rougeàlre, de première grandeur, Uranus bleuHtrc, par contraste, de sixième grandeur, éclipsii à l'œil nu par l'éclat de Mars. Cette curieuse conjonction a eu lieu non loin de l'éloile de qua- trième grandeur 6 de la Vierge. l'J Beobachtunuen des Ptnnelen Mars. Publicationen des aslrophysihalischen Obsercatorîums zu Poti^dam. N- 28, 1691. 18) 0. LOnSE. — OBSEHVATIONS ET DESSINS. 307 Je ses observations de 18ti3-84, faites à l'aide de l'équatorial de I i pouces de l'Observatoire do Polsdam. Elle iospire les miîmes rêHexions que la precniëie et, vraiment, ne resaenibiegUL're àMars. La baie du Méridien, le détroit d'Hcrs- chel, la mer du Sablier, sont à peu près les seules configurations que l'on reconnaisse. Mais qu'est devenue la mer Terby, que, dans son autre carie, l'auteur avait représentée quadrangulaire ? Que reconnaître dan? la région [■■iï. W. - Carlè de Milr^, pur M. LoIibc. U'aprés se? observnlloiis Je 1883-Bi. gauche de la mer du Sablier ? L'observateur nousoITrc pourtant 18 points de repère pour identifier sa carte avec celles de M. Schiaparelli- Les voici : LunBltdilc. LalUudd. 1 Côte orientale du golfo (les Perles '27' — 7' 2 ilégion de Prêtée. Milieu U -57 3 Tompû. Milieu. . 7G -r- lï 1 tac du Soleil. Milieu ai -- 3l 5 Arcadie. Milieu .... 115 -*■ 4Î G Élysde. Milieu 218 -31 7 Golfe des Alcyons. Pointa sud IGà -t- 33 8 Lac Mœris S65 -^ 7 3 Promontoire de Circii 275 — 10 11) Niloayrlia. Cûte orientale S93 -30 11 Mer du Sablier. Cùte orienlale 594 + 7 13 Golfe SabiBus 326 -Il 13 Baie fourchue (Gabelbai). Foi aie ouest 340 0 14 Fastigium Aryn 3ô7 — tO 15 Baio fourchue. Pointe est 3àT — ï IG Baie fourchue. Cùte orientale 7 — 12 17 (iolfe dos Perles. Côte occidentale 7 — Î3 18 Golfe des Perles. Pointe ... U +0 Malgré l'Iiabileté de l'astronome de Polsdam, la diiTérence entre cette carte et l'aspect général de la planète est vraiment énorme. C'est une preuve dç jdus tjuc les observations de Mars sont Tort difficiles, 308 LA PLANÈTE MARS. CXX\'. 1888. — PnoGTOR. Les canavx de Mars. Nouvelle carte de la planète. Derîiiers travaux ( * ) . A la séance de la Société astronomique de Londres du 13 avril 1888, M. Proctor a communiqué la note suivante sur les canaux de Mars (-) : Mars devrait être soigneusement observé en juin et juillet prochain pour lo dédoublement des canaux, car l'automne martien approcliera. Considérant ces curieuses raies sombres doubles (ou plutôt les raies claires entre elles et les raies plus faibles de chaque côté) comme des images de diffraction des fleuves lorsque le brouillard reste suspendu sur leurs lits, comme je l'ai interprété depuis quatre ans, nous pouvons nous attendre à revoir le phénomène à l'approche de l'au- tomne ou après le commencement du printemps, pour l'hémisphère nord, dans lequel ces doubles canaux se montrent principalement. Je suppose que personne ne regarde ces doubles canaux comme des réalités ; mais, d'un autre côté, on ne peut pas non plus voir en eux des illusions d'op- tique. Si nous les considérons comme des phénomènes de diffraction, c'est-à-dire comme des produits optiques, as optical productSy nous trouvons une explication de leurs variations d'aspects (puisque, lorsque les fleuves paraissent sombres, ce qui est le cas ordinaire, sur un fond clair, la duplication ne pourrait pas être observée), de leur synchronisme avec les saisons et du fait qu'ils ne sont visibles qu'aux instruments d'un certain diamètre. Cette dernière considération suggère une méthode effective pour vérifier cette théorie de diffraction. Il serait désirable que les aspects observés par Schiaparelli fussent vus et dessinés par des observateurs doués d'une véritable habileté artistique. Nul de ceux qui ont vu Mars à l'aide d'un bon instrument ne peut accepter les configu- rations rudes et anti-naturelles dessinées par Schiaparelli. Les dessins de Dawes, Burton, Knobel, Denning et Green sont beaucoup plus satisfaisants. Proctor s'est occupé de la planète Mars dans la plus grande partie de ses ouvrages, jusqu'au dei'nier, dont la publication venait de commencer lorsque la mort arrêta ses travaux. Aux déductions ingénieuses que nous avons déjà publiées de cet auteur (p. 203-207) nous ajouterons ici celles qui sont expo- sées dans son dernier ouvrage (^ ). Toutes les considérations s'accordent pour nous conduire à penser que les taches foncées représentent des mers et les claires (jaunes), des continents. L'auteur propose d'admettre que la. quantité d'eau et d'air doit être propor- tionnelle aux masses des planètes, et que Mars étant neuf fois moins lourd (') U.-A. Proctor, né le 31 mars 1837, est mort le [2 septembre 1888. (0 Monthly Notices, t. XLVIII. p. 'M)7. (') OldandXew Aslrunuini/, L-jiidros et ISeNv-York, 1888. I8S8 PROCTOR. — LES CANAUX. NODVELLE CABTE, (|ue la Terre doit avoir neuT fois moias d'eau et d'air. Comme la surface de la Terre surpasse celle de Mars dans le rapport de 7 û 2, la quantité totale d'eau et d'air sur chaque hectare de cotre planète surpasserait la même (Quantité sur chaque hectare de Mars dans la proportion de 18 à 7. ( Rien no nous autorise il penser slrictemont que les conditions originelles de la formation des deux planètes aient été les mêmes. ) En ce qui concerne la densité de l'atmosphère, au niveau de la mer, il faut prendre on considération l'état do la pesanteur à la surface de Mars. Or la proportion entre ces doux états est la môme que la précédente : 18 â 7. Ainsi, tandis qu'il n'y aurait là que les ^ de l'eauetdel'air qui existent ici: par mètre carré, ces deux éléments devraient être dans la proportion du carré de 7 au caiTé de 18, ou de 49 à 324, ou de 5 it 33, Si l'on admettait que l'atmosphère de Mars eût ce degré de ténuité, tandis que la quantité d'eau par kilomètre carré ne serait que les fg de ce qui existe sur la Terre et que l'action du Soleil est de moitié plus faible qu'ici. il serait difficile de concevoir qu'il y eut assez de vapeui- d'eau dans l'atmo- sphère de Mai'S pour être perceptible au spectroscope. Même en doublant la quantité d'eau et d'air, on diminue ."i peine la difficulté. Quoique l'atmosphère de Mars soit probablement beaucoup plus rare que la nôtre, elle doit être plus élevée, étant comprimée par une force très infé- rieure à celle de la gravité tei'restre. Sur notre globe, une élévation de 4000 mètres suffit pour diminuer de moitié la pression atmosphérique; sur Mars il faudrait une élévation de 10400 mètres pour arriver au même ré- sultat. Ici, aune altitude de 31000 mètres au-dessus du niveau de la mer, la pression atmosphérique est réduite à ji;!i la même altitude sur Mars, elle n'est réduite que de \. En admettant qu'au niveau de la mer sur Mars cette pression soit i de ce qu'elle est ici, l'air martien serait pins dense à une alti- tude de 29000 mètres que chez nous à la mûme hauteur. .\ de pins grandes élévations, la différence s'accroît encore en faveur de Mars. 11 n'est pas facile de déterminer ce qui se passe dans Mars lorsque noua croyons y reconnaître des signes météorologiques tels que les nuages se for- mant ou se dissolvant ou les brumes du matin et du soir, ainsi que d'autres phénomènes qui ne paraissent pas compatibles avec l'idée d'un froid ex- trême : mdme la présence de la glace et de la neige impliquent l'action de la chaleur. Le froid seul, comme l'a montré Tyndall, ne pourrait produire de iciers ; les vents du Nord-Est les plus rigoureux pourraient soufiler pen- dant tout l'hiver sans apporter un seul tlocon de neige. Pour que le froid produise de la neige, il faut qu'il ait à sa disposition de la vapeur d'eau dans l'air, et cette vapeui' ne peut être produite que par la chaleur. Le Soleil exerce donc sur Mars une action calorifique suffisante pour élever uiiu ccr- 400 LA PLANÈTE MAKS. taine quantité de vapeur d'eau dans son atmosphère, et cette vapeur est transportée d'une manière quelconque vers les régions polaires où elle est précipitée sous forme de neige. Mais, d'autre part, la sui'face entière de Mars semblerait devoir être au- dessus de ce que nous pourrions appeler la ligne de neige pour une planète analogue à la Terre, car toute région terrestre où le froid serait aussi grand qu'il doit ôtre sur Mars et où l'atmosphère serait aussi raréfiée serait certai- nement au-dessus de la ligne des neiges éternelles. Comment donc se fait-il que la neige fonde sur Mars comme elle le fait manifestement, puisque nous y voyons des régions neigeuses variables et des régions rougeâtres? A cette alternative Proctor répond dans les termes suivants : La neige qui existe à la surface de Mars peut être en faible quantité, la cha- leur solaire n'y étant pas assez active pour produire beaucoup de vapeur d'eau. Il n'y aurait point là d'accumulation de neiges analogues à celles qui existent ici au-dessus de la ligne des neiges perpétuelles, mais il pourrait exister à la surface de Mars, excepté près des pôles, une mince couche de neige, ou plutôt il n'y au- rait ordinairement qu'une couche de gelée blanche. Maintenant, le soleil de Mars, quoique incapable d'élever de grandes quantités de vapeurs dans l'atmosphère ténue de la planète, pourrait cependant fondre et vaporiser cette mince couche de neige ou de gelée blanche. La chaleur directe du Soleil brillant à travers une atmosphère si rare doit être considérable partout où l'astre est à une élévation suffisante, et la pression atmosphérique est si faible que la vaporisation est très facile, attendu que le point d'ébullition doit y être très bas. Par conséquent, durant la plus grande partie du jour martien, la couche de gelée blanche ou de neige légère qui peut être tombée pendant la nuit précédente serait complète- ment fondue, et le sol rougeâtre ou les verdâtres océans de glace redeviendraient visibles pour l'observateur terrestre. Les régions marginales du disque de Mars seraient blanchâtres, puisque ce sont celles où le Soleil est très peu élevé au- dessus de l'horizon. Si l'on adoptait cette vue de la climatologie martienne, le fait le plus caracté- ristique de cette situation serait la fusion quotidienne de la couche de gelée blanche ou de neige légère avant midi, et la précipitation d'une nouvelle couche blanche lorsque le soir approche. Pendant la durée du jour, l'atmosphère reste assez pure, autant qu'on en peut juger du moins, d'après l'aspect télescopique do la planète, quoique pourtant rien n'y empêche sans doute la formation éventuelle de légers cirrus ou de nuages de neige, surtout dans la matinée. En fait, les phé- nomènes qui ont été généralement regardés comme dus à la précipitation de la pluie de véritables nimbus sur les océans et les continents de Mars peuvent être attribués, avec plus de probabilité, à l'évaporation de cirrus par la chaleur so- laire. Les régions polaires seraient perpétuellement couvertes de neige, les limites des caps polaires variant avec les saisons et ne présentant sans doute que des accumulations do neige fort inférieures à celles qui existent sur la Terre. PROCTOH. ~ NOUVELLE CARTE. CANAUX ET FLEUVES. 401 Telles sont les considératioaa de l'astronoine anglais sur cet intéressant sujet. Nous y reviendrons plus loin, pour le discuter complètemenl. L'auteur a examiné également, comme nous venons de le voir, les curieuses observa- tions de H. Schiaparelll sur les canaux et leurs dédoublemonls. Il ne croît pas que ces canaux soient réels. <■ We c;innot regard them as objective rea- llties, écrit-il eu 1888, lljis is maniCestly incredililc. b L'auteur pense que ce sont là des images optiques, non des illusions, mais des images explicables Flg. 308. — Nouvelle Mars, |iar Proctor. en It par les lois connues de l'Optique. 11 les considère comme des images de di/friiction produites dans les yeux des observateurs do chaque calé des lignes des lleuves de Mars, lorsque ces fleuves deviennent blancs par la gelée ou par des nuages allongés le long de leur cours. L'existence de ces canaux a conduit l'roctor ;ï remanier sa première carte et à lui substituer celle que nous reproduisons ici {fig. 208), dans laquelle un grand nombre de fleuves sont tracés, aboutissant aux golfes et aux roers. Nous avons vu, aux obser- vations de Dawes (18C4, p. 185), que cet éminenl observateur regardait la baie du Méridien comme formée de deux pointes donnant l'impression de deux embouchures de fleuves très larges. Treize ans plus tard, en 1877, M. Schia- parelli a pu apercevoir ces fleuves vainement cherchés par Dawes, et les ^ considérés comme des canaux auxquels il donna le nom de Gebon et lliddekel. L'idée de fleuves est, en effet, simple et naturelle : Proctor y revient avec raison, et sa carte ainsi conçue offre un aspect qui n'est pas sans analogie avec les principaux caractères de la géographie terrestre. Mais reste toujours Flaumabion- — Mar». iir. 402 LA PLANÈTE MARS. une grande objection : c*est que ces « canaux » ne commencent nulle part, vont d'une mer à l'autre, sont rectilignes et entrecroisés.... Ces fleuves, si fleuves il y a, ne ressemblent donc pas aux nôtres. L*auleur, profitant des critiques qui lui avaient été adressées pour ne pas répéter plusieurs fois les mêmes noms et faire la part moins exclusive aux Anglais, a modifié les déno- minations de sa première carte. Le mieux eût été pour lui de s'en tenir à la carte de Green. Les conclusions de Proctor sur la planète Mars sont qu'elle est plus avancée que la Terre dans son existence astrale ; qu'elle ne possède plus depuis longtemps aucime chaleur propre; que la chaleur reçue du Soleil est plus de moitié inférieure à celle que la Terre reçoit ; que cette chaleur y produit un climat spécial, assez froid, car il y aurait dans les régions tempérées de la gelée blanche et peut-être de la neige toutes les nuits, fondue tous les ma- tins; que l'atmosphère est très raréfiée; que les océans sont sans doute gelés et les fleuves aussi, la plupart du temps. L'auteur ne paraît pas penser que l'atmosphère de Mars pourrait être constituée autrement que la nôtre et posséder des gaz et des vapeurs capables de conserver la chaleur reçue du Soleil et d'agir comme une serre un peu moins diathermane que l'atmosphère terrestre, gardant les rayons obscurs, et donnant à la planète une tempéra- ture moyenne peu différente de celle de la Terre. CXXVI. 1888. — Perrotin. Les canaux de Mars. Nouveaux changernenls. Inondation de la Libye. . 0 II m'a été possible, par de très bonnes images, écrit l'auteur ( * ), de re- voir, avec notre grande lunette (équatorial de0'",76), une partie des canaux de Mars que j'avais observés en 188G. » Ils sont à la place où je les ai vus à cette époque et présentent les mêmes caractères : ils se projettent sur le fond rougeâtre des continents de la planète, suivant des lignes droites sombres (des arcs de grand cercle pro- bablement), les unes simples, les autres doubles, — les deux composantes, dans ce dernier cas, étant, le plus souvent, parallèles, — se coupant sous des angles quelconques et paraissant établir des communications entre les mers des deux hémisphères ou entre les diverses parties d'une même mer, ou bien encore entre les canaux eux-mêmes. » Leur aspect est en général le même qu'en 1886. Pourtant, quelques-uns paraissent plus faibles, d'autres ont peut-être disparu en partie. (') Comptes rendus de l'Acad. des Sciences, 14 mai 1888.— L'Astronomie, 1888, p. 213. PEmiOTIN. - LES CANAUX DE MAR^. 403 ■ Dès à présent, je dois sigaaler trois modifications importantes qui se sont produites depuis 1686 dans l'a^pecl de la surface de 1» planète, modifi- cations d'autant plus certaines i[uelle3 ont leur siège dans les régions sur lesquelles mon attention s'était plus particulièrement portée en 1886. " 1" C'est d'abord la disparition d'un continent qui s'étendait alors, de part et d'autre de l'équateur, par 270° de longitude (f.ibya, carte de Schia- parelti). De forme à peu près triangulaire, ce continent él:iit limité au Sud et à rOuest par une mer, au Nord et à l'Est par des canaux. n Netlemenl visible, il y a deux ans, il n'existe plus aujourd'hui. La mer voisine (si mer il y a) l'a totalement envahi. A la teinte Liane rougeâtredea continents a succédé la teinte noire ou plutôt bleu foncé des mers de Mars. Un lac, le lac Mœris, situé sur l'un des canaux, a également disparu. 'I LVtendue de la région dont l'aspect a ainsi complètement change peut iitti évaluée à 600000 kilomètres carrés environ, un peu plus que la superfi- cie de la France. En se portant sur le conlincnl, la meraabandonné,auSud, les régions qu'elle occupait antérieurement et qui se pril^sentent maintenant avec une teinte intermédiaire entre relie des continents et celle des mers, avec une couleur bleu clair, analogue h la couleur d'un ciel d'hiver, légèrement brumeux. n Cette inondation (ou autre chose) du continent Libya. si j'en crois un dessin antérieur (de l'année 1682). pourrait bien être un phénomène pério- dique. S'il en est ainsi, les observations eu donneront la loi à la longue. » 2" C'est ensuite, au nord du continent disparu, à +25° de latitude, la présence d'un canal simple qui n'est pas indiqué sur la carte de Schiaparelli, bien que ce savant astronome en ait noté de beaucoup plus faibles, et que je n'ai pas vu non plus lors de la dernière opposition. Ce canal, long de 20" environ et large de 1* ou l'jS, est sans doute de formation récente. Il est parallèle à léquateur et continue en ligne droite une branche d'un canal double déjà existant, >|u'il met on communication avec la mer. » 3° La troisième moditication consiste dans la présence assez inattendue, sur la tache blanche du pôle nord, d'une sorte de canal qui semble relier, en ligne droite, à travers les glaces polaires, deux mers voisines du pùle. ■ Ce canal, qui se détache avec une grande netteté sur la surface de Mars, coupe la calotte sphérique blanche suivant une corde qui correspond à un arc de 30° environ, n Une nouvelle communication du même astronome adressée à l'Acadé- mie ['), était accompagnée des dessins suivants : La différence entre les dessins I et 2 de cette année 1/13. JOS et 210) et le Cl Comptes rendm. Kijuiliet t888, p. ICI. 40i I.A PLANÈTE MARS. dessia (.■orrasponclant :i. lie 188(1 (fi-j. 2111, Jit Tailleur, pst Irappauto en ce qui concerne la région Libya, de Sobiap&relli. A un mois d'iutcrvalk-i les des- sins 1 et 2. de leur cfttf, indiquent, dans la même vigion, des iDodJÛcations notables. Les deux premiers dessins contieûnent le nouveau canal A, ^;t le canal de la calotte blanclie du pAlo bori^al. Dans le dessin n" 'J se trouve, en outro, un canal siniplc, lî, vu le i.' juin pour J la première fois. Le dessin n" i {(ig.'H'lt contient quatre canaux simples et tmis doubles, dont! un Beulemenl, double sur une partie de sa longueur, mais tous bien caracté risés. Deux de ces derniers, C et D. partent des régions voisines de l'équateur et viennent, en suivant & peu près un méridien ( longitude : 338° pour l'ua. 5' pour l'autre), se purdre dans les environs de la calotte blanche du pùle nord. Sont-cp bien \h des canaux dans le sens que nous attachons à. ce mot? semble que les deux canaux doubles singuliers que je signale pourront un jottfl ou l'autre nous donnera ce sujet d'utiles renseignements. Si ce ^ontUo VJ 406 LA PLANftTB MARS. naux, ils ne peuvent, en effet, manquer d'éprouver de profondes modifications lors des changements de saison, au momont surtout où, sous l'influence des rayons solaires, la tache blanche du pôle boréal tond t disparaître, à fondre, comme le pensent certains astronomes. Ainsi consid^^rËs, les canaux en question et deux autres du m6mc genre so recominandcat d'une fa^on particulière i l'observateur. Ainsi s'est esprîmé M. Perrolin. Ou voit que ce qui ressort surtout de ses observations de 1888, c'est la constatation de l'existence de nouveaux canaux et celle d'une strie sombre analogue traversant comme une corde la calotte polaire boréale. C'est, disait à ce propos M. Fayc, comme si l'on était venu travailler là pour faire coramunifuter ensemble les deus côtés du p61e, L'éminent auteur de la découverte de ces canaux, M. Schtaparelli, nous écrivait de Milan à la date du 12 juillet : " L'opposition actuelle a été remarquable par une fréquence de lignes doubles bien plus grande qu'en 1884 et 1886. Plusieurs lignes qui étaient restées simples 1888 PERROTIN. - LES CANAUX DE MARS. 401 dans toutos les oppositions précédentes ( Lacstrygon, Népenthès, A^Uboras, Héli- conîus, Callirrhoë), se sont doublées cette fois, " Ces aspects dcpendenl donc cYidemmeût de cerlaiûes époques critiques. Quatre nouveaux dessins font suite ;un prccédenls ('). Voici les coordonnées du centre de la planète au moment oii ces dessins ont été pris : Le dessin n» 5 {fig. 213), écrit M. Perrotin. montre une partie de la sur- face de la planète fort accidentée, surtout dans le voisinage de 1& calotte de glace du pAle nord, et, en même temps, une région R. comprise dans une sorte ('} Comptes rendu* de l'Académie deê Science», 10 septembre 18S8. 408 LA PLANÈTE MARS. de pentagone formô de canaux, et qui, par sa couleur blanche et éclatante (i|, trancliG d'une façon singulière avec !a couleur rougefltre des parties environ- nantes. Le (lesaiD n" 8 fflg. 216) présente deux canaux, un simple et l'autre double,.! KL, MN, analiitîuea à ceux ilonl il a dté question plus haut. Ces canaux partent des régions équatoriales et se dirigent, en suivant à peu prÈs un mûridicii, vers le pôle nord. Ce dessin est à rapprocher de celui portant le n" 4, dans la première sé- rie 1^^. Zlî). Il reproduit, d'ailleurs, des régions voisines de celles de ce n" 4 et situées seulement plus à l'es' sur la planète. Les dessins 6 et T {flg. 2U et ?15) sont malheureusement iDComplets. Je les donne parce qu'ils mettent en évidence l'existence d'un nouveau canal qui, ainsi que celui déjà signalé précédemment [ftg. 200 et îiO), coupe suivant une ligne droite sombre la calotte blanche des glaces polaires. (0 L'Éclat est presque aussi vir quo celui de la calotte polaire. Cet <ïtat de choses n'existait plus ou n'avait pas été remarqué quand on a fait les dessins I et 1; mais il est probable qu'il s'est produit là encore un changement notable durant les observations de celte anndi>,- IR83 PERROTIN. — LES CANAUX DE MARS. 109 Ce nouveau canal est peut-être im peu moins net que le premier; mais son esistenco et son caractère ne sont pas douteux ( < ]. Le dessin n" h {fîg. 913) montre les deux oaniiux ; i;ehii do droite est l'ancien, celui de gauche est le nouveau. On voit encore mieux ce dernier dans les dessins n"' 0 et ", le dessin n" 7 le fait voir dans tout son développemeui. ,u graDil éigun il lie Nice, par M. I' J'ai beaucoup regretté que les circonstances atmosphériques ne m'aient pas permis do revoir on juillet, par de bonnes images, la région Libya. Ce que j'ai entrevu me fait croire & do nouvelles modifications qui se seraient produites dans cette partie de la surface de la planète depuis le mois do juin, et je crains beau- coup qu'il uc soit trop tard pour qu'on puisse encore en reconnaitre la nature. C'est la contiuuatioD des changements sur lesquels j'ai appelé l'atteuliou au mois de mai dernier et qui ne sont, sans doute, qu'une partie des changements, k période plus ou moins longue, qui se produisent fréquemment & la surface de la planète. En ce qui me concerne, pendant mes longues soirées d'observation, j'en C; Circonstance biïarre, le nouveau canal commonco sur le i.oiii'toiirde la calotte de glace, au point m6me oii finit le canal primiiivement 410 LA PLANÈTE MARS. ai coostaté plusieurs, plus particulièrement dans lo voisinage i!e la calotte do glace. Ces changements, qui ont lieu quelquefois du jour an lendemain, ne mo- diflent pas l'aspect général, mais jiijrteut seulement sur les détails; ils affectent surtout les parties sombres de la surface. J'en ai remarqué aussi d'autres de nature différente; c'est ainsi que, le 18 et le 19 juin, j'ai vu, en peu de temps, pendant le cours de mes observations, la JuiUat 1R8H. ) région R du dessin n» 5 se couvrir et se découvrir tour i tour d'une sorte de brouillard rougeâtro qui s'étendait jusque sur les canaux environnants, tandis que le reste de la surface de la planète continuait à se montrer avec une grande netteté et une rare pureté do détails. Je ne puis mieux comparer ce phonomèno qu'à celui que nous donnent ici souvent, pendant l'été, les brouillards de la mer qui, le soir, après les journées chaudes, envahissent le littoral en quelques minutes, pour disparaître ensuite presque aussitôt. Je n'ai pas besoin d'ajouter que tout ceci, mi'me dans notre grande lunette, ne saute pas aux yeus et qu'il fout, pour le voir, une attention soutenue, un bon instrument et par-dessus tout des images non pas seulement bonnes, mais excel- lentes. 412 LA PLANÈTE MARS. modiQcations. Ces deux dessins montrent la mer du Sablier [à gauche dans celui du 29 avril (fig. 217), à droite dans celui du 5 mai {fig, 218)]. La Libye n'a pas disparu: le 5 mai, elle était bien visible et colorée de jaune-orange. L'auteur pense que les différences d'aspects souvent observées proviennent surtout de la variation d'inclinaison des régions dessinées, vues plus ou moins obliquement et éclairées par le Soleil, sous des angles différents. En 1888, les régions australes se présentaient très obliquement. Remarquons, de notre côté, que ces deux dessins de M. Niesten ne donnent pas, surtout le second, l'impression habituelle que nous recevons de Tob- servation de Mars. La mer du Sablier se reconnaît, sur la gauche dans le pre- mier, sur la droite dans le second; mais elle ne ressort pas sur Tensemble, comme elle le fait généralement, et des configurations d'une importance beau- coup moindre, passagères même et indécises, dont quelques-unes incer- taines, dessinent une géographie presque imaginaire, surtout dans la figure du 5 mai. Le crayon ne devrait pas fixer des aspects à peine entrevus. Mais comment faire autrement? On distingue à peine certaines ombres légères, on n'est pas sûr de leurs contours, et plus d'un détail n'apparaît qu'en ces moments, aussi rares que fugitifs, de parfaite transparence. Illusion ou réa- lité? Il semble que de telles vues télescopiques ne puissent rester que dans la pensée. On les indique au crayon, et ce qui est incertain, fugitif, atmo- sphérique peut-être, prend le même rang que ce qui est incontestable et per- manent. La même remarque peut s'appliquer aux dessins de Nice : il y a, là aussi, des aspects incertains, et tel est le cas général des dessins de Mars. Malgré les difficultés inhérentes à ces observations si délicates, on voit néanmoins que, grâce à la persévérance et à l'habileté des observateurs, nous pénétrons de plus en plus intimement dans la connaissance de ce monde voisin. Nous sommes arrivés, à cet égard, à une période fort inté- ressante et quelque peu critique, celle de l'interprétation des nombreux faits accumulés par l'observation. Le point essentiel est de ne pas reculer, et c'est ce qu'on a failli faire à l'Académie des Sciences. GXXVIII. 1888. — FizEAU. Une explication des canaux. Voici la communication de l'illustre physicien à l'Académie (*) : « Les apparences singulières observées à la surface de la planète Mars par M. Schiaparelli, et auxquelles plusieurs observateurs, et notamment M. Perrotin, de l'Observatoire de Nice, ont ajouté récemment des particularités nouvelles, sont demeurées jusqu'ici sans explication plausible. On s'accorde à les désigner (') Séance du 25 juin 1888 (//A.s/ rono mie, août 1888, p. 287). ISS8 KIZKAU. — UNE EXPLICATION DES CANAUX. 113 sous le nom de c-aiiau.v, d'aprëa leur ressemblance lointaine ^voc des canaux (l'irng'ation, mnia sans vouloir Hen pri^Juger au sujet de leur vi^ritable nature. li semblo cepondant que los observations les plus récentes permettent d'es- sayer aujourd'hui de résoudre cette énigme, en s'appuyant sur les considérations suivantes : Et d'abord, on s'accorde généralement à reconnaître la présence de l'eau à la surrace de Mars, et l'on admet que l'eau joue un r61o considérable dans les changements que l'on y obsert'e. On connaît les tacbes polaires à aspect neigeux, qui s' (.'tendent et diminuent suivant le cours des saisons. On sait, de plus, que l'analyse spectrale de la lumière de Mars a fait reconnaître à M. Janssen la pré- sence de l'eau comme très probable ( ' i. Les canaux de Mars apparaissent comme des lignes plus obscures que le reste de la surface, de directions rectiligues, souvent parallèles entre elles ou se coupant suivant des angles plus ou moins grands. Le réseau de ces lignes n'a rien do flse et, à des époques peu éloignées, a présenté des dessins fort différents les uns des autres; changements qui rappellent ceux des taches plus étendues {appelées conlîttenls ou mers), lesquelles paraissent, se modiGent et dispa- raissent parfois dans l'intervalle de quelques mois. Tout récemment, une ligne très nette a été signalée comme traversant, suivant une corde, le cercle de glaces polaires tourné vers la Terre. Il parait naturel de rapprocher de ces apparences singuhëres les phénomènes (') M. Janssnn n'est pas cité dans les observations spectroscoptques exposées plus haut [I86Î, p. 182, 1867, p. 200; 1872. p. 212; 1870. p. 3ÎG). et on lisant cette assertion de M. Fiîcau, nous regrettions df n'avoir pas L-onnu les travaux de M. Janssen sur ce point. Nous lui écrivîmes pour lui demander une information. Voici ia réponse de l'éminent directeur de l'Observatoire deMeudon : 1 Mon cher Collègue, Vous voulez bien me demander oij j'ai publié mes observations sur Mars au point do vue Les éludes cpii y ont conduit ont été faites à l'Observatoire de Paris avec le tëleseope Foucault que Le Verrier avait mis à. ma disposition en ISG3: sur l'Etna, où je suis resté trois jours {pour annuler autant que possible l'action de l'atmosphère terrestre], à Ps- lerme oii je me suis servi du grand équatorial de l'Ubservatoire, à Haraeille. avec le télescope de Foucault de 0",80 d'ouverture. Ce n'est qu'après avoir observé dans des conditions aussi variées et surtout aprbs avoir obtenu le spectre pur de la vapeur d'eau à l'usine de La Villettc en tSIiG que j'ai cru pouvoir annoncer cette présence. D Les autres observateurs, m^me postérieurement, n'ool pu que prononcer sur la pré- sence du spectre telliirique en bloc. •• Voici le texte îles Camples remlai signa le dans la loltri' prêcMenle. On lit ett oITct, 1867, I. l, p, 1034, le paraitraphe «ulvaut temunsDl uae lettre écrite par M. Janiscn a M. Charles Saints- Claire Devins sur l'Ile Saaloriu. • îe ne veux ptilnt lermiuercoUo lettre sans vous dire c]uo jp suis monté sur l'Etna puur y taire duH otuervalions il'anal7»e spectrale oéleslo qui cil^calenl uno grande allitudu. alln d'annuler en majeure partie l'Iatluonce de l'atiuospli^re lerreatrc. De ces atucrvatloas et de (»lles que j'ai faites nui OliaurvaloIreB de Paris, de Marseille et do Palermo, je orois pouvoir vous annoncer ta priïsHiioe de ta vapeur il*cau dans ies almoaplitres de Mars et do Saturne. ■ 414 LA PLANÈTE MARS. variés qui ont été signalés sur notre globe, à la surface des grands glaciers, tels que la mer de glace (mont Blanc), le glacier du Rhône et surtout la vaste région glacée du Groenland, pour ne citer que les plus connus. On sait que, parmi les changements incessants qui se produisent sur ces surfaces de glace par la suc- cession des saisons, on remarque surtout, au point de vue qui nous occupe, des rides parallèles, don crevasses, des fentes rectilignes s*étendant sur des longueurs considérables et se coupant entre elles suivant des angles variés. M. Nordenskiôld a notamment rencontré, au Groenland, des phénomènes de ce genre tout à fait remarquables par leur grandeur et par les caractères plus précis qu'ils permettent d'assigner aux régions soumises au régime glaciaire. En rapprochant ainsi les principales circonstances que présentent les canaux de Mars de celles qui ont été observées sur nos glaciers, on remarquera que les analogies et les ressemblances entre les deux ordres de phénomènes sont réelle- ment assez marquées pour que l'on puisse, avec une grande probabilité, rappor- ter les uns et les autres à une même cause, l'état glaciaire. On est donc conduit à l'hypothèse de l'existence à la surface de Mars d'im- menses glaciers, analogues à ceux de notre globe, mais d'une étendue beaucoup plus considérable encore, et dont les mouvements et les ruptures doivent être également plus prononcés. On doit remarquer, en effet, que la longue durée des saisons sur la planète (double de celles de la Terre) favorise manifestement le développement et le bouleversement périodique des masses glacées, sous l'in- fluence des dilatations et contractions dues aux changements de la température ; effets auxquels il faut joindre ceux qui résultent de la faible pesanteur à la sur- face de la planète [~^ de celle de la Terre). Mais, d'autre part, l'hypothèse dont il s'agit va-t-elle s'accorder avec plusieurs circonstances bien connues de la constitution physique de la planète? Et d'abord les distances au Soleil de Mars et de la Terre étant comme 3 à 2, les intensités du rayonnement sont comme 4 à 9; le rayonnement solaire est donc sur Mars ^ de ce qu'il est sur la Terre. Sans vouloir décider ici ce que deviendraient nos climats si le Soleil ne nous envoyait plus que les | de ses rayons, on peut assurer que toutes les températures moyennes seraient fort abais- sées et que la plus grande partie de notre globe entrerait dans une période glaciaire. La température de Mars doit donc être bien plus basse que celle de la Terre, même en attribuant à la planète une atmosphère semblable à la nôtre. De plus, on a des motifs sérieux de penser que l'atmosphère de Mars est moins dévëlopf)ée que celle de la Terre. D'abord, l'absence de bandes équatoriales montre que des mouvements atmo- sphériques réguliers ne se produisent pas là comme sur notre globe; ce qui paraît indiquer une atmosphère d'une étendue plus limitée et, par suite, moins propre à absorber et à conserver la chaleur solaire que l'atmosphère terrestre. Ensuite, on peut remarquer que la lumière de Mars présente une teinte rouge, reconnue de tous temps et par tous les observateurs. Or cette couleur rouge fournit une nouvelle preuve que l'atmosphère de Mars n'a pas une constitution i:. FLAMMARION. REMAHQUES. OBSERVATIONS. 415 semblable à celle de Tatmosphôre de la Terre; c'est ce que l'on peut conclure en considérant la couleur que possède la lumière cendrée que la Lune renvoie vers la Terre à certains jours dea premier et dernier quartiers. Cette lumière est en effet empruntée à la Terre directement i^clairÉe par le Soleil, et peut nous donner une idée assez exacte de la couleur que possède la Terre, environnée de son atmosphère et vue de l'espace. Or la lumière cendrée est, d'après Arago, d'une teinte bleu verdùlre et nullement rouge, comme elle le serait si notre atmosphère était semblable à celle de Mars. La teinte rouge dont il s'agit indique avec une grande probabilité la prédominance relative de la vapeur d'eau sur les gaz dans l'atmosphère de Mars. On voit que l'hypothèse de l'état glaciaire de Mars paraît s accorder assez bien avec les principales données physiques que nous possédons, jusqu'à ce jour, sur cette planète. " A cette conclu.'JÎoa nous avons cru devoir opposer, à la séance suivante du 2 juillet, les observations concordantes qui les contredisent. CX.XIX. 1888. - C. FLAMJiAHrov. lU-marijues sur ta plam-le Mars. Observations. Voici celle réponse (M : 0 Je demande k l'Académie la permission de lui soumettre les laits suivants, en réponse aux considérations qui ont été présentées ji la dernière séance par l'un de ses membres les plus illustres. Les glaces polaires fondent plus sur Mars que sur la Terre. C'est là un fait d'observation constante. Tandis que chez nous les expéditions les plus hardies et - les plus aventureuses ne sont Jamais parvenues à s'approcher il moias de T" du pâle nord, et sont restées beaucoup plus éloignées du pôle sud, tandis que nos deux pôles paraissent constamment entourés do glaces, sur Mars la fusion de ces glaces avec l'élévation du Soleil au-dessus de l'horizon s'opère presque com- plètement pendant lété aux deux pôles de la planète, surtout au pôle sud, dont l'été arrive au périhélie de l'orbite. Eu cette année I8K8, la planète nous a encore présenté son hémisphère nord, par suite de son inclinaison. La limite des glaces polaires boréales a été nette- ment déterminée : elle s'est graduellement rapprochée du pôle pendant les mois de février, mars, avril et mai derniers. J'estime qu'à la fin du mois de mai, h l'époque de leur minimum, le diamètre de la tache polaire mesurait environ 30O kilomètres. (Le solstice d'été est arrivé, pour l'hémisphère boréal, le 16 février dernier, et l'équinuxe d'automne arrivera le i^ août prochain.) Les neiges des deux pôles ont été depuis longtemps l'objet d'une attention scrupuleuse et de mesures très précises. Il est constant qu'elles fondent considé- rablement, beaucoup plus que sur notre planète. L'ensemble des observations montre d'ailleurs que le minimum arrive environ deux mois et demi à trois mois } Comptes rendiii de l Académie des S'tii ; juillet l 416 LA PLANÈTE MARS. après le solstice. (On sait que l'année de Mars dure 687 jours. ) Le phénomène est donc absolument du même ordre que celui qui se passe aux pôles terrestres, mais plus marqué. Les mesures micrométriques de la tache polaire australe, faites par M. Schia- parelli en 1879, montrent que cette tache a été réduite à 4« de dimension apparente à la fin de novembre (le solstice austral étant arrivé le 14 août). En admettant que ces quatre degrés de dimension apparente représentent, à cause de l'irradiation, le double des dimensions réelles, on voit qu'en 1879 les dimen- sions réelles de cette tache polaire ont été réduites à 2« ou 120 kilomètres de diamètre. Elles varient au moins dans la proportion de 900 à 120 kilomètres de diamètre. Comme sur la Terre, ce pôle du froid ne correspond pas au pôle géographique, mais lui est excentrique'; il est placé à environ 6° du pôle géographique, à peu près sur Tintersection du 84'^ degré de latitude et du ^b"" degré de longitude, La tache polaire boréale subit, comme la précédente, des variations corres- pondant aux saisons et à la température. Cette fusion des taches polaires pendant l'été est en contradiction manifeste avec l'hypothèse que les continents de Mars seraient des champs de glace et que la température de la planète serait inférieure à celle de la Terrei Elle prouve le contraire, si l'on admet que ces neiges et ces eaux soient de même nature que les nôtres, ce qui n'est pas absolument certain, malgré les investi- gations de l'Analyse spectrale, car la pression atmosphérique, les points de fusion et de saturation, la composition chimique de l'atmosphère et des liquides, doivent offrir des différences originaires et permanentes avec ce qui existe sur notre planète. C'est peut-être ici le lieu de remarquer que la température d'un lieu n'est pas uniquement réglée par sa distance au Soleil, mais encore et surtout par les pro- priétés physiques de l'atmosphère qui le recouvre. Il y a beaucoup de vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars, ce qui est démontré par les raies d'absorption de son spectre (mats la coloration de la planète n'est pas due à cette cause, puis- qu'elle est plus forte au centre du disque, où il y a moins d'épaisseur à traverser que vers les bords). Or, c'est la vapeur d'eau qui joue le plus grand rôle dans la conservation des rayons calorifiques reçus. On sait que le pouvoir absorbant d'une molécule de vapeur aqueuse est 16000 fois supérieur à celui d'une molécule d'air sec. Sans la vapeur d'eau ou quelque protection analogue, notre propre planète resterait constamment glacée; Les vapeurs des éthers sulfurique, formique, acé- tique, de l'amylène, du gaz oléfîant, de l'iodure d'éthyle, du bisulfure de car- bone, jouissent des mêmes propriétés, d'après les expériences de Tyndall. Remarquons aussi que l'aspect des continents de Mars diffère considérable- ment de celui des glaces polaires et des neiges qui, parfois, blanchissent cer- taines régions. Les neiges et les glaces resplendissent d'une blancheur éclatante, tandis que les continents sont colorés d'un jaune très chaud, rappelant le ton des blés mûrs vu du haut d'un ballon. laSa C. PLAMUAUtON, — REMAROUBS ET OBSERVATIONS. 1I7 l.'enseoibls des observations faîtes sur Mars et l'application dos conoaissaDoes qui se rattachent à l'i'tHde de la constitution physique des planètes conduisent donc it conclure que les glaces polaires n'envahissent point la surface entière de ce globe, mais, au contraire, subissent plus que les nùtres l'influence de la tem- I.i plan .3 (le juin 168S. (Croqulâ Uc M. Flammarioi p^rature; que, relativement i^ la constitution physique de ces neiges et de ces eaux, la temptîrature produit là des effets au moins aussi sensibles que sur notre planète, que le moado do Mars n'est pas dans ua <''tat glaciaire et que les " canaux '> no sont pas des crevasses dans dos placiers. Parmi les observations que nous avons faites pendant celte opposition à noiiw Observatoire de Jnvisy, nous signalerons les ijualre croquis ci- dessus {fin. 21'Ji. 27 k 4t8 LA PLANÈTE MAKS. Nous n'avons pu distinguer «lucun « canal» à l'aide de notre équatorial de 0'°,243. Nos dessins de cette année exposent simplement, comme nos ci'oquis antérieurs, le canevas général de l'aréographie. Nous n'avons représenté que ce que nous sommes absolument sûr d'avoir vu, et rien de ce qui nous a paru douteux. La planète était alors fort bien placée pour l'observation de son pôle boréal, dont la connaissance laisse encore beaucoup à désirer. Le solstice d'été de cet hémisphère ayant eu lieu le 16 février, la fonte des neiges polaires a dû réduire la glace à son mi- nimum à la fin do mai. Il en est toutefois resté une quantité très sensible, comme nous le disions tout à l'heure, et comme on peut en juger par les quatre dessins reproduits ici (fig, 219), pris le 2 juin, de six à neuf heures du soir. A propos de ces heures, il n'est peut-être pas inutile de remarquer ici que, lorsque Tair est calme et transparent, les vues prises de jour, en plein soleil, sont aussi belles, aussi nettes, que celles de nuit. Dans le premier de ces dessins (A = 6^0), la mer du Sablier venait de passer par le méridien central; on remarquait au-dessous une trace de son prolonge- ment, vers l'Est (passe de Nasmyth), et, plus bas, la mer polaire boréale; la mer du Sablier était de beaucoup la plus sombre ; le pôle inférieur était d'une éclatante blancheur, les continents d'IIorschel et de Béer, bien évidents, étaient colorés d'un ton jaune d'ocre bien clair, les mers grises et très variées de tons, et au sommet du disque, vers les terres Cassini et Webb, les régions étaient blanchâtres (nuages ou neiges sur Thémisphère austral?). Lé reste du disque paraissait très pur et sans nuages. On ne remarquait aucune trace des inonda- tions signalées à l'Ouest ou à gauche de la mer du Sablier, et il en a été de même dans toutes nos observations du mois de juin. Dans le second de ces dessins (B = 7^0), cette même mer est plus avancée vers rOuest ; on remarque la terre de Laplace. Dans le troisième (8^0), la mer atteint presque le bord occidental du disque et la baie du Méridien arrive par rorient; la mer Knobel se montre au-dessus du pôle; la région supérieure du disque est toujours blanchâtre. Dans notre quatrième dessin (D), pris à 9*' du soir, la baie du Méridien vient de traverser le méridien central; on devine, au-dessus du pôle, à l'est de la mer Knobel, la terre de Ross et une mer qui semble envelopper le pôle. Cette journée du 2 juin et celle du 3 (dans laquelle le thermomètre s'est élevé jusqu'à 330 à Tombre) ont été remarquables par la transparence de l'atmosphère et par le calme des images. Ces observations ont été faites avec un grossisse- ment de 400 (M. (»; L'Astronomie, juillet 1888, p. 251. TERBV. — OBSRBVATrONS KT DESSINS. flXXX. iftSB, — Tbiiiiv. ObMi-vations ri dessiiu . 'l. Le savant astronome de J,ouvain noua a adressi'' le résumé suivant des lessins qu'il a pu prendre à l'aide de son éqiiatorial de «"'.Su. Les cannitx onf ptini, !a plupart, d'une difficulté tellf pt les circonstances si .\speol« sâograpliic|ues défavorables qu'il fnllait chercher ces détails pour les vérifier; vous vous rappe- lez que M. Perrotiu a été dans le môme caB en 1880. Cependant, je puis garantir que me» dessins no contiennent que des lignes réeliemenl observées, aucune n'étant due Jt la connaissance préalable que j'avais de la région observée. Je ci- terai deux preuves : d'abord les imperfections de mes dessins qui n'échappent pas à un œil exercé, quand ou en compare certains rigoureusement entre eux: je me suis bien gardé d'essayer de concilier les détails dans ce cas, voulant re- présenter exclusivement ce que j'ai vu; ensuite l'invisibilité de l'Ëupbrate et de sa géminatiou. J'avais une connaissance parfaite de l'existence de ce canal, de ',') L'Aglronomic, septembre 1888, p. 32Î. — Votj. aussi Enitemble des observations faitet il Louvain en 18SS, par le D' Terby. Bruxelles, 1889. 420 LA PLANÈTE MARS* 6a gémination, de sa forme exacte par des dessins que M. Schiaparelli a bien voulu m*envoyer pour m'amener à la vérifier ; cet astronome croyait que je l'aurais vu avec quelque facilité. Malgré tous mes efforts, et j'y ai mis de l'obstination, je n'ai pas vu trace non seulement de la gémination, mais même de l'Euplirate. Il n'en a pas été de même du Phison, comme vous le savez déjà. Chaque dessin est le résultat de plusieurs jours d'observations; tous les détails n'ont donc pas toujours été vus en même temps. J'ai rarement pu dépasser le grossissement de 280 à 300 fois, ou, si je l'ai dé- passé, ce fut sans utilité réelle, à cause des conditions abominables d'observation de cette année. Vous savez que j'ai fait un nombre très grand de dessins; j'ai choisi ceux qui présentent le mieux la plus grande partie de la surface. Voici les régions observées : Fig. 220, A (12 mai, 9ï»18«»). — Au centre, Trivium Charontis, sous forme de tache plus noire, qui se prolonge, vers le bas, par Erebus, vers le haut, par Cerberus, et vers la droite, par Styx perpendiculaire à Cerberus; le reste du contour d'Elysium s'achève par l'Eunostos et THyblaeus. En haut figure la mer Maraldi avec le Sinus Titanum près du bord gauche et la baie de LaDStrygonum dans le diamètre vertical; un filament réunit cette dernière baie à Cerberus, c'est TAntacus. Les deux rectangles gris dans le quart inférieur droit du disque sont la' Propontide. On voit le filet noir dans la tache polaire, dans la position qu'il occupait le 12 mai, à 9*» 15™. La fig. 222 en montre le déplacement par la rotation jusqu'à 10^48™. La fig. 223 donne l'aspect de la tache polaire pour le 13 mai. J'ai observé également des points blancs au bord inférieur, sur le prolon- gement de TErebus; quand ils arrivaient au bord, ils brillaient et débor- daient comme la tache polaire. Un troisième point blanc a déjà disparu au bord au moment de ce dessin. On distinguera les régions blanches et les régions rougeâtres. Le Cerberus m'a paru souvent rosé, ainsi que tout le périmètre d'Elysium. La fig, 220, B (9 mai, minuit), montre, un peu au-dessus du centre, le confluent du Triton, du Thoth et du Népenthès; en bas, Alcyonius; à gauche, Elysium. L'Eunostos, le 12 juin, se prolonge par une ligne fumeuse jusqu'au Thoth. Fig. 220, C (29 avril, 8^16°»). — Triple confluent du Triton, du Thoth et du Népenthès à gauche du centre; Libye bien visible. Mare Tyrrhenum très pâle. Astusapes visible; Protonilus avec Ismenius lacus au bord droit; un peu plus bas Callirrhoe. Au méridien central : Nilosyrtis et Boreosyrtis. L'interruption, dans Nilosyrtis, au centre, doit avoir été une illusion ou l'effet d'un nuage dans l'atmosphère de Mars, car M. Schiaparelli a fixé toute son attention sur ce fait avec son 18 pouces, lorsque cette région s'est de nouveau prêtée à l'observation et il ne l'a pas confirmé. En haut brille une très petite tache neigeuse. Fig. 220, D (29 avril, 11*» 38°»). — Hellas bien visible au bord gauche; on voit la baie du Phison ; la baie fourchue dédoublée très bien par moments au mois d'avril; puis le golfe des Perles; Edom promontarium très blanc. Le Phison 1888 TERBY. — OBSERVATIOIJS ET DESSINS. 421 parait double le !«'' et le 3 juin; TOxus jusqu'au lac Ismenius. Ce dernier lac est rougeâtre. Tempe au bord droit. Fig. 220, E (27 mai, 8*>4™). — Argyre brille en haut du disque comme une tache polaire. On voit très bien Deucalionis regio entre Sinus Sabasus et Marga- ratifer Sinus; une région plus claire dans la grande tache supérieure correspond à PyrrhaG et Protei regio. De gauche à droite, en remontant légèrement, nous trouvons le Gehon, Tlndus-Oxus et le Gange. Au bord inférieur, à gauche du Fig. 221. Golfe de l'Aurore. Fig. 222. Fig. 223. Aspect de la tache polaire le 12 mai, de9»»43-âlO»'48". Aspect de la tache polaire le 13 mai, à 9*3-. diamètre vertical, la petite tache noire est Lacus Ismenius; le Deuteronilus, rosé, la réunit au lac Niliacus ; celui-ci est séparé de Mare Acidalium par le Pont d*Achille; en bas, figure le petit lac Uyperboréen, contre la tache polaire; le Gange aboutit à une tache noire qui est le lac de la Lune. Le reste du contour de Tempe s'achève par le Nilokeras, le Nil, rougeâtre, et par Ceraunius. L'ombre qui descend de Mare Acidalium vers le limbe inférieur est Callirrhoe. La fig, 220, F (23 mai, 8*»28°»), montre la forme en partie polygonale de Tempe ; nous voyons encore Argyre, le Gange arrivant au lac de la Lune, les principales régions de la figure précédente et mieu2C le Tanaïs qui va de Ceraunius au bord droit. Sous le Tanaïs on voit le laxartes. La fig. 221 représente le golfe de TAurore avec les lacs Solis et Tithonius que j'ai vus une seule fois, le 16 avril. Nectar et Agathodaemon bien visibles* Les fig. 222 et 223 montrent les variations do perspective de la ligne polaire causées par la rotation. 422 LA PLANÈTE MARS. CXXXI. 1888. — Sghiaparelli. Observations nouvelles [^]. Ces observations nouvelles de M.Schiaparelliont été adressées sous forme de lettres à notre savant collègue M. Terby, de Louvain, dont nous venons de voir les propres recherches. Elles ont été obtenues à Taide du nouvel équatorial de Milan, de 18 pouces, lequel dirigé sur les étoiles doubles a prouvé sa puissance de définition : l'étoile s Hydre a été découverte triple ; distance des composantes = 0^,20 à 0'',25 (moins d'un quart de seconde!). Notre fig, 224 représente l'aspect de Mars les 8, 9 et 10 mai 1888. « De grandes nouveautés, écrit l'auteur, se sont présentées dans la région de Pro- pontis ; avec les faibles grossissements, on ne voit qu'une traînée d'ombres confuses; en employant 500 et 650, cela se résout en une espèce de triangu- lation curieuse, dont un côté est double; cette triangulation continue encore . à gauche, où il y a au moins deux triangles. Les côtés sont estompés, les sommets forment des taches noires assez visibles, de forme quelquefois al- longée, le fond est jaune comme partout. » Après l'existence des canaux, après leur gémination, remarque à ce propos M. Terby, cette /mn^u/a^ton vient mettre le comble aux mystères de Mars. Quelle analogie entre cette figure et le canevas trigonométrique de nos opé- rations géodésiques. Et ce côté double ! Et ces sommets plus foncés ! M. Schiaparelli ajoute : « Le Triton s'est changé en un golfe très large de la mer Gimmérienne ; c'est là un fait des plus frappants et des plus in- structifs* » Dans une lettre du 21 mai, l'astronome italien ajoute encore : Le 20, le lac du Soleil, à peu près au méridien, était très pâle et peu visible; le lac Tithon se voyait mieux. Iris, Fortuna, Chrysorrhoas, Ganges, Jamuna, Hydaspes, tous visibles, Ganges et Chrysorrhoas surtout, simples et droits, mais avec de très petites ondulations dans leurs deux bords, qu'on pouvait distin^ guer Vun de Vautre. La couleur cependant est si peu foncée (je crois que c'est Une nuance de rouge), qu'il y a quelque difficulté à constater toutes ces lignes, et je doute qu'elles soient visibles avec un 8 pouces : avec 200 et 350 je n'ai pu les voir, mais avec 500 et 650 elles étaient distinctes. La môme couleur peu foncée rend difficile à voir les doux lignes du Nil^ qui est bien double; les deux bandes sont assez larges et leur position est exactement celle de ma carte; elles sont bien dessinées. Double aussi, mais mal dessiné et estompé est le Nilokoras. Le trait de droite du Nilokeras coupe lé pont d'Achille, qui se trouve par Ifi in- terrompu à son extrémité droite; le reste de ce pont existe encore, mais enfumé (•) Ciel et Terre, août 1888. 1888 SCHIAPARELLI. - OBSERVATIONS NOUVELLES. 423 et mal défini. La mer Acidalicnnc et le lac IIyi)erboreus ont plusieurs ramifica- tions que je vois pour la première fois. Ainsi, on distinguerait maintenant les deux bords de certains canaux, les- quels bords sont un peu plus foncés que rinlêrieur. Cette nouvelle décou- verte ajoute encore au mystère. Fig. -224. Viio lélcscopiqhc de Murs, d'après M. SchiaparcUi, les 8, U ci 10 mai 1888. ( b =z cspaccâ blaDc<^). Le 28 mai, le directeur de l'Observatoire de Milan écrivait de nouveau : Hier, la longue traînée de TEuphrate se présentait à peu près comme dans le dessin ci-joint {fig. 226). Le tronc ax paraissait simple avec une direction diffé- rente de l'ordinaire; ab, gémination très régulière, un peu sombre mais distincte; bc, gémination forte mais mal définie, blanc des deux côtés et au milieu; ed, triangle fort allongé, lignes fortes mais peu définies; d, autre lac hyperboréen; 6, Lacus Ismenius, double; c, autre lac moins grand, double; a, Lacus Sirbonis de 1879, double; af, Orontes, bien visible; fb,îliddeke\, peu sûr; ec, ligne déliée mais bien marquée; beg^ Oxus et Indus, faciles à voir; lac e un beau point noir; 6e/i, Deuteronilus, bien visible; ck, Callirrhoe, bien visible. On le voit, tous ces lacs sont doubles ! La fig. 225 était accompagnée d'une note datée du 7 juin, dans laquelle Tastronome italien s'exprimait comme il suit : Je croyais avoir vu asses bien la planète les 9, 25 et 27 mai et je commdnçais i-2\ LA PLANÈTE MARS. h être presque salistait, ayant pu coiistaler au moins trois ou quatre gémiiialions. Mais j'ai été détrompé ilc la manière la plus heureuse le '1 et le 4 juin; et scule- raeut alors j'ai pu me faire une idée de la force d'un )8 pouces sur Mars! Je me suis aperçu alors que les mémorables jouroées de 1S79-I8S0 et de 1S82 étaient Fin- ■;■;;., — Vue tiilBscopiquc de Mars, d'après M , Scliia(iarelli, les 3, 4 cl li juin 1888, revenues pour lo première fois, et qu'cnflu jo revoyais ces images prodigieuses Fig. i!6. — l'YagMont de la géoeraphie de Mars, d'après H. SchiaparoUi. (Dessin du ïïmaLlSSS-l qui se présentaient dans le champ comme une exquise gravure sur acier, relevée de toute la magie des dûtails, et mon seul regret était d'avoir le disque réduit à m SCUUPARELLl — OBSERVATIONS NOUVELLES. 435 12' Uo diamètre. Non soulement j'ai confirmé la gëmiiiation du Nopeiithès Iquan- tuvi mutatus ab illo!) et la réapiiarition du lac Tritoa de 1877, mais j'ai revu aussi le lac Mœris réduit à un très petit point, mais toutefois parfaitement visible et à peiue séparé de la Grande Syrte. Hephœstus a disparu tout à fait. La Nilo- syrte n'avait aucune interruption; il est vrai cependant ({ue, dans la Syrtia Magna, tes derniers jours de mai, on voyait une petite lie assez brillante (Œnotria) qui, avec les grossissements faibles, produisait l'apparence d'une espèce de pont; mais cela disparaissait avec 500. Maintenant, ce phénomène a cessé tout à fait et Œnotria n'est presque plus visible. l/Euphrate est encore double tout entier, mais il n'est plus aussi évident que le 27 et le 30 mai. Cependant hier il so pré- tait encore assez bien, les deux traits un peu estompés et la partie du dessous du lac Ismenius mieux que la partie au-dessus... Callirrlioe et Protouilus sont deux gémioations très étroites, mais géométriquement parfaites et très noires. Cal- lirrhoc surtout: avec le grossissement de 650 cela se voit sans le moindre doute. Les deux traits de Callirrhoc sont égaux; dans lo Protonilus, le trait supérieur est beaucoup plus minco qno l'inférieur, quoique parfaitement tracé. Le l'hison est double, à peu près comme Eupbrates ; Astaboras double aussi, mais plus visible & gauche du Phisou. Tiphonius et ûrontes simples; simple aussi une ligne noU' velle marquée .v sur le dessin. L'Oxus a faibli beaucoup, et dernièrement je ne le voyais plus, tandis qUû rindus a reparu. L'iïiddekel est presque invisible; !c Gehon est un peu enfumé, il va à un petit lac, d'où sortent deux lignes à droite vers le Lacus Miliacus. Mais, ce qui est le plus extraordinaire et le plus inattendu, ce sont les changements survenus depuis un mois dans la Boréosyrto et dans les régions environnantes; l'esquisse que j'en donne n'est pas définitive, car il y a quelques petits détails sur lesquels j'ai besoin de répéter encore mon examen; cependant leurs gémina- lions et leur disposition sont hors de doute. Quel étrange cnchevêtrcuient! Que peut signifler tout cela'/ Évidemment la planète a des détails géographiques fixes, semblables k ceux de la Terre, avec golfes, canaux, etc., à plan régulier. ■Vient un certain moment, tout cela disparait pour faire place à ces grotesques polygonations qui, évidemment, s'attachent à représenter approximativement l'état antérieur, mais c'est un masque grossier et je dirai presque ridicule. L'étude du Népeuthès, sous ce point de vue, est fort instructive, et ce qui arrive dans la Boréosyrto est du même genre; seulement ici la grande obliquité de la vue rend l'étude plus difficile. C'est en vain qu'en 1884 et en 1S86 j'ai tâché de démêler avec le 6 pouces ce qui arrive dans cette région. 11 fallait le iS pouces pour cela. Voilà celtes des observations qui paraissent faites avec la plus rigoureuse précision. Comment ponaer que l'auteur d'une analyse aussi soignée soit dupe d'illusions? L'application de son équatorial aux mesures d'étoiles doubles comme à l'examen des détails de la géographie martienne , témoigne que les résultats obtenus correaponOent aux grùssissemenls employés, selon k. 426 LA PLANÈTE MAttS. la position.de Tastre et la transparence atmosphérique. Dans un cas comme dans Tautre, il est bien difficile de mettre en doute la valeur de ces obser- vations. Pourtant, dès que le gigantesque équatorial de près d'un mètre de dia- mètre (O^jQl d'ouverture libre) du nouvel Observatoire du mont Hamiltoii fut installé, les astronomes de cet Observatoire se sont empressés de le diriger sur Mars pour vérifier ces belles découvertes, et n'y sont pas parvenus. On abien vu des a canaux », mais larges, vagues, à peine identifiables, et jamais dédoublés. Il faut donc admettre que M. Schiaparelli a une vue extraordinaire, une persévérance qui sait attendre très longuement les plus fugitifs moments de visibilité parfaite, et, en troisième lieu, un excellent instrument. Nous l'admettons. Mais que conclure de ces merveilles ? C'est ce que nous examinerons à la seconde Partie de cet Ouvrage, à la- quelle nous renvoyons aussi les dissertations générales que nous avons publiées à propos des observations précédentes '/). CXXXII 1888. — HoLDEN, ScH.EBERLE, Keeleii. ObservaUons fciHes à l'Obscv- vatoire Lick à laide de la plus puissante lunette du monde [■]. Ces observations sont faites pour nous désespérer. Plus on consacre de temps, d'études et de soucis à l'analyse des observations nombreuses et variées faites sur cette mystérieuse planète, et plus on est embarrassé pour en déduire une opinion définitive. Et pourtant, il n'y a pas d'autre moyen de nous instruire sur ce point. Des observations, encore des observations, et toujours des observations. Examinons, comparons, discutons. Mais nous ne pouvons pas sortir de là. Ah! il serait facile d'éviter tout tracas. Ce serait de regarder comme non avenues les observations qui ne concordent pas avec les dessins les plus sûrs, avec les configurations certaines des taches de la planète, et de ne pas s'inquiéter des divergences, en les attribuant tout simplement à des erreurs. Ce serait là un moyen commode et expé-» ditif. Mais il serait dangereux de l'employer; car ce sont peut-Otre préci- sément ces divergences, ces difficultés, qui nous mettront sur la voie de déterminer les caractères physiques spéciaux de cette singulière et énigma- tique planète. La plus puissante lunette du monde a été appliquée à l'étude du globe dé (') Voy. LAslvonomic, novemlirc 1888, p. 41G. [') L Astronomie t mai 1889, p. 180. IlOLUEN, SCll.EiJKltLE, KEELElt. - OltSER VATIONS. *27 Mars, par un astronome distingué el accoutumé depuis longtemps aus ob- servations, M. Holden, le sympathique directeur de l'Observatoire du mont Hamilton. L'immense objectif de O^.fll d'ouverture libre a donné les meil- leurs résultats dans les mesures d'étoiles doubles et possède une remar- quable puissaneo de déflnition. Kli bien, il faut avouer que les dessins obtenus par MM. Holden, Schœberle et Keeler, à l'aide de ce colossal équa- torial armé de grossissements de 350 et 700 fois, ne coiTespondent ni avec ceux de M. Schiaparelli à Milan, ni avec ceux de M. Perrotin à Nice. Chaque astronome a-t-il donc, au physique comme au moral, sa «manière de voir »? l'ourlant, il y a des limites à l'équation personnelle. L'.islronomie est la science la plus exacte entre toutes ses sœurs. Il ne. faut pas qu'elle perde son renom. Et elle ne peut pas le perdre. Les observateurs peuvent différer dans certaines appréciations de nuances, d'étendue, de formes, de positions raiîme, lorsqu'il s'agit d'aspects àpeine perceptibles, mais vraiment nous ne pouvons pas admettre que nous voyions des choses qui n'existent pas. Les observations de la planète Mars n'ont pu commencer à l'Observatoire récent du mont Hamilton que lu 16 juillet 1888, c'est-à-dire plus de trois mois après l'opposition, qui avait eu lieu le 11 avril. La planète était déjà très éloignée de la Terre, diminuée à un disque inférieur à 9", et à une distance zénithale de 60°. Ce ne sont pas là assurément de fort bonnes conditions. Cependant les satellites étaient bien visibles. Bu 16 juillet au 10 août, les astronomes de Californie ont pu faire, entre autres, vingt el un dessins de la planète. Nous choisissons parmi ces des- sins une série de huit pour être offerte à nos lecteurs. Le Directeur de l'Ob- servatoire Lick reconnaît lui-même qu'ils ne concordent pas avec ceux que nous avons publiés, « Pour la Libye, en particulier, écrit M. Holden, nos observations des 25, 26, 27. 29 et 31 juillet, qui s'accordent bien entre elles, dilTèrenl matériellement de colles de N'ice faites en avril et mai, et publiées par L'Astronomie de juin 1888, p. 214. Nos dessins montrent cet aspect i peu près tel que M. Schiaparelli l'a vu en 1877 et 1878. » Considérons notamment les dessins 1, 2, 3 et 4 {fig. 327). Les longitudes du méridien central de ces disques sont respectivement 30ri°, 310°, 3]8' el 278", c'esl-à-dire que la mer du Sablier, i|ui est à droite du méridien central sur le premier de ces dessins, arrive juste au centre sur le second, l'a un peu dépassé sur le troisième, et un peu plus encore sur le quatrième. il est impossible de regarder avec un peu d'attention ces quatre vues de Mars, prises respectivement le 27 juillet, à8''0'". — le même jour, à 8*15'", — le 26, à 8''10'», — el te 29, à 7''28"', sans être frappé de leurs dissemblances. Ainsi, par exemple, la fly. I el la fiij. '2 ont été faites à peu près à la même heure et au même instrument, la première. :i 8''0'"i par M. Holden, la se- ^ 43R LA l'LANÈTE MARS. condc, à «"lu™, par M. Koeler. NouS pouvons ceriaiaement penser que îa différence des deux dessins provient de la différence de la manière de voir des deux observateurs, car il serait de lu dernière lémérité d'imaginei' qu'en un quart d'heure la planète ait subi une pareille métamorphose, môme en faisant intervenir les nuages de son atmosphère. Tout diifère dans ces deux dessins : largeur de la mer, canauxde gauche, etc. Cette divergence noua montre qu'il faut mettre la plus grande circonspection dans nos conclusions relatives ans changements observés à la surface do la Itlaoète' Nous devons penser notamment que les deux larges iraînées verti ■ cules dtissinéce parM. Holden su.v la fiij. 1 , représentées également parlai IIOLDBN, SCn^BERLB, KBELBH, -• OBSERVATIONS, 439 /ijr.3, et donl l'une est légalement représentée /'"j.t, par le môme observaipiir, ont été exagérées sur res dessins, Si nous choisissons une série de quatre autres vues, nous en recevrons la Tiiiîme impression, Comparons, par exemple, la /iV;. 5 [fig. 228), prise le Saortl, ù "•'28"' (longitude = 211°|et la /iff.6, prise le m^me jour, à 7'' 40" [longitude ^^213"), toutes deux par M. Holden. Croirait-on qu'il s'agisse là de la même face de la planète ? Considérons également les fig. 7 el 8 dessinées, la pre- mière le 25 juillet, à 8''0", la seconde le lendemain, à 8''40'", et représentant aussi l'une et l'autre le même hémisphère marlien, à la longitude centrale de 325° (croquis de M.Keeler).Ouelle différence d'aspects! La dernière nous donne assez bien rimpressioo de la géographie 'de Mars, mais celle de la veille en diffère essentiellemeni, El ne concluons pas non plus à un chan- 430 LA l'LANÈTr ilAIIS. gement réel opôré en vîogl-quatrc heures dans Ijispect do la {ilanèle ; ce même jour, 25 juiUoI, à 7" 15"' et 8''20'", deux autres esquisses ditrérent presque autant de notre /ig. 7 que celle-ci diffi^re de lufig.S: au Heu d'un aepect rectangulaire, l'ensemble des taches sombres ofTre un aspect ovale parfaitement prononcé. Les auteurs de ces vues de la planète Mars déclarent d'ailleurs qu'ils n'oni fait là que de simples esquisses et non des dessins complets. Regrettons que le gigantesque équatorial, à l'aide duquel ces observations ont été obtenues, n'ait pu être monté que trois mois après le passage de Mars à sa situation la plus favorable. Avouons néanmoins sans fard que ces observations, venant après celles de M. Scbiaparelli et obtenues à l'aide de la plus puissante lunette qui existe au monde, sont un peu faites pour nous déconcerter. CXXXIII. 1888. — WrsLiCENua. Mesures micromitriçues ['). Par une nouvelle méthode, cet observateur, astronome à l'Observatoire de Kig. S29. — Mesures microm^tnqucs de M. WlsllcenuB, en 1S88. Strasbourg, a pria, du 2 au 13 mai 1888, la position de sept points princi- paux de la sphère martienne et a construit la petite carte ci-dessus II s'est {') AatronomiBche Nachrichten, N- 2872, 1888 PU. GÉRIGNV. — LES MARÉES SUR MARS. i31 servi d'une lunette de 6 pouces armée d'un grossissement de 256. Ces points sont les suivants : I.oiipitudc. Latitndo. 1 . Mer du Sablier 294- .:» -^ 14* ,6 2. Point nord du marais Colot"' 293 ,t -- 42 ,i 3. A gauche do la mer du Sablier. . . 271 ,C -:- 15 .4 4. OKnotria et Japygie 293 .6 — 7 ,9 5. Stygia Palus 198 ,0 -i- 28 ,1 G. Kunostos 223 ,7 -r- 25 .G 7. Cyclopum 219,5 -.- 2.0 Angle de position de Taxe de Mars 31', 5 Distance polaire de la neige boréale 3 ,5 Longitude de la neige polaire boréale 281 ,1 Cette nouvelle carte ne ressemble guère aux précédentes. Il est vrai qu elle ne représente qu'une esquisse. CXXXIV. 1888. — Pu. Gérigny. Les marées sur Mars {^), Celte question a déjà été étudiée plus haut (p. 341). Nous avons prié M. Gérigny, le savant secrétaire de L Astronomie^ d'en faire un nouveau calcul, et voici le résultat de son investigation. # Les modifications si remarquables qui ont été observées dans ces dernières années à la surface de la planète Mars, paraissent causées par de grands déplace- ments de la masse liquide qui recouvre en partie ce globe planétaire : nous aurions ainsi assisté tantôt à de véritables inondations, tantôt à des retraits de la mer sur de vastes étendues. De pareils phénomènes suggèrent naturellement ridée que les marées qui peuvent exister à la surface des océans de la planète n'y sont peut-être pas étrangères. Il serait donc d'un haut intérêt de pouvoir cal- culer l'importance des marées produites par les deux satellites et par le Soleil. J'ai cherché, sur l'invitation de M. Flammarion, à entreprendre ce calcul; mal- heureusement, en ce qui concerne les satellites, les éléments font presque abso- lument défaut, puisqu'on en ignore les masses. On sait seulement qu'ils sont très petits, et Ton connaît la faible distance qui les sépare de la planète. On peut donc penser a priori que leur proximité compense leur petitesse et leur permet d'exercer des effets appréciables* sur le niveau des océans de Mars; mais, pour calculer ces effets, on est réduit à des hypothèses. En raison du peu d'éclat de ces petits astres, on est conduit à leur attribuer uu diamètre extrêmement petit. J'ai supposé 12 kilomètres de diamètre pour le pre- mier, IG pour le second, qui est un peu moins brillant. Ces nombres m'ont été four- nis par M. Flammarion. J'ai supposé la densité des satellites égale à celle de la planète. J'ai admis, pour la distance du premier, 2,771 rayons de Mars, et pour la v'; L'Astronomie, 1889, p. 384. — Bulletin de la Société Astronomique de France, septembre 1889. où l'on trouvera tous les détails du calcul. 432 LA PLANÈTE MARS. distance du second, 6,201. Co sont les nombres donnés par M. Hall. Pour sim- plifier le calcul, j'ai supposé un globe sphérique solide ayant le rayon de la pla- nète recouvert d'une couche liquide dont j'ai négligé l'épaisseur, et j'ai déter- miné l'équation de la surface libre de cette couche, supposée en équilibre relatif sous Taction des attractions de Mars et de chaque satellite isolément, ce qui m'a permis de calculer les hauteurs des deux protubérances produites sur cette sur- face aux deux points de Mars qui ont le satellite à leur zénith et à leur nadir. Il se présente ici un résultat remarquable qui n'a point son analogue dans les marées terrestres : c'est que, grâce à la proximité des satellites, les deux protu- bérances opposées sont loin d'être égales. Ainsi, pour le premier satellite, la protubérance qui a le satellite au nadir est seulement un peu plus de la moitié, les I de celle qui a le satellite à son zénith. Pour le second, la protubérance nadirale est les j\ de celle qui lui est opposée. Ces résultats sont indépendants de la masse des satellites, et ne dépendent que de leur distance à la planète. Quant à la hauteur même de ces protubérances, il ne faut pas la confondre avec la hauteur de la marée ; celle-ci est généralement beaucoup plus grande et dépend de plusieurs éléments inconnus, parmi lesquels figure essentiellement la configuration des côtes. C'est ainsi que, sur la Terre, on observe dans la Manche, en un lieu bien éloigné de ceux qui peuvent avoir le Soleil ou la Lune à leur zénith, des marées de i3 mètres, tandis que la protubérance due à la Lune n'est que de 0",50, et celle qui est due au Soleil 0",25, soit au total 0",75. A la latitude do Granville, cette protubérance serait réduite environ de moitié à la surface du niveau des mers. La hauteur de la marée est donc égale à celle de la protu- bérance multipliée par ' • \ ou environ 35. Pour interpréter les nombres que nous allons donner, il faut donc bien se garder de les considérer comme donnant les différences de niveau entre la haute mer et la basse mer; il faut les comparer avec les nombres correspondants pour les marées terrestres, soit : 0",50 pour la marée lunaire, 0 ,25 0 solaire, 0 ,75 pour les grandes marées des syzygies. Avec les dimensions adoptées pour les satellites, les hauteurs des protubérances sont extrêmement faibles. J'ai trouvé : 1° Pour le premier satellite, Protubérance zénithale : l"'",79, » nadirale : 1 ,05: 2® Pour le second satellite, Protubérance zénithale : 0"",088, y nadirale : 0 ,082. Ces résultats sont tout à fait insignifiants : ils correspondent à des marées PII. GËfllGNY. — LES MARÉES SUR MARS. 433 beaucoup plus faibles que celles que l'on observe dans la Méditerranée : ils ne représentent qu'une fraction infime delà marée solaire de Mars, pour laquelle le calcul donne une protubérance de 55""", soit à peu près le cinquième de la marée solaire sur la Terre. Si donc les satellites sont aussi petits que nous l'avons supposé, il faut renoncer à attribuer aux marées une influence appréciablo sur les phiinom^nos d'inon- dation dont nous avons été témoins; mais les dimcnsious admises sont peut-être bien au-dessous de la réaliti?, et la hauteur des protubérances est proportionnelle & la masse du satellite correspondant, c'est-à-dire au cube de son diamètre. Si l'on double les dimensions adoptées, ce qui porte les diamètres  24 et 20 ki- lomètres, les protubérances deviennent Luit fois plus grandus, c'est-à-dire En admettant le triple pour les diamètres, soit ^'i et 30 kilomètres, les chiffres primitifs seront multipliés par 21 et deviendront Les marées dues au second satellite restent négligeables: mais celles du pre- mier deviennent comparables à la marée solaire. Endn, si l'on multiplie les dia- mètres primitifs par 10, ce qui donne 130 et 100 kilomètres, diamètres encore bien petits pour des astres visibles à la distance do Mars et dans sa proximité immé- diate, les hauteurs primitives seront multipliées par 1000 et dcviendrout : Les marées ducs au second satellite restent encore bien faibles : mais celles du premier atteignent le double des marées océaniques terrestres. 11 résulte des calculs précédents que le second satellite est, en toute hypo- thèse, sans iulluence appréciable, son action n'étant guère que la vingtième partie de celle du premier; mais celui-ci, si sa masse est assez forte, peut donner nais- sance à des marées au moins aussi importantes que celles que nous obsen'ouË dans nos mers. Comme nous l'avons fait remarquer plus haut, la hauteur de la protubérance de la surface de niveaji n'est qu'un des éléments qui interviennent dans le phc'- nomène des marées. La mer ne prend jamais son équilibre ; mais la masse liquide exécute, sous l'attraction du satellite, une série d'oscillations dont la durée est égale au temps qui s'écoule entre deux retours consécutifs du satellite au m^me méridien et naturellement, dans cette oscillation, elle dépasse sa position d'équi- libre, de sorte que la hauteur de la marée est nécessairement plus grande que celle do la protubérance. 11 est assez naturel d'admettre que, plus les oscillations Kl,,»» - Mur AU LA PLANÈTE MARS. sont rapides, plus furieux sont les mouvements dû la mer, et plus haute est la marée. Or, le premier satellite^ le seul qui paraisse intéressant dans la question, exécute sa révolution autour de Mars en 7>>39™15», tandis que la planète tourne en 24'»37°>23»; il en résulte que ce satellite revient au même méridien au bout de ll'»6"»24*. C'est donc dans ce court intervalle de moins de douze heures que s'exécute la double oscillation de la marée; c'est pendant ces douze heures que la mer est deux fois haute et deux fois basse, de sorte qu'il ne s*écoule pas six heures entre deux pleines mers, et à peine trois heures entre la haute mer et la basse mer. Cette rapidité des mouvements de flux et de reflux contribue vraisembla- blement à augmenter dans d'assez grandes proportions la hauteur de la marée. La configuration des mers de Mars, évasées d'un côté et se terminant par d'étroits canaux, se prête encore admirablement à l'augmentation du niveau des pleines mers. Il doit se passer dans ces mers allongées un phénomène ana- logue à celui qui se produit dans la Manche. La vague du fiux, produite au sein de rOcéan, se propage dans un bassin dont les bords se rapprochent l'un de l'autre : la masse d'eau se trouve ainsi de plus en plus resserrée, et la vague doit nécessairement s'élever à mesure qu'elle avance, pouvant ainsi atteindre à des hauteurs considérables. Le satellite tournant plus vite que la planète, les marées de cette planète se propagent en sens inverse des nôtres, c'est-à-dire de l'Ouest à l'Est. Qu'on examine sur une carte la configuration de la mer du Sablier, et l'on comprendra que le flux arrivant dans l'océan Dawes viendra s'engouffrer du Sud au Nord dans la mer du Sablier, s'élevant à des hauteurs de plus en plus consi- dérables à mesure que les rives se rapprochent. Un phénomène analogue doit se manifester dans une foule d'autres régions de la planète. Il est assez vraisemblable que, dans ces longs détroits, il doive se produire à chaque marée de véritables raz de marée, des barres analogues à celles de la Seine ou du fleuve des Amazones. De plus, comme les oscillations d'une masse liquide se propagent indifféremment dans tous les sens, et que les bras de mer de Mars mettent en communication des océans différents, il doit arriver dans certains d'entre eux au moins que le flux provenant de deux océans opposés s'y propage en sens inverse. Qu'on juge de ce qui peut se' produire quand les deux vagues, marchant en sens inverse, viennent à se rencontrer. Enfin la marée solaire, quoique faible, existe cependant aussi sur Mars, et elle se propage en sens inverse des marées dues aux satellites. Deux fois par jour, en un même lieu, les deux flux lunaire et solaire, marchant l'un vers l'autre, vien- nent à se rencontrer, ce qui ajoute encore à la grandeur du phénomène. Il est enfin une dernière cause qui doit contribuer à donner plus d'importance aux marées de la planète MarSi Nous avons déjà dit que, dans ces oscillations, le niveau de la mer dépassait de beaucoup la position d'équilibre. En réalité, le pro- blème des mouvements de l'Océan est beaucoup plus compliqué que la simple détermination de la forme d'équilibre. Lés plus grands analystes du siècle der- nier, Lagrange, Laplace, Legendre, se sont occupés de cette importante question, et Lagrange est parvenu à démontrer que les densités relatives do la mer et du isaM PH, GÉRIGNY. - LES MARÉES SUR MARS. «35 niïjau solide de l[i planète mit une grande influence sur le résultat. Il u prouvé que si l'amplitude des oscillations de rOct^an reste contenue entre ceriaines limites, cela tient à co que la densité de l'eau des mers est plus faible que la den- sité moyenne de la Terre. Dans le cas contraire, si par exemple l'Océan était composé do mercure au lieu d'eau salée, toute la masse des mers abandonnerait sou lit à chatiue marëe, pour se répandre en une inondation formidable sur le sol des continents. Sans doute, ce cas extrême ne se rencontre pas sur Mars : la densité dos mers y est probablement inférieure & celle de la planète ; mais la den- siié do Mars n'atteint pas les trois quarts de celle de la Terro, tandis que l'eau y est vraisemblablement la même qu'ici-bas. Le rapport des densités de la mer et du noyau intérieur y est donc environ les quatre tiers do ce qu'il est sur la Terre. D'après l'analyse de Lagrange, cette augmentation doit se traduire par une augmentation corres pondante dans l'amplitude des oscillations du niveau maritime. Pour toutes ces raisons, si, sur la Terre même, la hauteur do la marée peut atteindre jusqu'à 35 fois la hauteur de la protubérance à l'état d'équilibre, il n'y aurait rien d'étonnant & ce que, sur Mars, la dilTérence de niveau entre la haute et la basse mer atteignit jusqu'à 50 fois et môme 100 fois la hauteur de la protu- bérance d' équilibre- En résumé, les marées solaires sont bien certainement sur Mars de beaucoup inférieures à ce qu'elles sont sur la Terre ; les marées dues au second satellite atteignent seulement le vingtième de celles que produit le premier. Quant h ces dernières, leur importance est entièrement subordonnée à la masse de ce satel- lite. Il se peut qu'elles soient insignifiantes; mais il se peut aussi qu'elles soient considérables. Eu tout cas, si l'influence mécanique de ce satellite est comparable A celle de la Luac sur la Terre, les mouvements des mers de Mars sont certaiue- ment plus tumultueux et plus importants que ceux de nos océans, et si, de plus, comme ou le suppose assez généralement, le relief de Mars est très faible, et les côtes très peu éievéoa, ces marées doivent donner lieu, quatre fois par jour, à des inondations couvrant de vastes étendues de rivage. La Science astronomique n'est pas oncore assez avancée pour trancher entièrement la question, puisqu'on ignore la masso des satellites de Mars: mais on peut être assuré que la solution ne se fera pas bien longtemps attendre, car, fort heureusement, les satellites sont au nombre de deux qui exercent une action l'un sur l'autre. Après un nombre suffisant d'années d'observations, on pourra certainement déterminer les per- turbations liu mouvement de ces deux astres, et en déduire par conséquent leur masse. Alors, on pourra reprendre sur des bases certaines le calcul que j'ai essayé d'entreprendre, et l'on sera certainement fixé sur l'importance des marées de la planète .Mars, et le réle qu'elles ont pu et peuvent encore jouer dans les phénomènes et les modifications que nous ol)Ser\-ous à la surface de ce globe. 436 LA PLANÈTE MAKS. GXXXV. 1888. — ScHiAPARELLi. La constitution physique de Mars. L'éminent astronome de Milan a publié dans la Revue astronomique alle- mande Himmel und Erdc et dans L'Astronomie ( * ) une synthèse générale de ses recherches. Nous nous faisons un devoir d'en reproduire ici les extraits les plus importants et nous sommes heureux d'offrir en même temps à nos lecteurs les deux dernières cartes dessinées par M. Schiaparelli lui-même sur l'ensemble de toutes ses observations (p. 440). A. — Les régions de tons intermédiaires et leurs variations. L'ensemble des régions que nous nommons mers ou continents, selon qu'elles sont foncées ou claires, occupe la plus grande partie de la surface de la planète ; mais il y a d'autres contrées dont l'aspect est variable et qui ont parfois le caractère apparent des mers, parfois celui des continents, parfois même les deux à la fois. Telles sont, entre autres, dans Marc Erythrœum, les deux zones désignées par les noms de Deucalionis Uegio et de Pyrrhaî Regio, ainsi que les deux îles nom- mées HcUas et Noachis. De cette nature sont aussi, dans la Syrtis Magna, les lies Japygia et Œnotria et en général toutes les parties de mer qui ont sur la carte une teinte plus claire que celle du reste. Mare Cimmerium et Mare Acidalium renferment chacune une contrée de ce genre. Ces régions peuvent, selon des différences d'époques et d'angles visuels, présenter complètement ou en grande partie les diverses nuances que l'on observe sur les continents comme sur les mers de Mars; elles forment ainsi une série de transitions. Elles ne paraissent pas être toutes de même caractère, autant que j'ai pu Tobserver jusqu'à présent. Il semble que les unes sont plutôt de nature maritime et les autres de nature continentale. Ces régions ne sont pas toujours séparées nettement des continents et des mers environnantes, mais elles se relient souvent aux uns et aux autres par des dégradations insensibles de lumière et de nuances, ainsi qu'on le voit par divers exemples sur nos cartes. Une des plus remarquables parmi ces régions intermédiaires est la Deucalionis Regio, qui se trouve dans Mare Erythrœum, où elle forme une presqu'île coudée à angle droit. Elle est nettement limitée du côté qui touche au continent, tandis que, de tous les autres côtés, elle se perd en tons dégradés. Sa couleur tient le milieu entre celle des continents et celle des mers; elle tire tantôt sur le jaune, tantôt sur le gris; près du bord, on la voit parfois prendre une coloration gris blanc. En tout cas, elle m'a paru assez claire pour être nettement distinguée sur le fond sombre qui l'environne. On ne peut en dire autant de la Pyrrhœ 'Regio (• I Himmel umi Erde^ 1888. — UAstronomiCy janvier, février, mars et avril 1889. SCHIAPARELI.I — CONSTITUTION PUYSIOUE DE MAtIP. 137 elle peut devenir assez foncéo (surtout dans la partie voisine du continent) ponr qti'oQ ne puisse pas in distinguer du reste de la Mare Erytbrœum. l/ile Cimmcria, longue lando qui, sur la P(. //, occupe une partie considé- rable de la Mare Cimmeriuin est plus remarquable i cet égard que toutes les mitres régions mixtes. En 1877, cette naor Cimmérieune tout entière parut d'une couleur très foncée; elle fnt même désignée alors comme une des parties les plus foncées de toute la surface de Mars. En 1879. elle ne présenta aucun cbanj^ement; tout ce que l'on re- marqua alors, ce fut que la couleur, tout en restant très foncée, i^tait moins sombre qu'en 1877. Vers la fin de 1881, cette tache coutrastait encore fortement avec le jaune qui l'entourait; mais, le 3 février 188-;, lorsque cette partie de la planète devint visible, on aperçut, pour la première fois, une longue bande en forme de comète, qui s'étendait sur plus de SO», entre 300" et 235° de longitude. Celte obser- vation put être confirmée le 4, le 5, le 6 et lf( 7 février; plus tard, il ne s'offrit aucune occasion de bien observer cette localitt?. Je ne trouve dans mon journal aucune men- tion relative à l'île Cimmeria pendant l'opposition de 1884. En ISSfi et on 1838, cette région se présentait sous un angle très oblique ; aussi les observations n'étaient- elles pas très précises. D'oprûs l'impression ressentie, l'île Cimmeria était visible. Les métamorphoses de la grande Ile nommée Hellas sont plus complexes, mai« non moins remarquables. En 1877, vers la fin du solstice austral de Mars, celte région formait une île très régulièrement ronde ou très peu allongée, dont le din> mètre ne comprenait pas moins de 30 degrés; ordinairementjaune, elle paraissait plus blanche quand elle se trouvait près du bord du disque que quand elle était voisine du méridien central. Une fois (le 16 décembre 1877), je l'ai vue presque aussi blauche et aussi brillante que la région polaire; le 21 décembre, cependant, la couleur primitive était presque déjà rétablie. Pendant l'opposition de J879 H 1880, elle avait encore une forme approximativement ronde, mais elle présentait, au lieu d'une surface brillante, un éclat trouble et inégal, qui devenait plus mat vers la partie supérieure gauche (dans l'image télescopique renversée). Elle était traversée par deux canaux nettement visibles, dont l'un était & peu près paral- lèle au méridien et l'autre au cercle de latitude. (En 1877, on ne voyait que le premier de ces canaux; encore n'était-il que difficilement visible, (C'est ainsi que l'ile paraissait être divisée en quatre quarts. Au mois de janvier 1880, les deux quarts inférieurs seuls étaient jaunes; les autres priiseutaient une couleur bien plus foncée, et de ces derniers, le gauche était plus foncé que le droit. Pendant cette opposition également ( 1879 à 1880], llellas se montra plus brillante vers le bord que vers le milieu du disque; plusieurs fois elle a paru blanche. En 1879 et 1880, elle parut, à vue d'œil, un peu plus petite qu'en tS77. Pendant l'opposition de 1S81 à 188S, on constata que son éclat avait sensiblement diminué: sa couleur était gris cendré clair; ses contours manquaientde précision, et parfois elle n'ap- paraissait que comme un nuage qui se dissipe. Dans quelques cas seulement, et vers le méridien central, elle prit une couleur brun jaune, comme celle de la Regio Deucalionis. Elle fut en outre divisée par les deux canaux ou croix, mais 438 LA PLANÈTE MAHS. ses dimensions avaient notablement diminué, et eu divers endroits, ses anciennes limites étaient plus ou moins occupées par la mer, de sorte qu'elle avait pris la forme de trapèze aux angles arrondis, comme on le voit PL I et //. Lors des oppositions suivantes, Hellas apparut toujours plus obliquement par rapport au rayon visuel; elle avait l'air d'une tache blanchâtre d'aspect nébuleux et de forme peu précise. Son diamètre ne dépassait certainement pas 12° à 15°. Parfois plus blanche et plus brillante que d'ordinaire, on aurait pu la confondre avec la tache polaire boréale.  certains égards, la région nommée Libye paraît appartenir elle aussi à la catégorie dont nous parlons ; elle se trouve sous Téquateur, et par conséquent on peut l'observer facilement dans toutes les oppositions, quelle que soit l'inclinaison de l'axe de la planète. En 1877, cette région avait pour limite, du côté de la Marc Tyrrhenum, un arc élégant et régulier se terminant vers le Nord en une pointe mince et allongéo (Osiridis Promontorium). La surface de cette pointe était recou- verte d'une ombre qui était d'autant plus forte qu'elle se rapprochait davantage de l'extrémité. Vers le Nord, la Libye était bornée par un canal à peu près semi- circulaire, sur le milieu ou sur le sommet duquel on apercevait quelque chose ressemblant à un point sombre ; je donnai à cette localité le nom de lac Mœris. En 1879, je trouvai qu'une partie de la Libye avait été envahie par la Syrtis Magna, de sorte que cette dernière arrivait jusqu'à la ligne AB (fig, 230); la région de la Libye, à droite de la ligne AB, était devenue complètement foncée, do jaune qu'elle était d'abord, et elle avait pris la teinte de la mer voisine avec laquelle elle s'était fondue. Le promontoire d'Osiris avait été supprimé par cet envahissement de la mer, le cours du Népenthès s'était raccourci et son embouchure s'était trans- portée en B ; le littoral de la Syrtis Magna avait pris une autre courbure et s'était notablement rapproché du lac Mœris. Enfin l'ombre indécise qui, en 1877, recou- vrait le promontoire d'Osiris, s'était avancée jusqu'au milieu de la Libye; elle enveloppait en môme temps le lac Mœris, qui, auparavant, était situé tout à fait en dehors d'elle. L'autre partie de la Libye (c'est-à-dire la moitié gauche) avait pris une couleur rouge bien plus foncée que pendant l'opposition précédente. Pen- dant les années 1881 et 1882, je ne vis point se produire de changement; je remar- quai seulement que la surface de la Libye, offrant toujours une teinte rouge, res- semblait à un tissu grossier tellement rempli de petites taches, qu'il n'était pas facile de les distinguer les unes des autres. Lors de l'opposition de 1884, l'enva- hissement de la mer avait progressé jusqu'à la ligne CDF, ainsi qu'on le voit à l'inspection du dessin (fig. 230), de sorte qu'elle avait fait disparaître une grande étendue de la Libye et una petite partie de Regio Isidis. Le lac Mœris qui, en 1877, se trouvait au milieu du Népenthès, était maintenant arrivé presque contre son em- bouchure. La Libye, au lieu de présenter un arc de belle courbure, formait, entre la Grande Syrte et la mer Tyrrhénienne, un promontoire ressemblant à un angle à pointe émoussée. Elle conserva aussi, en 1884, indépendamment de la couleur foncée qui la distinguait de son entourage immédiat, l'aspect d'un tissu d'appa- rence floconneuse, comme si cette région eût été couverte d'innombrables petites SCHIAl'AHELLI - V.AUIATEONS DES lUVAUES. i;[9 taches se confondant les unes avec los autres. Pendant l'opposiliun de I88B. l'état des choses ne parut pas différent, en gCnéral, de celui fiui avait été observé eu 1 SSi ; je dois touterois faire remarquer que cette partie des observaticos oe fut pas très favorisée par le temps. Enfln, au mois de mai 1388, In Libye parut trôs raccourcie au voisinage du méridien, comme on le voitausai dans les observations faites ù. Nice par M, Perrotin. Cependant les observations des G, 7 et 8 mai la la plftDËte Mars lions le riviu^e de la le fijrrlL- 1 montrèreot d'une couleur blanchâtre sale, au voisinage du bord droit du disque do Mars, phénomène qui complète l'analogie de cette région avec celles dont il vient d'être question. Le lac Mœris resta visible, bien que très difUcilement; il se trouvait tout près dp l'anglo Inférieur droit de la Libye, près de Tembouchure du Népeathès, dans la Syrtis Magna. A diverses reprises, la Isidis Rcgio (au-dessous du Népenthésl parut très claire, et le contraste avec la couleur brunâtre de la Libye en devint plus sensible. Pendant cette même opposition, la couleur de la Syrtis Magna ne fut pas aussi noire que dans les oppositions précédentes de 1877 & 18K4, mais d'un gris plus clair, sauf dans quelques petites bandes dont il n'y a pas lieu de parler pour le moment. Il n'y avait donc pas grande différence de ton entre la Libye et la Syrtis Magna, bien que la coloration ne fut pas la même et que la limite entre l'une ot l'autre restât assez nette |'|. C} Ce qui vient d'être dit du ton gris ol changeant de la Libye sereconoa!t depuis les dessina de Lockycr (1SS3, p. 157 el I5S], Kidser (I8R4. p. 178), Dawes (1861. p. tS7), Green (1873, p. S19), etc., comme déjà nous l';.voi;s remarque-. L 440 LA PLANÈTE MARS. Je pourrais prendre, dans mon journal, plusieurs autres exemples de cas ana- logues; mais les deux que je viens de citer, de Hellas et Libya, suffisent pour donner une idée de ce genre de variations observées. Pour ces deux cas, la série d'événements que je viens de décrire a été observée dans le laps de temps compris entre les six oppositions de 1879 à 1888. Il ne faudrait pourtant pas en conclure que ces variations soient lentes et exigent des périodes d'une durée séculaire. Il est possible et même^ dans certains cas, très vraisemblable que les faits cités se renouvellent périodiquement, à chaque révolution de Mars. Mais, à chaque nouvelle opposition, le point où se trouve la planète sur son orbite est situé à 48° de longitude en avant du point où elle se trouvait lors de l'opposition précédente ; par suite, les saisons de Mars avancent de | de la période entière, entre une oppo- sition et la suivante ; et cette circonstance nous permet de retrouver la série des phénomènes qui ont lieu à la surface de Mars, bien qu'une partie de ceux ob- servés appartienne à une révolution et la partie consécutive à la révolution suivante. Un météorologiste pourrait étudier de la même manière le mouvement du climat d'une région s'il répartissait sur plusieurs années les observations des divers mois et s'il faisait ses observations, par exemple, en janvier 1888, en février 1889, en mars 1890, etc., les dernières en décembre 1899. B. — Les régions continentales qui blanchissent suivant l'obliquité. Nous avons vu que souvent les régions d'un caractère douteux sont plus claires dans les positions obliques au voisinage des bords de la planète qu'au méridien central; cette observation s'étend aussi à quelques régions d'un caractère pure- ment continental. Il faut citer particulièrement, à cet égard, les deux régions polygonales ou presque rondes qui sont désignées sur la carte par les noms de Elysium et de Tempe. Ces régions sont d'un blanc d'éclat variable, mais, en tout cas, moins brillant que celui des pôles. Ce blanc s'aperçoit plus habituellement lorsque ces régions se trouvent au voisinage du bord du disque de Mars, et je l'ai souvent observé même quand, quelques heures avant ou après, ces régions, à leur passage par le méridien central, n'avaient rien offert d'extraordinaire. Les transformations analogues de l'île Argyre sont tout particulièrement inté- ressantes : cette île, en certaines circonstances, est devenue si brillante sur son bord qu'elle a fait illusion aux observateurs et que ceux-ci l'ont prise pour une tache polaire. Cette île avec son éclat intense avait déjà été remarquée par Dawes en 1852 ; les savants anglais qui ont étudié Mars la désignent sous le nom de Dawes'-Snow-lsland (île neigeuse). Par contre, je l'ai vue souvent d'une cou- leur jaune ou même rouge foncé, au voisinage du méridien central. Je considère comme analogue la nature de l'île voisine. Celle-ci est désignée par le nom d'Argyre H; elle est plus petite et située plus au Sud; son existence ne s'est révélée à moi que le 8 novembre 1879. Elle se trouvait sur le bord gauche de Mars, et son éclat était plus faible que celui de la région polaire; en passant au méridien central, elle présenta une couleur rouge trouble et une faible clarté. IfiSS SCIIUI'AIIELLI. - CONSTITUTION niVSIQUE DE MARS. *4i ladépendamment de ces changemeots de couleur subordonnés îi la rotation diurne, on remarque des changements analogues dans les régions continentales i mais ceux-ci sont plus lents et souvent ils embrassent des régions très étendues. Tel est celui qui eut lieu pendant les années 1877 à 1879, sur la grande n^gion qui s'étend entre les méridiens de liO" et de 170" jusqu'à 40" do latitude nord, et qui est connue sous le nom de mer Slrcnum. Cette mer présenta sur toute sa surrace, notamment dans sa partie supérieure, voisine de la mer susdite, un éclat bien plus grand que celui des autres régions continentales. A cette classe appartiennent aussi les observations faites par moi, da 1S7T k tSS2, sur une petite tache d'un blanc clair, qui se trouvait t l'extrémité gauche du Népenthès, par 369" de longitude et 17" de latitude nord. Je vis cctto tache pour la première fois le 1-1 septembre 1877 ; elle avait un diamètre de 8" environ et elle était Ù, peu près carri^e; elle brillait bien plus qu'aucune autre partie de la planète et en mfme temps elle présentait des contours bien distincts. Cetto tache, dont j'ai pu, sans hésitation, comparer la blancheur à celle des taches polaires australes, était encore visible le il octobre. J'observai le même phéno- mène, au même endroit, pendant l'opposition suivante, de novembre 1879 ù. jan- vier ISSOi la grandeur n'avait pas changé, feulement la Qgurc était devenue à peu près ronde. Surpris de la constance de cette tache claire, je lui donnai le nom deNis Atlautica. Je la vis de nouveau, pendant l'opposition de 1881 à 1882. de novembre à mars, mais pas toujours avec la même facilité; elle présentait des différences d'aspect et des variations d'éclat qui pouvaient bien ne pas Olro toujours imputables it la différence de netteté de l'image télescopiquc. Mais je l'ai cherchée vainement dans les oppositions suivantes, et elle était encore in- visible cette année. Si son apparition dépend de la période des saisons de Uars. nous devons nous attendre i. la revoir pendant les oppositions de 1892 &■ 1897, et il est facile d'apprécier de quelle importance sera sa réapparition pour l'étude de la constitution physique de cette planète. Une tache analogue, mais bien plus petite et difficile (Nis Olympica) s'est montrée avec une grande persistance en 1879, par 129" de longitude et 21" do latitude nord; son diamètre pourrait être de i" ou pas beaucoup plus. Je n'avais pas vu cette tache en d'autres oppositions; je ne l'ai pas revue. D'autres taches apparaissent, tantùt par ci, tantôt par là, dans les diverses parties des régions continentales; elles sont d'un blanc plus ou moins vif et plus ou moins pur, généralement pendant quelques jours et sans aucune loi apparente. C'est ce qui est arrivé assez souvent, pendant les dernières oppositions, le long de la rive droite de la Syrtis Magna, et sur le littoral qui va de là au Sinus Sabœus, ainsi qu'en plusieurs autres endroits. Souvent une partie notable du disque se montre parsemée de taches blanches, ce qui a eu lieu, par exemple, le 18 et le 19 janvier 1882, dans les pays entre le Gange et l'Iris et le 31 janvier entre le Nilosj'rtis et l'Indus. 11 est arrivi'i aussi que des bandes blanches, sous forme de ceintures régulières, d'une largeur uniforme, se répandaient un peu obliquement, du Nord- Est vers le Sud-Uuesl, avec une faible inclinaison sur les méridiens. 442 LA PLANÈTE MARS. C. - Les variations de ton des mers. Les mers présentent, elles aussi, de très remarquables changements de cou- leur, mais plus lentement et plus régulièrement. Au point où en sont arrivées les études que j'ai commencées, j'ose affirmer qu'en passant du méridien central aux positions obliques, sous Tinfluence de la rotation diurne, elles ne changent pas de couleur. J'ai à maintes reprises suivi les changements de couleur de l'île d'Argyre, qui virait du rouge foncé au blanc le plus brillant, au fur et à mesure que l'inclinaison du rayon visuel augmentait, sans que l'on eût constaté aucune variation dans la couleur ou dans l'obscurité des mers environnantes. J'ai observé plus d'une fois le même phénomène sur la petite île Œnotria, dans la Syrtis Magna. Ce fait prouve que la surface de ces mers est, dans un certain sens, dif- férente de celle des autres régions considérées jusqu'à présent; en tout cas, il doit être regardé comme fondamental dans l'étude de la nature physique de Mars. Il n'est pas moins certain que, d'une opposition à l'autre, on aperçoit, dans les mers, des changements do tons très remarquables. Ainsi, les régions nommées mer Cimmcrium, mer Sirenum et la(?du Soleil, qui, pendant les années 1877 à 1879, pouvaient être mises au nombre des plus sombres de la planète, sont devenues de moins en moins noires, pendant les oppositions suivantes, et en 1888 elles étaient d'un gris clair qui suffisait à peine à les rendre visibles dans la position bien plus oblique où elles se trouvaient toutes trois. Pendant ces années 1877 à 1879, la Syrtis Magna et le Nilosyrtis ont paru très noirs, mais en 1888 le Nilo- syrtis n'avait pas varié, tandis que la Syrtis Magna (à part une petite raie au- dessous de reinbouchure du Népenthès et quelques autres zones très étroites) était devenue si claire qu'elle se détachait très peu sur les régions avoisinantes, notamment sur la Libye. La mer Erythrée était devenue très claire, elle aussi, à Texception de ses trois golfes, le Sinus Sabajus, le Margaritifer Sinus et TAu- rorae Sinus, qui, par conséquent, auraient pu être désignés, non comme trois golfes, mais bien plutôt comme trois grandes îles isolées. Par contre, au même moment, la mer Acidalienne et le lac Hyperborée ont paru très foncés; ce dernier paraissait en effet très noir, bien qu'il no fût pas sous une plus faible inclinaison que la Grande Syrte et les mers méridionales mentionnées plus haut. L'état des régions appelées mers n'est donc pas constant : cela est indubitable. Peut-être la modification qui se produit est-elle en rapport avec les saisons de la planète. • D. — Les canaux. Lorsque l'on considère sur la carte I le grand golfe placé au-dessous de l'équa- teur de la planète, par 290« de longitude, on voit qu'il se prolonge vers le Nord jusqu'au delà du 45» parallèle par un long appendice appelé Nilosyrtis. C'est une bande ordinairement très sombre qui même (peut-être par contraste avec les 1888 SClUAPAnELLl. - LES CANAUX. Wi espaces liiiiiineux qui l'environnenti parait souvent tout à fait noire : sa lorgâur, de 4° ou S" à peu près, paratt esactemoal uniTormâ daBs la partie septentrionale nu delà du 20* parallèle nord. Bes bords sont sensiblement tranchés, et leur par- cours général est courbé d'une maniôro ré^lîère ; il y a bien l'apparence de 1res petites dentelures sur touto leur longueur, mais il ne m'est jamais arrivé de voir ces dentelures une i. uae. Si les taches sombres de la planète sont des mers, uni! sombloblo formation doit être considérée comme un c&Ttal; nous emploierons ce nom sans nous prononcer sur la vi-ritable nature <\o. la chose. Le Nilosyrtis n'est pas le seul canal rpii existe sur Mars, mais c'est de beaucoup le plus large elle plus visible; on le trouve déjà dans les dessins de âcbrœter et, pendant les trente dernières années, il a été remarqué par un grand nombre d'ob- servateurs. Secchi, en 1858, et Dawes, en 1864, ont reconnu d'une manière plus ou moins distincte l'existence de plusieurs autres lurmations analogues; leur nombre s'est imulti plié dans les derniers temps d'une manière inattendue, et il est maintenant hors do doute que ces canaux forment un réseau fort compliqué, qui couvre toutes les régions continentales de la planète. Le Planisphère I {voy. p. 440) a donné une représentation schématique de ce réseau, comprenant h peu près tons les canaux dont j'ai pu constater d'une ma- nière distincte l'existence par los observations de 1817 à 1888. Par le mot sché- mslique, j'entends dire que les lignes ou bandes du réseau sont tracées de ma- nière à donner approximativement la longueur et la direction de chaque canal, les rapports de position des uns à l'égard des autres, et la forme des polygo- tiations qui en résultent, sans tenir aucun compte ui du leur degré do colo- ration ou d'obscurité, ni de leur largeur (& l'exclusion du Nilosyrtis qui est il'une largeur tout ù fait exceptionnelle), ni de leur apparence plus ou moins nettement définie sur les deux bords, ni do la duplication & laquelle beaucoup d'entre eux sont sujets à certaines époques. Eu effet, ces éléments de visibi- lité, de largeur et de forme sont plus ou moins variables d'une opposition à l'autre, et même d'une semaine it l'autre pendant la même opposition; et leurs variations ne sont pas simultanées pour tous les canaux, mais dans la même région et à la même époque, elles peuvent être très différentes d'un canal & un autre caual contign. Il s'ensuit de là qu'on peut bien concevoir une représentation de ces canaux, correspondante à uuo époque donnée; mais qu'il est impossible d'en tracer une carie permanente. Qu'on ne s'attende donc pas à trouver une ressem- blance exacte (ou m3me approchée I entre notre P/, / et l'aspect des canaux do Mars; car une telle ressemblance n'est possible ni d'une façon absolue, ni même pour uu espace de temps un peu long. Chaque canal de la carte désigne tout simplement un espace linéaire, ou plutôt une bande étroile, sur laquelle peuoent se déoelopper dans la suite des temps les différentes apparitîoiis qui sr rattachent A un canal déterminé. On voit donc que cette carte (en ce qui regarde les canaux) n'est qu'une sorte d'index topographiqoe, nécessaire pour l'intelligence et la coordination des détails très nombreux et très variables qu'on observe à chaque instant sur les différentes régions. Une telle représentation ne 444 LA PLANÈTE MARS. peut pas servir à la description de l'aspect physique des canaux ; mais elle suf- fira complètement à montrer les propriétés géométriques et topiques du réseau et de ses éléments. On verra en premier lieu que, pour la plus grande partie, les canaux suivent un cours peu différent de celui d'un grand cercle de Mars. Il y a cependant quelques exceptions, dont le Phasis, le Simoïs, le Gehon, Tlndus, le Boréosyrtis et surtout le Nilosyrtis offrent les exemples les plus remarquables. On constatera ensuite une autre propriété, qui est tout à fait générale : tout canal aboutit par ses deux termes, soit à une mer ou à un lac, soit à un autre canal ou à Tintersection de plusieurs autres canaux. Je ne me rappelle pas avoir jamais vu une des lignes s'arrêter court au milieu de l'espace continental, en forme de tronc isolé et sans connexion ultérieure. Ce fait est de la plus grande importance pour l'étude de la nature de ces formations. Les canaux peuvent se couper deux h deux, sous tous les angles possibles. Il existe sur la planète plusieurs régions où trois, quatre, même six ou sept, se rencontrent sur un petit espace ; cet espace est alors ordinairement distingué par une tache plus sombre, ou un lac, dont la grandeur et l'apparence peuvent varier entre certaines limites. Un nœud très important de cette espèce est le lac du Phœnix (long. 108«, lat. australe 16°) formé par la rencontre de sept canaux, Agathodflemon, Eosphoros, Phasis, Araxes, Eumenides, Pyriphlégéthon, Iris, qui en divergent sous forme d'étoile assez régulière. Un autre nœud moins régulier, appelé Trivium Charontis (long. 195», lat. boréale l?») est formé par la rencontre plus ou moins excentrique de Cerberus, Laestrygon, Tartarus, Orcus, Erebus, Hades et Styx. Dans le Lacus Ismenius (long. 335o, lat. boréale 40°) convergent l'Euphrates et son prolongement boréal, Protonilus, Deuteronilus, Astaboras, Hiddekel, Jordanis. Il est facile de reconnaître plusieurs autres exemples sur la carte, comme Propontis, Lacus Niliacus, Lacus Tithonius, Lacus Lunao et le Nodus Gordii, le plus étendu et le plus imparfaitement marqué de tous. On voit aussi, par l'examen de la carte, que la longueur des canaux peut être très différente; plusieurs ne dépassent guère 10« ou 15** (Xanthus, Scamander, Eosphoros, Nectar, Ambrosia, Issedon). D'autres, au contraire, suivent sans irré- gularité sensible une ligne de grande étendue qui atteint quelquefois au quart de la circonférence de la planète; tels sont l'Euphrates, qui avec son prolongement boréal arrive de Téquateur jusque près du pôle nord, et l'Erebus-Achéron, qui occupe 90* au moins : en considérant comme prolongations de ce dernier le Dar- danus d'un côté et le Cerberus de l'autre qui paraissent s'y rattacher sans so- lution appréciable de continuité, on aurait une ligne étendue sur une longueur de 160» environ, du lac Niliacus jusqu'à la mer CimiA^rium. La grande uniformité et la composition de tout le système a quelque chose d'étrange et d'inattendu, et l'on serait presque tenté de rechercher si la distri- bution des lignes n'est pas sujette à quelque loi simple, de même qu'autrefois Élie de Beaumont avait pensé pouvoir assujettir les directions des grandes mon- tagnes de la Terre à son fameux réseau pentagonal. J'ai lieu de croire qu'une SCIIIAPARELLI. - LES CANAUX. 145 semblable recherche aurait à présent peu de probabilité d'aboutir À dos résultats plausibles; de plus, il oc faut pas oublier que notre esquisse est loin d'être assez exacte et asse?, complète pour un tel but. Je vais essayer maintenant do signaler d'une manière gùnénle les difTéreuts aspects physiques sous iesqiiola peut se présenter un canal quelconque de la planète. E. — VAnrATiONS dans les aspects des canaux. la] Un canal peut être plus ou moins longtemps iitmsible. Sur quoi il faut re- marquer qu'il ne s'agit pas ici do l'iuviaibililô produite par les mauvaises circon- stances de l'observation, mais bien d'une invisibilité riielle, qui persiste dans des conditions d'image et d'atmosphère suffisantes pour bien montrer le canal h d'autres époques. De plus, l'Idée d'invisibilittî doit être ici prise relativement aux moyens optiques dont j'ai pu disposer pour ces recherches {']; c'est-ft-diro qu'elle n'exclut pas la possibilité de voir le môme objet avec un instrument de puissance plus considérable. Voici uu exemple bien frappant de cette invisibilité. Pendant les .soirées des 2 et 4 octobre (877, par une atmosphère excellente, le diamètre apparent de la planète étant de 21', la région continentale entre le Mar- garitifer Sinus et l'Âurora; Sinus était tout à fait claire et dépourvue de canaux, sans le plus petit indice de taches quelconques; Indus, Hydaspes, Jamuna. Hydraotes complètement invisibles. Cet état de choses persistait encore le 7 no- vembre, le diamètre apparent étant de lô*. Quatre mois plus tard (31-26 fé- vrier I87S), l'Indus était parfaitement visihtc, le diamètre apparent étant réduit h 5', 7. Pendant l'opposition de 1879, l'Indus demeura toujours très évident; le SI octobre (diamètre apparent 10'}, parut l'Ilydaspes pour la première fois, et la 27 novembre (diamètre apparent 17', 5| j'eus la première vue de la Jamuna. Le 28 novembre, tous les trois. Indus, Hydaspes et Jamuna, étaient larges, noirs et visibles au premier coup d'œil. L'IIydraotes a été diîcouvert en 1882, le diamèlre apparent étant de 14°. Tous ces canaux sont restés plus ou moins visibles pendant toutes les oppositions suivantes; mais, dernièrement |I888). Indus et Hydaspes étaient redevenus très difficiles. Sans fatiguer le lecteur par l'exposition d'autres cas semblables, je considère comme bien établi que les canaux do Mars peuvent devenir invisibles à certaines époques. \b) Dans beaucoup de cas, la présence d'uu canal a commencé h. ae rendre sen- sible à l'œil d'une manière très vague et indéterminée, par une légère ombre qui s'étendait irrégulièrement dans le sens de sa longueur. H est difficile de dËcrire exactement un semblable état de choses, qui est en quelque sorte la limite entre la visibilité et l'invisibilité. Quelquefois j'ai cru reconnaître que ces ombres no (') Pour les oppositions de 1677. 1379-SO, ISSt-S!!, 1S8i, un réfracteur de Merz de 8 pouces; pour l'opposition do 1888, un réfracteur de 18 pouces du même auteur. L'oppo- sition de 1886 n étâ observée en partie avec Tun et en partie avec l'autre de ces deui instruments, qui doivent éire rangés parmi les plus parfaits igui existent de ces di- mcuaions. à 446 LA PLANÈTE MAKS. sont en réalité qu'un simple renforcement de la couleur rougeâtre qui domine sur les continents, renforcement peu intense d'abord, qui ne devient visible qu'à Taide de sa largeur assez considérable, dont cependant on ne saurait assigner ni la mesure ni les limites. D'autres fois, l'apparence a été plutôt celle d'une bande grisâtre et estompée, comme un léger nuage oblong. C'est par l'une ou par l'autre de ces formes indéterminées que, en 1877, j'ai commencé à reconnaître l'existence de Phison (4 octobre), Ambrosia (22 septembre), Oyclops (15 sep- tembre), Eunostos (20 octobre) et de beaucoup d'autres. Des exemples analogues n'ont pas manqué non plus dans les oppositions suivantes. (c) Très souvent les canaux ont l'aspect d'une bande grise estompée des deux côtés, ayant au milieu un maximum d'intensité, qui peut être assez sombre pour donner l'idée d'une ligne plus ou moins bien marquée. Cet état présente un certain nombre de variétés, selon la prépondérance de cette ligne centrale sur les parties nébuleuses latérales, sous le double rapport de la largeur et de l'inten- sité. Les bandes ainsi formées sont ordinairement assez régulières, sans exclure toutefois la possibilité de certaines anomalies dans la largeur et dans l'intensité de l'ombre, anomalies que la puissance de la lunette employée peut ordinaire- ment faire soupçonner, rarement mettre en complète évidence. Le cas d'une structure différente des deux côtés est très rare; cela a été constaté indubitable- ment le 30 janvier 1882 pour le Gehon, dont le côté seul était estompé, l'autre étant bien défini; et pour l'Euphrates, le 19 du même mois, qui était nébuleux à droite et bien défini à gaucbc. En 1879, plusieurs canaux ont montré le long de leur parcours une structure inégale, qui changeait peu à peu d'une extrémité à l'autre. Laestrygon, Tartarus, Titan, Gigas, Gorgon, Sirenius étaient minces, noirs et assez bien définis à leur extrémité australe, qui débouche sur la mer Sirenum ou la mer Cimmerium en pénétrant vers le Nord ; dans la région con- tinentale, ils s'élargissaient en forme d'une queue de comète, et finissaient en forme d'ombre large et mal terminée à l'extrémité boréale. La même année, TAstapus sortit du Nilosyrtis très mince et bien défini; il s'élargissait considé- rablement et allait se perdre dans l'Alcyonius sous l'aspect d'une ombre large et fort légère. C'est par suite de semblables défauts d'uniformité dans les canaux environnants, que la région claire appelée Elysium affecte souvent la forme circulaire, quoiqu'elle soit encadrée dans une espèce de pentagone de cinq canaux i (d) Le type le plus parfait des canaux, que je regarde comme lexpressiou de leur état normal, est une ligne sombre (quelquefois tout à fait noire) et bien dé- finie, qu'on dirait tracée à la plume sur la surface jaune de la planète. L'aspect des canaux dans cette phase de leur existence est très uniforme sur toute leur longueur, à fort peu d'exceptions près; leur cours général est régulier; et, dans les occasions très rares où il a été possible de distinguer nettement les deux bords l'un de l'autre, j'ai pu y remarquer de très petites sinuosités ou dentelures. Ce cas s'est présenté, en 1879, pour Euphrates et Triton, et pour Ganges en 1888. Chaque bord est, du reste, parfaitement tranché, aussi parfaitement que les SCHIAPARELLI. — LES CANAUX. 447 bords des continents sur les mers | ■). La largeur est très différente d'un canal à l'autre, depuis le Nilosyrtis, qui peut arriver ou même dépasser 5" (300 kilo- mètres), jusqu'à de simples lignes sans largeur appréciable, telles que Galaxias, Issedon, Anubis et Erynais en 1882, ^thiops en 1888, dont la largeur probable- ment ne dépassait pas !• (60 kilomètresl. Cette largeur est uniforme, à très peu d'oïceptions près; cependant Jamuna et Iris, on 1879, Hades et Athj-s, on 1882, Nilokeras, en 1886, ont montré des exemples bien certains decanaus plus larges & une eitriSmit»; qu'à l'autre. La largeur d'un même canal peut changer avec le temps entre des limites très différentes, depuis le filet à peine perceptible dans les meilleures conditions atmosphériques, jusqu'à une large bande noire visible au premier coup d'œil, Nous avons un exemple bien remarquable de ces variations dans l'histoire du Simols, qui, invisible en septembre 18TT, se présentait en octobre comme une ligne extrêmement fine. En 1870, il était noir et assez large pour compter parmi les canau:i les plus considérables. Au commencement de janvier 1879, le Simols était aussi large et aussi noir quo lo Nilosyrtis; largeur estimée 4°. En même temps parut, à droite du Simoïs, le canal appelé Ascanius; et la portion de con- tinent comprise entre l'Ascauius et le Simoïs (voir la carte) prit une teinte beaucoup plus sombre que les régions environnantes. Malheureusement cette partie de la planète n'a pu être bien observée les années suivantes, sa position dtant trop australe et trop voisine du bord. Un cas tout à fait identique a été otTert par le Triton dont, en 1877, j'ai pu voir seulement la moitié à droite entre le Léthes et le Nèpenthès. Dans les opposi- tions suivantes, il a été possible de le suivre tout entier depuis le Népcnthès jusqu'à la mer Cimmerium, avec plus ou moins de facilité. Mais, dernièrement (en mai 1888|, il devint estraordinairemont largo, et formait un vaste détroit. Et, ce qui est bleu remarquable, la Syrtis Parva s'est élargie considérablement aux dépens de la Libya et cette dernière s'est fort assombrie, comme je l'ai déjà rappelé plus haut. Cette coTucidoncc de l'élargissement du Simols et du Triton et de l'assombrissement d'une vaste région contigue n'est probablement pas un simple hasard. Du reste, tous les canaux de la planète paraissent plus ou moins sujets à de semblables variations. Le Nilosyrtis lui-même m'a offert un maximum de largeur en 1883 et un minimum eu I88C: mais la difTérencc entre le maximum et le minimum était, dans ce cas, bien moins considérable. Nous savons aussi par les observations de Dawes et de Secchi, que l'Hydaspes en 18(>4 et en 1858 était un des canaux les plus visibles, ce qui n'a plus eu lieu pendant la période de mes observations (1877-1888|. Et M. Van de Sande Backhuyzen a reconnu, dans les dessins de ScbrœCer, l'existence de taches sombres considérables qui n'ont plus (') Cette prëclsion du la limite entre les continents et les mers de Mars est niée ab- solument par quelques observateurs. Un coup d'o9il sur la planète, telle qu'an la voit dans nos deux réfracteurs de Milan, suffirait pour les détromper. Il y a naturellement exception à fuire pour les régions de nature intermédiaire entre les mers et les conti- nents, oii le passage est quelquefois très graduel. (Scu.) 448 LA PLANÈTE MARS. été observées de nos jours, et qui avaient sans doute pour cause des phénomènes do même nature. Un semblable fait s*est produit aussi sur une vaste échelle, dans le voisinage du pôle boréal, pendant les oppositions 1884-1886. Autour de la calotte blanche polaire, plusieurs canaux étaient devenus très noirs et très larges et, en même temps, les espaces interposés étaient devenus assez sombres. Lorsque la défini- tion du télescope était insuffisante, la confusion de tous ces détails produisait autour de la calotte blanche polaire une zone grise, et c*est probablement une semblable observation qui a donné naissance aux tracés d'une mer polaire bo- réale, qui n'existe pas. Les variations d'intensité d'un canal bien tracé embrassent simultanément toute sa longueur. Mais lorsque, par l'intersection avec d'autres canaux, il est partagé en plusieurs parties, il peut arriver que l'intensité, uniforme pour chaque partie, soit différente d'une section à l'autre. Nous avons déjà dit qu'en 1877, le Triton était visible seulement à droite du Léthé, et invisible dans la section entre le ' Léthé et la mer Cimmerium. En 1879, le Phison a été très noir dans sa section boréale entre le Nilosyrtis et l'Astaboras, tandis qu'il était bien moins évident dans la partie australe, entre l'Astaboras et le Sinus Sabâeus. En 1882, Hydraotes était très délié dans sa section à gauche de la Jamuna, assez gros et visible (et même double) dans la section à droite du même canal. Dans ces cas, le change- ment d'intensité, en passant d'une section à l'autre, se fait par un saut brusque, sans transition appréciable, chaque section étant ordinairement bien uniforme dans toute son étendue. F. — Les doublements ou géminations des canaux. Nous allons considérer la dernière et la plus remarquable des transformations des canaux de Mars, celle qui donne naissance aux géminations. Ces phénomènes sont bien propres à imposer un frein à l'essor de notre imagination, lorsqu'elle veut essayer d'appliquer à Tétude physique de Mars l'analogie tirée des faits que nous observons sur la Terre. Un canal quelconque a été reconnu sous l'une des formes précédemment décrites, ou même sous plusieurs successivement; en peu de jours (ou peut-être d'heures), par un procédé de transformation dont le détail . a échappé jusqu'à présent, il se présente doublé et composé de deux bandes très voisines entre elles, ordinairement égales et parallèles : le cas d'une légère di- vergence ou d'une différence d'épaisseur étant assez rare. Dans plusieurs cas, il a été possible de constater, par la comparaison minutieuse avec les détails envi- ronnants, que l'une des deux bandes a conservé (exactement ou à peu près) l'em- placement du canal primitif; mais dernièrement, en 1888, j'ai pu me convaincre que cette règle n'est pas générale, et il peut arriver que ni l'une ni Vautre des nouvelles formations ne coïncident avec Vancien canal. L'identité de la direc- tion générale et de l'emplacement est alors seulement approximative ; toute trace de l'ancien canal disparaît pour faire place aux deux lignes nouvelles. w SCniAPAHELLI. - LES CANAUX. 44fl La distance entre les deux ligues parallèles est fort différente d'une gL'uiina- tion k l'autre; la limite supérieure peut être estimée à 10° ou 12', même à iS» pour certaines géminatioûs très louguos et fmparraitement marquées, comme celles du Titan en iiS2 et du Gigas en 1H84. Quant & la limita inférieure, elle ne peut être déterminée que par rapport à la puissance du télescope employé et aux cir- constances de l'observation ; on 1888, i'rotonilus et CalUrrhoe étaient résolubles on deux lignes espacées do 3» au plus. Il arrive quelquefois qu'on puut cui^'âctu- rer qu' une ligne est double, par son aspect particulier, sans qu'on puisse séparer complètement les deux lignes composantes. Le dédoublement d'une ligne peut donc échapper même à un observateur attentif. La largeur, ordinairement uniforme et égale pour ces deux bandes, est très différente d'une gémination à l'autre, depuis une ligue d'épaisseur imperceptible jusqu'àS» environ. Le rapport de cette largeur des bandes h l'intervalle lumineux qui les sépare est très variable. Ordinairement l'intervalle est plus large que chacune des bandes; souvent il a été égal ou même un peu plus étroit. La couleur est presque toujours la même dans ces deux bandes, sous le double rapport de la qualité et de l'inteasité; mais elle présente des variétés considé- rables d'une gémination à l'autre. Elle est généralement noire, ou du moins, foncée dans les géminations composées do lignes très minces; les bandes plus larges sont rarement noires ou brunes | un cas remarquable a été la gémiuation du Cyclops en 1883, si forte et si marquée, que nul autre objet sur le disque ne pouvait lui être comparé) ; elles se montrent assez souvent d'un rouge-brique de nuance plus ou moins sombre. Quelques bandes ont été tellement pâles, qu'on pouvait à peine en constater la présence sur le fond jaune de la planète, malgré une largeur considérable de plusieurs degrés. En diverses occasions, j'ai pu constater que l'intersection de ces bandes plus pâles avec un autre canal produit un renforcement sensible de couleurdans la place de l'intersection. Je suis porté k croire que, dans tous les canaux doublés, la couleur est toujours la même en qualité, et que les difl'érences ne regardent que l'intensité. i5i un canal double est coupé en deu.i sections par un autre cunal, et si l'une ^< EUrBiBauiBL-iiL Jus iIbUï liandw J'UQ oaiia,!, prta il'iiui: iulcrseuliuii. des bandes est plus large ou plus intense d'un côté de l'iatcrsection, l'autre bande si, comme le montre la Bgure ci-dessus (flg. 231 (. Tels ont été Antnus- Kunostos en 1882, Euphratos en 188S. Si l'une d'elles est très mince ou peu visible d'un côté de l'intersection, l'autre sera aussi très mince ou peu visible, et, dans ce cas, il peut arriver que l'une des deux manque complètementou soit invisible. On a alors l'exemple d'un canal qui est double dans une section de sou cours et 450 LA PLANÈTK MAIIS. simple dans une autre section. Cerberus, Hydraotes, Achéron ont fourni de pareils exemples en 1882. Quelquefois les deux lignes sont régulières et leurs axes parfaitement paral- lèles; mais le tout est entouré d'une espèce de pénombre, comme Cerberus en 1882, Ilebrus en 1888. Mais, dans le plus grand nombre de cas, les deux lignes sont tracées avec une régularité absolue et tout à fait géométrique; l'uniformité de la largeur, de la couleur et de l'intervalle est complète." Leur examen, fait dans d'excellentes circonstances avec des grossissements variés, depuis 322 jusqu'à 050, n'a pu faire découvrir la plus petite irrégularité, ni môme un soupçon d'irrégularité: tout parait tracé avec la règle et le compas. Telles ont été, entre autres, en 1882, Cyclops, Euphrates, Phison, Jamuna, Hephaestus; en 1886, Hy- draotes; en 1888, Euphrates, Phison, Astaboras, Protonilus, Callirrhoe. S'il exis- tait quelque trace d'anomalie dans le canal simple primitif, elle disparaît com- l)lètement après la gémination. Des canaux sensiblement courbes ont môme donné naissance à des géminations parfaitement droites, comme la Jamuna en 1882 et la Boreosyrtis en 1888. Il y a, en un mot, une tendance prononcée à l'uni- formité plus absolue et à la suppression de tout élément irrégulier. L'aspect d'une gémination change souvent suivant les époques. En 1882, les deux bandes de l'Euphrates montraient une sensible convergence du côté du Nord : l'une d'elles était à très peu près dirigée suivant un méridien de la pla- nète. En 1888, les deux bandes étaient absolument équidistantes dans toute leur extension entre le Sinus Sabœus et le lac Ismenius; leur angle avec le méri- dien était, au point moyen, 8° ou 10** environ. Elles étaient minces et bien défi- nies en 1882; en 1888, les deux bords de chacune étaient estompés, leur couleur était plus claire, leur intervalle était sensiblement moindre qu'en 1882. De même, pour rilephœstus, les deux larges bandes rougeàtres de 1882 étaient réduites en 1888 à des lignes plus fines et do couleur plus sombre, l'intervalle mitoyen était réduit à la moitié. Une semblable réduction de l'intervalle paraît avoir eu lieu pour le Protonilus. La gémination dos canaux s'accomplit dans un intervalle de temps relative- ment court, et par une métamorphose rapide. Assez souvent il a été possible (le restreindre, par des observations sûres, à un petit nombre de jours la limite de cette durée. Quelquefois la métamorphose a été complète dans l'intervalle de vingt-quatre heures, entre deux observations consécutives. Autant que j'ai pu en juger, le phénomène a lieu simultanément sur toute la longueur du canal doublé. Dans un petit nombre de cas, il a été possible de constater quelques phases du procédé de gémination. Pendant le mois de janvier 1882, l'Euphrates a été visible Jusqu'au 18 du mois sans rien offrir de bien remarquable. Le 19, il parut consi- dérablement plus large et un peu nébuleux du côté gauche. Le 20, un brouillard dense m'empêcha d'observer. Le 21, la gémination était complète et tout à fait évidente. Dans le même mois de janvier 1882, le Ganges s'est montré simple jusqu'au 12. Le 13, il parut accompagné, i\ droite, d'une légère bande lumineuse, i:iim'Aiii:i.Li, — les canaux. ih] qui le côtoyait sur toute sa longueur iX une distance de 5- environ outre le l.acus Luna; et le Fous Juveatœ. Cette bande n'était plus visible le 16 et ie l'J; toute la région environuante était parsemée Je taches blanches. Ces taches n'existaient plus le 20; mais la bande nouvelle avait reparu, plus noire, plus étroite et mieux définie, cette fois ; elle ressemblait au Ganges, quoiqu'elle fût un peu plus faible : le Ganges était doublé, et son aspect ne changea plus jusqu'à la fin des obser- vations de cette année 1882. L'apparition d'une nappe blanche ou blanchâtre de part et d'autre d'un nanal à l'époque de son doublement a été sis-aalée plusieurs foia: on 188'J pour le Thoth, en IB88 pour le Protonilus et le Népenthès : cette nappe blanche se montrait très distinctement entre les deux lignes de la gémi- nation. J'ai vu assez fréquemment les deux lignes se dégager simultanément d'une nébulosité grise plus ou moins intense, allougOe dans la direction du canal; j'iu- dine même à conclure que cet état de nébulosité est un phénomène essentiel dans la production des géniinations. Mai^s il Jie faut pas croire qu'il s'agisse ici d'objets cachés par une espèce de brouillard, qui deviennent visibles par sa dis- parition. Autant que j'ai pu en juger, ce qui apparaît sous l'aspect de nébulosité ■ n'est point un obstacle à la vision d'objets préesistants, mais c'est plutôt une matière dans laquelle se prononcent des formes qui n'existaient pas. Pour expli- quer ma pensée, je dirai que le proci'-dé n'est pas comparable h des objets qui se dégagent d'un brouillard devenu plus rare, mais plutôt à une multitude de soldat» dispersés irrégulièrement, qui. peu à peu, so forment en rangs et en colonnes. Jo dois ajouter que ceci doit être considi^ré comme une impression, et non comme le résultat réfléchi d'observations proprement dites. Puisqu'il y a une époque d'apparition pour les géminations. il faut qu'il existe aussi une époque où elles disparaissent ou s'etTacent de quelque manière. Mal- heureusement, je n'ai encore pu rien observer de bien sûr k l'égard de cette phase du phénomène. Je puis seulement dire que plusieurs gémînations de 1882 n'étaient plus visibles dans les oppositions suivantes; le canal était redevenu simple, ou même avait disparu entièrement. Dans beaucoup de cas, l'éloignemeut de la planète ou l'état insuffisant de l'atmosphère terrestre donnait une explica- tion plausible ou du moins possible des géminations disparues. Je crois que le caractère de ces phénomènes est périodique. Réellement, on ne pourra affirmer sans hésitation une telle périodicité qu'après les avoir vues paraître et disparaître plusieurs fois de suite; cependant les observations faites jusqu'à présent suffisent pour la rendre probable. En IS77, aucune trace de gémination n'a pu être con- statée pendant les semaines qui ont précédé ou suivi le solstice austral. Un seul cas isolé a été remarqué en 187!' : le '26 décembre, j'ai constaté la duplicité du Nilus entre lo Lacus Luna? et la large traînée appelée Coraunius. C'était un mois ttvanl l'équiuoxe verual, correspondant au passage du Soleil de l'hémisphère austral à l'hémisphère boréal de la planète. Ce phénomène me surprît un peu, mats je le considérai alors comme quelque chose d'accidentel. Pendant l'oppo- sition I881-S3, j'ai jittendu la répétition du in^me Tait; il te produisit, fii effet, 452 LA PLANÈTE xMARS. mais un mois après l'équinoxe vernal, le 12 janvier 1882. A cette époque, plusieurs autres géminations avaient déjà paru, et bientôt la planète eu fut remplie; en deux mois, depuis le 19 décembre jusqu'au 22 février, j'ai pu constater trente géminations. Pendant l'opposition de 1884, j'ai pu eu voir distinctement encore quelques-unes; plusieurs autres paraissaient probables, mais elles n'étaient plus assez distinctes. C'était de deux à quatre mois avant le solstice boréal. En 188G (à l'époque du solstice boréal, un mois avant et un mois après), la plus grande partie des géminations n'existait plus, beaucoup de canaux étaient redevenus simples, d'autres avaient disparu; toutefois plusieurs étaient encore évidemment doubles, entre autres l'IIydraotes, très nettement. Quelques-uns de ces double- ments furent constatés à la même époque à l'Observatoire de Nice par M. Per- rotin et ses collaborateurs. Enfiu, en mai et juin 1888 (deux et trois mois après le solstice boréal), commença une nouvelle reprise des géminations, pendant laquelle on vit se doubler plusieurs canaux, qui jusque-là étaient restés simples, et rester simples plusieurs qui étaient doubles en 1882. L'ensemble des observa- tions donne quelque poids à l'idée que le phénomène doit être réglé par la pé- riode des saisons de Mars; qu'il se produit principalement un peu après Véqui" noxe de printemps et un peu avant Véquinoxe d*automne; qu'après avoir duré quelques mois, les géminations s'effacent en grande partie à l'époque du solstice boréal, et disparaissent toutes à l'époque du solstice austral. La vérification de ces conjectures ne se fera pas attendre longtemps, et une première occasion de la faire se présentera en 1892. L'opposition de cette année aura lieu dans les mêmes conditions à peu près que celle de 1877, et il faudra s'attendre à une ab- sence complète de géminations. La Pt, Il (p. 440) a donné une idée de l'arrangement général des géminations observées en 1882 et en 1888. 11 n''est pas besoin d'avertir le lecteur que cette carte ne représente l'état de la planète à aucune époque, car les géminations ne se produisent pas toutes ensemble. C'est encore ici un index graphique de ces formations, qui comprend à peu près toutes celles que j'ai pu constater jusqu'à présent. Nous avons remarqué plus haut qu'il existe sur la planète un certain nombre de nœuds ou de points d'intersection, de convergence, où plusieurs canaux se rencontrent sous une forme plus ou moins régulière. L'aspect de ces nœuds change d'une manière analogue à celle des canaux. Lorsque les canaux qui abou- tissent à un nœud sont tous invisibles, le nœud est invisible aussi, ou s'annonce tout au plus par une ombre légère et diffuse. L'apparition des canaux comme lignes simples ou doubles de cours déterminé produit dans le nœud un réseau de lignes dont il est ordinairement impossible de démêler la structure, à cause de la grande quantité de détails qui s'accumulent alors dans un espace relativement petit. La confusion est accrue dans le plus grand nombre de cas par une espèce d'ombre confuse assez forte qui entoure le nœud et le rend visible comme une tache plus ou moins forte qui se transforme quelquefois en un vrai lac à couleur noire et à contours bien déterminés (Lacus Niliacus 1879-86, Trivium-Charontis 1888 SCHIAPARBLU. — LES CANAUX 45a 1882, et autres). De cette ombro finit par se dégager. A de certaines t^poqiies, une double tache allougëo, formant une sorte de gétnination composée de doux bandes courtes et larges, qui occupent ft peu près la surface de l'oinbro ou du lac en question. Voyez dans la PI. Il le Trivium Cbarontis et le Lacus Luna) ainsi transformés, Autant que j'ai pu m'en rendre compte jusqu'à pressent (ces obser- vations étant do la plus grande dif(iculté),la direction de cette gémination change considérablement d'une époque h l'autre et coïncide tantôt avec un, tautot avec UD autre des canaux doubles qui aboutissent à la région en question. Ce fait étant de la plus haute importance pour l'histoire des géminations, je rapporterai, avec détails, quelques exemples que j'ai observés. I^ lac IsmeniuB est formé, dans son état ordinaire, d'une tache sombre de forme ovale, allongée dans la direction du parallèle. Le 23 décembre 1881, je l'ai trouvé divisé en deux bandes qui formaient une courte gémination, étendue dans l'-ig. S3Î, »# nt'doubkment <1u même lue, le 27 mai (888, BoiiB rormi-dedeai pelitsUosclrculalrM. la direction du Protoailus qui était double aussi. l'rotonilus et Ismenius auraient pu être considérés comme formant une seule gémination. mais les bandes de rismenius étaient beaucoup plus larges, ainsi qu'on le voit dans le croquis ci- ilessua Ifig. 23ï|. Le SI mai 1888, un semblable phénomf'ne eut lieu; mais la divi- sion en deux bandes suivait cette fois la direction do l'Euphrates.qui était double {voir la fig. 233). Les dimensions de l'Ismeuiua dans la direction do l'Euphrates étant peu considérables, les bandes n'étaient pas plus longues que larges; en un mot, la gémination prit la forme de deux petites taches presque rondes, juxta- posées et alignées dans la direction du Protonilus. Plus tard, le Protonilus étant doublé aussi bien que l'Cupbrates, je m'attendais à voir l'Ismenius divisé en quatre; cela n'est point arrivé. Le 4 juin, le lac avait repris sa forme ovale d'au- trefois, avec des contours ombrés et peu définis. Le Trivium Cbarontis n'existait en 18T9 que comme point de rencontre des canaux Lffistrygon.Styx, Cerbère et Tartare, seuls visibles alors dans cette région. Rn 1881-82. les intersections de canaux se multiplièrent dans cet endroit, le tout étant enveloppé d'une ombre confuse assez étendue, quoique mal terminée. En 1884, cette ombre se divisa en deux bandes très fortes, allongées exactement dans la direction de l'Orcus. En 1883 (13-15 juin), la division en deux bandes existait, mais leur orientatîou suivait la direction de l'Erèbe, L'un et l'autre système de 454 LA PLANfiTR MARS. bandes sont représentés dans notre PL II, superposés Tun à l'autre. Mais une telle superposition n*a pas été observée. Un phénomène identique a été observé sur le lac de la Lune, qui, en 1879 et en 1S82, était divisé en deux fortes bandes orientées suivant le double Nil, tandis qu'eu 1884, Torientation était dans la direction de l'Uranius ; Tune et l'autre formes se trouvent superposées dans la PL II. Le Nœud Gordien a présenté aussi des phénomènes analogues, quoique bien plus difficiles à observer. Il paraît résulter de tout ceci que la cause productrice des géminations n'opère pas seulement le long des canaux de Mars, mais aussi sur des surfaces sombres de forme quelconque, pourvu qu'elles ne soient pas trop étendues; dans ce der- nier cas, la direction de la même gémination peut être très différente d'une époque à l'autre, tandis que, dans le cas des canaux, elle ne peut osciller qu'entre d'étroites limites. Cette cause paraît étendre sa puissance même sur les mers permanentes; car l'apparition de l'île Cimmeria au milieu de la mer Cimmé- rienne n'est au fond qu'une transformation de cette mer en une grande gémination composée des deux bandes obscures qui restent des deux côtés de l'île susdite. " Un semblable phénomène semble se produire sur la mer Acidalienne, quoique avec moins d'évidence et de régularité. Cette tendance à diviser un espace sombre par une bande jaune semble se manifester aussi par la production de certains diaphragmes ou isthmes lumineux d'étonnante régularité qui se forment en certains endroits de l'hémisphère boréal de la planète. Tel est le pont d'Achille, qui, en 1882-84-86, séparait le lac Niliacus de la mer Acidalium, et qui disparut partiellement en 1888; telle est aussi l'in- terruption qui sépare parfois le Nilosyrte de la Boreosyrtis, interruption qui se montre lorsque le Protonilus est doublé, et qui est en quelque sorte une conti- nuation de la bande claire qui sépare les deux lignes composantes du Protonilus. Une autre interruption semblable dans le cours de la Boreosyrtis, qui existait en 1882, n a plus été vue depuis. Enfin la duplicité du Sinus Sabaeus et de la pres- qu'île Atlantis, qui sépare la merCimmerium de la mer Sirenum, paraît dépendre de phénomènes de la même nature. G. — i'HÉNOMÈNES OHSERVÉS SUR LEî? CANAUX. Telles sont les diverses apparences sous lesquelles peuvent se présenter les canaux de Mars et les formations analogues. Chacun d'eux a ses métamorphoses et son histoire particulière ; et cette histoire est liée sans doute à celle des canaux voisins, quoique cette connexion ne soit pas toujours bien apparente. Pour donner une idée de la manière dont se développent dans leur succession les phénomènes des canaux de Mars, je choisirai un seul exemple entre cinquante. Il s'agit ici du canal appelé Hydraotes (fig. 234) et du Nilus, son prolongement. Pour mettre on évidence la correspondance des faits avec les saisons de Mars, j'ai inséré, parmi les observations, les dates des solstices et des équinoxes, en 1888 SCHIAPARELLI. — LKS CANAUX. \ho désignant par équinoxo vernal le moment où le Soleil passe du côté sud au .côté nord de l'équateur de la planète. Pour plus de clarté, je désigne par des lettres les dififérentes sections de l'Hydraotes-Nilus. Ce canal aboutit d'un côté au Cerau- nius, qui tantôt offre l'aspect d'une grande bande nébuleuse, tantôt présente une gémination imparfaite, qui au Nord s'élargit en forme de trompe ; de l'autre côté, son extrémité arrive aux bords du beau golfe appelé Margaritifer Sinus. Les trois canaux Jamuna, Ganges, Chrysorrhoas, le divisent en quatre sec- tions AB, BC, CD, DE. Il semble que le canal se prolonge encore davantage à droite au delà du Ceraunius, par le Phlegethon; mais nous bornerons notre exa- Fig. 234. Phénomènes observes snr Mars. Le canal IIytlraotes-Nilii>. men à la partie AE.Dans les environs de la section CD convergent, d'une manière excentrique et imparfaite, quatre autres canaux, Ganges, Chrysorrhoas, Nilo- keras et Uranius; il y a donc ici un des nœuds dont nous avons parlé plus haut, qui donne origine au Lacus LuncV, tache ombrée de grandeur et d'intensité variables. Voici l'extrait de mes observations. Opposition dk ts77. Septembre 27. — Solstice austral. Septembre 28, octobre 4. — Tous les canaux invisibles, à rexception du (ianges Novembre 4. — Première apparition du Chrysorrhoas, large et nébuleux. Sa conver- gence avec le Ganges forme une tache mal définie, mais assez forte; c'est la première indication du Lacus Luna\ Février 21. — Première vue du Nilokeraset du Nilus sous forme de bandes sombres près du limbe inférieur. Observations difficiles, diamètre de la planète réduit à 5", 7. Février 24-25. — Première vue de l'Indus. Ganges encore visible dans toute son étendue; il forme, à sa rencontre avec le Nilokeras et le Nilus, une forte tache Iriangu- Inirc, le Lacus Lunœ. Mar^ G. — Kquinoxe vornnl. 456 LA PLANÈTE MARS. Opposition de 1870. Août 14. — Solstice austral. Octobre 13-14-18. — Ganges large, Ghrysorrhoas ot Nilus bien marqués. Lacus Lunae est une tache informe très sombre. Octobre 21. — Première vue de THydaspes. Novembre 27-28. — Première vue de la Jamuna. Nilokeras très fort. Nilus visible. Décembre 21. — Lacus Lunae très grand et très noir. Décembre 23. — Le Lacus Lunae a pris la figure d'un trapèze CC'DD' formé par quatre bandes noires, les bandes CD, CD' sont beaucoup plus larges que les autres, mais CD encore plus large que CD'. L'ile lumineuse au milieu est bien définie, et de la couleur jaune ordinaire. Nilus s'étend dans la direction D'E' sous forme d'une bande grise peu définie. Geraunius a le mémo aspect. A leur point d'intersection E, grande tache nébuleuse plus sombre. Décembre 26. — Le Nilus est double : les deux traits parfaitement égaux et assez bien définis suivent les directions DP], D'E' des côtés parallèles du trapèze formé par le Lacus Lunae, mais ils sont moins larges et moins sombres que ces deux côtés. Janvier 1. — Nilokeras noir et bien visible. Janvier 22. — Èquinoxe vemal. Opposition de 1881-1882. Décembre 9.— Èquinoxe vemal. Ganges et Lacus Lunae bien marqués. Nilus CD' peu visible; CD n'existe plus. Décembre 14. — Hydaspes, Jamuna, Ganges; Nilokeras peu visible, large et es- tompé, ne paraît pas double. Janvier 10. — Nilus et Lacus Lunœ marqués par des ombres légères; première vue de rUranius. Janvier 11-12. •— Nilus certainement double, les traits sont un peu nébuleux. Nilo- keras imparfaitement doublé. Janvier 13-20. — Doublement du Ganges. Janvier 13. — Première vue de THydraotes AB sous l'aspect d'un fil nébuleux. Janvier 19. — Le Lacus Lunae a repris la forme trapézoïdale, avec son île lumineuse au centre. Nilus forme deux lignes DE, D'E' bien reconnaissables, qui se détachent assez bien sur un fond blanchâtre. La disposition paraît identique à celle de l'année précédente; Hydraotes AB très visible. Jamuna doublée. Février 18. — Nilus encore double; le trait supérieur paraît se prolonger par le Phlegethon. Février 22. ■— Hydraotes divisé par la Jamuna en deux sections AB, BC, dont BG est plus large et plus visible que ÀB. Février 23-24. -- Hydraotes doublé dans la section BGB'G', mais toujours simple dans la section AB. Les deux traits de BG sont sur le prolongement des deux côtés CD, G'D' du trapèze formé par le Lacus Lunse, mais un peu plus faibles. La ligne simple AB est sur le prolongement de BG, mais plus faible que BG. Jamuna et Ganges tou- jours doubles. Juin 20. — Solstice boréal. Opposition de 1883-1884. Octobre 20. — Èquinoxe vemal. Décembre 31. -- Jamuna, Ganges, Nilokeras bien visibles; rien de l'Hydraotes; Lacus Lunae, tache peu apparente; Nilus très confus, peut-être double. ms SOHIAPARELLI. — LES CANAUX. hhr Janviar 3. — Je crois apercevoir confusû.iienl tout l'Hydraotce AL! sans pouvoir dire s'il est simple ou double: b partie ilG est plus manireste. (langes beau; Chr>'aorrhoas Taible; Jamuna large, probablement double. Janvier 10-30. — Uranius double, Nilus simple, On voit seulement DE', Le Lacua Lunée forme une ombro confuse, dans laquelle on aperroil deux taches plus noires, allongées suivant la direction de l'Uranius et qui forment Ir prolongement de ses deux bandes. Nilokeras sombre, mais simple, fianges faible, Février 3-1. — lljilraotes comme le 3 janvier. Fc!vrier 5. - Uranius a disparu, mais le Lacus Lunœ est encore divisi? en doux Jamiina. Indus cl bandes qui en suivent la direction. Nilus double mais très faible. Hydraotea doublé en BCB'C, simple en AB. Mars 9. — Lacus Lunio toujours double dans la direction de l'LIranius; ce dernier est simple, on aperçoit seulement le Irait supérieur; Nilus doublé. De fHydraotes on voit seulement le trait AC. Chrj-sorrhoas fort large, très probablement double, Jamuna aussi; Ganges assez faible. (Voir /Î17. 335]. Avril 5. — Malgré le diamètre très réduit de la planète, le Nilus parait encore double. Mai 13. — Soislice boréal. Opi. ; 1886, Mars 27. — Hydraotes et Nilus, clairement doubles, formeiil une seule gémination gigantesque, qui se présente au premier coup d'œil depuis le Marguritifer Sinus, jusqu'au Cernunius, comme la /ig, 336 l'indique. Les deux bandes sont très larges : 4" peut-Ôlre), d'une couleur rougeftlre plus foncée que le fond jaune environnant. Iieur intervalle centre les lignes mitoyennes des deux bandes) est de 9' ou 10*. Nilo- keras noir et très fort, aboutit à un gros point noir placé en C. Les autres canaux Uydaspes, Jamuna, Ganges, Chrysorrhoos, Fortuna sont visibles, mais aucun d'eux ne parait double. Mars 3t. — Salatice boréal. Avril 3. — Les deux lignes de l'Hydraotes encore visibles, quoique très pâtes : elles flont un peu plus sombres dans la section BCH'C. Jamuna parait simple. 458 LA PLANÈTE MARS Mai 7. — La bande Hydra'^les-Nilus parait encore «lo'iMe. du moins elle est très large, quoique peu apparente: atmosphère mauvaise. Fîg. ÎEK ChaogemenU observé- sur Mar-t. IIy«lraotes-Nilu> 'louM-'. Nilokeras élargi. Mai 8-9. — I>a section BCfVC de l'Hydraotes est certainement double; elle est plus facile 4 voir que l'autre section Afi, sur laquelle je n'ose me prononcer. Opposition de 1888. Poivrier 10. — SoUtice boréal. Mai 23. — Je crois reconnaître la partie BC de l'Hydraotes, qui paraît assez sombre, peut^tre double; mais l'atmosphère est mauvaise. Mai 24. — Hydraotes entièrement visible; la partie BC est plus sombre. Je ne puis dire s'il est simple ou double. Mais Nilus est certainement .double. Juin 27. — Nilus est toujours double, les deux traits paraissent un peu plus faibles vers leur milieu. Juillet 2. •— La partie BC de l'Hydraotes bien sombre et visible; l'autre partie AB est douteuse. Atmosphère mauvaise. Août 15. — Équinoxe cTaulomnc. Ces variations observées sur le Nilus-Hydraotes, de 1877 î\ 1888, montrent une certaine suite rë^nilière, et il est possible qu'elles donnent son bistoire pério- dique et renouvelée fi chaque révolution, depuis le solstice austral jusqu'à l'équi- noxe rrautomne. II. — Les neiges polaires. On a remarqué depuis lon^^temps que, par l'effet de ces saisons, les taches po- laires de Mars subissent dos variations périodiques d'amplitude à peu près sem- blables à celles qu'on constate sur les glaces polaires terrestres pendant les saisons analogues. Depuis 1877, j'ai observé ces taches avec une attention parti- culière, et j'ai pu vérifier que les changements périodiques en question sont bien réels. Il y a cependant certaines particularités qui constituent des différences avec ce que nous voyons sur la Terre; et il ne faut pas les négliger. Voici, en 1388 SCllIAPAHELLl. — LES NEIGES POLAIHES. 459 résumé, les résultats de mes observations, en commençant par la tache australe: DATR. ( Avant — JOURS 1 ( Après — DIAMETRB APPARBNT de lu !»• solMiro austral. tache pulftire boréale 1877. 23 août - 35 29* 0 2î septembre ... . — 5 15 D 4 novembre -4- 3S 1879. 21 octobre ^- .V.) A ') 28 novembre 100 » 27 décembre -- 130 11 Aux premiers jours do janvier 1880, la tache polaire a commencé à dispa- raître dans l'hémisphère obscur de la planète; pendant les années suivantes, elle a toujours été invisible, se trouvant dans l'hémisphère opposé à la vue de la Terre. On a vu souvent, dans le haut du disque, des taches blanches ou blan- chritres; c'étaient des îles connues, brillant de cette clarté passagère. La diminution de la tache australe a lieu d'une façon assez régulière. Il aurait été bien intéressant de fixer l'époque du minimum d'extension de cette calotte australe. Dans mes publications antérieures, j'avais pensé pouvoir fixer ce minimum environ quatre mois après le solstice austral; mais la base de cette conclusion me parut peu solide. En effet, par des considérations assez plausibles, je crois pouvoir affirmer que, pendant les journées des 17 et 22 janvier 1882 ( c'est-à-dire 200 jours après le solstice austral), cette tache ne pouvait avoir plus de 10<» de diamètre, si toutefois elle y arrivait. Il est donc possible que le mini- mum retarde plus de quatre mois sur le solstice austral; ce qu'on peut affirmer avec certitude, c'est qu'en 1879 il a retardé au moins de quatre mois. Nous allons considérer maintenant la tache boréale. Comme pour la tache australe, son décroissement s'est fait assez régulièrement par degrés successifs, il serait naturel de supposer une semblable régularité dans la phase d'accroisse- ment qui a pu être observée. Cela ne s'est point vérifié; la tache boréale, très petite au commencement de janvier 1882, avait déjà atteint, à la fin du même mois, son diamètre maximum de 45" environ, pour donner lieu immédiatement à une diminution graduelle. Ce fait important mérite quelque explication plus dé^ taillée. Les oppositions de 1877 et 1879 nous ont montré le pôle boréal constamment caché dans l'hémisphère invisible de Mars. Aucune observation relative à la tache polaire boréale n'a été possible en 1877. Mais, pendant toute la durée des observations de 1879, on a aperçu souvent, près du limbe inférieur du disque, une et quelquefois deux taches blanchâtres qu'on aurait pu, à la rigueur, considérer comme des ramifications de la calotte polaire en question, étendues jusqu'à plus (le 30" de distance du pôle boréal. Mais elles n'étaient ni aussi éclatantes, ni aussi bien terminées, ni aussi constantes de position et de contour, que les vé- ritables taches polaires le sont ordinairement. Ces taches étaient au nombre de cinq, disposées en couronne entre 30« et 40«» de distance polaire; leur connexion 460 LA PLANÈTE MARS. réciproque dans les hautes latitudes, et leur connexion avec une tache polaire centrale et l'existence de cette tache centrale elle-môme, n*ont pu former Tobjet d'observations, à cause de la position défavorable de Taxe de la planète. Cela est arrivé entre octobre 1879 et février 1880, quatre mois avant et un mois après réquinoxe vernal de Mars. Pendant l'opposition suivante, 1881-82, lo pôle boréal s'est trouvé toujours presque exactement sur la limite de l'hémisphère visible; si la calotte polaire boréale avait eu seulement lO*" ou la» de diamètre, elle aurait été visible sans doute à la place que le calcul lui assignait. Le fait est que, depuis le 26 octobre 188 1 jusqu'au 25 janvier 1882, aucune tache polaire permanente n'a pu être observée dans l'endroit du pôle. Il s'ensuit que, pendant cet intervalle, la calotte boréale (si même elle a existé) n'a pu dépasser en aucune façon 10« ou 15« de diamètre, A la vérité, certaines apparences blanchâtres n'ont pas manqué de se présenter presque journellement dans la partie plus boréale du limbe. Mais cette fois, comme en 1879, il a été facile de reconnaître que de telles apparences ne pou- vaient être produites par une tache polaire fixe. Non seulement elles étaient ordinairement pâles, peu définies, variables d'éclat et de grandeur; mais, comme en 1879, le changement sensible de leur direction, par l'effet de la rotation do la planète, accusait une distance assez grande du pôle et donnait même le moyen de déterminer approximativement cette distance. L'irrégularité de leur appa- rition et la visibilité simultanée de deux taches semblables, à peu de distanco l'une de l'autre, montrait avec la plus grande évidence qu'il s'agissait ici, non d'un seul objet, mais de plusieurs ramifications blanches semblables à celles qu'on avait vues en 1879. Un examen- attentif a même fait reconnaître que les différentes branches avaient à peu près la même position en longitude que les taches de 1879; mais, en 1881-82, la distance polaire élait peut-être un peu moindre. Vers le commencement de janvier 1882, on commença à reconnaître dans tout ce système de taches blanches, les symptômes d'une concentration progressive vers le pôle. Les branches raccourcies et ensuite augmentées finirent par se réunir entre elles, en formant une seule calotte compacte et concentrique au pôle. Le 26 janvier, après quelques jours de mauvais temps, apparut pour la première fois la tache polaire proprement dite, telle qu'on l'a vue toujours de- puis, jusqu'à la fin de cette opposition. Elle était bien formée en une masse unique brillante, à peu près ronde, avec 45«> environ de diamètre, à contours bien déterminés et assez réguliers. Cette phase de la rapide coagulation de la tache a donc eu lieu un mois et plus après l'équinoxe vernal, et cinq mois avant le solstice boréal. Il faut bien avouer qu'ici l'analogie avec les glaces polaires terrestres ne se soutient plus que d'une manière imparfaite. La diminution pro- gressive après cette époque est démontrée par le Tableau suivant des diamètres apparents. Chaque diamètre est la moyenne de plusieurs jours d'observation. La tache a diminué rapidement d'éclat en juillet 1888, par suite de l'énorme obli- quité de l'illumination solaire, suivie bientôt par son immersion dans la nuit du 1S88 SCIIIAI'AIIELLI. — LIÎS NEIGES i'OLAIIlE^. 461 polo. Le pôle borOal est enlrédans l'ombre le 15 août, jour do l'équiuoxcd autorano. 18BS. 30 janvier — 145 Vi- . 10 février - 135 -Jl - lî mars - lOli 33 » lOavril — 77 30 1888. ÏS décembre -m 38 1884. ÎO janvier — \U 3G " la février..., .-.. - 88 31 ■ Î3 mars — 51 33 ■ a mai - II 13 1888. 18 janvier — 62 35 . 36 février — 33 10 » U mars - 17 U • 28 mars — 3 6 » n mai +51 6 » 1 juin H- Û2 9 1888. 7 mai.. . + 81 13 • 3 juin + 107 M • juillet — peu visible. Des mesures exactes ont dcmonlré qu'un Otii la taclie boréale était exactement centrée sur le pôle; la laëmo chose, b, peu j)rès, paraît avoir eu lieu dans les oppositions suivantes. En 1888, MM. Perrotin et Terby y ont remarqué une divi- sion en deux parties fort inégales, que j'ai pu confirmer par mes propres obser- vations. ( Cette division a été indiquée sur nos deux plauisplièrGS. ] La tache a été presque constamment entourée d'une zone étroite plus ou moins sombre, qui en partie peut tHre due à un effet de contraste. Mais cette bordure n'a pas été tou- jours uniforme dans toutes ses parties, et souvent elle a été noire ou presque noire; ce qui fait croire à une coloration riiolle de la surface dans la contiguïtô immédiate du contour de la tache polaire. La zone m'a paru accompagner la tache dans son rétrécissement; si cette observation est confirmée par la suite, on aura ]ii un fait très important. Au reste, les deruiâres oppositions ont démontré que les environs du pôle boréal ne sont occupés par aucune grande mer, mais plutôt par un réseau de canaux et de petits lacs. U est donc possible que les condi- tions des deux hémisphères de Mars soient fort inégales sous le rapport météo- rologique. Un peut se demander si les colorations blanches qu'on observe en diverses htitudes, môme sous l'équateur, colorations dont nous avons exposé avec assez de détails les apparences dans les articles H et IIJ, sont des phénomènes do môme nature que les taches polaires. Mon opinion serait que ce sont des for- mations de nature différente. En effet, ces colorations ne sont pas toujours d'un blanc éclatant, elles varient souvent du blanc cendré au gris et au jaunâtre. Lorsque ces coloratioua se produisent sur les régions continentales, elles ont 462 LA PLANÈTE MAIIS. d'ordinaire des contours mal défiais. Leur existence est irrégulière et transitoire. Enfin réclat de ces colorations est toujours ])lus grand près du bord que dans la proximité du méridien central ; c'est exactement le contraire qui arrive pour les taches polaires. Cela est surtout évident pour la tache polaire australe, qui étant sensiblement excentrique à Tégard du pôle, peut changer de distance au bord pendant une rotation de la planète : elle présente toujours son maximum d'éclat lorsqu'elle arrive à son minimum de distance au centre du disque. La tache po- laire australe parait occuper, pendant son maximum, un grand espace delà mer; au contraire, les colorations blanchâtres se produisent sur les continents et sur les îles, jamais sur la mer, comme nous l'avons vu plus haut. Quant aux taches blanches que nous avons décrites comme étant des ramifi- cations de la tache polaire boréale, et qui ont précédé en 1881-82 la formation de cette tache, nous n'osons rien affirmer; mais il est avéré que leur plus grande visibilité coïncidait avec le passage au méridien central, et que près du bord elles devenaient invisibles. Cette observation nous conduirait à penser qu'elles sont de nature identique à la tache polaire ; ce serait comme des matériaux épars, qui, réunis en masse, auraient formé la tache polaire proprement dite. Les taches Nix Atlantica et Nix Olympica sont dans le même cas. Il ne serait pas difficile d'imaginer un ensemble d'hypothèses capables d'ex- pliquer d'une façon plausible ces phénomènes des taches blanches polaires et non polaires, on les mettant en relation avec l'évaporation des mers supposées et avec l'atmosphère de Mars, dont l'existence est indubitable. Je crois cependant plus utile de remarquer que les taches blanches de toute espèce sont, parmi les divers phénomènes de Mars, les plus faciles à bien observer; elles n'exigent qu'un in- strument de moyenne puissance, employé avec une attention très persévérante. Les particularités que j'ai exposées sur ces taches prouvent que c'est là un champ fort intéressant de recherches, très importantes pour l'étude physique de Mars, et sur lequel peuvent s'exercer utilement même les observateurs qui ne peuvent arrivrr à déchifl*rer les détails bien plus difficiles des canaux et de leurs géminations. » (iXXXVl. 1888. — ij. Flammarion. Les fleuves de la planète Mars, C/iangements observés à la surface. La première de ces deux études établit que^ si la planète Mars a dds pluies* des fontes de neiges, des condensations aqueuses quelconques, et si Teau ruisselle à sa surface par des rivières et des fleuves pour revenir à Itt mei'. <'.es fleuves doivent avoir leurs embouchures élargies, et que ces embou- chures pourraient être les baies que Tobscrvation constate, notamment : 1" aux deux pointes de la baie fourchue du Méridien, auxquelles iiboU- lissent l'Uronte, rHiddekel et le Gelion ; i?^ à la baie* Burton, où aboutit Un- 1888 C. FLAMxMAKION. — CIIANCiDMEM'S OBSERVÉS. i63 dus; 3** à la haie Christie, où aboutit. THydaspe ('). Nous prenions conimo lénioignagcs de cette manière de voir les dessins de Dawes en 1864. Cctl<* question sera examinée en détail dans la seconde Partie de cet Ouvrage (Résultats conclus), dont cette recherche formera un chapitre. La seconde étude (-) a eu pour but d'exposer tous les exemples de chan- gements observés à la surface de Mars et de les discuter en les analysant scrupuleusement. Gomme ce même sujet des variations incontestables qui arrivent actuellement sur cette planète fera l'objet d'un Chapitre important de la dernière Partie de cet Ouvrage, à laquelle nous allons arriver, il serait superflu de résumer ici cette étude, reproduite d'ailleurs à peu près inté- gralement plus loin. Nous avons vu, en 1879 (p. 3'20), une conjonction de Mars et Saturne. Le 20 sep- tembre 1880, on eu a observé une nouvelle. Les planètes sont passées à 55* l'une do l'autre. Mars étaitd'un rouge ardent, Saturne jaune livide. — Le 25 décembre 1889, Mars est passé non loin d'Uranus, à 55'. Par contraste, Uranus paraissait bleu. Opposition de 1890. DATE DE l'opposition : 27 MAI. Présentation de la planète : Le pôle boréal est incliné vers la Terre jusqu'au 23 septembre ; puis c'est le pôle austral. Latitude Angle. Datcd. du centre. Diamètre. Phase. Solcil-Terrc. 27 février -^- 9*, 85 8', 38 0" ,86 37- 27 mai -9,48 19,02 0,00 I 7 juillet -14,30 10,79 1,19 31 27 août --7 ,32 11 ,50 1 ,70 45 23 septembre 0 ,00 U ,06 l -,49 46 ai octobre -11,41 7,81 1,12 45 (jALElNDItlEa DE MaKS. némisphûre austral Hémisphère burcal uu supérieur. ou inférieur. 2 janvier Solstice d'hiver. Solstice d*été. 3 juillet Équiuoxe de printemps. Êquinoxe d'automne. 20 novembre Solstice d'été. àSolstice d'hiver. •') Bulletin de la Société Astronomique de France. 2^^ année, 1888. p. IIM15; LWstronomie. décembre 1888, p. 457. (') Bulletin de la i^ocièlé Astrononn'jue de France, 1888, p. 125-159. La Société Astronomique de France, dont il est question ici pour la première fois, a été fondée le 28 janvier 1887. Elle a eu pour Présidents consécutifs : 1887 et 1888, M. Flammarion; 1889 et 1890, M. Faye; 1891 et 1892, M. Bouquet de la Grye. Elle a son siège à Paris, hôtel des Sociétés savantes, ru«' Serpente, et tient ses séances le premier mercredi de cha«iue mois. Observatoire et bibliothèque. Elle compte déjà plus de cinci cents membres. 461 LA PLANÈTE MARS. CXXXVil. iS'JU. — William IL l'icKEiii^ti. l'holoyiaphk tk Murs. Chute de tuisc pkoloijraphiée. Observations. Nous avons déjîi reticoDtrc plus liaut quelques essais pliOLogi-apliiques de Mars. Voici les premiers résultats satisfuisanls. M. l'ick(;niig a bien voulu nous adresser dos plmlogi-aphies obtenues au mont Wilson (Califorme). Sept lie ces photographies ont été prises le 9 avril 1890, entre 22'' 56" et 23''4I"'. temps moyen de Grccnwicli, sept autres le lendemain de 23''20"' il âS^^S". C'est donc la mfinie face de la planète qui a êlù pliolographîte dans les deux cas. On reconnaît sur toutes les épreuves de» configurations géogra- phiques assez distinctes ; mais, dans celles du second jour, la tache polaire blanche qui marque le pôle sud est beaucoup plus vaste que dans celles du premier jour. Nous savons depuis longtemps que l'étendue de ces taches polaires varie avec les saisons de Mars, diminuant avec leur été et s'ac- croissaot avec leur hiver. Mais c'est la première fois que la date précise d'une extension considérable de ces neiges a été enregistrée. Le bord austral de la planète était à la latitude — 85'. La neige s'étendait, d'une pai-t jus- qu'au terminaleur qui était à la longitude de 70" et le long du parallèle — 30" jusqu'à la longitude 110°, puis, de la longitude Hâ" cl de la latitude — 45' jusqu'au bord de la planète. Elle devait sctendie également sur l'hémi- sphère opposé à la Terre et alors invisible pour nous. ■ L'étendue visible de ces neiges, écrit M. Pickeriog, est véritablement immense, puisqu'elle s'élevait à 2500 milles carrés, ou presque à la surface des États-Unis, n Dans la matinée duSavril, ces neiges polaires étaient faiblement marquées, comme si elles avaient été voilées par une brume ou par de petits corps séparés, trop faibles poui' être reproduits individuellement; mais, le 10 avril, la région entière était brillante, égalant en éclat la neige du pôle nord, La date de cet événement correspond à la fin de la saison d'hiver de l'hémi- sphère sud de Mars, ce qui correspondrait pour nous au milieu de février. L'explication de ces observations est donnée tout naturellement par des analogies terrestres. Nous avons assisté d'ici à une immense clmle de neige dans l'hémisphère sud de Mars. 181)0 WILLIAM H. PICKKUING. — OBSEKVATIONS. 465 (]les aspects sont si évidents sur chacune des quatorze photographies, qu'il suffit de les voir pour mettre sur chacune d'elles la date à laquelle elle a étc faite. Nous en avons reproduit deux {fig. 237), du mieux qu'il nous a été possible, par la photogravure, mais on n'a pu obtenir l'aspect délicat des clichés. Ces photographies ont été prises à l'équatorial de 13 pouces. M. William H. Pickering avait déjà réussi de satisfaisantes photographies de Jupiter et Saturne. Sur Jupiter on distingue admirablement les détails des bandes; sur Saturne on reconnaît l'anneau sombre, la division de Cas- sini sur les anses, et les bandes de la planète. Le savant astronome s'est occupé aussi de l'observation .dii'ecte de la surface de Mars, à l'aide d'un réfracteur de 12 pouces. L'observateur a reconnu une partie des configurations signalées par M. Schiaparelli ; mais il proteste contre le nom de canaux donné à ces tracés rectilignes, car, dit-il, « il n'y a pas la moindre probabilité à supposer que ce soit là de l'eau. » M. Pickering toutefois ne donne pas son opinion sur ce que cela pourrait être. Le plus facile à voir de tous ces canaux, dit-il, est la passe de Nasmyth, que nos lecteurs connaissent par les cartes, qui prolonge en bas, par un retour presque à angle droit, la mer du Sablier et à laquelle Pastronome de Milan a donné les noms de Protonilus, Ismenius lacus, Deuteronilus et Jordanis. On a également revu facilement Boreosyrtis et Astapus. A ces trois exceptions près, les autres canaux ont été d'une découverte très difficile, et l'auteur attribue ces difficultés à l'emploi de grossissements trop forts et à son manque d'exercice en ce genre spécial d'observations. Lorsqu'il fut accoutumé à Pexa- men de Mars, il reconnut sans difficulté les canaux qui ont reçu les noms de Styx, Fretum Anian, Hyblaeus, Cerberus, Eunostos, Hephsestus, Alcyonus, Cyclops, Lsestrygon. Ils ont tous été découverts sans se servir de la carte, et dessinés plusieurs fois. L'astronome de Cambridge n'a pas pu constater leur dédoublement ni découvrir les plus faibles, mais il exprime la plus haute admiration pour la vue de celui qui a pu faire cette découverte à l'aide d'un télescope do 8 pouces. Il pense que tout observateur exercé peut trouver leî* principaux à l'aide d'une lunette de 10 ou 12 pouces d'ouverture et que, sauf des circonstances exceptionnelles, le grossissement employé ne doit pas dépasser 100 ou 200. Eu résumé, les observations de M. W. H. Pickering confirment celles de M. Schiaparelli, quant à Texislence de ces lignes énigmatiques. Flammario.n. — Mare. 3U i^^ LA PLANETE M\K<, OXXXVIII. \H'.)i}, — V*^PH Hall. Oôi^rranioiu d^ Mm à BajÂmi/r^^n. M, A5ïaph Hall. lVrnin*;Q^. a^tronom*: aut^ael on doi; U 'I»ir«:oaTertê d-es satel- lite df; Mars, a fait, du 28 mai au 2ô juin 18*». une nourelle série d'obser- vations fif: rjf^ ^alellit^. Elles confirment les '»ri>ite5. %i a 9:iâ^jii. en pliiaieurs nuits, d»: reo'mnaftre les «rariaux d«^ui^le:^. m^î^ iaM y réunir. L image de la planète était diffuse et onduleuse. On sait que lâ [ilanête est resrlée très bas?*^:. ÎJb ;.'rand é'jnatorial d»; 1 Oh?ïervatoir»: naval d»: Wa^rhington mesure, o>mme on le «ail, 26 ^ywrj:^ anglais ou 0".66 d'ouverture. O'XV: \it:rihui\cjt d'invisibilité dan- ce cigantesque instrument est bien curieuse. CXXXIX. 18%. — Keelkis. Taches blanches sur le terminateur de Murs. lin a.spect analogue; à f-elui que Ion observe au bord de la Lune, le long du tenriinateur de l'hémisphère éclairé par le Soleil, lorsque les sommets de.s montagnes lunaires et des cirques se montrent en dehors de la région r'ornplétement éclairée, a été observé sur Mars à l'aide du grand équatorial de .'50 [K)uces de l'Observatoire Lick, j>endant les soirées des 5 et 6 juillet. Une esquisse par M. J.-Vj. Keeler, le 5 juillet, à 10**, montre une tache blanche elliptique fort étroite mesurant de T J- â2''de longueur, se projetant au Nord en formant un petit angle avec la ligne du terminateur. La soirée était très belle et latmospliere excellente. A 10*'3(r, cette petite tache blanche était enfré'î dans le disque et restait visible sur un fond plus sombre. Le lende- main (» juillet, le même asf»ect a été observé avec le plus grand soin. On put snivnî une tache blanche analogue pendant plus d'une heure; on en observa même rienx qui se réunirent. De ces deux taches, l'inférieure était située à l'exirémité ri'nne longue bande brillante de la surface de la planète allongée au nord rie Deuleronilus. I/inlerprctation la plus simple de ce phénomène *îst nalurelleinent de considénîr cette bande comme élevée au-dessus de la surface générale de la planète. A 10''2rji™. l'aspect était le même que celui de la v(âlle et avait certainement la même cause. Les observateurs ont fait plusieurs esquisses. Les principaux canaux de M. Schiaparelli ont été vus sous forme de bandes larges et diffuses assez faibles, (îxcepté le Gchon qui était très fort. On les a vus doubles (Astrono- mical Society of the Pacific^ t. Il, p. 290. — L' Astronomie ^ 1890, p. 465.) L<ï» deux satellites de Mars ont été ax)erçus par un visiteur, une dame, qui ignorait leur existence. La planète était an centre du champ et n'était pas inustiuée par une harre. mo i:. laAMMAlUON. — OBSERVAI IONS lï T CKOyUlS. *67 IILX. 1890. — 11. Kl\«mabios. Observaliom et croquis. - La plaiièli- iM restée 1res basse pour nos latitudes et les obHervaliuiis ont été des plus difficiles. D'autre part, les belles nuits ont été très rares pendant l'âtéde 1890: presque sans an-él. le ciel est resté pluvieux nu couvert. La pé- riode de IVipposiliou, (jui eilt pu i^tre très favorable à cause de la pruximité (le la planète, a été en partie perdue. I/illuatre et laborieux M. lluggins, ipii avait bien voulu nous promettre de faire cette année une nouvelle étude spectrale de Mars, nous écrivait de Londres que la faible hauteur de l'astre, Juiote aux mauvaises conditious almoEpbériques, avait rendu impossible la réalisation de ce désir. Parmi les observations que nous avons pu faire à notre Observatoire de Juvisy, nous signalerons seulement celles des 27, 30 et 31 juillet, que nous ufTrons à nos lecteurs comme moins mauvaises que les autres. C'est déjà loin de l'opposition, qui a eu lieu le 27 mai, et la phase <*tait 1res marquée. La dislauce de la TL^rn; était de 0,li66, on de 98 millions de kilimiclres. i<;8 LA PLANÈTE MARS. Les observations ont été faites à Faide de Téquatorial de O". 24, muni de grossissements de 140, 220 et 300, vers l'heure du passage au méridien et généralement avant la nuit tombée. Voici un extrait relatif aux dessins reproduits ici [fig. 238 1 : 27 juillet, 7»»û, oc. l iO (//(/. A). — Ciel parfaitement pur; vue assez bonne. Pleine lumière solaire (coucher du Soleil à 7^44"»). Le continent a est très jaune. Le pôle inférieur (boréal) est très blanc. Le pôle supérieur est blanchâtre en d et en e. La mer du Sablier, qui était bien visible au méridien central du disque, à 5** 20"*, et assez avancée vers l'Ouest dans un dessin pris à G*>, approche du bord occidental. Elle est plus foncée dans sa région moyenne, en face du point marque c. Il on était déjà de même à 6*'0°'. Diamètre : 14*, 4. — I*assage an méridien à 7*» 33"». 30 juillet, 0»»45'n, oc. 140 (fig, h). — Ciel parfaitement pur. Journée chaude, soleil ardent. Atmosphère calme. On aperçoit les deux pôles. L'inférieur est mieux marqué et plus blanc. La pointe de la mer du Sablier est dirigée vers la droite ou vers l'est de la ca.otte polaire. Elle est plus foncée vers son rivage oriental. En a, cap certain. Même jour, 7^20"', oc. 21o (fîg, C). — Mars au méridien. Le pôle inférieur est très blanc. La mer du Sablier a dépassé le méridien central. Elle est plus foncée dans sa région centrale. Le détroit Herschel II se détache du fond et se montre plus foncé au point marqué. On devine une mer au-dessus du pôle inférieur. La pointe de la mer du Sablier se dirige vers Test de la calotte polaire. Mémo jour, à 8^45»". De nuit (coucher du Soleil à 7^40"). Observé sans illu- mination de champ. Honne image, (yc. 300 {/ig. D). — Le pôle inférieur est bien marqué. Détroit d'IIerschel II assez bien détaché. En a, cap; en 5, golfe; 6 est la baie du Méridien : on la devine et, au-dessous, on aperçoit une traînée grise. La mer du Sablier est très foncée sur la région indiquée. Le continent est d'un beau jaune de blé mûr. Le tour du disque, à gauche ou à l'occident, est très clair et presque blanc. Diamètre : 14", 1. — Passage au méridien à 7^25"». 31 juillet, 7»»20™, oc. 300 {fig. E). — Journée magnifique, ardent soleil, mais atmosphère calme et ciol très pur. La mer du Sablier passe au méridien central de Thémisphèro martien tourné vers nous. Toute sa région orientale est sombre, presque noire. Sa pointe inférieure se dirige non vers la calotte polaire, mais sensiblement vers sa droite. On distingue assez bien son prolongement (passe de Nasmyth), ainsi que la mer polaire boréale au-dessus du pôle. Le cap polaire est bien blanc, mais ne dépasse pas le disque par irradiation. En haut, la région est blanchâtre et vague. Au-dessus de la mer Flammarion, la région b se montre très pâle (île Dreycr). La terre de Lockyer c est pale, au-dessous du pôle austral. Môme jour, à 8*^45'", oc. 300 (fig» F).— L'image est plus onduleuse qu'au coucher du Soleil. (Le meilleur moment pour dessiner Mars est certainement la demi- heure qui précède le coucher du Soleil). On distingue fort bien le détroit 1890 C. FLAMMARION. -^ OBSERVATIONS ET CROQUIS. 469 d'ïlerschel et la baie du Méridien. Eu a, ic cap Banks est de tomps en temps trc^'S e'vident. La raer du Sablier est sombre. Au-dessus de la calotte polaire, mer grise. Bonne image. L'oculairo 400 ne montre ni mieux ni autre chose. Diamètre: 14',0. — Passage au mf'Tidien fi7*'2-2'". • Ces observations ne nous apprennent pas grand'chose de nouveau, si ce n'est peut-ôtre qu'il faisait fort beau sur Mars, que les nuages y étaient rares, et sans aller trop loin peut-être, que le vent n'était pas très fort à la surface de la mer du Sablier pendant les observations. En effet, cette mer a constamment paru très sombre. Il n*est pas douteux que l'agitation de la surface d'une mer par le vent n'ait pour effet de rendre cette surface moins unie, moins absorbante pour los rayons solaires, et de la décomposer en millions de petites facettes réfléchissant la lumière incidente et par consé- quent donnant à cette surface, vue d'en haut, un ton plus clair que lorsqu'elle est calme et unie. Nous pourrions donc apprécier d'ici l'état de la mer, calme ou agitée, à la surface de la planète Mars. Mais il y a d'autres causes de variations de tons. Le pôle inférieur ou boréal s'est montré couvert de neiges. Cependant il n'est arrivé à son solstice d'hiver que le 26 novembre. Il est vrai que cet hémisphère boréal de Mars était entré dans son équinoxe d'automne depuis le 3 juillet ; sa saison d'été était donc passée, et sa saison d'hiver commencée. Nous avons estimé le diamètre de la calotte polaire boréale à iV du diamètre du disque, ce qui correspondrait à 480 kilomètres, et sans doute plutôt à 240, en admettant que l'effet dû à l'irradiation augmente de moitié ce diamètre. Nous avons souvent trouvé ces neiges beaucoup plus brillantes etplus éten- dues, notamment au mois de juin 1873 où, dans une lunette de 108'"'", elles semblaient sortir du disque par irradiation. Continuées au mois d'août, les observations montrèrent que la neige du pôle inférieur s'accrut lentement, de semaine en semaine. Celle du pôle supérieur resta à peine perceptible. La latitude du centre du disque étant de 4- 6^, il était naturel que l'on vît mieux le pôle boréal que le pôle austral ; mais, comme cette latitude diminuait et que la planète se présentait de plus en plus de face, on aurait dû voir de moins en moins la neige du pôle nord. Elle devint au contraire plus apparente. Donc elle augmentait. A la fin de septembre et en octobre, on distingua la neige australe, qui mesurait de 25° à 30^. Elle diminua ensuite visiblement. Dans une obser- vation que j'ai pu faire à l'Observatoire de Nice, le 13 décembre, elle mesurait environ 10°, et elle se réduisit encore davantage ensuite. 470 LA PLANÈTE MAKS. CXLI. 1890. — Teiiby. Études nouvelles. Observations de MM. Schiaparelli et Stanley Williams. » L'apparence de canaux simples ou géminés à la surface de Mars, signalée pour la première fois par M. Schiaparelli, écrit M. Terby i ' , a-t-elle été vérifiée réellement par d'autres observateurs ? Malgré les résultats positifs obtenus pen- dant Topposition de 1888, certains doutes semblaient encore rester dans l'esprit de quelques astronomes. On invoquait surtout les résultats en partie négatifs de l'Observatoire Lick; on oubliait que MM. Ilolden et Keeler avaient, en réalité, observé quelques canaux, en commençant leurs investigations seulement trois mois après l'opposition, à une époque où la planète, trop éloignée, est déjà aban- donnée par les aréograplies. On attendait donc avec impatience les premières nouvelles de l'opposition de 1890. Tîn astronome anglais bien connu. M. Stanley Williams, est en voie do rendre pleine justice h M. Schiaparelli. Mars s'est présenté, cette année, dans des conditions déplorables : sa décli- naison australe de 2> ne lui permet de s'élever que de IG* environ au-dessus de notre horizon, à son passage au méridien ; aussi les ondulations continuelles de l'image ne m'ont-elles permis, jusqu'au 23 juin, que de distinguer nettement les grandes lignes de la configuration, sans aucun détail délicat; malgré des tenta- tives répétées, poursuivies chaque fois pendant une heure ou deux au moins, je dois dire, avec le plus vif regret, que mes résultats ont été. d'une nullité abso< lue jusqu'à cette date. Le 23 juin, pour la première fois, de 9*» à 10^, j'ai pu utiliser avec quelque avantage l'oculaire 450 de mon 8 pouces : j'ai vu alors, avec une grande netteté, et pour la première fois aussi, la baie que M. Schiaparelli figure sur la côte de la Grande Syrte, et d'où partent les deux canaux Astusapes et Astaboras ; par mo- ments, et avec une grande certitude, je voyais la Syrte se bifurquer en ce point : d'un côté, elle se continuait par la Nilosyrtc, très visible, et de l'autre par le canal Astusapes, qui partait de la baie en question et circonscrivait l'île Meroe. Le Protonilus avec le lac Ismenius et le Callirrhoe étaient encore plus visibles. Le 24 juin, de iO^ à 10^30'", l'image fut assez bonne pour supporter les ocu- laires 250, 280 et 450 ; je revis les mêmes détails que la veille ; de plus, par mo- ments seulement, mais avec une certitude complète, je vis le canal Astaboras se rendant en ligne droite de la baie dont j'ai parlé au lac Ismenius ; J'observais ce canal pour la première fois. Le Népenthès était extrêmement visible en cette occasion, et je crois même avoir vu à son origine le lac Mœris. Le 25 juin, de 9*» à 10*», l'image était de médiocre qualité ; une agitation conti- nuelle rendit presque invisibles les canaux Astusapes et Astaboras, ce dernier surtout, mais sans effacer la baie où ces deux lignes prennent naissance ; par (*; Académie de Bolgique. — L' Astronomie, novembre 1N9(I. ma TEBBY. ~ fiTUDES NOUVEI.LRS. contre, je vis assez bien la Boréosyrle, parfaltemeni, la Nilosyrtc et le Nr'peulhi^s : égaleinent !o Protonilus et le Un Ismeiiius ; le Callirrhoe dtait plus difUcile. I/aocord avec la carte était ramarquablo. L'oculaire 2r.O seul donnait la netteté voulue, mai» il était insuffisant comme force; 280, 420, M>0 et 560 manquaient de Detteté, tout en rendant pourtant quelques Bervices. Lu région blanche Hellas, bien limitée, brillait au bord supérieur, et au bord septentrional, sous lo Cal- lirrhoe, régnait également une vive blancheur. Telles sont les seules observations utiles que j'aie pu taire. Circonstance à noter; ta vue de l'observateur semble avoir une influence énorme dans ces recherches dôlicates. Il est certain qu'uoe condition essentielle de visibilité des canaux est une netteté irréprochable du contour des tache»! : u'oublions point que, dans ces circonstances de visibilité, l'image a été compan-e à une yTarui-e ettr acier. La s^ue de tous les observateurs ne semble point se pri''ter & des résultats aussi parFaits, et les premiers dessins de Milan ont même ïoulevé des objections à cause de leur netteté extraordinaire. M. Stanley Williams a publié récemment ses observations sur Jupiter pour 1887 et, au lieu d'olTrir l'aspect nuageux H vngiie que l'on rencontre si souvent dans les dessins de cette planète, les figures de l'astronome anglais semblent quelque peu étranges, uniquement à cause de la précision inusitée des contours ('i l'ar une lieureuse coïncidence, ayant observé Jupiter indépendamment [i la même époque, j'ai pu identifier presque tous ces détails. Or. il se fait que M. Ptanicy Williams vient d'obtenir k' plus magnifique .succi!". eu étudiant Mars cette année; il observe au sud de l'Angleterre, avec un téles- cope & miroir de U pouces ^, Je Calver, et des grossissements de 320 et de 430 fois. A la date du 31 mai, il avait été favorisé déjà au point de pouvoir iden- tifier trente-tTois canaux : Cyclops, Eunostos, Ilyblseus. Ilades, Stys, Cerberus, TanaTs, Laistrygon, Alcyonius, Ceraunius. Gigas, Chrysorrhoas, Ganges, Nilo- keraa, Jamuna, Nilus, Indus, Protonilus, Iliddekel, Deuteronilus, Gehon. Léthes. .îithiops, Titan, Erebus, Sirenius. Orcus, Pyrîphlegeton, Buphrates, Népenthès. rhison, Asclepius, Triton. Il avait remarqué la gémination do cinq canaux iNilokeras. Cerberus, Erebus ou Hades, Titan, Euphrates) et soupçonné celle du Pliison. Enfin l'astronome anglais parla aussi de la Libye . il l'observa les 18. 2ll, 2! et 21 mai, aussi le 24 juin ; cette région offrait un éclat très faible le 21 mai ; mais, le 24, elle était plus brillante ; toutefois elle paraissait obscure eu comparaison de risidis Regio, plus blanche et plus éclatante. J'ai remarqué moi-même cette teinte grisâtre de la Libye les 23, 24 et 25 juin, à l'occasion des observations du Népcnthôs, citées plus haut. M. Williams signale que les canaux les plus délicats devenaient visible*' seulement à leur passage par le centre du disque ; rarement donc on on voyait plusieurs Si la foi;> ; leur observation était généralemi^nt d'une grande difUculti' (•) Voy. i:.UIi-or: . oclobrc ISSa. |.. Sfil !i3TI. 413 LA PLANÈTE MARS. .l'ai joint h cette note les cinq beaux dessins inédits de l'observateur anglais (pg. 239 h 2^3): ils» Tont apprécier, mieux que toute description, les n'siiltnts extraordioaires, pour cette période défavorable, t[ue cet astronome a eu le bonheur d'obtenir. M. Stanley Williams a réussi ù distinguer, de plus, dix autres lignes : Boreas, Agathoiiaernon (en partie). Fortuna", Nectar. Eumeoides, Oxus, Hydaspes, Thoth. Callirrboe, Asiusapes ; ce qui porte A quarante-trois le nombre des canaux vérl- FlR. Î(J. Fie. 2 fiés par lui. M. Williams a. vu distinctement la gémination dti Gigas le y juin. Le 3i mai. h H^Tt", pendant quelques moments d'une grande netteté, il a vu le ri b,Proponlis;c,TplïiiimCharonllB; d, lacho grUe Irèis tall.lp; cTllnn^ f, ErHiu» ou HadBB; a, Bnremifh, SlrsDlus; i, blaacbeur ovale; l. Tiglon plus Ijrillaiile. l'I b. TriviumCharonlls; g. Lœïlrjgon ; fi, Cyelop»; i. Corberui: li, Hadas! I. Blyx; in.Euno»- tos; p, .eihlops ; r. El;s(um 1 «. Hyblœus; (, Propontis. CI /i. Nilosyrtle;i, Protonilna;li, Hlddokel;», Libjn; f. Eiiphrates; p, IsmanlunlMufi; m. petite iBPha griBdtre. l't h. TrUon; 1, Libya; fi. Ieldl« Regïo; ES NOUVELLES. iTi Corlifro ri I lOri^bi' traversant lo. disque sur le prolongement rnn île l'autre. i>t formant romme un seul canal qui (liait distincte ment double ; les deux traita for- mant le premier étaient plus larges et plus noirs que ceux qui constituaient l'Erôbe et donnaient lieu à un élargissement du canal, à partir du point ofi commençait le Cerbère. La tache polaire septentrionale est restée très petite jusqu'au commencement de juin : vers le milieu de ce mois, elle fut ou complètement in\isiLlo ou reprë- sentépparune faible trace. Vers la fin de juin, elle s'accrut beaucoup, subitement, et devint plus brillante. Ainsi, les î\ et 20 juin.(!i''3ll'»l, on la voyait à peine ; le Î7, au contraire, it 10 heures, elle apparaissait comme le montre la fig. 213. Le même dessin montre un point trt's noir, dans la NiloajTte; malheureuse- ment, l'image s^ troublant un peu, M. Williams n'a pu étudier ce détail avec tout le soin nécessaire, .le me demande si cette tache n'était pas due & la présence du lac Mœris. M. Schiaparelli ayant bien voulu, comme M. Williams, m'autoriser it faire connaître des nouvelles absolument inédites jusqu'ici, je terminerai cette com- munication en donnant quelques extraits des lettres qu'il a ^ien voulu m'a- dresser; celles-ci étaient accompagnées des trois superbes dessins ci-dessous (/îg.SU à 24li|. C'est depuisie 16 mai seulement que M. Schiaparelli a pu faire des observations utiles : n Tout ce que j'ai vu jusqu'à présent, écrivait-il à la date du 13 juin, est résumé presque entièrement dans les dessins que je vous envoie. A l'égard du troisième (IG mai) \fîg. 541]. je dois observer que les canaux situés en bas, l'rotonilus et Deuleronilus, Callirrhoe, Boreosyrtis, Astusapes. Pyramus, et les lacs Israenius et Arethusa, avec le fragment d'Euphi'ates qui les réunit, étaient très visibles, surtout le Callirrhoe et le Protonilus. ( Le Callirrhoe a été vu aussi & Florence par M, Glovannozzi avec un 1 pouces do Fraunhofer Ivoy. p. 479), L'étranglement du Protonilus c'tait marqué avec beaucoup d'évidence.Pourcoqul concerne les canaux près du limbe droit, Iliddekel, Gehon, Oxus..,, ils étaient fort déliés, et l'on ne pouvait jufcer ni de leur forme, ni de leur couleur. Au contraire, Euphrates, PhiSon, Typhon et Oroates avaient disparu comme canaux, . et il ne restait ft leur place que des bandes d'un rouge un peu plus foncé que le champ environnant, bandes qui ne paraissaient pas bien terminées, et dont il n'était possible do constater que l'existence et la couleur. Il n'était pas même possible d'estimer leur largeur, <|ui, du reste, devait être considérable, puis- qu'olle rendait visibles ces bandes malgré le peu de contraste dans la couleur. Le même jour, la terre de Deucalion était fort belle, et, ce qui est remarquable, beaucoup plus large it l'extrémité gauche qu'il, la racine ; chose que je vois pour la première fois. Tout était confus de l'autre côté, Hellas, Ausonia, Libya, etc.,. Mais Japygia était assez évidente. . Les 4 et (i juin, j'ai pu examiner avec une certaine netteté toute la trrandc TL-giou comprise entru Iris et Titan (uiériiiiens llll^-ITO"!. !;i Marc Sirenum et n-i LA PLANÈTE MARS. l'Envotas (parallèles .10" sud et ôO" Dord) : elle est de nouveau à pou près vide d'objeta remarquablee, couidig on 1877, 1879 ; des canaux il ne subsiste que des traces douteuses vers les bords de la ré^on; le reste est une bigarrure de roujre et de jaune de différentes intensités, éventuellement avec un peu de blanc par-ci, par-là, sans délimitation eiacte ; c'est la région la plus difficile et la moins inté- ressante de toute la planète. l/Araxea et le Phasis existent, bien que fort difiî - ciles à voir ; l'Iris peut \ peine f'-tre conjecturé ; le double Ceraunius est assez oM. Scliinpariau . IB m visible & cause de sa grandeur, mais sa teinte est d'un rougeiUre à peine marqué. Les deux Nilus ne sont pas bien sûrs. Seulement, en bas du disque, on voit rtiurotas, qui forme une gr-mination imparfaite, et l'ilébrus qui, double en 1888. est maintenant simple. " La soirée du 9 Juin a donup des résultats plus nouveaux, qui sont représentés li'une manière assez satisfaisante par l'autre dessin {fig. ^\7i). Vous verrez la grande gi'-mination du Cbrysorrhoas et du Nilokeras, cette dernière plus foncée et plus (•vidente, bien que l'autre soit très visible aussi ; les deux lignes ne sont pas bien définies, mais plutôt estompées, soit du côté intérieur, soit du côté exté- rieur. La tuer Acidalium ne présente rien de nouveau, mais II faut remarquer l'absence totale du lacus Hyperboreus : les régions IJaltia et Nerigos sont mal dylinies et d'apparence nébuleuse. Pas d'Hydaspi-s, Jamuna comme un fil délié ; Ganges et llydraotes plus larges ; je no puis les dédoubler, mais leur aspect est résoluble. K» baul. Argyre très brillante. Mais c'est Thaumasia et le Lacus Solis ma TRnBV, - ftTUIïKS NOUVELLBS. r.h r[ui ofT^ont le pluR d'inlérêt. Lo lac du Soleil, celte tache si bollc, si uoirc et si régulière, n'a pu se soustraire au principe de la gémination qui tyrannise toute lu planète ; il est coupé en travers par une bande jaune qui le diiise en deux partien d'extensioii inégale. Lo lac Titbonius est aussi partagé en deux noyaux d'ombre très forte, auxquels aboutissent les deux lignes qui composent In double Clirysorrhoas, Les anciens émissaireit du lac du Soleil ont dispatv : ■^i^uloiuentj'ai cru obsnrver une faible trace de TRosphoros; mais quatre émissaire" tout A fait nouveaux se sont ouverts, dont le plus à gauche passe sur l'Aurea Cherso. Cette presqu'île, autrefois si belle, est à peu près abolie, ou du moins transformée. La région Ttaaumasia est d'un jaune sombre qui contraste beaucoup avec la surface brillante des environs, surtout du limbe supérieur d'Opliir, qui est tout b. fait blanc... Voyez sur ce dessin le canal marqué 1 .- le 1 juin, il iHait beaucoup plus fort que le C ; le même jour, i Juin, il n'y avait pas de trace vi- sible des canaux marqués 2 et 3: quarante-huit heures après, ils étaient delà plus srande évidence. i nanti unft autre lettre datée du ?1 jiii ilihiii ajoitle : I, h- Directour de rOlisen-nloli-e de ■ M. Stanley Williams avait bien raison en voyant Tlluphratos doublé; il lest eiïeciivcment (voir fîg. 346), et mieux qu'en 1R88; les deux bandes sont parfaites et la couleur est de ce rouge caractL^ristique que j'ai déjA plusieurs fois signalé <76 I.A PLANÈTE MARS. dans do semblables formations; seulement die n'est pas très intense. Avec lui ot dans lo même stylo, sont doublés Phîson, Orontes, l'rotonilus et Boreosyrtis : pcut- ^tre AstusapeSj Astaboras, Oxus, Deuleronilus. Mais il y a quatre ^éminations composées de lignes fortes, et je suis persuadé qu'on les verra ailleurs, si l'on y apporte une attention suffisante : l'une est le Népentli(''s, qui est tout à fait Cfimmo on 1888; seulement lo lac Mœris est beaucoup plus large et plus visible qu'alors. Deux autres géminations ont Tendu presque méconnaissable le Sinus S M.SrhinparellilîOiilin). depuis Hammonis Cornu jusqu'à la doublu baie de Dawes. Enfin, la quatrième gémination est dans l'isthme de la Deucalionis Regio (qui cette année se présente plus brillante et mieux terminée qu'autrefois). Les lignes de ces quatre gémina- tions sont peut-être de la même couleur que les autres, mais cette couleur est si for.te qu'on la dirait presque noire. C'est comme l'encre de Chine qu'on peut char- ger au point de la rendre noire, n .\insi s'exprime M. Scliiapavclli. Les deux f;ûls lew plus surprenants que renferme sa communication son! évidemment le dédoublement du lac du Soleil et celui du détroit d'Herschel If, qui se montre composé de deux bandes rectilignes, larges, parallèles, mais très rapprochées, très diffici- lement séparables, (Nous avons déjà vu un aspect analogue, cartes des p. 355 et 301.) Les lacs Ismenius et Tiihonius sont également dédoublés. Il semble donc que nulle formation à la surface de celte planète ne soil sous- traite à ce curieux phénomène de la gémination 1 J. IJUILLAUME. - OBSIUlVAnONS. 477 CXLU. 1800. — J.UuiLLALME, UiovANxozii, WisLiGEMis. OOstrcalîons cl desslnt. M. G iiillHumc, observaleui' tiPéronnas, anuoocci') i{u'il estparveuuûiLis- '"■^- rih-, '^17. - Utwsins i|..' \r.iL- LU is-Mi [u. M. J. Guillaume, a P«ronna=. liiigiier un cerUiiii uoiuLi-e de ciiiiaiix ul méiuc il eiiclèilouhlerqueliiiies-mis, l'i Bulloliii lie r.Uiiannie de Uel/i'inr. IS'jO. - l.'.Ulroitomie, mui 18U1. i78 LA PLANÈTE MAKS. ;i l'aide d'un excellent télescope réflecteur de With de 21()°"" de diamètre et \'".dô de foyer, aitné en général de grossissements de 195. 11 les vuii d'un rose-brique, 11 a observé souvent des variations de teintes sur certaines mers et les attribua à la présence de nuages dans l'atmosphère de Mars. Comme témoignage en faveur de cette explication, l'observateur signale son dessin du 1!) mai, à 10''5'"; comparé à celui dn 23 mai, à 11'' ; « Il est évident. reniarquc-t-il, que le 19 l'atmosphère était moins pure sur cette région que le 23 «. Nous reproduisons [/ig. 2i71 une partie des dessins de M. Guillaume. Cet astronome ne parle pas de la séparation si curieuse du lac du Soleil observée à Milan [voy. p. 475', ni de celle du lac Ismenius, ni de colle du déii-oit d'Herschel. M. (îiovannozii, directeur de l'Observatoire Ximénien à Florence, a observe l-lR. ■!■.«. -Mars, de son côté, à l'aide d'une lunette de 108™'", de Fraunhofor, munie de grossissements de 105 et même 240. Nous reproduisons ici [/îy. 248) la petite carte que cet astronome a tracée sur l'ensemble de ses observations. Comme concordance avec les précédentes, remarquons l'écliiircissement observé au- dessus de la mer du Sablier et à droite et le prolongement inférieur de celte mer ( comparer le dessin publié plus haul.-p. 174). Comme discordances altri- buablcs à l'indécision des détails, remarquons doux dessins des 10 et 24 juin (^3. 249 et 250 ) , comparés à ceux de M, Guillaume. Le premier a été fait sensi- blement à la même heure que le sixième dessin de la page précédente, à li^dc Rome, ce qui correspond à 10''20'" de Paris, celui de Péronnas ayant été fait à 10''15'". Le point p indique la baie du Méridien et le point q labaieUurton : ces deux baies sont très courtes ici, et très allongées au contraire sur le dessin de M. Guillaume. Un ne peut pas attribuer cette diirérence à celle m GIOVANNOZZI, WISl-ICKNOS. — OBSBH VATlONî-. .i-!t de la vue ou do l'inslrument: puisqut; H. Giuvaaiiuzzi ;i aperçu Ji; lac du So- leil que M. Guillaume n'a pas vu. On remarque encore, au pyinl «, un aspccL sensiblemenl diffiirent de celui de l'autre dessin. La comparoiRon des deux dessins du 33 juiu n'usl pas moins inalruclivi-. Fig. Î4U, Fi^. 25». Ilossiii» lie Mhi Concluons, en résumé, que, lorsqu'on arrive aux détails légers et à peiiii' sensibles qui sont à la limite de la visibilité, nous devons attribuer les di- vergences inévitables !i la difflculté des observations et à l'obligation dans laquelle nous nous trouvons tous, en dessinant une planète, de marquerpar un trait de crayon ce que nous n'avons observé que par instants et sous des aspects plus ou moins vagues et indécis. La Photograpbie nous sauvera peut-ôtre un jour de ces incertitudes. Mais quand ï Malfjré la latitude australe assex forte de la planète, M. Wisliœnus, ;(stri>- UOHie à i^trasboUrg, est parvenu i\ quelques résultat;^ intéressants (' . I,e temps n'a pas été très favorable, et l'instrumenl a été souvent employé à d'au- tres recherches; de sorte que l'auteur n'a pu faire que vingt observations, du 12 avril au 1" août. Au maximum, la planète ne s'est élevée qu'à moins do '20' au-dessus do l'horizon. Les premiers essais ont été faits li l'aide du réfrac- teur de 18 pouces ; mais, à cause de la faible hauteur de Tastre et de l'ondu ■ lalion des images, il n'y avait aucun avantage à employer de forts grossis- sements, et l'observateur s'est servi de préférence d'une lunette de 6 pouces seulement, armée de gi'ossissement de iB'2. II a été possible de prendre 21 dessins, de mesurer en seize jours différents l'angle de position de l'axe de rotation, et, pendant six autres jours, de prendre les mesures des taches. L'équateur de Mars était alors si peu incliné sur noire rayon visuel que l;i tache neigeuse du pôle nord était A peine visible. Mais i-ellc qui environne . .\ach., •aïKji, L'.Utronoiiiie, juUIct 1 480 LA PLANÈTE MARS. le pôle sud a été visible cinq fois et Tobservateur put essayer de prendre l'angle de position du point central de la tache. Sur ces cinq jours, la tache boréale a été en même temps visible trois fois, de sorte que Ton pouvait voir la position des deux pôles. La tache neigeuse boréale était petite et assez nettement définie, tandis que les aspects polaires sud ressemblaient davan- tage à des champs de neige largement étendus, ce qui rendait difficile la détermination du point central. Liiutcur donne, dans une Table, la position du point central des taches polaires nord et sud et Tangle de position de Taxe de la planète, du 12 avril au 13 juillet. Par la formule de réduction de ces données, il trouve : Angle de position de l'axe do Mars 28* ,09 Distance polaire de la neige boréale 7 ,19 Longitude de la tache polaire boréale 109 ,85 L'auteur n'a pu mesurer des taches de sa première carie ^p. 430) que celle qui porte le n'* 1 (la mer du Sablier) ; mais, en outre, il a pu prendre les po- sitions de 13 autres points indiqués sur cette carte (n*» 8 à n^ 20), et les me- surer micromélriquement. C'est une nouvelle triangulation. Voici les points mesurés : 1 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20- Ces positions nous paraissent toutes un peu trop à droite. Le méridien O** est à peu près au point 11 de celte carte (/ig. 251). Le point 1 (mer du Sablier) levrait être à 283", le point 18 (lac du Soleil) à 89% le point 14 (lacXiliacus^ à 33% le point 13 (golfe des Perles) à 18% Les différences varient de -f- 5^ à-r 12^ Les configurations correspondent, dans leur ensemble, à celles des cartes de Schiaparelli. Quelques points peuvenl être remarqués. Le 3 mai, le lac Tithonius paraissait rattaché au lac du Soleil, mais, le D juin, il n'en était Longitude. LiitilUdC. 295" ,82 •^ 15- ,07 300 ,63 — 16 ,85 321 ,G5 — 29 ,55 323 ,91 - 8 ,12 8 ,52 -=- 7 ,09 11 ,74 24 ,11 28 ,71 -1- 7 ,28 45 ,77 -i- 19 ,32 48 ,05 -i- 36 ,89 02 ,34 — 14 ,40 06 ,46 - 7 ,12 9i ,02 - 23 ,70 96 ,91 - 2 ,61 123 ,28 — 9 ,13 ( (890 GIOVANNOZZI. WISLrCENUS, (iUBKN. plus ainsi. On ;i rumarqué, le 3 mai, mie lâche blaiiclic trtjs Ijriiliiiite i-ur [<■ terminaleui-, à l'angle de pitsilion 112°, 55 (à 11"!!'"!, Quant auï canaux, si nombreux dans l'hémisphère nord, les câijuisses exécutées les 27 et 28 avril, 3 et 29 mai, 2, 3, 9, 16 et 29 juin, ainsi que le 13 juillet, en laisecut voir des traces plus ou moins marquées. Mais l'i^lnt de l'atmosphère n'a jamais permis da distinguer les dCtails, et surtout de cher- cher à reconnaître tes dédoublements. La question des dessins de Mars a fail l'objet d'une discussion importante ^^ B^""^" m[É ' vl Un M- ^MIWfcjijKfTI ;. 1 Ll ^'^p y_^m^s^A^- {-W- ' f kl*^ ^i' l • # i^ i .."fff ' m 1 1 •Hl"ii -i., ■ à la Ui-iiiah Aulnmoinical Association, séance du 31 déremJjre 1890, lors d'uiiu conférence de M. fireen, relative à ces représentations si varices- Celte conrérence a été illustrée de projections dont nous reproduisons ici les six principales (/ïj,'352) et qui résument l'esprit de cette commuuicalion. Vaut M. Green, M. Sehiapardli n'est pas un dessîuatour par faite me ut sur, et l'on ne doit accorder qu'une conlîaiico limitée i ses représentations de la planète Mars. L'auteur rappelle qu'il est depuis son eufance accoutumé i, la peinture et au dessin, et qu'on ne peut pas s'empêcher de rejuarquer que les dessins de l'astronome de Milan dlS'èrent beaucoup, même pour l'aspect général de la pla- nète, des dessins de tous les autres obsei-vateut-s. C'est la remarque que M. W.-H. Pickering avait déjà faite {Siderenl Mes- &enfjer, 6 octobre 18!K)). en déclarant que la carte de Green est celle qui repré- sente la planète sous son aspect général le plus conforme aux observations. « Les contours généraux dessinés par M. Schiaparelli dans ses cartes, dit l-'i.AiiUAn- Pour la paral- laxe 8*^,82, ce diamètre ^rr 0, 530, celui de la Terre étant 1 . Le v(dume qui en résulte est 0,149 du globe terrestre. 29. La masse est fixée à ^nnrrsoo *^^ ^^^^^ ^^^ Soleil ou à 0, 105 de celle de la Terre. 30. La densité (jui en résulte est 0,705, c.elle de la Terre étant 1, et la pe- santeur à la surface est 0,376. Un kilogramme terrestre transporté sur Mars n'y pèserait (juc 37C grammes. Tout y est plus léger qu'ici. 31. La gé()grai>bie de Mars, ou Taréograpbie, s'est complétée par des dé- couvertes inattendues. Aux continents, ;iux mers, aux îles, aux lacs, aux golfes, aux neiges polaires, aux neiges intermittentes, l'ob.servation télesco- pique a ajcmté un rése.-ui de tracés rectilignes allant d'une mer à Tautre et auxquels on a donné le nom de canaux. 32. La nature de ces lignes n'est pas encore déterminée» parl'observrdion. Cependant, leur emplacement, correspondant avec celui de fleuves arrivant à des emboucbures eonnues, leur jonction avec les mers, leur couleur, leurs variations de largeur et parfois même do cours, tout conduit à penser qu'elles sont dues à un élément mobile, analogue à Teau. Sont-ce vraiment des ca- naux? Est-ce la même eau qu'ici? Ne s'y ajoute-t-il pas des formations mé- téoriques aqueuses ou de la végétation? (^cst ce que les observations futures décideront sans doute. -m LA PLANfiTE MA US. 33. En certaines circonstances, vers les rquinoxos de printemps et d'au- tomne, ces canaux sont vus doubles. Le phénomène est peut-être causé pnr une réfraction atmosphérique, comme il arrive dans notre atmosphère par les cristaux de glace qui produisent les halos et parhélies et rappelant la double réfraction du spath d'Islande. Cependant la substance qui forme les mers, lacs et canaux paraît douée de la propriété de se séparer parfois en deux parties à peu près égales. Nous ne connaissons rien d'analogue sur la Terre. 34. Dos variations incessanies sont observées dans les mers, lacs et canaux, comme étendue, comme couleur et même comme positions pour ces «i ^ 7tDk*irib P^ H --^Istice d'Hiver boréftl . 71 Juin 1^ — Solstice d'Eté boréAl. ?fi7«. yttmflUejÙJ qui- rJi en èté^ nous 2t Sept*mo.' 'ÇtMtttnhuKT. SÔisticëd^ austral VaÙMdet'etié, *0? Equmoxe d« Printemps austr^.l .Uiiiett Hu fMi'nterr^Xi-.ii.t'iui, rt de l'Automutc. U.noiti. Fig. 253. - î/orbite de Murs autour du Soleil et ses relations avec lorbile terrestre. se trouve à la longitude héliocentrique 333*^49', à laquelle la Terre passe cUe-nième le 27 août. Le solstice d'été de rhémisphère austral n'est pas fort éloigné de là et se trouve à la longitude 356*48'. La ligne des apsides va donc de cette longitude à celle qui lui est diamétralement opposée. Le périhélie de la Terre est en p, l'aphélie en a. On voit par là que la planète Mars présente son pôle austral au Soleil non loin de l'époque du périhélie, le solstice d*été austral suivant le périhélie 494 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" janvier : chez nous, le solstice précède donc de dix jours le périhélie. Malgré cette différence entre les po- sitions 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 hé- misphère 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 Taiiation 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 davan- tage, 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-môme. 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 aphéliqucs, tandis que la pla- nète 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 héliocen trique, de 360* 360" 3b5,2b 680,^6 ' Par conséquent, la rencontre des deux planètes sur une même ligne droite menée du Soleil s'exprimera par , . / 1 1 \ . 686,98 X 365,26 . ^^^ n. • ^ • (310:26- 686:08 JJ"^'"' " 321,72 «'^^''^ = ^^^'^^ ^^^''' 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 compa- rant les dates suivantes des oppositions qui ont eu lieu depuis vingt ans : 1871 20 mars , i"tcrValics. jg^j 27 décembre ^ intcn-aiics. 1873 27 avril \ '^' ^^^^^ 1884 1" février. . . . ! ™ J^^^^^' 765 • 1875 20 juin j ^^'* '' 1886 6 mars... 1877 5 septembre. { ^^^ " 1888 II avril.. 1879 12 novembre. I ^^^ " 1890 27 mai . . 1881 27 décembre. » '"^' ' 1892 laoûli... 767 777 799 L'OUBITE DE MARS. 495 Voici toutes les dates des oppositions de Mars observées. Les plus avanta- geuses par la proximité de la planète sont celles qui arrivent en août et sep- tembre. Nous venons de voir que la longitude pcrihélique de Mars est celle où la Terre passe le 27 août. Los meilleures oppositions ont été : 1® celle du 27 août 1719 ; 2« celle du 1" septembre 1798 ; 3*» celle du 5 septembre 1877. OrrOSITIONS. l'nlNCIl'AUX OBSBUVATXUUb. 163G Observée par Fontann. 1638 i(l. ici. 1640 Observée par Zucclii. 1644-i5 Observée par Bartoli et Hcvélius. 1651 Avril et mai, par Uiccioli. 1653 Juillet, id. 1655 Août. ici. 1657 septembre, id. 1659 Novembre, par lluygens. 1662 Août, id. 1666 18 mars, par Gassini, Hooke, Serra. 1672 Août à octobre, par Huygens, Flamsteed. 1683 Avril et mai, par Huygens. 1694 Février, id. 1704 Octobre, par Maraldi. 1717 Juin, id. 1719 27 août, à 2*,5 seulement du périhélie, par Maraldi, Bianchini. 1764 Mai, par Messier. 1766 Juillet, id. 1777 Avril, par William Herschcl. 1779 Mai-juin, id. 1781 Septembre. id. 1783 1" Octobre, id. 1785 26 novembre, par Schrœtcr. 1788 7 janvier, id. 1792 16 mars, id. 1794 23 avril, id. 1796 15 juin, id. 1798 l'^»" septembre. id. 1800 y novembre. id. 1882 25 décembre, par Schrœter. 1805 28 janvier, par Flaugergues. 1807 4 mars, par Fritsch. 1809 8 avril, par Flaugergues. 1811 Juin, par Arago. 1813 31 juillet, par Arago, Flaugergues, 1821-22 par Kunowsky, Gruithuiseu. 1824 25 mars, par Harding. 1830 19 septembre, par Béer et Mâdler. 1832 20 novembre, id. 1835 2 janvier, id. 1837 6 février, par Béer et Madler, Galle. Bessel. 496 LA PLANÈTE MARS. OpposiTioNd. Principaux observateur». 1840 12 murs, par Béer et Mâdler, Galle, Bessel. 1841 17 avril, par Becr et Màdlcr. 1843 5 juin, par Jules Schmidt. 1845 17 août, par Mitchell, Arago, Main. 1847 30 octobre, par W. Grant, J. Schmidt. 1854 Mars, par Jacob. 1856 Avril, par Warren de la Bue, Brodie. 1858 15 mai : Secchi. 1860 17 juillet : Liais. 1862 5 octobre : Secchi, Lockyer, Phillips, Huggins. 1864 30 novembre : Kaiser, Dawes, Franzenau, Vogel. 1867 10 janvier : Terby, Williams, Huggins. 1869 13 février: Secchi. 1871 20 mars : Gledhill, Burton, Terby. 1873 27 avril : Grcsn, Trouvelot, Flammarion. 1875 20 juin : Terby, llolden. 1877 5 septembre : Schiaparelli, Green, Hall, Lohse, Cruls. 1879 12 novembre : Schiaparelli, Terby, Niesten, Burton. 1881 2G décembre : Schiaparelli, Terby, Bœddicker. 1884 31 janvier : Green, Trouvelot, Knobel, Denning. 1880 6 mars : Schiaparelli, Denning, Perrotin, Lohse. 1888 11 avril : Schiaparelli, Terby, Perrotin, Niesten, Holden, Flammarion. 1890 27 mai : les mêmes, Wislicenus, Pickering, Keeler, Stanley Williams. OPPOSITIONS PÉRIHÉLIQUES. 1672 — 1089 - 1704 — 1719 - 1734 — 1751 — 1706 - 1783— 1798— 1813 - 1830 - 1845 - 1800-62— 1877—1892. Les mieux observées ont été celles de 1719, 1783, 1798, 1830 et 1877. Les oppositions périhéliques arrivent tous les quinze à seize ans, comme on le voit : 15 ans 366 jours ou 15»°% 92. La distance moyenne entre Torbite de Mars et celle de la Terre est de 0,5237 x 149 millions de kilomètres, soit de 78 millions de kilomètres. Aux oppositicms périhéliques, la distance des deux astres peut descendre jusqu'à 56 millions. Au lieu de cette période comme cycle, il serait un peu plus précis encore de prendre 32 ans comme double cycle. En effet, la révolution synodique de Mars est de 779J,94. 15 fois ce nombre donnent : 779, 94 X 15- 11699 jours. Et d'autre part, 32 années terrestres donnent 365x32-^8= 11688 jours. La différence n'est donc que de il jours. D'autre part, 25 révolutions de Mars équivalent à 47 révolutions de la Terre : la période de 47 ans peut encore être substituée aux précédentes. L-OHBrTfc; DE MARS. i97 Vuici !os dislances minima pendant les oppositions du dernier cycle de iiuiuze ans, 1B77-I892. jOlîîOWt kilomètres. 24' ,8. TtS82000 kilomètres. 1877. Distance minimum, le î septembre : 0,37lKi(i - Opposition, le à septembre ; Diamètre = Plissage au méridien à minuit, le 6 septembre. 1ST9. DiïtAnce minimum, le 4 novembre : 0,48243 ^ Opposition, le 12 novembre ; Diamètre — Passage au méridien à minuit, le 0 noveœbrp. nimum. le 21 décembrr : 0.6028Î = le 26 décembre : Diamètre = môridien à minuit, le 27 décembre. , le 30janv 1881. DiBlance Oppositio Passage i 1884. Distance Uppositic Passage SOSÎOOOO kilomètres. IS-,5. I, le 31 janvier : Diamètre = Il méridien à miiiuii. le 4 février. 1886. Distance minimum, le 8 Upposition, le 6 mars : Passage au mi^ridien à minuit, le 9 n 1888. Distance minimum, le 17 avril ; Opposition, lo tl avril : Passnge au méridieD à minuit, le M avril. 1890. Distance minimum, le 5 juin ; 0,48405 - Opposition, le 27 mai : Dlnraètre = Passage au mi^ridien k minuit, 1c Sli mai. 1882. Distance minimum, le 6 août ; 0,37736 = Opposilion, le 4 août ; Diamètre = Passage au méridien à minuit, le 6 aodt. Diamètre ; o,eo50o - Diamètre = 998I300C kilomètres. U'.O. 30145000 kilomètres, lô",!. ie2î60OO kilomètres. Î4',R. Ainsi, la dislance de Mars à la Terre peut descendre à 56 millions de kilo- nièti'es, aux oppositions périliëliques, et elle ne descend pas au-dessous de 99 millions aux oppositions apliéliques. Les oppositions revienneut environ tous les deux ans, nomme nous l'avons vu, les pèrihéliques tous les quinze et dix-sept ans. Dans l'intervalle d'une opposition à l'autre. Mars s'éloigne à des distances considérables, dont le maximum correspond naturellement aux époques où la planète passe au delà du Soleil relativement à la Terre : elle est alors inobservable. Si Ton considère comme périodes d'observation les trois mois qui précèdent et les trois mois qui suivent la date de l'oppo- sition, la distance pour cet intervalle présente une grande variation. On en jugera par une période, par exemple celle de 1892 : 108 LA PLANETIC SIARS. . Mars peut s'éloignei- jiis([u'ii Mit) millions de kilomètres, et son diamèlre peut descendre ;i T. Lu variation [lerpéluellc de distance de Mars k la Terre est représentée sur l'"i^-, S5i. - M.,uï icDt apporenl ; La Rrandeur de la zone m cier lu phase ; il faut avoir :■ de 0,155, voisine du maxim Ln li'j. 3J6 reprcsenle I iiquaiit, qui peut s'élevor à l',76, ne suffit pas pour appré- iii de tenir compte du diamètre. Un voit que la proportion m, équivaut à peu près au { du diamètre, phase maxiraiim à «ne quadrature moyenne, celle du n peu plus forte lorsque la planète i 'S l'aphélie. La planète était i c'est ce qui fait que la phas" ' islance moyenne i prés un méridie n périhélie L'ORBITE DE MARS. 50i mier coup d*œil des latitudes que le globe de Mars présente à la vue des habi' tants de la Terre. Nous avons considéré comme périodes d'observations la date des opposi- tions pour l'époque centrale, les deux à trois mois qui précèdent (suivant la saison) et les trois mois qui suivent. Dans les figures ci-dessous (p. 502 et 503), le disque central représente le globe de Mars dans son inclinaison réelle vers la Terre le jour même de l'opposition, le disque de gauche représente la po- sition et la grandeur relative de la planète à la date indiquée avant l'oppo- sition, et le disque de droite l'aspect trois mois après la même époque cen- trale. Dans tous ces croquis l'échelle est de 2°°* pour 1". Voici les nombres correspondant à chaque projection : / 5 juin 1877.. .. ] 5 septem. (0pp.). ( 5 décembre / 12 août 1879 12 novem. (0pp.). ( 12 février / 22 octobre 1881-82. 26 décembre (0pp.) { 26 mars / 31 octobre 1883 1884 31 janvier (0pp.). ( 30 avril / 24 décembre 1885. 1886 6 mars (Opp.) ... ( 6 juin ' (31 janvier 11 avril (Opp.) ... , 11 juillet 27 février 1890 i 27 mai (Opp.) 27 août 4 mai 1892 { 4 août (Opp.) — 4 novembre I Latitadc (lu centre. — 24M — 22 ,5 — 28 ,0 — 15 ,2 — 14 ,5 — 12 ,7 -H 6 ,7 4- 1 ,5 -- 4 ,3 -f- 16 ,3 -h 14 ,8 -+- 17 ,6 -h 23 ,5 -h 21 ,9 -h 25 ,3 ■4- 20 ,2 -+- 21 ,1 -h 23 ,4 -4- 9 ,8 -f- 9 ,5 -h 7 ,3 — 13 ,0 — 12 ,7 Oi o Diamètre. 12', 5 24 ,8 10 ,8 11 ,4 19 ,1 8 ,1 10 ,7 15 ,5 7 ,4 7 ,6 13 ,9 7 ,4 8 ,3 14 ,0 7 ,8 8 ,6 15 ,4 0 ,2 8 ,4 19 ,1 11 ,5 11 ,1 ' 24 ,8 12 ,1 Phase. Croissant manquant. r,7 0 ,0 t ,3 1 ,7 0 ,0 0 ,9 1 ,2 0 ,0 1 ,2 0 ,9 0 ,0 0 ,8 0 ,8 0 ,0 0 ,0 0 ,8 0 ,0 1 ,2 0 ,9 0 ,0 1 ,7 1 ,4 0 ,0 1 ,6 Angle Terrc- Soleil. 43« 4 41 46 0 38 43 2 42 39 3 37 35 2 39 35 0 42 37 1 45 41 5 43 Hauteur au-dessus Décli- de l'horizon naisoti. de Paris. — 14- — 12 — 2 -+- 13 -i- 18 -^ 22 -+- 24 -h 27 -h 26 4- 20 -+- 21 4- 19 -T- 7 -h 9 6 — 7 — 6 - 10 - 19 — 23 -25 - 22 - 24 — 14 27* 29 39 54 59 63 65 68 67 61 62 60 48 50 47 34 35 31 ^^ 18 16 19 17 27 Quant à la phase, avant la date de l'opposition, elle est à gauche du disque : après cette date, elle est à droite, et à l'opposition même elle est nulle, natu- rellement [à moins que l'on ne veuille pousser Tapproximation aux centièmes de seconde (différence de latitude), quantités insensibles]. Voici les projections qui montrent comment Mars est vu de la Terre sui- vant ses distances et ses inclinaisons. LA PLANÈTE MAfiS. 3IJanïier l»6i. Kig. jii'. — Commeat MnrH est vu île In Terre, 1,'OHIIITE Dli MARS. i> Novembre IS9Z Fi|;. lis. — CommeDt ïlar^ o«t vu lie lu T 504 LA PLANÈTE MARS. CHAPITRE IL DIMENSIONS DE LA PLANÈTE. Masse. — Densité. — Pesanteur. Les dimensions réelles conclues des dimensions apparentes diffèrent sen- siblemejit, selon les observations et selon la parallaxe solaire adoptée. D'après la Connaissance des Temps et 1q Nautical Almanac, le diamètre angulaire de Mars serait il'', 10 à la distance de la Terre au Soleil, celui de la Terre étant 17', 72. C'est le diamètre adopté dans les Tables de Le Verrier. Ce diamètre conduit à 29'', 4 pour les oppositions périhéliques de 1877 et 1892. Mais nous allons voir qu'il est trop grand. Voici l'ensemble des mesures et déterminations du diamètre de Mars, rapportées à la distance 1. Les mesures antérieures à celles de William Herschel s'écartent trop de la précision des mesures modernes pour qu'il y ait la moindre utilité à les donner ici. Nous commencerons donc par celles-là. Nous donnons les me- sures directes (M) et les déterminations (D) conclues des observations méri- diennes. Diamètre Dates. Observateurs. équatorial. Aplatissement. 1784 William Herschel. M 9', 13 j-^ 1798 Kôhler. M 9,10 j^ 1798 Schrœtep. M 9,84 ^j 1824 J.-J. de Littrow. D 8,87 — 1837 Bessel. M 9 ,33 Insensible. 1845 Schmidt. M 9 ,44 — 1847 Arago. M 9,57 ^V 1852 Johnson. M 8 ,99 Disque allongé. 1854 Peirce. D 10,11 — 1851 Main. M 9 .84 -^ 1856 Winnecke. M r 9,21 Insensible. 1856 Schmidt. M 9 ,73 — 1861 Le Verrier. D 11 ,10 — 1860 Main. M 9,38 -^^ 1862 Main. M 9,38 ^ 1864 Main. M 9 ,18 — 1864 Kaiser. M y ,52 ^h 1864 Winnecke. D i) ,83 — 1864 Dawes. M — Insensible. 1871 Main. M 9 ,44 — 1873 Engelmann. M 9 ,25 ^ 1873 Main. M y ,40 — 1 Raie,. iJbMnnumri. riuiturinl, AplMlM^iornl. 1877 Prilcheli.M 9*,l'-i ^ ■ IS77 Hartwig. Discussion générale 9 .3.i — 1879 Harlwig. M 9,41 ih; 1879 Harlwig. Discussion générivle 0,35 — 1879 Prilchelt. .M 9 .W ^ 1879 Young.M - jj^ 1881 Downing. D. (Greenwich IB51-651 9.70 - ■ IB8t Pritchel. M 9 ,W ~ 1891 Flammarion. M 9.39 - Il y a d'assez fortes différences. Le diamètre le plus probable, résultant des mesures de Bessel, Main et Hartwig (discussion gènr*rale| est 9', 35. C'est manifestement trop grand. Pour la parallaxe 8' 82, le diami'tre de 9', 35 est à celui de la Terre ( il', H | dans le rapport de 530 à lOCO. r.p dinm-'-Ire ri^el iip peut être beaui;ou|j éloigné du lÉonilire 0,530. snil 1 ^- ""Jr FIg.î.îO. — tirauilciir comparée ilc U Tenv. M;iis, Mtrouie et U Lune. un peu plus de la moitié de celui di; la Terre. O diamètre se trouve ^ire d'euviroo un tiers supérieur à celui de Mercure (0,37} et environ le double de celui de la Lune (0,27], comme on le voit sur la Ûguro ci-dessus. I,e diamètre 0,530 correspond à 6753 kilomètres. Les surfaces des deux sphères sont donc entre elles comme 28 â 100. el les volumes comme 149 à 1000. La surface du globe de Mars est par conséquent d'environ 1 i3 millions de 1 kilimiètres cjiri'és, el son volume de lUlUDO millions de kilonièti'es cubes. 1 506 LA PLANÈTE MARS. L'aplatissement polaire est très difficile à mesurer. Il doit être d'envi- ron j^ [voy. p. 230, 233, 345 et 347;. La masse de la planète est déterminée avec la précision la plus absolue depuis la découverte des satellites. On a vu plus haut (p. 260) les principales valeui-s obtenues par le calcul antérieurement à cette découverte. Cetle masse est : Relativement au Soleil s^irô o Relativement à la Terre 0, 105, c'est-à-dire que le monde de Mars pèse environ le ^V ^^ celui que nous habitons. On en conclut que la densité moyenne de la planète, obtenue en divisant la masse par le volume, jj J, est de 0, 705. En prenant l'eau pour unité, cetle densité est 3,91. On en conclut également que la pesanteur à la surface de la planète est 0,376. C'est la plus faible pesanteur planétaire. Celle de la surface lunaire est seule inférieure à celle-là. Un corps qui tombe, et qui sur la Terre parcourt 4", 90 pendant la pre- mière seconde de chute, ne parcourt, sur Mars, que l'",84 dans la môme unité de temps. La vitesse au bout d'une seconde, ou Taccélération de la pesanteur, //, qui est sur notre globe de 9'",81 , est sur Mars de 3"*, 09. CHAPITRE III, ROTATION. DURÉE DU JOUR ET DE LA NUIT. Récapitulons ici Tensemble des observations faites sur la rotation de Mars, dont les détails sont donnés dans la première Partie de cet Ouvrage. DÉTERMINATIONS DE LA DURÉE DE ROTATION DE xMARS. Auteurs et dates . OItservations rompaives. Périoile. Pages. Iluygens, IG59 1659, novembre 28 au 1" décembre W' 15 Cassini, 1G66 16GG, mars 3-28 24 40™ 18 Salvator Serra, 1666 1G66 12 20 22 Maraldi, 1704 1704, octobre 14-17 24 38 36 Maraldi, 1719 1719. août 5 à octobre 17, 24 40 39 W. Herschel, 1779 1777, avril 8 à 1779 juin 10 24 39 21', 07 52 Schrœter, 1792. . . . 1792, mars 19 à avril 20 24 39 50 ,2 64 Huth, 1805 180j 24 43 90 ROTATION DE MARS. 507 Auteurs et dates. Observations comparées. Période. Pages. Kunow.sky, 1822 1821 , décembre à 1822 mars 2i 3G 40 94 Béer et Màdler, 1837. 1830, septembre 10 — octobre 20 24 37 9 ,9 106 .> » ». 1830, octobre 20— 1832 novembre 17.. 24 37 23 ,7 lOC » » . 1830, octobre 20 — 1835 mars 12 24 37 20 , 1 100 tf u .» . 1830, octobre 20 — 1837 mars 11 24 37 23,7 118 Mitchell, 1845 1830, septembre 14 — 1845 août 30. . . . 24 37 20 ,0 128 Secchî, 1858 1856, avril 25 — 1858 juillet 24 24 37 35 137 .loynson. 1864 1862, à 1864 24 37 37 173 U. Wolf, 1864 1862, à 1864 24 37 22 ,9 195 Linsser, 1864 1830, septembre 14— 1862 septembre 21. 24 37 21 ,9 170 Proctor. 1867 1666, mars 13 — 1864 novembre 26. . . . 24 37 22 745 206 » 1868 1666, mars 13 — 1867 février 23 24 37 22 ,735 206 » 1869 1666, mars 13 — 1869 février 4 24 37 22 ,736 207 1) 1873 1672, août 13 -1862 novembre 1 22 37 22,715 207 Kaiser, 1864 1672, août 13 — 1862 novembre 1 24 37 22 ,62 182 Jules Schmidt, 1873. 1672, août 13 — 1856 avril 21 24 37 22 ,603 222 Cruls,1878 1877, août 16— octobre 3 24 37 34 269 Marth, 1883 1704, octobre — 1879 novembre» 24 37 22 ,626 370 Bakhuyzen, 1885. . . . 1659, à 1879 24 37 22 ,66 384 Wislicenus, 1886 .... 1659, à 1881 24 37 22 ,655 395 Nous adopterons, pour la valeur la plus approchée de la période ('), la moyenne arithmétique des déterminations les plus précises : Proctor 22*,715 Kaiser 22 ,62 Scbmidt 22 ,603 Marth 22 ,626 Bakhuyzen 22 ,66 Wislicenus 22 ,655 Moyenne 22», 6465 SOil : 84^ 87- 82*, 65 = 88642*, 66 Nous pouvons la considérer comme connue avec la plus grande précision, à îin centième de seconde près, La rotation sidérale de la Terre s'effectue en 23^56°4^091, ou 86164 se- condes, 091. Celle de Mars surpasse donc la nôtre de 2 478', 56, soit 4P" 18% 56, et est plus longue que notre jour solaire de 24 heures de 37 minutes environ. Si Ion supposait que- sur Mars le jour fût partagé en 24 heures comme ici. chaque heure durerait seulement une minute et demie de plus que chez nous. Ci 11 est assez curieux de remarquer que les dessins à Taide desquels la rotation de Mars a été déterminée sont des plus rudimentaires : Hooke, Huygens, Gassini, Ma- raldi, Herschel. On peut donc découvrir la rotation d'une planète et la fixer même avec précision sans en distinguer la configuration exacte et même en la dessinant fort vague- ment. Il suffit d'un point dont on soit sOr. - 508 LA PLANÈTE MARS. L'année sidérale de Mars est de 686J23»»30°41', soit de 59355041 secondes. Si nous divisons ce nombre par le premier, nous trouvons que cette année martienne se compose de 669 rotations sidérales martiennes environ : 669,6. Mais sur Mars, comme sur la Terre, il y a par an une rotation sidérale de plus que de jours solaires. L'année civile de Mars se compose donc de 668 jours solaires martiens : 668, 6. II en résulte que la durée du jour solaire martien est plus longue que celle du jour sidéral dans la proportion de -^^ soit 132', 4, ou de 2" 12*, 4. Cette durée est donc de 24«'39-35%0 = 88775',0. Nous avons vu tout à l'heure que la rotation sidérale de Mars est plus longue que notre jour civil de 37 minutes environ. Dans l'observation de la planète, le passage d'une tache par le méridien central retarde donc de cette quantité chaque jour sur l'heure solaire moyenne d'un observateur terrestre (M- Ce retard est un peu plus long avant et après l'opposition, et peut s'élever à 40 minutes poui* trois mois d'intervalle. Cette différence diurne ramène la même face de la planète devant l'obser- vateur au bout de 38 jours. (') Mouvement de rotation de Mars, heure par heure et minute par minute. îurcs. Mouvement 1 14» ,62 29 ,24 3 43 ,86 4 58 ,48 0 73 ,10 G 87 ,72 7 102 ,34 8 116 ,96 9 131 ,58 10 146 ,21 11 100 ,83 12 175 ,45 13 190 ,07 14 204 ,69 15 219 ,31 16 233 ,93 17 248 ,55 18 263 ,17 19 277 ,79 20 292 ,41 21 307 ,03 22 321 ,65 23 336 ,27 24 350 ,89 Minutes. Mouvement 1 0» ,24 o 0 ,49 3 0 ,73 4 0 ,91 5 1 .22 6 1 ,46 0* l 1 ,71 8 1 ,95 9 2 ,19 10 2 ,44 11 2 ,68 12 13 3 ,17 14 3 ,41 15 3 ,66 16 3 ,90 17 4 ,14 18 4 ,39 19 4 ,63 20 4 ,87 21 5 ,12 22 5 ,36 23 5 ,60 24 5 ,85 25 6 ,09 26 6 ,34 27 6 ,58 28 6 ,82 29 7 .07 30 • 7 ,31 Minutes. Mouvement 31 7«,55 32 7 ,80 33 8 ,04 34 8 ,29 35 8 ,53 36 8 ,77 37 9 ,02 38 9 ,26 39 9 ,50 40 9 ,75 41 9 ,99 42 10 ,23 43 10 ,48 44 10 ,72 45 10 ,97 46 11 ,21 47 11 ,45 48 11 ,70 49 11 ,94 50 12 ,18 51 12 ,43 52 12 ,67 53 12 ,91 54 13 ,16 55 13 ,40 56 13 ,65 57 13 ,89 58 14 ,13 59 14 ,30 60 14 ,62 AllKOCIIAl'HIE. y03 38 jours lerrestres de temps solaire moyeu fout 3 583 00'J secondes. 37 rotations martiennes font 3 279 778 secondes. La différence n'est que de 3422 secondes nu de 57 minutes, soil moins d'une heure, dont le globe de Mars l'elarde pour l'observateur terrestre. Le taux de rotation diurne est SSO'iSîliii?. D'un jour à l'autre la longitude rétrograde donc de 10° environ pour la même heure. II y a toujours une correction à faire pour ramener cette différence de ro- tation sidérale k la rotation apparente ou synodique provenant du déplace- ment de la Terre relativement à Mars, correction tantàt additive et tantôt négative, suivant la position. Un astronome, ■ Les brumes atmosphériques paraissent s'éclaircir progressivement sur les terres équaloriales du solstice d'été austral à l'ôquinose d'automne suivant. L';itmosphère parait claire au-dessus des mers intérieures pendant les mois I qui suivent immédiatement le solstice austral, L Dans la zone comprise entre le 10' et le .30' degré de latitude australe. 520 LA PLANÈTE MARS. frappée directement par les rayons du Soleil à l'époque du solstice, on n'ob- serve rien d'analogue aux zones de pluies et de calmes équatoriaux terrestres qui accompagnent sur nos mers le mouvement du Soleil en déclinaison. On n'y voit même pas de nuages du tout, pour ainsi dire. La météorologie mar- tienne ne ressemble donc pas tout à fait à la nôtre. On n'y observe presque jamais de tempêtes ni d'aspects cycloniques. Aux époques solsticiales, un hémisphère paraît presque entièrement con- sacré à l'évaporation, et l'autre à la condensation. Aux époques intermé- diaires, une zone d'évaporation parait limitée au sud et au nord de doux zones ou plutôt calottes de condensation. La déclinaison du Soleil et la ré- partition des terres et des mers influent sur la largeur de ces zones suivant les saisons. Les mers ont un ciel généralement plus pur, les îles et les terres, au contraire, condensent l'humidité atmosphérique. Voilà pour les observations : atmosphère généralement pure, peu de nuages, brumes pendant l'hiver, peut-être le matin, et prol)ablcment la nuit, et assez souvent, sans doute, gelées blanches. Voici maintenant ce que la théorie peut ajouter à l'observation. La pesanteur à la surface de Mars étant beaucoup plus faible qu'à la sur- face de la Terre (0,376), tous les corps y pèsent moins dans la même pro- portion, et l'atmosphère est dans ce cas. Si chaque mètre carré de la surface de Mars supportait la môme atmosphère que la nôtre, la pression de cette atmosphère serait réduite dans la proportion précédente, c'est-à-dire que le baromètre, au lieu d'être à 760'""', au niveau de la mer, ne serait qu'à 285"". C'est la pression que nous trouvons en ballon, à 8000" de hauteur, et c'est celle des montagnes les plus élevées. Au sommet du Mont-BlanC, la pression est de424""\ Il est bien certain que l'atmosphère de Mars n'est pas analogue à la nôtre et que l'eau n'y est pas dans les mêmes conditions, car la surface de la pla- nète se trouverait ainsi au-dessus de la ligne du zéro de température, même sans tenir compte de la plus grande distance au Soleil, et nous aurions de- vant les yeux un globe de glace, ce qui n'est pas. Nous voyons, au contraire, sur Mars les neiges parfaitement limitées, et ces limites varier avec la tem- pérature, et si l'on considère un hémisphère martien pendant son été, il n'a pas plus de neiges que nous à son pôle : il en a même beaucoup moins. Celles que l'on aperçoit de temps à autre en certains points des régions tempérées sont également fondues (M. ( ' ) Tout récemment ( Knowledge, juin 1892), en réponse à une lettre de M. W. H. Picke ring sur les glaciers polaires de Mars, M. Ranyard écrivait : «Nous sommes, semble-t-il, forcés d'admettre ou que les caps polaires de Mars ne sont pas de la neige, ou que la tem- pérature moyenne des régions équatoriales et tempérées de Mars est supérieure à zéro, L'ATMOSPHÈRE DE MARS. 521 Nous devons donc penser, d'après les observations comme d'après le calcul, que l'atmosphère de Mars est moins dense que la nôtre, qu'il s'y forme moins de nuages, que les courants y ont moins d'intensité, que lo vent n'y est jamais très fort, que les tempêtes en sont absentes. Les condi- tions de densité et de pression sont très différentes de ce qu'elles sont ici. Le point 0*, auquel l'eau se solidifie, n'est pas le même qu'ici. L'atmosphère ne doit pas être chimiquement ni physiquement la même. La température moyenne peut y être plus élevée que sur la Terre. Les effets observés cor- respondent à un degré de chaleur ambiante plus élevé relativement aux conditions réunies. Si l'on représente par 1000 la distance de la Terre au Soleil, celle de Mars sera représentée par 1524. La lumière et la chaleur solaires reçues sont en raison inverse des carrés de ces nombres. Mars ne reçoit donc que les ^^o, c'est-à-dire moins de la moitié, de la chaleur solaire reçue par la Terre. En raison de la grande ellipticité de l'orbite, cette proportion est un peu plus forte au périhélie, un peu moins à l'aphélie, dans le rapport de 5 (aphélie) à C (moyenne) et à 7 (périhélie). Il faut donc que l'atmosphère de Mars agisse autrement que la nôtre, puisque les effets météorologiques produits par la température sont ana- logues à ceux qui s'observent sur notre globe et correspondraient même plutôt à un état de température plus élevé. La vapeur d'eau seule suffirait pour amener ce résultat. On sait qu'une mo- •lécule de vapeur d'eau est 16000 fois plus efficace qu'une molécule d'air sec pour conserver la chaleur solaire reçue. Que la proportion de cette vapeur dans l'atmosphère martienne soit plus élevée qu'ici, et le résultat est obtenu. Mais l'eau n'est pas le seul corps qui jouisse de cette propriété. Les vapeurs desétherssulfurique, formique, acétique, del'amylène, de Tiodured'éthyle, du chloroforme, du bisulfure de carbone, sont dans le même cas. Quelque substance de propriétés analogues dans l'atmosphère de Mars suffirait pour expliquer cette climatologie remarquable. En résumé, les choses se passent sur Mars comme si la température moyenne y était à peu près la même qu'ici, soit que réellement la thermo- c'est-à-dire qu'il fait plus chaud là que ne l'indiquerait la distance au Soleil. On peut expliquer ce fait en admettant que l'atmosphère martienne est plus dense que la nôtre. Mais peut-être n'est-ce pas de la neige. Des cristaux blancs d'acide carbonique s'éva- porent à une température fort inférieure au plus grand froid que nous observions sur la Terre. » Nous pensons toutefois qu'il est plus simple d'admettre que la densité de l'atmosphère martienne correspond à celle de la planète, et est, par conséquent, beaucoup plus faible que la nôtre, mais qu'il y a là beaucoup de vapeur d'eau et peut-être d'autres vapeurs contribuant aussi à emmagasiner la chaleur solaire. 522 LA PLAN<:TE MARS. métrie n'en clKTère pas sensiblement, soit que la nature y ait été organiséo à un degré Ihermométrique inférieur, qui serait sa moyenne normale, rela* livement aussi élevée pour elle que la nôtre pour nous. Les climats et les conditions de vitalité de la planète Mars ne paraissent pas offrir avec l'état terrestre des divergences telles que des espèces vivantes peu différentes de la nôtre ne puissent habiter là. a Lorsque nous considérons combien facilement Thomme peut s'adapter aux climats tropicaux ou arc- tiques, disait à ce propos un astronome anglais (^), lorsque nous compa- rons les températures moyennes dans lesquelles vivent les Groënlandais ou les Esquimaux d'une part, les Papous ou les nègres de TAfrique centrale d'autre part, nous sommes conduits à penser qu'il suffirait d'une légère transformation de l'organisme humain pour l'adapter aux conditions du monde de Mars. r> Le même auteur ajoute que les habitants de Mars doivent être plus grands et plus forts que nous, à cause de la faiblesse de la pesanteur qui doit rendre un homme de cinq mètres de haut aussi agile et aussi léger qu'un hommo terrestre de moins de deux mètres. Ces grands corps pourraient maintenir une plus haute température que les nôtres, et leurs yeux plus grands au- raient besoin de moins de lumière. Toutes conjectures sur la forme des habitants de Mars seraient évidem- ment prématurées et hors de cadre dans un ouvi'age technique de l'ordre de cehii-ci. CHAPITRE VL LES SAISONS SUR LA PLANÈTE MARS. La révolution de la planète autour du Soleil, ou son année sidérale, est, nous l'avons vu tout à l'heure, de 68G jours 23 heures 30 minutes iO secondes, soit de 686,979, soit 687 jours, à yh près. Cette orbite est une ellipse mar- quée, dont l'excentricité est de 0,093. Le grand axe, ou ligne des apsides, du périhélie à l'aphélie, est tracé dans la direction 334^ (périhélie) à 154° (aphélie). Le solstice d'été de l'hémisphère austral arrive à la longitude héliocentrjque 356*» 48', et la ligne menée de ce solstice au solstice opposé est tracée dans la direction 356^48' à 176^48'. ( Voy. la figure p. 493). [') E. Ledoko, TJie Sun, iis planets and tJioir sntollitoa. LES SAISONS SUR LA PLANI^TH MARS. 7,23 1/inclinaison de l'équateiir de Mars sur le plan do son orbite est do 24** 52', Les saisons y sont donc sensiblement du même ordre que les saisons ter- rostres, l'inelinalson de l'équateur terrestre étant de 23°27'. La dilTérence n'est que de 1**25'. Si notre planète recevait cette inclinaison (elle peut du reste, l'atteindre), nos saisons seraient à peine changées, seulement un peu plus marquées. Si nous traçons, dans l'orbite do Mars, une ligne perpendiculaire à la ligne des solstices, passant par le Soleil, nous trouvons la position des équi' noxes, époques où le Soleil éclaire un hémisphère do Mars passant juste par * les pôles. Ces deux points seront donc respectivement aux longitudes hélio- centriques 86»48' et 266^48'. Cette ligne des équinoxes partage Torbite de Mars en deux parties iné- gales, à cause de l'excentricité de l'orbite. Comme le solstice d'été austral est assez voisin du périhélie ( à 23° de dislance angulaire et à 36 jours), la section de droite (voy, p. 493) est plus courte en arc que la section do gauche, et, de plus, parcourue plus rapidement, selon la loi dos aires. Il on résulte des inégalités très marquées sur la durée des saisons. l<> Pour aller de l'équinoxe de printemps austral à l'équinoxe d'automne au- stral, la planète emploie moins de temps que pour aller de Téquinoxe d'automne h l'équinoxe de printemps. Cette section de l'orbite est parcourue en 306 jours, tandis que l'autre section en demande 381. La différence s'élève à 75 jours. 2° La section la plus rapidement parcourue est celle qui va de l'équinoxe do printemps de l'hémisphère austral au solstice d'été suivant, parce que le passage rapide au périhélie est compris dans cette section. La durée de cette saison n'est que de 145 jours. 3° La saison qui vient ensuite comme durée, est la suivante, du solstice d'été de l'hémisphère austral à l'équinoxe d'automne : elle est de 160 joufîs. 4° Les deux autres saisons sont, respectivement, celle de l'équinoxe d'automne austral au solstice d'hiver suivant, opposée à la première et par conséquent la plus longue, de 199 jours, et la dernière, de 181 jours. En tenant compte dos fractions de jours, nous avons : Durée des saisons de MarSy en jours terrestres. 1» De l'équinoxe de printemps austral au solstice d'été suivant.. . 145, G 2" Du solstice d'été austral à l'équinoxe d'automne suivant 160, ! 3» De l'équinoxe d'automne austral au solstice suivant 199,0 V Du solstice d'hiver austral à l'équinoxe suivant 181.7 G87,0 Saison chaude de l'hémisphère austral 305,7 Saison froide du même hémisphère 381 ,3 524 LA PLANÈTE MARS. Voici les dates des solstices et des équinoxçs pour le dernier cycle martien, de 1877 à 1892. Calendrier martien. Dates des saisons, solstices et équinox(^s. sur la planète Mavs. Hémisphère austral (supëricur). Ilémtspljùre boréal (inférieur). Solstice d'été. Kquinoxe d'automne. Solstice d'hiver. Solstice d'hiver. Equinoxc de printemps. Solstice d'été. Kquinoxe de printemps. Équinoxe d'automne Solstice d'été. Solstice d'hiver, lïquinoxe d'automne. Équinoxe do printemps. 22 janv. Solstice d'hiver. Solstice d'été. 8 août Équinoxe de printemps. Kquinoxe d'automne. Dates. 27 sept. 0 mars 21 sept. 22 mars W août Solstice d'été. Équinoxe d'automne. Solstice d'hiver. Équinoxe de printemps. Solstice d'été. Équinoxe d'automne. Solstice d'hiver. Kquinoxe de printemps. Solstice d'été. Équinoxe d'automne. Solstice d'hiver. Équinoxe de printemps. Solstice d'été. Solstice d'hiver. Kquinoxe de printemps. Kquinoxe d'automne. Solstice d'été. Solstice d'hiver. Équinoxe d'automne. Kquinoxe de printemps Solstice d'hiver. Solstice d'été. Équinoxe de printemps. Équinoxe d'automne. Solstice d'été. Équinoxe d'automne. Sclstice d'hiver. Équinoxe de printemps. Solstice d'été. Équinoxe d'automne. Solstice d'hiver. Équinoxe de printemps. Solstice d'été. Kquinoxe d'automne. Solstice d*hiver. Solstice d'hiver. G fév. 2 juil. 9 déc. 26 juin 25 déc. 19 mai 2G oct. 13 mai 10 nov. 5 avril 12 sept. 31 mars 28 sept. 21 fév. Équinoxe de printemps. 31 juill. Solstice d'été. Équinoxe d'automne. Solstice d'iiiver. Équinoxe de printemps. Solstice d'été. Équinoxe d'automne. Solstice d'iiiver. Équinoxe de printemps. Solstice d'été. Équinoxe de printemps. Équinoxe d'automne, Solstice d'été. Solstice d'iiiver. IG fév. 15 août 8 janv. 17 juin 2 janv. 3 juill. 2G nov. 5 mai 20 nov. 20 mai 13 oct. Longitude à midi. 877 357'» r 878 8G 58 878 170 \G 879 267 0 879 356 25 880 87 1 880 176 48 881 267 3 881 357 5 881 87 3 882 176 49 882 207 5 883 356 31 883 86 35 88i 176 5'2 884 266 32 885 356 33 885 86 38 886 176 54 886 266 3i 887 356 34 887 86 40 888 176 57 888 266 37 889 356 36 889 86 41 890 176 32 890 %Q 39 890 356 40 891 86 44 891 176 34 892 266 41 Intervalles en jours. 160 199 182 • 145 161 199 182 146 160 199 182 145 160 200 181 146 160 200 181 146 160 200 181 146 '160 199 182 146 160 199 182 146 nmeg i\e% oppositions. 5 sept. 1877 12 nov. 1879 26 déc. 1881 31 janv. 1884 6 mars 1886 11 avril 1888 27 mai 1890 4 août 1892 892 356 41 Nous avons calculé dans ce Tableau, outre les dates des équinoxes et des sol- stices de Mars, les intervalles en jours qui correspondent aux époques où la planète est passée par les longitudes héliocentriques de chaque position, à midi, et nous avons ajouté en regard les dates des oppositions. On voit que.l'opposition de 1877 est arrivée 22 jours avant le solstice d'été de l'hémisphère austral; celle de 1879, 89 jours après; celle de 1881, 17 jours après l'équinoxe d'automne; celle de 1885, 103 jours avant le solstice d'hiver; celle de 188G, 15 jours avant; celle de 1888, 55 jours après; celle de 1890, 37 jours avant l'équinoxe d'automne; et celle de 1892, 1^ jours après. La série des oppositions parcourt ainsi tout le cycle des saisons et les observateurs ont chaque fois des aspects différents sous les yeux. LES SAISONS SUR LA PLANÈTE MARS. 525 I/iuclinaisoii du globe de Mars étant de 24" 5*2' et la longitude héliocentriquc de la planète à ses solstices étant 356«48' pour le solstice d'été de riiémisphèrc austral et 176° 48' pour le solstice d'été boréal, il en résulte que le Soleil se trouve pour les habitants de Mars, au solstice d'été de l'hémisphère austral, au zénith de la latitude australe 24o52' et par 176° 48 de longitude, et au solstice d'été boréal au zénith de la latitude 21" 52' et par 356° 48' de longitude. Le premier de ces points est dans la constellation du Lion, et le second dans la constellation du Verseau : au lieu d'être les tropiques du Cancer et du Capricorne, les cercles ana- logues de la sphère de Mars sont donc les tropiques du Lion et du Verseau. Quant aux noms réels qu'ils peuvent porter chez nos voisins du ciel, il serait superflu de les chercher. Les durées que nous venons de donner pour les saisons de Mars sont exprimées en jours terrestres. Il n'est pas moins intéressant de connaître ces durées en jours martiens. Or nous avons vu que la durée de la rotation sidérale de Mars est 24'^37«»22»,66 et que le jour civil de Mars est de 24»» 39*° 35». Il y a 608,6 de ces jours civils dans l'année de Mars. Ces 668,6 jours martiens de Tannée tropique se partagent les saisons dans la proportion suivante : Durée des saisons en jours martiens. !• De l'équinoxe de printemps austral au solstice d'été suivant.. 142 / 2« Du solstice d'été austral à l'équinoxe d'automne suivant.. 156 \ * 3' De Téquinoxe d'automne austral au solstice suivant 194 / 4* Du solstice d'hiver austral à l'équinoxe suivant 176 ) L'inclinaison de Taxe de rotation de la planète Mars étant peu diiférentc de celle de Taxe terrestre, les saisons qui en résultent sont sensiblement du môme ordre que les nôtres, quoique près de deux fois plus longues. Les températures dépendent d'ailleurs de la constitution de l'atmosphère . Si. par exemple, cette planète était dépourvue d'atmosphère, le sol ne s'échauf- ferait pas du tout, et resterait glacé, même en plein midi, comme les cimes du Mont-Blanc, des Andes ou des Cordillères, et plus encore, puisque Mars est plus éloigné du Soleil que la Terre. Mais ce globe est environné d'une atmosphère dans laquelle la vapeur d'eau existe en quantité notable et dans laquelle peut-être existent d'autres vapeurs ou gaz. II peut en résulter — et Tobservation prouve qu'il en ré- sulte, en effet. — des températures (ou des conditions d'état) comparables aux nôtres. L'excentricité de l'orbito, si considérable, joue-l-elle un rôle dans Tin- lensilé relative des saisons de chaque "hémisphère ? Examinons d'abord, comme point de comparaison, les saisons de la Terre. 526 LA PLANÈTE MARS. A. — Saisons et climats des deux hémisphères terrestres. L'orbite terrestre n'est déjà plus une circonférence, mais une ellipse mar- quée. L'excentricité, c cst-à-dire la distance du centre de l'orbite elliptique au foyer, en unités du demi grand axe, est 0,01677. En admetlant 149 millions de kilomètres (t: étant 8'', 82) pour ce demi grand axe ou distance moyenne, nous voyons que cette valeur est de 2498730 kilomètres. La Terre est donc de 4997460 kilomètres plus proche du Soleil au périhélie qu'à l'aphélie. On a pour ces distances : Distance périhélie — .. 0,98323 146501270 kilomètre^;. Distance moyenne. . . . 1,00000 149000000 » Distance aphélie . . . . 1,01077 151198730 » Cette excentricité étant environ ^V ^c la distance moyenne, le Soleil est d'environ ^ plus près de nous au périhélie qu'à l'aphélie. Gomme la lu- mière et la chaleur solaires irradient dans toutes les directions tout autour du Soleil et se répandent en divergeant sur la surface d'une sphère qui va toujours en s'agrandissant, l'intensité de cette lumière et de cotte chaleur diminue en raison de l'agrandissement des surfaces de cette sphère, c'est* à-dire en raison du carré de la distance. Par conséquent, l'hémisphère exposé au soleil reçoit au périhélie -^^ ou 1*5 plus de chaleur qu'à laphôlie (*j. La proportion est à peu près de 100,5 à 100. La Terre passe au périhélie le i" janvier et à Taphélie le 1*^ juillet. Les hivers de notre hémisphère arrivent donc quand la Terre est le plus proche du Soleil et les étés quand elle est] le plus [loin. Il résulte de cette circon- stance que nos hivers sont moins froids qu'ils ne le seraient s'ils arrivaient de l'autre côté de l'ellipse, et nos étés moins chauds. C'est le contraire pour l'autre hémisphère. 11 semble donc que le pôle austral devrait avoir plus de neiges que le boréal en hiver, et, au contraire, moins que le nôtre en été. Xous ne devons pas en conclure immédiatement qiie les hivers de l'hémi- sphère austral sont plus froids que les nôtres, parce que l'absorption de la chaleur solaire reçue dépend beaucoup de l'état de la surface qui la reçoit. Si cette surface est un océan, par exemple, l'eau des mers ne s'échauffe jamais à plus de 29% même sous les tropiques (Humdoldt, Mélanges, p. 441 )j Si ce sont des forêts, la température du sol pourra s'élever à 36" ou 40**; si c'est du sable aride, elle pourra atteindre 60'' et môme 70^. La distribution des températures est ensuite réglée par la conductibilité des eaux, par le régime des vents, par l'humidité de l'atmosphère. Nous ne devons donc rien /GU2 ^ ;62\2 /3l\2 961 OG 10 V) ( 5yj - ^ peu pre. {^) -. ( 5^ ) -- — ou -^ ou -• LES SAISONS SUR LA PLANÈTE MARS. 527 conclure d'un point de vue exclusivement géométrique. L'hémisphère ter- restre austral est surtout aquatique. Ainsi, à Tépoque du solstice d'hiver de notre hémisphère, qui se trouve actuellement voisin du périhélie et n'en diffère que de 1 1 jours en position, le globe terrestre reçoit par jour le maximum de chaleur qu'il puisse recevoir du Soleil. En ce solstice de décembre, c'est le pôle austral qui est exposé au soleil et c'est l'hémisphère austral qui a les jours les plus longs. Géométri- quement parlant, ses étés devraient donc être plus chauds que les nôtres. Au solstice de juin, c'est notre hémisphère boréal qui est exposé au soleil, mais à la plus grande distance du Soleil; nous devrions donc avoir des étés moins chauds, et en même temps l'hémisphère austral devrait avoir ses hivers plus froids. Mais ici vient se placer une autre considération. Quoique la Terre soit plus proche du Soleil au périhélie qu'à Taphélie, et qu'elle en reçoive plus de chaleur, si l'on considère une moitié entière de l'orbite, par exemple, la moitié comprise entre l'équinoxe de septembre et Téquinoxe de mars, on constate que la quantité de chaleur solaire reçue est la même pour les deux moitiés ; elle n'en reçoit pas davantage du 21 sep- tembre au 20 mars que du 20 mars au 21 septembre. Sans doute, il y aurait une différence, si les saisons étaient d'égale durée. Mais le mouvement de notre planète le long de son orbite n'est pas uni- forme. La vitesse angulaire de la Terre sur son orbite varie en raison inverse du carré de la distance, précisément comme la lumière et la chaleur. Il en résulte que les mêmes quantités de chaleur sont reçues du Soleil pour les mêmes arcs parcourus, quelle que soit la section de l'ellipse que l'on con- sidère. Les durées des saisons sont inégales à cause de cette variation dans la vitesse de la Terre. Son mouvement est le plus rapide au périhélie, le plus lent à l'aphélie; si elle reçoit plus de chaleur dans la première position que dans la seconde, elle passe plus vite et reste moins longtemps sous l'action des rayons solaires. Voici la durée actuelle des saisons, en prenant notre hémisphère comme point de départ i Durée des saisous terrcsti'ej Hûmispholrc boréal. Printemps. 92i21- ) Été 93 14 S Automne...;; 89 19 / Hiver 89 0 \ ^^^ ^^ C'est le contraire pour l'autre hémisphère. Le Soleil reste doue huit jours de plus sur riiémisphère boréal que sur 528 LA PLANÈTE MARS. l'hémisphère austral. La Terre met huit jours de plus pour aller de Téqui- noxe de mars à Téquinoxe de septembre que pour aller de l'équinoxe de sep- tembre à celui de mars. Mais, si Ton examine le globe dans son ensemble, on trouve que la compensation est exacte : le Soleil, malgré ses variations de distance périhélique et aphélique, restant plus longtemps sur une section do l'orbite que sur l'autre, verse exactement sur chacune d'elles la même quantité de chaleur. Ainsi, la quantité de chaleur que la Terre reçoit du Soleil dans chaque partie de l'année est proportionnelle à l'angle décrit, durant le même laps de temps, par le rayon vecteur du Soleil. Cette relation peut être comparée à la deuxième loi de Kepler, d'après laquelle les aires ou surfaces décrites par les rayons vecteurs des orbites sont proportionnelles aux temps em- ployés à les parcourir, eu remplaçant le temps par les angles. Ainsi, en allant de A en B [fig, 258), dans la section de l'orbite la plus proche du Soleil, Fig. 258. Égalité de clialeur reçue pour des arcs égaux. la Terre ne reçoit pas plus de chaleur en parcourant cet arc de OU*" (lu'elle n'en reçoit dans l'autre section, en se rendant de G en D pour parcourir un môme arc de 90^ Seulement, elle a mis plus de temps pour parcourir le second arc que le premier. La quantité de chaleur reçue par une planète quelconque en chaque point de son orbite varie exactement comme sa longitude héliocentrique, de sorte que les mêmes quantités de chaleur sont reçues du Soleil pour des angles égaux, quelle que soit la position de l'orbite que l'on considère. Coupons, par exemple, l'orbite teiTCStre par un diamètre quelconque passant par le Soleil; puisqu'il y aura 180° de longitude de part et d'autre de cette ligne, la même quantité de chaleur solaire sera reçue par chaque segment. Donc, en passant d'un équinoxe à l'autre, que ce soit de A en B par l'aphélie (pg. 259) ou de LES SAISONS SUR LA PLANÈTE MARS. 529 B en A par le périhélie, toute planète reçjoit du Soleil la même quantité de chaleur, que ce soit du coté du périhélie ou du côté de Faphélie. Il en résulte que, durant l'année entière, chaque hémisphère reçoit la môme Fig. 259. Pérfhttie Aphiln La Terre reçoit la môme quantité de chaleur de A en B que de B (périhclie) en A, par l'aphélie. quantité de chaleur solaire, quelle que soit la position des équinoxes sur l'orbite et quelle que soit Texcentricité. Si nous considérons encore (fig, 260) des arcs parcourus en temps égaux. Les quantités de chaleur reçue sont proportionnelles aux arcs. par exemple, en un mois de périhélie (CD) et un mois de l'aphélie (EF), la quantité de chaleur reçue sera proportionnelle à Tare; dans le premier cas, Tare est de 90** et, dans le second, de 6^ : la proportion serait de 15, c'esl- à-dire que, dans l'ellipse décrite, Tastre recevrait, en un mois, quinze fois moins de chaleur à Taphélie qu'au périhélie. L'égalité dont nous venons de parler, en vertu de laquelle chaque hémi- sphère reçoit dans le cours de l'année entière la même quantité de chaleur, n'empêche pas les contrastes causés par les différences de distances du péri- hélie et de l'aphélie. FLAMMAnioN. — Mars. 34 530 LA PLANÈTE MA US. La Terre reçoit plus de chaleur au périhélie qu'à Taphélie, en raison in- verse du carré de la distance. L'hémisphère exposé au Soleil dans la section du périhélie est favorise dans la même proportion. Nous avons vu que cette proportion est de V»-. Elle pourrait être beaucoup plus grande. On peut imaginer des ellipses allongées de telle sorte que cette proportion y devienne x^^, J, \, 2, 5, 10, 20 et davantage. La comète de Hallcy, par exemple, a pour excentrciité 0,9673 [fig. 201 ), son demi grand axe étant de 18,00, ce qui représente 17, il pour cette excentricité; la distance aphélie est de 35.4112, la distance périhélie, 0,5889 : la comète est donc GO fois plus proche du Soleil au périhélie qu'à Kig. 2G1. — Excentricité de l'orbite de la comète de llulley. Taphélie, et par conséquent, reçoit alors 3G00 fois plus de chaleur. Imaginons que ce soit là Torbite d'une planète dont l'axe serait couché sur son éclip- lique et parallèle à la ligne du grand axe : jamais les neiges ne fondraient sur l'hémisphère aphélique passant dans Pombre au périhélie. Sans doute, les Ijlanètes n'ont pas des excentricités pareilles. Cependant celle de la petite planète .Elhra est de 0, 38, plusieurs autres dépassent 0. 30. celle de Mercure est de 0,2056, et celle de Mars est de 0,09326. Examinons maintenant chaque hémisphère sùpavément pour sa saison d'été (d'un équinoxe à l'autre ' et sa saison d'hiver. L'inclinaison de l'axe du globe apporte un élément de différentiation entre l'hiver et rété. (Nous appelons ici hiver les six mois compris de Téquinoxe d'automne à l'équinoxe du printemps, et été les six mois compris dans l'autre section de l'orbite*) L'excentricité et la position de la ligne des équinoxes ne causent aucun changement, mais il n'en est pas de même de l'inclinaison. 11 est évident que si la Terre avait son axe perpendiculaire à l'orbite, comme Jupiter, il n'y aurait pas de saisons du tout. L'inclinaison de l'équateur terrestre sur Técliptique est de 23^27' et varie dans le cours des siècles entre 21"38'36" et 24«35'58''. S'il est vrai de dire que la chaleur reçue par la Terre entière de Téquinoxc de printemps à l'équinoxe d'automne est égale à celle qui est reçue del'équi^ noxe d'automne à l'équinoxe de printemps, il ne le serait pas d'ajouter que la chaleur reçue par chaque hémisphère pendant son hiver soit égale à celle qu'il reçoit pendant son été. LES SAISOxNS SUR LA PLANETE MARS. 531 En fait, ce rapport est très inégal. Si Ton représente pur 100 la quantité totale de chaleur solaire rerue par un hémisphère dans le cours de l'année, 63 pour 100 appartiennent à la saison d'été et 37 pour 100 à la saison d'hiver (*;. (') Sir Robert Ball, Tlie cause of an ice aye, 1892; — Weiner, Vebcr die Siàrkc der l^es^ra/i/unf/, Zeitschrift derOKsterreichischeiiiGesellschaftfûr Météorologie, 1879. 211 Soit -7Y hi quantité de chaleur solaire tombant perpendiculairement sur une surface ci égale à la section de la Terre, à la distance moyenne a, dans l'unité de temps; Soit 8 la déclinaison boréale du Soleil. La proportion recrue par rhéniisphère nord sera - vl -+-sino et, par rhémisphèro sud. H - (1 -sin8}. a' A la distance ?•, et dans le temps t//, la chaleur reçue par l'hémiî^phère nord sera mais nous avons d'où l'expression devient D'autre part. J^(l-:-sinS)c//; 7-=r/fj = h dt. Y — [[ -~sinÔ)(/0. sine = sinOsins. î étant Pobliquité de l'écliptiquo. La chaleur totale rerue par l'iiémisphère boréal de l'équinuxe de printemps à l'équi- nuxe d'automne est donc / -î— (ï r- siuisinô) do = — (ir -i- *2 sin:). De ces formules résulte le théorème suivant : Soit 2E, la quantité totale de chaleur solaire reçue eu une année sur la Terre entière. Cette quantité se partage comme il suit : !,',, . ., ft -^-2 sine htc : L : > * . Hiver : L • Les formules sont les mêmes pour Tété et l'hiver de l'hémisphère austral. Pour e = 23»27', on trouve que la chaleur reçue pendant l'été (d'un équinoxe à l'autre) de chaque hémisphère est 0j627 E, tandis que la chaleur correspondant à l'hiver est 0,373 E (*). Le rapport est presque -. Si chaque hémisphère reçoit dans Tannée une quantité de chaleur solaire représentée par 365 unités, l'été sera représenté par 229 et Thiver par 136. Ces nombres sont indépendants de l'excentricité de lurbite. ;K 14159 4-2..107n^t siii : =: 9, 59î>82 6,28J2 -. 0,39794 --3,14159 i?^'=0,6>: 0,11159 — 0,70r>88 = 2434571 : 0,2832 = 0,373. 532 LA PLANÈTE xMAHS. On peut exprimer ce même rapport autrement. Si l'on prend pour unité la chaleur moyenne reçue chaque jour du Soleil par un hémisphère terrestre, la quantité annuelle sera représentée par le nombre 365. Sur cette quantité, 229 de ces unités sont appliquées à l'été et 136 à l'hiver. Il en résulte un contraste sensible entre les climats des deux hémisphères. Si nous considérons rhémispliôre boréal, nous trouvons que les 229 unités de son été sont répandues sur 186 jours, ce qui donne une moyenne diurne de i,2i ; et que les 136 unités de chaleur de son hiver sont répandues sur 179 jours, ce gui donne une moyenne diurne de 0, 75. Nous avons donc pour Thémisphùre boréal : Chaleur moyenne diurne ro(;ue en été (186 jours) î,24. Chaleur moyenne diurne reçue en hiver (17'J jours) 0,75. C'est le contraire dans l'hémisphère austral. L'hémisphère boréal jouit donc actuellement d'une situation tempérée. L'hémi- sphère austral, au contraire, ayant des hivers plus longs et des étés plus courts, subit une condition plus rude. D'après ce qui précède, nous pouvons maintenant nous rendre compte exactement de l'ordre des saisons de Mars dues à l'excentricité. B. — Saisons et climats des deux hémisphiîres de Mars. Celte excentricité est de 0,09320, le demi grand axe étant 1 , 52369 ; elle est donc représentée dans l'orbite de Mars par le nombre 0, 14209945. Nous avons, pour les distances de Mars au Soleil : Kn kilomètres pour T. — 8'. 82 = H'J 000 000^'". Distance périhélie 1,3815929 205 857 000 ^ o ^ 173 ^ Distance moyenne . 1,3236913 227030000 j* ' '-42 346 Distance aphélie 1 ,0657907 248 203 000 ( -^ ^'^^ ) La difTcrence entre le i)ériliélie et Taphélie est, comme on le voit, de 42 346 000 kilomètres, c'est-à-dire plus du cinquième de la distance moyenne, 5,36. Ainsi l'excentricité (moitié de la distance entre les deux foyers) est de 7^ au lieu de -i^ comme pour la Terre, la différence entre le périhélie et l'aphélie est de -5— Ve, et la différence entre la chaleur reçue dans les deux po- sitions extrêmes est le carré de ce dernier nombre, soit presque un demi : 2I3. Tandis que le Soleil ne verse qu'un quinzième de plus de chaleur sur la Terre au périhélie qu'à l'aphélie, sur Mars il en verse environ la moitié en plus. Or Taxe de Mars est situé de telle sorte que, de môme que pour la Terre , LES SAISONS SUR LA PLANÈTE MARS. 533 c'osl l'hémisphcre austral qui est tourné vers le Soleil au périhélie. Cet hé- misphère austral doit donc, en une proportion beaucoup plus grande, avoir des étés plus chauds que ceux de l'hémisphère boréal et des hivers plus froids. Par suite de cette plus grande excentricité, les différences entre la lon- gueur des saisons sont beaucoup plus marquées sur Mars que sur la Terre. Nous avons vu plus haut que la Terre emploie 186 jours 1 i heures pour aller de Téquinoxe de mars à l'équinoxe de septembre, et huit jours de moins, soit 178 jours 19 heures pour aller de l'équinoxe de septembre h celui de mars. Sur la planète qui nous occupe, la disproportion est beaucoup plus grande. La saison chaude de rhémisphère boréal compte 381 jours terrestres ou 370 jours martiens, tandis que la saison froide ne compte que 306 jours ter- restres ou 298 jours martiens. 11 y a 74 jours martiens de différence (sur 668) en faveur de cette section de l'orbite, de même que sur la Terre il y en a 8 (Sur 365). La disproportion est donc très grande entre la Terre et Mars au point de vue de l'excentricité. Sur Mars, les deux moitiés de l'année, sépa- rées par les équinoxes, sont dans le rapport de 19 à 15. En appliquant à Mars la formule donnée plus haut pour les saisons ter- restres (p. 531 ), nous trouvons des résultats analogues à ceux qui concernent la Terre, quant à la distribution de la chaleur relativement à chaque hémi- sphère (*). Si Ton représente par 100 la quantité de chaleur totale reçue par la planète Mars dans son cours annuel autour du Soleil, cette quantité est partagée en deux parties très inégales. Cliacun de ses deux hémisphères reçoit pendant son été 63 pour 100 de la chaleur totale, et seulement 37 pendant son hiver. On voit que c'est la même proportion que pour la Terre. Il n'y a de diffé- rence que dans les millièmes. En effet, l'inclinaison de Taxe est à peine su- périeure. L'année martienne se compose de 687 jours. Si nous représentons par le (') Pour l'hémisphère bon*al 71 — '2sin24»r>2' Hiver : E 2ir Été : Hiver : sin24* 52' =9,62377 n =0,42051 7c- 2m = 2,30057 2n = 0,84102 7:-+-2n = 3,98261 Tt^2n 2ir = 6,28318 ^-2^=0,300 -"tl!? = 0,634 r,34 LA PLANÈTE MARS. nombre 687 les unités do chaleur reçues par chaque hémisphère pendant Tannée entière, l'été de chaque hémisphère recevra 436 de ces unités et l'hiver 251. Remarquons maintenant qu'il y a une grande inégalité de durée entre l'été et riiiver de chaque hémisphère. Pour l'hémisphère austral, l'été dure 306 jours et Thiver 381. La chaleur diurne moyenne reçue par cet hémi- sphère est donc de 43G unités de clialour répandues sur 30G jours, ce qui lui donne pour chaque jour : 1,42. En hiver, cet liémisphèro reçoit 2ôl unités de chaleur répandues sur 381 jours, ce qui lui donne pour chaque jour : 0,GG. La différence est considérable. Si les conditions météorologiques de Mars étaient les mômes que celles de la Terre, cet hémisphère subirait une époque glaciaire. Il est probable que la neige y est beaucoup moins épaisse : elle fond presque entièrement après le solstice d'été. Chaque hémisphère ayant des saisons symétriquement opposées, l'hémi- sphère boréal de Mars a un été de 381 jours et un hiver de 306. La chaleur diurne reçue par cet hémisphère est donc pour son été de 436 unités de chaleur répandues sur 381 jours, ce qui lui donne pour chaque jour : 1 , 14. Et dans son hiver, cet hémisphère reçoit 251 unités de chaleur ré])andues sur 30G jours, ce qui lui donne pour chaque jour : 0,82. Les climats de cet hémisphère martien sont donc plus tempérés que ceux de l'hémisphère austral. Ceux-ci sont beaucoup plus rudes. C'est le môme cas que sur la Terre, mais incomparablement plus accentué, car, au maxi- mum d'excentricité de l'orbite terrestre; le plus grand contraste est 1,38 et 0,68. Quant à la différence de distance périhélique et aphélique, l'hémisphère austral reçoit, à son solstice, environ une fois et demie plus de chaleur que l'hémisphère boréal. Il semble que les neiges australes devraient diminuer, en été, dans une proportion beaucoup plus grande que les neiges boréales, si les conditions géographiques étaient les mômes. Mais, comme sur la Terre, il y a plus d'eau dans rhémisphère austral martien que dans son hémisphère boréal. Ouelles indications les observations nous fournissent-elles sur ce point? C'est ce que nous allons oxîuniner. UiS SAISONS SUK LA PLANÈTE MARS. 535 C. — Observations faites sur les neiges polaires de Mars. Dès raniiéc 1781, William Ilerscliel avait déjà remarquô les variations des neiges polaires, correspondant aux saisons de la planète. En mars, juin et juillet de cette année-là, la tache polaire australe se montra six fois plus large en dia- mètre qu'aux mois de septembre et d'octobre. Dans les premiers mois, « elle devait s'étendre jusqu'au 60*^ degré de latitude » et mesurer un arc de grand cercle égal à GO". Les années 1781 et 1783, des observations d'Herschel, étaient des années d'op- position périhélique, dans lesquelles Mars incline vers nous son pôle austral. Le pôle nord n'a pu être qu'imparfaitement observé. Il en a été de même en 1798, pendant les observations de Schrœter, qui con- stata aussi que les neiges polaires australes diminuèrent considérablement d'éten- due depuis le mois de juillet jusqu'à la fin d'octobre. Les dessins le montrent huit fois plus large à la première époque qu'à la dernière. On trouve à peu près les proportions suivantes dans les figures d'Herschel et de Schrœter ; Neige australe, 1781 (\V. ÏIersguel). Are .'iréocentriqUi.*. Juin OO» Octobre 10 Neige anstrale, 1708 ^Schroctbr). Juillet 50' Novembre G 11 faut arriver ensuite à l'opposition de 1830 pour trouver des documents d'une certaine précision. C'est encore une opposition périhélique, et c'est encore le pôle austral qui est observé. Neige australe, 1830 (Béer et MÂnLEr.; Latitude Date en supposant lo pûlo Rayon dos observations. au contre. «le la tache. Diamètre. 31 août 83-37' G«23' l2'iG' 10 septembre .. . 84.15 J.M} 11.30 15 « ... 86.25 3.35 7.10 2 octobre 86.50 3.10 G. 20 5 »> 87. 7 2.53 5.40 20 » 85.50 'i. l 8. 2 Le solstice austral de Mars a eu lieu, en 1830, le 18 septembre. Ces observations ont été faites, comme on le voit, vers l'époque du solstice, et environ un mois après. Elles indiquent seulement le minimum de la tache polaire australe. Les observateurs prennent soin d'ajouter qu'elle est considérablement plus grande lorsqu'elle est éloignée de son solstice d'été. 536 LA PLANÈTE MARS. La première comparaison que nous puissions faire des neiges boréales et ait- strales est fournie par les observations de Béer et Madler en 1837; ce sont des époques d'oppositions aphéliques, pendant lesquelles la planète nous présente son pôle boréal. Ces époques sont moins bonnes que les premières pour les observations, puisque la planète est alors beaucoup plus loin de la Terre; mais les observateurs avaient en partie suppléé à cet éloignement en se servant d'un instrument beaucoup plus puissant que le premier, supportant un grossissemeot double et ayant six fois plus de lumière. a Dans toutes les observations, sans exception, écrit Mftdler, du 12 janvier au 22 mars, la tache blanche du pôle boréal a été visible à un degré de clarté que nous ne nous rappelons pas avoir jamais vu dans celle du pôle austral; en même temps, elle était considérablement plus grande que l'australe de 1830, et elle était si brillante que l'on aurait pu croire que la planète était, à cet endroit-là, couverte par une autre planète. Une tache foncée Tentourait. » On a pu reconnaître une trace certaine de la neige australe. En raisoja do l'inclinaison de ce pôle, alors invisible pour la Terre, il fallait que cette neige atteignît au moins le 55' degré de latitude pour être visible. Il en résulte qu'en février et mars 1837, la neige australe était beaucoup plus étendue qu'en sep- tembre et octobre 1830. On a la proportion suivante : Diamètre. Neige australe, 1830. Solstice d'été G"--- » 1837. Solstice d'hiver 70 rt •». Mais les observateurs peuvent avoir pris les îles neigeuses australes pour le pôle. Quant aux neiges boréales, les mêmes observateurs ont trouvé : 1837. 12 janvier, 0,27 du diamètre de la planète, ou 31*, 4 du globe de Mars, ou 74% 3 (le latitude pour sa limite Ainsi, « la neige boréale, en 1837, ù. l'époque de son été, était beaucoup plus étendue que la neige australe en 1830, à l'époque également de son été; mais elle était beaucoup plus petite que la neige australe de 1837, à l'époque de son hiver » (en admettant que les observateurs aient vraiment vu la neige du pôle sud, ce qui n'est pas probable). Ils concluent que a la neige du pôle sud varie en proportion beaucoup plus grande que celle du pôle nord ». Mais ces observations ne sont pas suffisantes pour décider. Nous aurions, provisoirement : Horscliol. Schrœter. Mndlcr. Pôle sud. Variation 10- à GO» G» à 50* G* à 70» Les maxima sont très incertains. Les observations continuèrent en 1839 pour la neige boréale. LES SAISONS SUR LA PLANÈTE MARS. 53' Neige boréale, 1839. Itayun. Dlumètro. 2G février 78»33' do Inlitiulr. 11-27' 22«5V l" avril 80.48 « 9.12 18.24 ÎG » , 82.20 " 7.40 15.20 1" mai 81 » 9. 0 18. 0 « Tandis que la neigo australe diminue jusqu'à C^ de diamètre, la boréale aurait encore à son maximum i5<>, c*est-à-dire une surface cinq fois plus considd'- rable. » Béer et Madler estiment que le minimum de chaque tache arrive ^^- d*an. née après le solstice d'été do chaque pôle, ce qui correspond aux 12 juillet et 12 janvier de notre calendrier. Pendant Topposition de 1862, analogue, pour la présentation do la planète, à celles de 1783, 1798 et 1830, lord Rosse, Lockyer et Lassell ont observé, à leur tour, ces neiges polaires. Leurs observations donnent les résultats suivants : Neige australe, 18G2. Solstice d'été : 9 soptembrc. 22 juillet 48 jours avant le solstice. 3G' (Lord Rosse). Série de LasscU. 13 septembre 4 jours après. 20 22 24 25 27 29 » .... 11 » .... 13 H .... la » .... 1(» » .... 18 » .... 20 11 octobro 32 13 » 34 15 » 36 17 « 38 18 » 39 u » 20^0 14,5 13,0 9,0 11,1 9,3 10.4 7,0 10,6 0,4 9,1 9,3 21 octobro. 23 25 > 27 *» . . . 4 novembre 5 • 15 » 17 18 » 00 o 8 décembro 11 43 jours après. 45 47 49 57 58 08 70 71 75 91 94 i) o » y » 0 » B 1) 8* G 7,6 8,0 8,2 8,0 9,3 7,1 5,5 8,2 9,1 7,5 9,5 Série de Lockyer. 17 septembre a... 8 jours après. 17 23 23 23 23 25 25 » » u > 6... 8 a. . * h.. . d.. . cl. . . 6... 14 14 14 14 16 16 » » » 18^0 13,8 10,0 12,9 12,9 11,3 10,0 9,3 3 octobre a 24 jours après. 3 3 9 11 15 15 18 u » » » » 0 6, c. a. b. 24 24 30 32 36 36 39 9*5 8,8 10,0 11,0 8,4 7,3 6,8 7,5 Los irrégularités des déterminations proviennent de la difficulté d'une appré- ciation précise de l'étendue exacte de la tache polaire, et aussi du fait qu'elle ne marque pas juste le pôle, mais lui est excentrique et tourne autour de lui, de 538 LA PLANÈTE MARS. sorte qu'elle se présente sous difTérents angles h l'ubservateur. On voit toutefois que les limites du diamètre de la neige polaire australe ontétd, en 18G2, de 30* :-, 48 jours avant le solstice, à G* , 70 jours après. En 1873, j'ai observé les neiges boréales, alors très blanches et très nettement terminées (juin 1873). Elles s'étendaient jusqu'au 80" degré de latitude et seûi- blaient parfois dépasser le disque, par un effet d'irradiation. Quant aux neiges australes, voici ce que j'écrivais : « La région sud est visiblement marquée d'une traînée blanche prés du bord. Est-ce la neige qui. descendrait jusqu'au 40« degré de latitude sud! Il est plus que probable que ce sont des nuages >«. (C K.,p,278.) L'opposition de 1877 a été analogue à celle de 1862 : périhélie et pôle austral. M. Schiaparclli. h Milan, a fait les observations suivantes : Neige australe, t877. Solstice d'été : '^6 septembre. 23 août 34 jours avant. 28'G 22 septembro. . 'i jours avant. 14*7 28 » 29 » 23,9 24 » ..2 » 13,8 3 septembre 23 :. 20,0 25 » .. 1 » 11,5 iO » 16 » 23,0 20 « .. j(mvdu80l8ticp,\\,h 10 » 16 » 18,3 .30 » .. 4 jours après. 12,5 11 » 15 .) 20,2 l-'r octobro 5 » 13,7 12 » 14 .> 17, i 2 )).... 0 » 11,8 13 » 13 » 10,9 4 ...... 8 » 12,7 14 0 12 .. 17,4 10 .. .... 14 .. lO/i 15 » Il .) li,l 12 » .... 10 .) 9,5 15 * Il .) 10,1 13 ...... 17 »» 9,3 16 » 10 » 10,1 \\ .- .... 18 » 7,0 18 .. 8 .. 19,1 27 »> ... 31 » 7,0 20 ). 0 M 18,5 4 novembre... 39 » 7,0 On voit, par cette série, qu'en 1877 les limites du diamètre de la neige polaire australe ont été do 29% 3i jours avant le solstice, •X 7", 39 jours après. Lorsque la tache n'était pas ronde, l'observateur a substitué au diamètre de la neige celui d'un cercle de surface équivalente. A la fin d'octobre et au commencement de novembre, le point blanc était devenu si exigu, que l'observateur s'attendait h le voir disparaître tout à fait un jour ou l'autre. Mais il n'eu fut rien. Pendant les mois de novembre, décembre et une partie de janvier, on continua de le voir briller, et même, au milieu do décembre, il parut augmenter et atteindre 15°. Mais l'existence de ce cap polaire devenait de plus en plus difficile ù, constater, soit par l'obliquité croissante de la vision, soit par l'invasion de l'ombre, et aussi h cause des nuages qui com- mencèrent à paraître et à se confondre avec la calotte blanche, à mesure que le pôle avançait dans son automne. Le minimum de la tache polaire paraît avoir eu lieu à la fin de novembre, soit deux mois environ après le solstice. LES SAISONS son LA fLANftTR UARS. Co minimiiin do T" ost iiicamparablement plus polit quo tout ce qui arrive dans nos étés aux pôles torrestres. Le» glaces polaires no TonJent pas et ompèulient (l'aborder vers le pAle au licld ^ 27 LES SAISONS Sun LA PLANETE MAHî^, 5^1 La precbîoa a'csl pas 1res gruadti. ^ cause de l'obliquili' du pùle et parce que les limites n'(!taiûat pas toujours nettes. Cette calotte polaire n'a pas lîlii seule- mont le résultat de lu suppression des branches noigeusos signalées plus liaul Kig. ÎS3.~ t.opùlc nord eiriièniiïplK-ro boréiil de Mars eu 1878 el ISSI.Trainéc» do oeigj. mais plutôt de leur contraction vers un noyau central, de leur accroisseiucnl eu lurgeur en même temps que leur longueur diminuait, remplissant la intervalles, (|ui pourtant restèrent parfois visibles en plusieurs points. LV'quinoxe de printemps de l'hémisphère boréal de Mars ayant eu lieu le ë décembre IS8I et le solstice d'été boréal le '2ô juin 1882, on voit que la plus grande dispersion de la blancheur polaire sous forme de branches lancées vers l'ijquateur, a eu lieu quelques mois après le solstice d'hiver; mais la plus grande intensité de la neige, comme surface et comme éclat, n'a eu lieu qu'un mois et plus apris IVquinoxe de printemps, ou seulement cinq mois avant le solstice d'été. Cù maximum n correspondu àuno Ciilotti' rûguliùro de Ti' de dîamclru on- 542 LA PLANÈTE MARS. viron, concentrique au pôle nord, qui a ensuite diminué lentement en approchant de l'été. L'astronome de Milan a essayé de représenter graphiquement [fig, 263) ces particularités de la neige polaire boréale, déduites de ses observations de novembre et décembre 1881 . Les huit branches ressemblaient aux tracés esquissés ici autour de la région polaire. De plus, trois stries blanchâtres, bien formées, et d'une largeur uniforme, allaient, en tournant, atteindre l'équateur aux longitudes 5°, %^ et 350«. On en apercevait encore une autre, moins sûre, traversant la mer du Sablier et lon- geant ses rivages. C'était comme une série de spirales, partant du pôle nord et se dirigeant obliquement vers le Sud-Ouest. On pense aussitôt que cette direction se rattache au mouvement de rotation de la planète et à la théorie des vents ali - ses. Ces traînées de neige produites pendant le printemps indiquent des courants réguliers, moins troublés que ceux de l'atmosphère terrestre par des circon- stances accidentelles. Lorsque ces rubans de neige traversent des canaux, ils cessent d'être visibles sur ces canaux, comme de la neige qui, en tombant sur de l'eau, y fondrait, tandis qu'elle resterait sur les régions sèches. On peut penser que ces traînées blanchâtres, qui sont restées visibles pendant des semaines et des mois, n'étaient pas des nuages, mais de la neige, sans doute peu épaisse. Nous arrivons maintenant à Topposition de 1884, qui a donné au même obser- vateur les mesures suivantes : Neige boréale, 1881. Solstice d'été boréal : 13 mai. 20 janvier 1 1 i juurs avant. 36" 15 février 8î) » 31 23 marîs 51 » 23 2 mai 11 » 15 On n'a pu suivre jusqu'au solstice. Les séries de 188G et 1888 offrent des résultats analogues : Neige boréale, 1886. Solstice d'été boréal : 31 mars. 1886i 18 janvier. ....... 62 jours avant le solstice. 25" 26 février 33 » » 10 U mars. • 17 » •» 6 28 » 3 " » G 21 mai 51 jours après. » 5 1" juin 62 » »' 9 1888a 7 mai 81 »> » 12 2 juin. 107 ). »> Il Juillet.. i>cu visible. La tache a diminué rapidement d'éclat en juillet 1888 par suite de l'énoruie obliquité de rillumination solaire, suivie bientôt par son immersion dans la nuit du pôle. Le pôle boréal est entré dans l'ombre le 15 août, jour de l'équinoxe. LES SAISONS SUR LA PLANÈTE MA US. 543 D'après l'ensemble des observations, la neige polaire boréale est centrée sur le pôle, tandis que, comme nous l'avons vu, la neige australe est à côté. L'opposition de 1890 nous a présenté la planète avec ses deux pôles visibles. En juin, juillet, août et septembre, on a pu voir en môme temps les neiges po- laires boréales et australes, mais juste au bord du disque, la tache boréale étant mieux marquée, plus inclinée vers nous d'ailleurs : je lui ai trouvé environ 20^ le 30 juillet. La Terre est passée par le plan de l'équateur de Mars le 23 sep- tembre. A partir de cette époque, on a mieux vu le cap polaire austral. J'ai trouvé : Neige australe, 1890. Solstice d'été austral : % novembro. •2i septembre G3 Jours avant le solstice. .30 2 octobre 55 » » 25 9 » 48 » » 25 22 » 35 » » 20 13 décembre 17 jours après. «• 10 20 février 8G » - 8 Récapitulons toutes ces observations : VARIATIONS DE LA NEIGE POLAIRE AUSTRALE. Diamètre. 1781 Max. 60» 1798 50 1830 » 1837 70 18C2 30 1877 29 1879 1890 30 VARIATIONS DE LA NEIGE POLAIRE BOREALE. Diamètre. Min. 10» W. llerschel. 50 Schrœter. G lieer et Màdler. » Id. G Uossc et Lasscll. «1 Schiaparelli. 'i Id. 8 Flammarion. 1837-30 Max. 31" Min. 15- lieer et Mâdlcr. 1 ooV 45 » Schiaparclli. 1884 3G » Id. 188G a j Id. Si nous éliminons de la première série l'appréciation de 1837, fondée sur Une tache blanche non identifiée avec le pôle alors invisible, les variations des deux pôles deviennent comparables entre elles, contrairement à la théorie et à l'opi- nion de Deer et de Madler. En effet, M. Schiaparclli a mesuré en 1882, 150 jours avant le solstice, 45'* à la neige boréale. Ce nombre peut ne pas coïncider avec le maximum absolu, qui peut atteindre 50* et même 00°. De plus, le même observa» teur a vu descendre en 1886, ce cap polaire boréal à 5". Ces limites sont égale- ment celles des neiges polaires australes. 544 LA PLANÈTE MARS. Il est fort possible que les années ne se ressemblent pas, sans doute, qu'il y en ait de froides et de chaudes pour chaque hémisphère. De plus, on assiste parfois, du jour au lendemain, à des transformations d'aspects considérables, que Ton peut attribuer à d'énormes chutes de neige. On se souvient des photographies prises par M. Pickering, les 9 et 10 avril 1890 (p. 4G4), dans lesquelles toutes celles du second jour montrent la tache polaire australe beaucoup plus vaste que celle du premier jour. Il y a donc des variations météorologiques plus ou moins rapides sur Mars aussi bien qu'ici. Le temps change là comme ici — mais moins. On le voit, Tensemble des observations sur les neiges polaires ne nous conduit pas à conclure que Texcentricité de l'orbite ait pour résultat défaire subir aux neiges australes des variations annuelles plus considérables que celle du pôle boréal. Dans tous les cas, la différence est légère. Très certainement, il fait plus chaud au pôle sud à son solstice d'été qu'au pôle nord à son solstice d'été également, puisque le premier passe alors au périhélie et le second à l'aphélie. La neige polaire australe devrait être plus complètement fondue. Elle Test, en effet, tout à fait au pôle géographique; mais il reste toujours un résidu de 120 kilomètres de diamètre à 324 kilo- mètres du pôle, vers 28** de longitude, au milieu de la mer. Il y a proba- blement là une île, vaste et élevée, sans laquelle, peut-être, la glace fondrait entièrement. Au pôle géographique nord, au contraire, la glace reste centrée à ce point. Mais il n'y a là aucune grande mer. Les hémisphères austral et boréal de Mars sont d'ailleurs bien différents au point de vue de la distribution des eaux et des mers. Comme sur la Terre, le premier est surtout maritime, le second surtout continental : les mêmes lois géologiques ont sans doute dirigé le relief des deux surfaces plané- taires^ élevant le sol boréal au-dessus du niveau moyen. Cette différence a un effet climatologique qui n'est pas sans importance. Cet effet est de rendre les saisons et les climats plus tempérés dans le premier, plus extrêmes dans le second, c'est-à-dire d'agir en un sens absolument contraire à celui qui résulterait de Texcentricilé et qui, peut-être, le neutralise entièrement. Il faudrait aussi ajouter ici une influence indirecte sur la distribution des températures, celle des courants, maritimes et aériens. En résumé, les saisons de Mars sont tout à fait comparables aux saisons terrestres, malgré la plus grande distance ru Soleil et ^excentricité consi- dérable de l'orbite. Les neiges polaires fondent en été, à chaque pôle, beau- coup plus complètement que les nôtres. Les hivers paraissent moins rudes. L'évaporatiou et la condensation s'y effectuent plus rapidement qu'ici. Le régime météorologique y semble très tempéré. A l'exception des brumes d'hiver, l'atmosphère y reste presque constamment pure* LES SAISONS Sun L\ PI.ANKTE MARS D. - CONCLUSrONS. Celte analyse comparée des saisons sur la Terre et sur Mai-s nous conduit aux conclusions suivantes : Les saisons de Mars sont à peu près de m^me intensilé que les adirés, mais près de deux fois plus longues. La saison chaude dure 381 jours sur l'hémispliOre boréal, et la saison froide a la même durée sur l'hémisphère austral. La saison froide dureSOGjours sur l'hémisphère boréal, et la saison chaude a la même duréo sur l'hémispliëre austral. Chaque hémisphère reçoit pendant son été 63 pour 100 de la chaleur annuelle totale, et 37 pour 100 pendant son hiver. Les saisons de l'hémisphère austral sont en plus grand contraste que celles de l'hémisphère boréal. Les neiges polaii-es de la planète Mars varient suivant les saisons. Elles atteignent leur maximum de trois à six mois après le solstice d'hiver de chaque hémisphère et sont réduites à leur minimum également de trois à six mois après leur solstice d'été. De môme que sur la Terre, les années ne se ressemblent pas. Dans les deux hémisphères, la neige polaire paraît atteindre, en hiver, 45° à 50° de diamètre et se réduire, en été, à 4' ou 5°. Nous n'en pouvons rien conclure sur les effets de l'excentricité de l'orbite pour chaque hémi- sphère. Des observations plus complètes sont très désirables. En dehors des glaces polaires, des chutes de neige ont été observées dans les régions tempérées, et parfois même jusqu'à l'équaleur. On a vu dans l'hémisphère boréal des traînées en spirale vonanl du pôle, indiquant des cou- rants atmosphériques influencés par le mouvement de rotation de la planète. La calotte polaire boréale paraît centrée sur le pùle. L'australe en est éloignée à 5°,4, ou 340 kilomètres, à la longitude 30", de sorte qu'aux époques de minimum le pôle sud est entièrement découvert : la mer polaire est libre. La climatologie du monde de Mars ofTre les plus grandes analogies avec î la Terre : ses conditions paraissent plutôt meilleures. L'éloigne- ment de Mars du Soleil et la légèreté de son atmosphère, due h l'infériorité de sa masse, sont compensés par des conditions physiques plus favorables que les nôtres. La théorie de la variation séculaire des climats terrestres fondée sur l'excentricité de l'orbite, proposée par Adliémar, reprise par James Croll sur d'autres bases, n'est pas conQrmée par l'examen de Mars. Celte planète a une excentricité ciuq fois et demie supérieure à rexceutricité actuelle de la Terre , FlaHUaiiion. - Ma>-ii. 3j 546 LA PLANÈTE MARS. et celle-ci ne peut jamais atteindre celle de Mars. Cette planète est donc un excellent type à étudier comme contrôle. Justement, c'est aussi son hémi- sphère austral qui a son été au périhélie, et son hiver à Taphélie qui a son été le plus chaud et le plus court, son hiver le plus long et le plus froid. La théorie dont nous parlons admet que le pôle sud terrestre se refroi- dit d'année en année, parce qu'il a huit jours de moins de soleil par an. Pour Mars, la différence s'élève à 74 jours. On pourrait penser, en effet, que Tété plus court que l'hiver ne suffit pas pour fondre entièrement les glaces formées au pôle sud pendant l'hiver. Or, il n'en est rien, comme nous venons de le voir. La calotte polaire australe est aussi complètement fondue, après son été, que la boréale après le sien. Il n'en reste qu'un résidu de 120 kilo- mètres de large, excentriquement au pôle, et sans doute sur une île. Comme sur la Terre, le solstice austral de Mars est voisin du périhélie. La demi-révolution de la ligne des apsides terrestres s'effectue en 10 500 ans ; le solstice d'été austral — et, par conséquent, le solstice d'hiver boréal, — est arrivé au périhélie en Tan 1248 de notre ère. Sur Mars, la demi-révo- lution de la ligne des apsides s'effectue en 9866 de ses années. Sur ce temps, il y a (en 1892), depuis la dernière position égale des saisons, 4235 années martiennes d'écoulées; il en reste 5631 jusqu'à la prochaine. Actuellement, le solstice d'été de l'hémisphère austral de Mars arrive 36 jours après le pé- rihélie, à la longitude héliocentrique 357°, la longitude du périhélie étant 334®. Le froid de l'hiver au pôle sud de Mars doit être de beaucoup supérieur à celui du pôle terrestre. La nuit polaire y est presque double de la nôtre ; elle dure 338 jours, au lieu de 182, et Tair y est sans doute de moitié moins dense. ïh bien, en quelques mois, à la suite du solstice d'été, cette neige est fondue. Cette fonte des glaces pourrait être attribuée, pour le pôle austral, aux eaux plus ou moins tièdes de la mer et à des courants marins analogues à notre Gulf-Stream; mais cette explication ne s'appliquerait pas au pôle nord, puisqu'il n'y a point là de vaste mer. Nous sommes autorisés à penser qu'il y a moins d'eau et moins de vapeur d'eau sur Mars que sur la Terre, moins de nuages, une moindre quantité de neiges, et que l'épaisseur des glaces y est beaucoup moindre qu'ici. Peut-être aussi, la durée de l'été, du double plus longue que sur la Terre, suffit-elle amplement pour fondre toutes les glaces. Il y a des limites à la production des neiges; tandis que le Soleil reste pendant près d'un an au-dessus de l'horizon de chaque pôle. En résumé, l'analogie climatologique avec la Terre ressort de toutes les observations, et l'étude de la planète Mars apporte des lumières particulières à la connaissance générale de notre propre globe. IllIANGEMENTS ACTUELLEMENT OBSERVÉS. CHAPITRE VII. CHANGEMENTS ACTUELLEUENT OBSERVÉS A LA SCRFACE DE LA PLANÈTE MARS. Le monde (le Mars ressemble beaucoup à celui que nous habitons, et c'est même là ce qui nous inléresse le plus dans son élude, car, en général, noua sommes portés à croire que ce qui nous ressemble est plus intéressant que tout le reste. Mais, d'autre part, ce petit globe diffère assez du nôtre pour éviter la monotonie, et à ce titre son étude est peut-être plus suggestive en- core. La question des changements qui s'opèrent incessamment à sa surface nous pose à ce point de vue l'un des plus curieux problèmes de l'Astronomie conlemporaine. Nous signalons ce Tait depuis l'année 1876 {voy. p. 241). Les observations prouvent que des variations considérahles se manifestent réellement dans les aspects géographiques de cette planète. Toutefois, nou3 ne devons admettre la réalité de ces variations qu'après les plus expresses réserves et lorsque nous avons la certitude que ces différences d'aspects ne sont pas dues à des différences de visibilité, d'observation, ou d'interpré- tation. Tout observaleui- de Mars sait combien la perception sili-e des déUils do sa sui'face est difffcile, et combien l'interprétation précise et absolue par le dessin est plus difficile encore. Chacun voit un peu à sa façon et dessine aussi à sa façon. Indépendamment des différences dues au pouvoir de défi- nition, les yeux ne sont pas les mêmes. Tel observateur aperçoit mieui les petits détails ; tel autre remarque une nébulosité qui passera inaperçue pour son voisin. Des 572 dessins tclescopîques ou caries aréographiques que nous venons de passer en revue, il n'y en a pas un seul qui représente complète- ment la réalité nue qui se révélerait à un observateur voisin, examinant la surface de Mars du haut d'un ballon. L'analyse critique de tous ces dessins nous a convaincu de leur insufS- sance. La dislance est trop grande, notre atmosphère est trop épaisse, et nos inslrumenls ne sont pas assez parfaits. Est-ce à dire pour cela que ces représentations martiennes n'ont aucune valeur? Nullement, et la meilleure preuve qu'elles en ont une, c'est qu'on s'y retrouve, en detinitive, et qu'elles nous donnent une idée générale de la planète. 548 ■ LA PLANÈTE MARS. Mais il ne faut en prendre aucune à la lettre. Sans doute, il y a des heures de calme parfait et de pure transparence qui donnent d'excellentes images télescopiques, et même récemment nous ve- nons d'être favorisés de quelques-unes de ces heures (nuits du 15 au 16juil- let 1892, du 31 au !•' août, du 5 au 6 août, et du 12 au 13); mais on est loin de tout voir, et même de voir exactement cette curieuse topographie. Imaginons un papier de tapisserie dont le dessin serait formé d'un enche- vêtrement de figures humaines, les unes riant, les autres pleurant, alter- nant avec des figures d'animaux, des plantes et des fleurs de toute espèce, le tout disposé par alignements entrecroisés et de divers tons, formant dans l'ensemble de grands dessins géométriques. De très loin, on ne distinguera que ces grands dessins géométriques, cercles, carrés, losanges, étoiles, rectangles, triangles, polygones, etc. De moins loin, on remarquera qu'au fond tout est aligné suivant des lignes droites entrecroisées sous divers angles. • De prés, on distinguera des plantes, des animaux et des hommes. De plus près encore, on reconnaîtra des figures humaines, des animaux, des plantes, des visages qui rient, des visages qui pleurent. Et alors l'aspect général de l'ensemble sera perdu pour l'œil de Tobservateur. C'est là l'histoire de ce qui arrive dans l'observation de la planète Mars. Il importe donc que nous soyons d'abord convaincus des étonnantes diver- gences qui existent entre les dessins des meilleurs observateurs munis des meilleurs instruments. Nous les avons eues sous les yeux dans tout le cours de cet Ouvrage. Rappelons seulement quelques exemples bien démonstratifs à cet égard. I. — Différences dues aux observateurs. Voici {fig, 264 et 265) deux dessins faits le même jour et presque à la même heure, à l'aide d'excellents instruments parfaitement comparables, par deux observateurs compétents, soigneux et habiles (et précisément ce sont deux de leurs meilleurs dessins, obtenus dans les meilleures conditions). Ils re- présentent à peu près le même hémisphère de la planète, le 18 octobre 1862, à 8*» 13"» pour le petit dessin, fait en Italie par Secchi ; à 8'*0™ pour le grand, fait en Angleterre par Lockyer. La première heure est' celle du méridien de Rome, et la seconde, celle de Greenwich. Par conséquent, en temps de Paris, le premier dessin représente la planète à 7** 33" et le second à 8**9"". La diffé- rence de temps est de 36" : la tache ronde entourée de blanc, que l'on voit vers le centre du disque, est plus avancée de 36" vers la gauche dans le grand dessin que dans le petit. CflANfiEHENTS ACTUELLEMENT OUSERVtS. -,19 Eh bien, ces tieux tiessiiis sont tria caractéristiques par la tache circulaire dont nous parlons. L'observaleur romain la voit allongée du Nord au Sud, FIg. îfii. - Dessin Jo -Mars ha le 18 oilolirc tSti;, a TSla- (heure ilo Parisl. par Seccht, et l'observateur anglais, allongée, au contraire, de l'Est à l'Ouest. De plus, le premier l'entoure d'une courbe ombrée donnant l'idée d'un cyclone, d'un tourbillon atmosphérique, et il dit, en effet : " La crederei una grao bur- rasca in Marte ". Le sccoad y voit simplement uue mer tranquille, qu'il appelle la Baltique. L'impression des deux observateurs est totalement dif- 550 LA PLANÈTE MARS. férenle. Comparez les détails des deux dessins, tous en recevrez la môme impression. Comparons aussi deux dessins faits également le même jour, et presque à la même heure, le 4 juin 1888, l'un par M. Schiaparelli, à Milan (fig. 266 ), l'autre par M. Perrotin,-à Nice {fig. 267), et tous deux à l'aide d'excellents instruments. Sans cootredit, ces deux dessins indépendants se con&rmenl aussil'unrautre.On voit sur tous les deux: !• la raerdu Sablier (un peu plus avancée vers la gauche, par suite de la rotation de Mars, sur le second dessin 18SS, par M. Schlaparâlli, â Milan. que sur le premier] ; 2" son prolongement appelé Protonilus ; 3" uu golfe con- duisant â Astaboras; 4' la petite ligne nommée Astusapes; 5° les deux canaux doubles du Phison et de l'Euphrate montant en ligne droite de Protonilus pour se joindre à la mer supérieure ; 6° l'Hiddekel allant du lac Ismenius à ta baie fourchue ; 7' le Gehon partant d'un point assez éloigné de ce lac pour se rendre à la même baie; 8' la tache polaire inférieure; 9° l'Euphrate allant jusqu'à cette tache polaire; 10° une échancrure sombre dans cette tache à gauche. La' concordance est assurément incontestable, ce qui nous prouve que ces lignes droites extraordinaires existent réellement. Mais pourtant quelles différences dans les aspects! Le Gehon est incompa- rablement plus large dans le dessin deM.Perrotin que dans celui de M. Schia- parelli (il est vrai qu'il se rapproche du centre) ; la baie de la mer du Sablier, vers Astaboras, est plus marquée et plus importante; il en est de même du Protonilus, composé d'un seul estompage dans le dessin de Nice et d'un double canal dans celui de Milan. On pourrait croire à des changements réels si les dessins ëtaienl de deus dates dilTérentes. Ils nous montrent, au contraire, que dans lea observations astronomiques, comme dans la vie habi- tuelle, lorsqu'on en arrive aux nuances, chacun a un peu samaDiëredevoir. Considérons encore, si vous le voulez bien, un troiaième exemple du même ordre. Voici [fig. 268 et 269) deux dessins faits au mSme instrument, — el ce instrument, c'est le plus puissant du monde, le grand équatorial do û^tSI de l'Observatoire Lick, — par deux observateurs différents, le mSme jour, à un 7] Fig, M7. — Dessin île Mars Tail lo mémo soir, par M. Perrolia, A Nicu ( une heure eovlron après le jirécËdoDt). quart d'heure d'intervalle. Ils sont tous deux du 27 juillet 1888, Le premier a été fait par M. Holden, le second par M. Keeler. Dans chacuQ de ces deux croquis, la mer du Sablier traverse le milieu du disque du haut en bas. Mais quelles différences dans les aspects! C'est à n'y pas croire! Ainsi, en même temps, au môme instant, un observateur voit l'aspect de la fig. 266 et un autre voit celui de la fig. 269. Si l'on partait de là pour conclure à des changements réels arrivés sur la planète, on serait dans l'erreur la plus complète. Les croquis des jours précédents et suivants montrent que M. Holden voyait bien réellement, à gauche de la mer du Sablier, les deux traînées grises verticales qui y sont dessinées, taudis que M. Keeler ne les voyait pas : il voyait autre chose. Du reste, nous avons vu passer plus haut sous nos yeus, notamment p. i&Z, plusieurs cas analogues. Ces exemples, qu'il est superflu de multiplier, prouvent à n'en plus pou- voir douter, que chaque observateur voit selon sa rélinr et dessine à sa façon, et s. Holdun. Dessin de Mura fait pa rM.Keelcr. i! équaloriHl, AU m me ObBErvaloirc et BU n éme InBtruuieat 0 im-'ino lour, un (|iiart i heure upres. le 27 juillet tS83,à8''0-|a, que nous ne devons pas prendre leurs dissemblances de dessins pour des changements réels arrivés à la surface de la planète ('). A ces différences d'observations personnelles, il convient d'ajouter tout de suite ici celles qui peuvent être imputables aux instruments. II. ■ DlFFÉHE>-CE3 INSTRUMENTALES. Les instruments jouent, en effet, un rôle qui n'est pas sans importance. El d'abord, même avec nos instruments modernes, dont le pouvoir de définition est fort supérieur à celui des anciens, nous ne voyons presque jamais nettement les détails que nous avons le désir do représenter. Les contours ne sont pas précis, les images sont plus ou moins vagues. Nous essayons de dessiner aussi fidèlement que possible ce que nous voyons, mais les nuances, les tons, les contours, les détails ne peuvent être identiqiie- ment rendus. Comme cependant il faut que nous définissions notre dessin, il y a là une cause inévitable de divergences plus ou moins marquées, {') La vue de chaque obsetvaieur joue un yratid rôle. Pour moi, par exemple, qui lis parfuiiemenl l'heure à minuit aux fines aiRUilles de ma montre, à ]a seule clarté des ëtaiks, et qui suis un peu myope, je no distingue rien neltemeuL de loin, lundis que d'autres yeux sont dans un cas diamiitralemeot contraire. Le meilleur observnteur d'étoiles doubles que nous ayons, M. fiurnham, qui a découvert tant de couples serrés à moins d'une seconde, n'a jnmais pu voir les nébuleuses des Pléiades, etc. CHANGEMENTS ACTUELLBMKNT OBSERVÉS ^3 Cette cause est évidemment rédiiile i son niinimuni lorsque l'observateur se préoccupe d'avance de ce qu'il doit trouversurla planète, lorsqu'il connaît par les épliéméridcs quelle est la longitude du méridien central et quel est l'aspect qui doit se préseuler à ses yeux. C'est ce qui est arrivé notam- ment dans les observations de M. Terby, de Louvain, pendant l'opposition de 1888. Cet astronome avait ret^u les dessins de M. Schiaparelli et chercliait tout exprès à vérifier et conUrmer les observations de Milan. Sou instrument est un excellent équatorial de 8 pouces ou 0". 20 construit par Gruhb, de Dublin, tandis que celui de l'Observatoire de Milan est un 18 pouces (0",46) parfait, sortant des ateliers de Merz, de Munich. Eh bien, comparons au des- sin publié plus haut {fig. 266) de M. Schiaparelli, celni de M. Terby [/ig. 270), résultat de plusieurs soirées, et dans lequel il a réuni tout ce qu'il a pu voir, et, tout en tenant compte de ce que nous avons dit tout à l'heure sur les différences d'yeux et de méthodes, nous attribuerons une part notable aux instruments employés. Il y a beaucoup moins de détails dans le second dessin que dans le premier. La dissemblance sera plus grande encore si l'observateur ne se met pas au courant d'avance de la face de la planète qui doit se présenter k lui et dessine simplement ce qu'il parvient a voir, sans aucune idée préconçue. Pour ma part, c'est un principe dont je ne me suis jamais départi, craignant les illusions. La grandeur de l'objectif, mnis surtout sa valeur comme puissauce de définition, sont deux conditions importantes à considérer. Le pouvoir op- tique de l'appareil employé joue un grand rôle; le grossissement des ocu- laîi-es en joue un autre : souvent un pi-ossissement moindre donnera des images plus nettes et plus complètes à la fois qu'un grossissement plus fort. L'étal de notre atmosphère ajoute encore une autre cause de dissemblance dans les images, précisément en rapport avec le grossissement employé. 554 LA PLANÈTE MARS. Toutefois, la dimension des instruments n'a pas autant d'importance qu'on serait porté à le croire. Les plus puissantes lunettes des Observatoires actuels, celles du mont Hamilton, en Californie, celle de Nice, celle de Pulkowa, n'ont point donné d'images comparables à celles qu'a obtenue^ M. Schiaparelli à Milan, à l'aide de son objectif de 0°,46, et même à l'aide de celui dont il s'est servi jusqu'en 1886, el qui ne mesure que 0«»,21. Sans doute, les vagues de l'air et les différences de température contrebalancent- elles les avantages du grossissement en diminuant la netteté des images. L'œil et la manière d'observer doivent donc être placés en première ligne. III. — Conditions atmosphériques terrestres. L'état de notre atmosphère entre pour une part considérable dans la net- teté des images. Parfois elle semble parfaite, et cependant les images sont onduleuses et indécises, parce que les couches d'air superposées au-dessus de l'observateur sont à des températures différentes et glissent les unes dans les autres comme des fleuves d'air. La température du lieu de l'instru- ment joue également un rôle notable, et d'autant plus grave que l'objectif est plus puissant. Il faudrait que l'instrument et même l'œil de l'observa- teur fussent à la température extérieure, et que cette température fût homo- gène sur une grande étendue en hauteur. Le clair de lune, les brumes même ne nuisent pas toujours. Parfois les images sont plus nettes, vues à travers des nuées légères passant devant l'astre et en tempérant l'éclat. J'ai remarqué que pour Mars, en particulier, les dessins sont souvent plus faciles à obtenir pendant le jour, même en plein soleil, une heure après son lever ou avant son coucher, et pendant la clarté du crépuscule que pendant la nuit complète. La diversité de ces conditions, suivant les positions des Observatoires et leur altitude au-dessus du niveau de la mer, est donc une cause de variété pour les observations. IV. — Présentations diverses du globe de Mars. Voici maintenant une cause de différences d'aspect qui provient de la pla- nète elle-même. Le globe de Mars ne se présente pas toujours de la même façon. Sans compter sa distance à la Terre, perpétuellement variable par suite de son mouvement et du nôtre, sans compter la variation de grandeur qui en résulte pour son disque et pour tous ses aspects géographiques, remarquons qu'il vogue incliné de 24° 52'. Il ne se présente donc pas souvent avec son axe de rotation perpendiculaire à notre rayon visuel, pôle sud en haut, pôle CHANGEMENTS ACTUELLEMENT OBSERVÉS. 555 nord en bas et ligne équatorialo le traversant horizontalement au milieu. Tantôt il incline vers nous pon pôle supérieur, et nous dérobe son pôle infé- rieur ; dans ce cas, la ligne âquatoriale est fort au-dessous d'une ligue hori- zontale médiane qui couperait son disque en deux parties égales. Tantôt, au contraire, U relève de noire cûlé son pôle inférieur et nous cache son pôle supérieur : alors 1 equateur est fort au-dessus du centre. L'aspect de toutes les conûgurations varie, de ce chef, considérablement, à ce point que cer- taines figures deviennent absolument méconnaissables. On s'en rendra compte par les trois globes publiés plus haut | p. 30, 32 et 53] , ainsi que par les projections des pages 502 et 503. Si nous considérons une tache caractéristique, par exemple la mer du Sablier, elle se présente dans l'inclinaison supérieure australe, comme une énorme tache en forme de V dont la pointe louche presque le bord inférieur du disque. Dans le cas contraire, cette niûnie mer se présente comme un canal délié occupant le centre du disque et allant en s'élargissant vers le haut, comme un entonnoir, ou encore, à cause de la mer inférieure adja- cente, comme un sablier. Les aspects ne se ressemblent pas du tout, et l'on pourrait croire qu'il ne s'agit pas de la même fa^e de la planète. Avant de comparer plusieurs dessins entre eux, il importe donc de se rendre compte de l'inclinaison de la planète à la date de l'observation et des elTets de perspective qui en résultent pour la forme des taches. Autant que possible, les jugements doivent porter sur les taches voisines du centre du disque, vues presque de face et affranchies des variations dues aux raccourcis de la sphère dans les régions qui approchent des bords. Une partie des variétés des nombreux dessins aréograpbiques que nous avons sous les yeux provient de cette cause, à laquelle nous devons adjoindre le mouvement de rotation, qui est du môme ordre pour la question gui nous occupe ici. L'étendue des configurations, leurs positions sur le disque, leurs distances respectives, surtout lorsqu'il s'agit de lignes minces comme les canaux, aug- mentent considérablement en largeur vers le centre, et diminuent de même en approchant des bords, par suite de cet effet de perspective. Voici maintenant une cinquième cause de différences. V. — VaIVIATIONS ATMOSPHÈHIQUBS SUR LA PLANÈTE MaBS. Celte cinquième cause n'est pas aussi importante que les quatre prècé- cédeiites, parce que l'atmosphère de Mars est généralement pure. Cependant elle est loin d'être négligeable, car il y a là comme ici des ouages et des brumes variables qui parfois masquent absolument de vastes contrées sous 55G LA PLANÈTE MARS. leur voile blanc et modifient entièrement l'aspect de la configuration géogra* phique normale. Que Tatmosphëre de Mars donne naissance à des précipités analogues à nos neiges, c'est ce qui n'est douteux pour aucun observateur. Le ciel y est toutefois beaucoup moins couvert qu'ici, même en hiver, comme on peut facilement s'en convaincre par la' comparaison des observations. Cependant, il l'est quelquefois, et nous avons des dessins sur lesquels plus de la moitié du disque de la planète est caché sous un voile blanchâtre. Parfois, ces nuages sont partiels et disparaissent assez vite. Nous ne citerons pas comme exemple la bourrasque apparente signalée par Secchi dans laquelle nous avons reconnu tout à l'heure, au contraire, une configuration fixe de la planète, un lac circulaire bien connu. Mais on peut citer comme observation de nuages celle de Lockyer du 3 octobre 1862, de 10*» 30™ du soir à II** 23". Revoyez un instant les pages 156 et 157 de cet Ouvrageet la fig. 97, la région qui s'étend de a? à y se montrait blanche ; dans le dessin de il** 23" [fig. 98 ), au contraire, on voit en y une sorte de golfe gris se dessiner, à mesure que les nuées qui le recouvraient se dissolvent. Ce golfe est le golfe Main (ou lac Mœris). M. Lockyer considère cette observation comme démonstrative de la présence de la variation de nuages à la surface de Mars. La même impression résulte de Taspect d'un dessin de M. Phillips, fait à Oxford le 15 octobre 1862, et qui montre toute la ligne du rivage marquée par une bordure de nuages blancs (voy, p. 165, fig, 107). Ces nuages de Mars ont été l'objet d'une étude spéciale de M. Trouvelot, qui, plusieurs fois, grâce à une grande persévérance, a eu la bonne fortune d'en voir se former graduellement sous ses yeux, dans l'intervalle de moins de deux heures, sur les points où il n'avait pu en reconnaître aucune trace auparavant — surtout sur le long des rivages [voy. notamment fig. 200, p. 373). M. Schiaparelli écrivait, à la date du 14 octobre 1877, qu'une tempête ve- nait, entre le 4 et le 10 octobre, de couvrir presque entièrement de nuages la mer Erythrée et la Noachide. Du 21 au 25 mai 1886, M. Perrotin [voy. p. 394) avait l'impression de nuages ou brouillards étendus sur la mer du Sablier. Nous avons eu la môme impression en plusieurs observations, mais plus rarement qu'on ne serait porté à s'y attendre par les vicissitudes si fré- quentes de notre propre atmosphère. L'atmosphère de Mars est non seulement plus claire, mais encore plus calme, plus pacifique que la nôtre. Parlant des traînées d'apparence nei- geuse qu'il a observées en novembre et décembre 1891 , sous forme de bandes spirales partant du pôle nord, visibles sur les continents, invisibles sur les CHANGEMENTS ACTUELLEMENT OBSEUVfiS. :,r,7 mers, M. Scinaparclli ajoute que cet aspect donne l'idée de courants aériens réguliers et moins troublés par des circonstances accidentelles que ceux de notre atmosphère [Memoria terzo, p. 88). Il est sensible que, pour distinguer nettement cequiexiste à la surface du globe de Mars, il ne suffit pas qu'il fasse beau chez nous et que notre atmo- sphère soit transparente, mais évidemment il est nécessaire qu'il fasse éga- lement beau sur Mars, sur l'hémisphère tourné vers la Terre au moment de l'observation. L'absorption atmosphérique est manifeste sur cette planète, car elle éteint, elle efTace toutes les taches vers les bords du disque; mais lorsque cette atmosphère est pure — et c'est le cas le plus fréquent — on dis- tingue nettement les configurations géographiques. Qu'il y ait çà et là des brumes, des brouillards ou des nuages mi5me très légers, cela suffit pour mo- difier l'aspect du disque, masquer des contrées plus ou moins vastes, empê- cher de voir des mers ou des continents, mettre une tache claire blanche (nuage vu d'en haut, éclairé par le soleil), au lieu du ton foncé des mers et du ton jaune poux des continents. Des nuages peuvent-ils paraître sombres, tus d'en haut? En général, on ne l'admet pas. Cependant le fait n'est pas impossible. De la vapeur noire, de la fumée, s'élevant au-dessus des terrains clairs, pourraient, me semble-t-il, paraître plus foncées. Il peut se faire que sur Mars il y ait des vapeurs noires. Le pouvoir réfléchissant dépend de l'état de la surface de ces bruines. Quoi qu'il en soit, il y a là une cause certaine de variations apparentes d'aspects dans les configurations géographiques de la plauéte Mars. Voilà donc une série de causes ;'i éliminer tout d'aburd si nous voulons savoir à quoi nous en tenir sur la valeur réelle des changements apparents observés 'X la surface du globe de Mars. Différences d'œil, de méthode, d'ha- bileté dans l'observation et dans le dessin, d'instruments, de conditions atmosphériques, différencGS dans la manière dont le globe de Mars se pré- sente à nous, suivant ses diverses inclinaisons et sa rotation, variations apportées dans son aspect par son atmosphère elle-même, différences que nous pouvons classer dans l'ordre suivant, selon leur importance : 1" L'œil de l'observateur; 2" Sa méthode d'observer; 3" L'interprétation par le dessin; 4" Les différences d'instruments; 5» Les conditions alinosphériques terrestres, heures; 0" Les variations de l'inclinaison de Mars; 7" L'atmosphère de Mars. Ces diverses causes de variations ;ipparente3 dans les aspects des conÛgu- 558 LA PLANÈTE MARS. rations géographiques de Mars suffisent-elles pour rendre compte de toutes les variations observées? Non. Des changements réels ont lieu à la surface de la planète, changements qui n'ont rien d'analogue dans ce qui passe à la surface de la Terre. V étendue des taches sombres, le ton de ces taches sombres varient incon- testablement. Nous ne parlons pas ici de la variation périodique des neiges polaires suivant les saisons : cette variation est connue, mesurée même depuis long* temps, et expliquée. Nous voulons parler de celle de l'étendue des taches sombres regardées comme mers, lacs ou cours d'eau. Sans doute, il faut des preuves bien irrécusables pour admettre de telles -variations. Ces preuves, nous les avons disséminées, pour ainsi dire, sur toute l'étendue de cet Ouvrage, et nous allons les résumer. Il se passe là des phénomènes absolument étrangers au monde que nous habitons, et c'est ce qui fait que nous n'arrivons à les admettre qu'après de grandes perplexités, et parce que nous ne pouvons pas faire autrement. Nous venons d'exposer et de discuter les causes de variations apparentes dans les aspects de Mars. Arrivons aux changements réels. L'un des plus persévérants et des plus assidus observat(!urs de la planète Mars, Schrœter, deLilienthal, dont les observations s'étendent de 1785 à 1803, concluait de ses études qu'il n'y a rien de stable à la surface de ce monde voisin et que toutes les taches que nous y observons sont de nature atmo- sphérique. L'un des plus anciens observateurs de Mars, Maraldi, exprimait la même opinion dès 1710 sur l'instabilité des taches de Mars. Leurs obser- vations et leurs dessins justifient, jusqu'à un certain point, cette conclusion. Schrœter a fait 230 dessins de la planète : nous avons ces dessins sous les yeux, et nous en avons reproduit 65; on comprend fort bien qu'ils aient conduit l'auteur à l'idée de considérer les aspects de Mars comme analogues à ceux de Jupiter et de nature atmosphérique. (Il admettait que les nuages vus d'en haut peuvent paraître plus foncés que le sol ou les eaux. ) , Commençons cette étude comparative par la mer la plus caractéristique de Mars, la mer du Sablier, dont nous possédons des dessins depuis l'an 1659. La région qui s'étend à gauche de la mer du Sablier, au-dessous de la mer Flammarion, et qui a reçu le nom de Libye, est particulièrement remarquable au point de vue de ses variations d'aspects, et il est désormais impossible de douter qu'elle ne paraisse tour à tour submergée et découverte. La largeur de la mer du Sablier varie incontestablement, et cette mer dé- borde souvent à sa gauche. En voici des témoignages certains et déjà sé- culaires. CHANGEMENTS ACTUELLEirRNT OBSERVÉS. - Changements observés lUins la mer du Sablier. Ainsi, par exemple, en 165ÎI, dans les tout premiers dessins de la planète par Huygens, cette mer parait si large qu'elle occupe une grande partie du disque. {Voyez p. i6,fig. 9l. Ilenesl(lemèmeent672,dausuncroqQÎ8dum(îmeastPononie(p.33,/Ï3.19), On a la même impression en examinant un croquis fait par Maraldi, en 1719 {p. 41, ftg. 24 D}. Ces trois époques (1659, 1672, 1719) sont des époques auxquelles Mars s'est présenté, vers son périhélie, en d'excellentes rondi- tions d'observation et à peu prfis avec l'inclinaison delà fig. 20, page 32. In- contestablement, la mer du Sablier était alors très large, môme en accordant aux incertitudes des observations et des croquis toutes les limites possibles, Un dessin de William Herscbel en 1777 [voy. p. ôl, fig. 17} la montre, au contraire, très étroite et comme étranglée en ef. Cette année-là, Mars fut observé vers son aphélie, incliné comme fig. 28, page 53. Nous la retrouvons, assez large, dans un dessin de Scbrœler du 18 no- vembre 1785 {voy. p. 71, fig. 2} (en cette époque la planète se présente à peu près droite, comme la projection de lu p. 30), On voit cette même mer très large dans un croquis du même astronome, du 9 septembre 1798 (p. 74), époque où la planète se présente également à peu près droite, iégfcremenl inclinée du pôle supérieur; très étroite, au contraire, dans un dessin du 20 no- vembre 1798 du môme observateur [p. 70), ainsi que dans un autre croquis du 24 octobre 1800. L'année 1798 est une année d'opposition périhélique, mais comme l'opposition a eu lien le 1" septembre et (jne l'observation est du 20 novembre, la planète est déjà très relevée. On voit sur le dessin du 24 octobre 1800 (p. 78, /ig. 161), à environ 90" à droite de la mer du Sablier, un disque noir qui correspond à la baie du Méridien. Ce point était donc très foncé en 1800, comme fleer et Madler l'ont vu en 1830. Une observation faite par Schrœter, le 2 novembre de la mîime année, montre la mer du Sablier très large. L'axe de la planète se présente perpen- diculairement au rayon visuel. Cette grande variété de dessins, auxquels nous prions le lecteur de vouloir bien se reporter, et que nous ne i-eproduîsons pas pour ne pas trop étendre ce volume, donne déjà l'impression de variations considérables dans la lar- geur de "cette mer, et Schrœter en concluait que ce ne sont pas là des con- figurations géographiques appartenant à un sol stable, mais des produits atmosphériques, des nuages ou des brumes. Cependant il serait assez étrange de retrouver les mêmes formes après tant d'années d'intervalle, comme par -,60 LA PLANÈTE MATtS. exemple de 1719, dessin dt' MaraUli (p. 'i!. D) à t798{p.7-i, ^^.56), Schrœter. Les observations vont devenir plus précises, et, en nous rapprochant de notre époque, nous trouverons des exemples plus certains encore des chan- gements observés, Pendant la fameuse opposition de 1830, qui, entre les mains de Béer et Miidler, inaugura réellement l'aréographie, nous ne trouvons guère, relati- vement à la mer du Sablier, qu'un dessin intéressant : c'est celui qui porte le n" G dans la planche de ces auteurs (p. 105) : il est du 19 septembre, & 10''6*°. La mer dont nous nous occupons ici est assez large. Cette même mer du Sablier apparaît fort étroite dans un excellent dessin fait par Warren de la Rue, le 30 avril 1856 [voy. p. 128). On la retrouve sensiblement plus large dans les dessins du P. Secchi, de 1858 (roy. p. 139 et MO). Elle se montre également tri>s large dans les dessins deLockyer et Kaiser, en 1862 {fig. 271). Au contraire, elle est très étroite en 1864, sur ceux de Dawes. Ici intervient un autre facteur. Considérons un iiislanl le dessin de Dawes, Fig. Î71. - DossiD Ile Mars, par M. Loi:kjer, Id 3 oi^tùbre 1863. De x ix ij : Libye. du 26 novembre 1864(^(7. 272). Nous remarquons, pour la première fois, l'ap- pendice qui s'élève comme une feuille tenue par son pédoncule sur la riyo à gauche de la mer du Sablier, et en même temps nous pouvons reconnaître 1 que le rivage est indécis et comme brumeux. Eh liien ! il en est souvent d CHANGEMENTS ACTDELLBHENT ODSEJIVÉS. même dans les représentatious de cette région- Ainsi, par exemple, l'obser- Flg. 77! — Di!B5in de Mars. fiAr DawcB, lu 2Ù novembre IS64. valion faite par Lockyer le 3 octobre 1803, à 1 l''5I", donne lamdme impres- sion, comme on peut le reconnaîlre sur la /ig. 271. Comparons aussi le dessin fait par M. Schiaparelli le 28 octobre 1879 el qui Fig. 1 Î8 oclobro I8T9. olTre une si remarquable similitude avec celui de Dawes. La région dont nous parlons s'y montre également voilée et brumeuse. Dans ces deux de-ssins, qui Cfjrrespoiident comme position de la planète (1864-1879), la mer duSablier est très étroite et sa région limitrophe à gauche est comme fumeuse ou marécageuse (c'est la Libye). Celte mer est encore plus étroite dans les dessins di; 1877. Flammahion. — Mai-n. 36 562 LA PLANÈTE MARS. On remarque, ii gauche de cette mer, le golfe Main, appelé aussi le lac Mœris. Ce petit lac se voit fort bien sur les dessins de Dawes en 1864. Kn 1877, les observations de M, Schiaparelli lui ont ajouté un prolongemenl curviligne qu'il a baptisé du nom de Népenthès. En 1888, ce Népentln>s s'est présenté sous une forme toute différente, comme un canal courbe, double, surmonté du lac Mœris réduit à une dimension insigniiiante et rap- proché de la mer. A la même époque(2-4-6 juin), une légfere teinte d'inon- dation couvrait le sud de la Libye jusqu'à la mer Flammarion, comme en 1882. D'après M. Perrotîn, l'inondation aurait été beaucoup plus étendue au mois de mai. Cette variabilité de teinte de la Libye est un fait connu depuis longtemps : il se passe là ce qui se passe dans la région de Deu- calion ainsi que sur Pyrrh.r llegio, Protci Itegio, lac Tithonius, etc. Mais les changements survenus au lac Mœris sont encore plus dignes d'attention peut-être : Comparez les trois dessins de 1864, 1875 et 1888 [fig. 274). En 1864 (26 novembre), Dawes a également tracé un ton gris le long de cette région. M, Schiaparelli, du reste, a pu conclure de ses propres observations les va- riations de la mer du Sablier dont nous venons de parler (voy. /in. 230, p. 439). Ainsi, il n'y a plus l'ombre d'un doute h conserver. 11 se passe en ce mo- ment mùme sur cette planète voisine des choses extraordinaires. Voilà une série d'ob.'^ervations dues aux meilleurs astronomes; quelques- unes des dissemblances peuvent être attribuées aux causes énumérées plus haut, vague et incertitudes de la vision, difficultés des représentations par le dessin, etc. ; mais ces grandes différences de largeur indiquent évidemment aussi des différences réelles dans l'aspect de la planète, car elles dépassent les limites des divcr.sités d'appréciation possibles. D'ailleurs, la série des ob- servations suivies d'année en année par M, Schiaparelli depuis 1877 confirme absolument cette variabilité d'étendue. Ces variations ne sont donc pas appa- rentes, mais doivent être considérées comme réelles. i:HANr,EMENTS ACTDELI.EMENT Oli^^KIlVfiS. 063 Voici maiotenanl d'aulres témoigaageg de variations non moins évidenis, Ils nous sont fournis pur les excellents dessins de Schrioter, B. — Changcmenls observés tlans ta bair. druUhuUen ou Syrlis Parvn. Considérons d'abord ici {fig. 2751 trois dessins faits par cet astronome le 8 décembre 1800, à 5MÎ)'".0'''i5"et9»i3"'.r,ps Irois dfssins en confimu-iit d'autres de la raSnie ûpoque, notamment ceux des 1", 3 et 4 novembre précé- dents. Le premier de ces trois croquis a pour longitude du méridien central. d'après les calculs de M. Van de Sande Bakhuyzen, 245°. On y remarque une traînée grise travei-sant la planète de l'Est i\ l'Ouest et une tache triangulaire descendant en pointe vers le Nord, laquelle tache ressemble beaucoup à la mer du Sablier. Or, ce n'est pas elle, et il n'y a pas de mer <\ cette position. On trouve là, sur notre carte [voir plus haut,p. 69)une baie delà mer Flam- marion, la baie Gruithuisen, descendant vers te 255" degré jusqu'à l'équaleur. Pour expliquer cet aspect, il faut admettre l'allongement et 1 élargissement de cette baie, que M. Scliiaparclli a appelée Syrtis Parva. Le croquis suivant, fait une heure 26 minutes après, conQrme rc dessin, lequel s'accorde d'ailleurs avec ceux des 1", 2, 3 et 4 décembre : il montre ladite mer avancée, par la rotation de la planète, près du bord gaurlie. et la mer du Sablier arrivant par la droite. Le dessin qui vient après, fait à 9*43", montre, en elTet, cotte mer du Sablier au milieu du disque, dont la lonfjitude centrale est 309°. Cette mer inconnue, située vers 240° ou 250° est indiquée, avec une étendue plus ou moins large, sur uu grand nombre de dessins de Schrœter, notam- ment sur SCS fig. 58, du 12 septembre 17î)S ; 03, du 16 septembre ; 89, du 18 octobre ; 92, du 25 octobre ; 172, du 1" novembre 1800 ; 174, du 2 no- vembre; 227, du 24 décembre 1802. Nous reproduisons ici {fig. 276) le vm- quis du l"' novembre : h est la mer du Sablier. 564 LA PLANÈTE MARS. L'un des dessins qui ressemlilent le plus à la fig. 276 est celui qui a été fait parM. Schiaparellile28 octobre 1879. Nous venons de le reproduire (fig, 273). Il suffirait d'allonger la baie triangulaire que l'on remarque à gauche du centre pour reproduire la mer inconnue dessinée par Schrœter. Remarquons en même temps sur le premier dessin du 8 décembre 1800 [fig, 275) la ré- gion blanche, au-dessus de a, qui vient échancrer la mer et qui doit être due à des nuages. A ajouter à ce que nous avons dit plus haut sur les varia- tions atmosphériques. On ne peut pas douter que Schrœter ait observé cette mer avec l'étendue / 'V N :. \ •«- fn; ■1. ■■■■■■■:• ,-i.?-j fi ■ '' .•..■•■,. ■ •"*•. .yi-W 254» Fig. 276. — Dessin aualot,'ue, du !•' novembre 1800. qu'il lui a donnée sur ses dessins. Nous devons donc considérer cette région de la planète Mars comme susceptible de présenter des variations d'aspects ifijî» \W.)» IW" Fig. 277. — Dessins de Mars par ScluNrter, on 1708, montrant une pointe de mer en une région où nous n'en voyous plus. plus OU moins considéral)les. Sans multiplier les dessins, de crainte d'en fa- tiguer nos lecteurs, nous constaterons simplement que la comparaison des cartes de Green et de Burton confirme d'autre part cette conclusion : cette contrée y est esquissée sous des formes indécises et variées. Nous pouvons conclure avec certitude, de la comparaison des dessins an- ciens et modernes, que cette région aussi subit des variations d'aspects considérables. Ces variations peuvent être peu importantes en elles-mêmes, * r.HANGBUENTS ACTDRLI.RHRNT OBSERVAS. mais en apparence elles sont très étendues. Supposons, par exemple, qu'en certaines circonstances météorologiques elles "se couvrent d'une fumée Hoire, cela suffirait pour expliquer ces changements d'aspects. Mais, romme toutes ces taches ont l'aspect et le ton îles mers, il ne serait pas impossihle que ce fussent là de véritables inondations. Quoi qu'il cq soit, la variation d'aspect de cette région (Syrtis Parva et Lélbé de Scliiaparelli) est certaine. Trois autres dessins de Schrmter, de 1798, 19 septembre, à 7''31", 20 sep- lemire, à 7*27"', et mÔme soir, à 9''48"', montrent, par 190" de longitude, dans une région où nous ne voyons rien anjourd'liui, une pointe de mer descendant de la mer Maraldî. Nous les reproduisons également ici (^ij.277). Voir aussi le dessin de Secchî du 1" décembre 1864, p. 149. C. — Changements observés dans le détroit d'Ilerschcl II , et la baie du Méridien. D'après ce qui a été remarqué plus haut, l'un dos moyens les plus sûrs do résoudre la question de ces changements problématiques est de compa- rer entre elles les observations faites en des oppositions analogues, pendant lesquelles le globe de Mars s'est présenté à nous avec la même inclinaison. En prenant cette précaution, nous éliminons les causes de dilTérences dues aux variations d'inclinaison du globe. Les oppositions de 1798 et 1800, 1815, 1830, 1845. 1862 et 1877 sont dans ce cas. En ces diverses époques, la planète est passée en opposition vers son périhélie, c'est-à-dire dans les meilleures conditions d'observation, et avec la mdme inclinaison relativement à la Terre. Ainsi, par exemple, le solstice austral de Mars est airivé, en 1830, le 18 septembre et l'opposition a eu lieu le lendemain 19; en i86'2, le solstice austral est arrivé le 9 septembre et l'opposition le 5 octobre ; en 1877, ce solstice est arrivé le 26 septembre et l'opposition avait eu lieu le 5 septembre. Dans ces diverses périodes donc, les observations ont été faites dans des conditions à peu près semblables, et la planète s'est présentée aux observateurs dans la môme position. En tenant compte de la différence des instruments employés ainsi que des différences d'acuité de vue et d'appréciation des observateurs, on devrait par conséquent s'attendre à des représentations analogues de la planète. Or, entrons maintenant dans des détails plus précis et comparons entre elles les excellentes obsei-valions faites en 1830, 1862 et 1877. En 1830, Béer et Madler firent, du 10 septembre au 30 octobre, 17 séries d'observations et 35 dessins. Ce qu'ils remarquèrent de plus caractéristique sur la planète, ce fut une petite tache ronde et noire, rattachée à une grande tache grise par un arc fortement recourbé et serpentant, Elle était le point le 500 LA PLANÈTE MARS. plus net du disque. DëjJL nous l'avons signalée dans un dessin de Schrœter du 24 octobre 1800 (p. 78, fig. 161). On la voit aussi sur deux dessins de Kunowsky de 1821 et 182? (p. 93). Cette petite tacho ronde et noire fut tout spécialement observée et dessi- née par eux et choisie comme point normal pour déterminer la rolation. Six dessins, des 10 et 14 septembre et 14, 19 el 20 octobre, la représentent Le ruLan ondula dessiné avec une netteté parfaite, bien détachée, avec l'arc serpentant dont elle forme l'extrémité [fig. 278). L'instrument employé pour ces observations était un équalorial de 4 pouces ou 108""", de Fi-ailnhofer. En 1862, M, Lockyer entreprit la même série d'observations à l'aide d'un équalorial de G pouces ^ ou 158""", de Oooke, et retrouva, coiimio ou pouvait s'y attendre, le même aspect d'ensemble, avec un peu plus de détails, cor- respondant h. la plus grande puissance de l'instrument. Mais on peut remar- quer une différence notable entre les formes dont nous venons de nous occuper. Au lieu d'un disque rond et noir attaché à un arc serpentant, l'ob- servateur a dessiné une tache rectangulaire continuant une sorte de ruban assez large (voy. fig. 279). Les dessins de Kaiser, faits pendant la mtSme opposition, concordent avec ceux de Lockyer ei nmfirment l'élargissement de l'arc de Iteer et Madler et la forme rectangulaire allongée dont il s'agit. Comparons, par exemple, celui du 31 octobre (p. 174). CHANGEMENTS ACTDELLEMBNT OBSEUVÉS r.ftT Si maintenant nous continuons la comparaison de ce mCm*: point par les observations de 1877, nous constatons une différence encore plus frappante. A l'aide d'un équatorial de SIS*"'", dt; Merz, plus puissant que les doux pré- cédents, M. Scliiaparelli obtient des détails Jusqu'alors inconnus. Mais si nous considérons spéciulemenl et simplement l'aspect dont nous nous occu- pons ici, nous ne riitrouvons plus du tout le disque rond attaché à un mince ruban, de l'opposition de 1830, ni les aspects de 1862, mais une vaste traînée sombre, qui ne se détache pas de la tache supérieure cl lui est associée par une teinte grise intermédiaire. Jamais, au grand jamais, celte conliguratlou ne pourrait être prise pour un disque circulaire noir mieux approprié que tout autre, par son isolement et sa netteté, à servir de point normal pour la mesure de la rotation. De plus, dans les observations de 1630 el dans celles Variullons obaetvOus sur Murs (Ma ilu MÉridienl. de 1862, ce point se relie à une vaste mer triangulaire (la mer du Sablier), laquelle mer, en 1877, est réduite à presque rien par une langue de terre qui la pénétre et la détache presque de la mer supérieure. Toute cette con- trée, que M. Schiaparelli a nommée Deucalionis Regîo, Mare Krythrajum et Japygie, est donc certainement variable, el avec elle celte tache normale de Béer et de Madler, que nous appelons aujourd'hui la baie du Méridien, Comparons, par exemple, aux dessins précédents, celui du 20 octobre 1877 {p. 295). C'est, du reste ce que nous avons déjà mis en évidence dans notro Astronomie populaire, en 1879, par la figure comparative {fig. 280) que nous reproduisons ici et qui résume la variation dont il s'agît. Taudis qu'eu 1830 cette baie dif Méridien se détachait nettement en noir d'un fond clair environnant, en 1677 elle se confondait avec les, oiarais adjacents, el si l'on avait dû choisir un poiut noii', net, circulaire, caracté- ristique, comme en 1830, pour déterminer la rotation par son déplacement, ce n'est pas du tout ce point que l'on aurait alors choisi, mais le lac cii-cu- laire situé à 90 degrés de distance à l'Est aréographique, et qui se dèlacfiail, en 1877, comme un disque noir et absolument wl. 568 LA PLANÈTE MARS. L'observation de cette même baie du Méridien, en t879, donne encore un résultat sensiblement ditTérent : on y remarque un étranglement gui en modifie singulièrement l'aspect, comparativement surtout à celui de 1862. Ainsi cette région, la baie du Méridien, subit, elle aussi, des variations évidentes. Ce n'est pas d'aujourd'hui que nous les avons remarquées. Le ruban curviligne dont le disque circulaire forme l'extrémité aboutit à gauche, dans les six dessins de Miidlcr de l'année 1830, à une mer, presque à angle droit, et semble môme s'y continuer par sa teinte plus sombre, sui- Fig. m. LcdCIroit d'IIarschel 11 vaut l'ondulation du rivage {voi/,lcs deux dessins ci-dessus, /ïj. 278). Celte mer a reçu le nom d'océan Dawes dans les cartes de Proctor et Green. M. Schiapa- relli l'appelle Mare Erythrajum. Les dessins de 1862 concordent absolument avec cet aspect. Or, on ne trouve plus rien de pareil dans les observations de 1877 et 1879. Donc, ce que M. Schiaparelli a appelé la mer Erythrée paraît n'être, au-dessus même du ruban qui forme son rivage, quune plaine, la- quelle sans doute était couverte d'eau (ou de quelque autre chose), en 1077 et 1879, depuis le 330' jusqu'au 5" méridien notamment, mais qui, en 1830, avait, dans cette région, absolument l'aspect des continents, ce qui est arrivé de nouveau en 1862, et s'est renouvelé presque identiquement en 1879. Cette région, occupant environ 35 degrés de longueur de l'Est à l'Ouest, sur 20 du Nord au Sud [ 14° à 34°), c'est-à-dire environ deux mille liilomètres de r.ilANGEMENTS ACTUELLEMENT OBSERVÉS. r.m longueur sur millfi ou douze cents de largeur, paraît vraiment tour à tour découverte et suhmerpéc. Les variations observées ne peuvent âtre attribuéeB à des nuages, étant ■, et quelquefois même il paraissait plutôt allongé dans ie sens vertical. De plus, en 1863 572 LA PLANÈTE MARS. et 1863, on voyait un large affluent relier à gauche le lac à l'océan voisin. Au lieu de cela, l'observateur milanais vit la place tout à fait nette et découvrit en 1877 le petit cercle inscrit sous le nom de Fontaine du Nectar, Mars revient vers la Terre en 1879, et on l'observe de nouveau. Des chan- Klg. 386. — Lo lac ilu Soloi gements évidents sont constatés L affluent dont nous venons de parler, qui était tout à fait invisible en 1877 est maintenint perceptible quoique très Fig. !ST. - La m^me rCgion en IgBI. mince, et reçoit le nom de canal du Nectar; l'Aurca Cherso est élargie, le Chrysorrhoas a changé de place: au lieu do descendre verticalement le long du 86* degré, il part du 78' pour aller rejoindre le 71*. Le lac est légèrement allongé vers le canal du Nectar, « ce qui lui donne la forme d'une poire » dont la queue monterait de 15" à 20°. L'affluent supérieur est incomparable- CHANGEMENTS ACTUELLEMENT OBSERVÉS. 573 meQt moins large qu'en 1877 et a reçu le nom d'Ambrosia. Le lac du Phénix est très dimiBué. On chcrdic en vain la Fous Juventx. Nouvelles études en 1881, et nouvelles transformations. Le lac se montre décidément allongé dans le sens Est-Ouest, concentrique avec le contour de la Thaumasia, Le lac du Phéni.ï est devenu un centre d'aflluents nombreui. L'Agathodaicnon donne naissance à un lac déjà indiqué en 1877, mais aujour- d'hui très développé, et qui reçoit le nom de lac Tithonius. Cette vue corres- Fig. 288. résioD en 1890. pond à celles de 1862 et 1864. La Fontaine de Jeunesse, qui avait disparu en 1879, est revenue. « Che il Lago del Sole cambidi forma edigrandezza, écrit l'éminent obser- vateur, e cosa indttbitaOile . " Sa coloration a été très sombre, et plus sombre lorsque la rotation l'amenait au bord du disque que lorsqu'il passait au méridien central. C'est sans doute, comme dans plusieurs autres cas, parce que les régions environnantes deviennent alors plus blanches. L'Araxes s'est montré net, allant droit de lamerSlrenumau lac du Phénix, et non plus tortueux comme en 1877. Ainsi voilà un lac (ou tout au moins quelque chose qui y ressemble) qui était ovale en 1862 et 1881, et rond en 1877, et tous ses environs changeant également. Ces trois dessins suffisent pour élaltlir sans contestation possible l'état de la planète pendant ces observations. Eh bien, voici maintenant 1890 {fig. 288). Le lac est fendu en deu,\ ; — le petit lac Tithonius inférieur est également partagé en deux ; — le grand alUuent du lac. ce que nous avons appelé plus haut la queue de la poire, vient du Nord-Est ah lieu de venir du Sud-Est (dans tous les dessins le Nord est en bas); — l'Ambrosia incline à droite du méridien au lieu d'incliner à gauche; — le canal Chrysorrhoas est double, jusqu'au lac de la Lune, et au-delà, jusqu'à la mer Acidalium. Du lac du Soleil descendent deux nouveaux afQuents inconnus jusqu'ici. Voilà l'état de la question. Il n'y a pas à le dissimuler, des changements 574 LA PLANÈTE MARS. réels, incontestables, et considérables , s'accomplissent à la surface de ce monde voisin. La question ne manque pas d'intérêt. Outre qu'il est déjà curieux de savoir que nous pouvons voir d'ici ce qui se passe sur Mars, il ne l'est pas moins de constater que, tout en ressemblant beaucoup à notre planète par sa con- stitution générale, son atmosphère, ses eaux, ses neiges, ses continents, ses climats, ses saisons, ce globe voisin en diffère cependant de la manière la plus bizarre par sa configuration géographique, ses canaux dédoublés, et surtout par cette faculté de transformation superficielle et de dédoublement des lacs eux-mêmes, do lacs grands comme la France ! Comment expliquer ces variations ? L'hypothèse la plus simple serait d'imaginer que la surface de Mars est plate et sablonneuse, que les lacs et les canaux n'ont pas de lits, pour ainsi dire, sont très peu profonds, et n'ont qu'une très faible épaisseur d'eau, et qu'ils peuvent facilement, suivant les circonstances atmosphériques, les pluies, les marées peut-être, se rétrécir, s'élargir, déborder, et même changer de place. L'atmosphère peut être légère, Tévaporation et la condensation des eaux faciles. Nous assisterions d'ici à des inondations plus ou moins vastes et plus ou moins durables. La séparation du lac du Soleil en 1890 serait due, par exemple, à une diminution ou à un déplacement de l'eau de ce lac, la ligne de séparation pouvant être considérée comme un banc de sable mis à découvert. Cette explication peut rendre compte d'une partie des faits observés. Mais elle est insuffisante pour le caractère particulier de ces aspects : le dédou- blement. Remarquons d'abord qu'il ne semble pas qu'il y ait moins d'eau, puisque les affluents de ce lac sont plus nombreux, et que celui de gauche a la lon- gueur d'un bras de mer. Déplacements d'eaux dus à des marées ? Ce serait périodique, ne durerait que quelques heures, et ne caractériserait pas comme ici des saisons entières. Devons-nous plutôt admettre que le banc de sable s'est élevé au-dessus du niveau des eaux et qu'en général, les déplacements d'eaux soient dus à des soulèvements du sol ? Il est également difficile d'accepter cette interprétation, d'abord parce qu'une telle instabilité du sol serait bien extraordinaire, ensuite parce qu'il faudrait que ces boursouflements du sol fussent en général rectilignes; enfin parce que les aspects reviennent, après plusieurs années, tels qu'on les a vus d'abord. Et puis, ces déplacements d'eaux n'expliquent pas le fait ca- jjital, on pourrait dire caractéristique, des changements observés sur Mars : la tendance au doublement. r.HANr.EMENTS ACTDEI.I.EMENT OBSERVÉS. 57:. Il est donc, reconnaissons-le, estrêmemenL difficile, pour ne pas dire im- possible, d'cxplir}ucr ces transformations par lea forces naturelles que nous connaissons. Mais c'est peut-ôlre ici le lieu de rcmaripipr que nous ne con- naissons pas toutes les forces de la nature, et que des choses très proches de nous restent suiiven t igtiorées. Les habitants des tropiques qui viennent à Paris en hiver pour la promiiire fois, et qui n'ont jamais vu d'arbres sans feuilles ni de neige, sont stupiitails de nos climats. C'est une curiosité toute nouvelle pour eux de prendre dans leurs mains de l'eau solidiflée, de cette éclatante blancheur, et ils doutent un instant que ces squelettes tout noirs des arbres doivent, quelques mois plus tard, Ctre couverts d'un luxuriant feuillage. Snp- posons un habitant de Vénus n'ayant jamais vu de neige. Arriverait-il, en observant la Terre, à comprendre ce que sont les taches blanches qui recou- vrent nos pôles 'i* Certainement non. Nous le pouvons, nous, habitants de la Terre, pour les neiges de Mars. Mais nous ne nous expliquons pas ces varia- tions de rivages, ces déplacements d'eaux, ces canaux rectîlignes et leurs dédoublements, parce que nous n'avons ici-bas rien d'analogue. ^ E. — Changements dans (« canmix. Considérons encore les petites cartes ci-dessous {fiy. 289 à 292). En 1877, FiB. 29U. 1879 57t; LA PLANÈTE MARS. remarquait un, outre auU'es, auijue] ou a donné le nom de Phison. En 1879, mer plus large, le Nil semble avoir changé de cours, et l'on voit deux canaux au lieu d'un. En 1882, nouveau changemeut au cours du Nil el dédouble- ment-, les deux canaux de 1879 se montrent également dcdoulilés, et l'on en découvre cinij autres. En 1888, l'Ruphrate, le Phison, le Nil (appelé mainte- nant Protouilus}, se montrent dédoublés comme en 1882, mais on voit un nouveau dédouLlemeut, l'Aslaboras, qui descend obliquement de la mer du Sablier au lac, el un aulie canal voisin (voy. Ii(j. 288). Ce sont encore là des changements. En 1890 [lig, 2^2) l'Euphrate et le Phison se montrent dédoublés, ainsi qu'une partie seulement du Protonilus, mais l'Astaboras nu l'est pas, le canal de 1888 a disparu, et, comme nous l'avons déjà re- marqué, le détroit supérieur s'est partagé un deux dans le sens de sa loiH.3 gUeurl La même conclusion pourrait être tirée de l'examen des cours d'eau qui'i arrivent à la baie du Méridien (Hiddekel, Gehon, Oronle, Edom), ainsi que de celui de l'IIydaspe et de l'Indus, tels que les représentent les dessins de Secchi en 1858, de Kaiser en 1804 et de Schiaparelli depuis 1877. Nous ne multiplierons pas ces dessins, déjà trop nombreux ijour l'attention du lec- teur; mais nous ferons remarquer que niiddekel, large et évident en 1877, était complètement invisible en 1879 et remplacé par un fleuve d'une autre forme (l'Oronte). Il a reparu en 1882, l'Oronle y aboutissant très loin de la ini.-r, el s'i.'st montré encmi: sons uni.' aiili'u forme en 188S, l'Oronle venant au contraire se jeter dans la baie du Méridien, à la même emliomrhure; Remarquons aussi que l'Hydaspe est très large sur les dessins de SeccJii en 1858, comme on le voit sur ceux-ci, des 3 et 5 juin de cette année-là. L'Indus varie dans les mêmes proportions. Il y a même ici un fait particu- CHANGEMENTS ACTUELLEMENT OBSERVÉS. 577 lièrement remarquable, c'est que, par suite de ces variations, la mer du Sablier paraît reproduite quelquefois exactement à 95** de distance à droite par l'embouchure de l'Indus, et également, d'autre part, à 40** de distance à gauche par rallongement de Syrtis Parva, comme déjà nous l'avons vu par les dessins de Schrœter, de sorte que cette forme parait répétée trois fois au moins, en certaines années. Il est bien difficile de se refuser à admettre que les « canaux » qui varient Fig. 294. Lac formé par l'interscclion de plusieurs canaux. ainsi représentent quelque élément mobile. Ils aboutissent tous, sans excep- tion, par leurs deux extrémités, à une mer, à un lac ou à un canal, et, par conséquent, Teau ne doit pas y être étrangère. Aux points d'intersection où ils se rencontrent, on remarque souvent une tache qui donne absolument l'idée d'un lac, comme le montre la fig, 294. L'aspect de ces nœuds change d'une manière analogue à ceux des canaux, se dédoublant avec eux, et dans le même sens. De plus, on voit quelquefois pendant Thiver de longues traî- nées de neige traverser ces lignes : or, ces neiges sont fondues là comme le ferait la neige en tombant sur de l'eau. Auraient-ils pour origine des crevasses géométriques dues à quelque pro- cédé naturel dans la formation du globe de Mars? Peut-être; mais des cre- vasses seules, même remplies d'eau, n'expliqueraient pas les variations observées. Les canaux sont quelquefois complètement invisibles, dans les meilleures conditions d'observation. Cette disparition arrive de préférence vers le sol- stice austral de la planète. Leur largeur est très différente. Ainsi le Nilosyrtis mesure quelquefois 5** ou 300 kilomètres de largeur, tandis que d'autres mesurent moins de 1** ou de CO kilomètres. Flammarion. — Afdrs. 37 578 LA PLANÈTE MARS. Quelques-uns sont d'une immense longueur, plus du quart du méridien, plus de 5400 kilomètres. Tous changent de largeur. Tous, ou presque tous, se dédoublent. Le lecteur est du reste au courant de tous les faits relatifs à ces étranges formations par la dissertation de M. Schiaparelli publiée plus haut (p. 442 à 458), et il serait superflu d'y revenir. Ce sont là des faits vraiment bien extraordinaires et auxquels il est diffi- cile d'adapter une môme interprétation explicative. En résumé, il est dificile d'admettre des changements de niveau dans le sol, des mouvements de bascule, de supposer que la surface du globe de Mars est mobile, se soulève et s'abaisse, que les mers peuvent facilement et fréquemment prendre la place des terres et réciproquement. Une telle con- clusion est bien difficile à accepter, d'abord parce que nous ne comprenons pas bien une surface planétaire d'une pareille instabilité, ensuite parce que nous retrouvons actuellement dos configurations géographiques observées il y a plus de deux siècles. On ne s'imagine pas une planète se gonflant ou dégonflant même partiellement comme une sphère de gaz recouverte d'une mince pellicule. Sans doute, notre propre Terre ressemble de loin à cet état, puisque de siècle en siècle les mers ont pris la place des terres et réci- proquement, et que tous les jours sans exception la surface terrestre remue en un point ou un autre. Mais que cette instabilité prenne les proportions indiquées par les phénomènes de Mars, que du jour au lendemain, par exemple, l'Océan arrive à Paris et retourne à Cherbourg, c'est ce qu'il est bien difficile d'admettre, étant donné surtout que l'ensemble de la géogra- phie martienne reste en définitive sensiblement stable. Examinons d'un peu plus près encore cette curieuse question des canaux de Mars. LKS CANAUX. 579 CHAPITRE VIII. LES CANAUX, LES FLEUVES, LE RÉSEAU GÉOMÉTRIQUE CONTINENTAL, LA CIRCULATION DES EAUX. Nous arrivons ici au point le plus délicat de notre œuvre, et nous en ressentons toute la difficulté. Devons-noiis admettre cet immense réseau géométrique qui s'étendrait sur tous les continents? Si nous l'admettons, pouvons-nous en trouver l'explication ? On conçoit sans peine tous les doutes qui ont accueilli les affirmations de M. Schiaparelli. D'abord, ces lignes droites menées d'une mer à Tautre et s'entrecoupant mutuellement ont paru si peu naturelles qu'il eût été diffi- cile de les accepter sans vérification. Ensuite, la vérification s'est longue- ment fait attendre, et, lorsqu'elle c$t arrivée, on pouvait penser que Ton avait cherché ces lignes en en ayant la carte sous les yeux et qu'une idée préconçue prépare souvent une sorte d'auto-suggestion. Ces canaux ont été découverts en 1877 et surtout en 1879, et vus dédoublés en 1882. Quelques- uns d'entre eux se retrouvent, il est vrai, dans les dessins anciens. Le Nec- tar se voit en 1830. (p. 107) sur la carte de Bcer et Miidler, THydaspe sur les dessins de Sccchi en 1858 (p. 138); nous en retrouvons aussi sur ceux de Dawes en 1864 (p. 180-187), Burton et Dreyer en 1879 (p. 317), Niesten en 1881 (p. 367), Knohel en 1884 (p. 379) ; mais il faut arriver jusqu'en 1886 et 1888 pour voir vérifié, au moins en majorité, le curieux réseau de M. Schiaparelli par MM. Perrolin et ThoUon, à Nice, et Terby, à Louvain, puis, en 1890, par MM. Stanley Williams en Angleterre et Pickering aux États- Unis, etc. Un grand nombre d'observateurs les ont vainement cherchés, môme avec les plus puissants instruments, et quant à nous, personnelle- ment, nous n'avons pu apercevoir que les plus larges ( Nilosyrtis, Gange, Indus), et en 1892 seulement, à notre équatorial de 0",24 de l'Observatoire de Juvisy, qui en a montré un très grand nombre à un observateur doué d'une vue particulièrement perçante, M. Léon Giiiot. Il est juste d'ajouter qu'en ces dernières oppositions, la planète est restée très basse au-dessus de l'horizon de Paris et ne s'est pas dégagée de l'épaisseur atmosphérique des couches inférieures. Il nous paraît difficile de ne pas admettre l'exactitude des observations de M. Schiaparelli. D'une part, l'astronome de Milan est un excellent observa- • 580 LA PLANÈTE MARS. teur ; d'autre part, elles sont en partie vérifiées aujourd'hui par un certain nombre d'observateurs différents. Nous croyons donc devoir considérer cet étrange réseau de lignes droites comme existant réellement, au moins dans son canevas essentiel. Certains détails restent douteux. Pouvons-nous en trouver l'explication ? Il n'y a rien d'analogue sur la Terre. Et nous n'avons malheureusement que nos idées terrestres pour raisonner. Les hypothèses ne manquent pas, assurément ; mais c'est la véritable cause qu'il faudrait découvrir. Celle que nous avons examinée plus haut, présentée par M. Fizeau à l'Aca- démie des Sciences, et qui consiste à voir dans ces canaux des crevasses ouvertes en d'immenses champs de glace, ne nous paraît pas admissible, par la raison toute simple que nous observons d'ici les glaces de Mars et que nous les voyons limitées à quebjue dislance des pôles. Les mers et les continents présentent un tout autre aspect, les premières gris plus ou moins foncé, les seconds jaune d'ocre plus ou moins rouge, qui les distingue abso- lument des glaces blanches. Voudrait- on imaginer que les glaces des conti- nents sont rougeâtres tandis que celles des pùles restent blanches ? Mais si la planète était à une époque glaciaire, pourquoi ses mers, encastrées dans des continents gelés, ne seraient-elles pas gelées aussi? Ces mers sont, pour la plupart, toutes petites et n'ont presque pas d'eau. Si les continents de Mars étaient des glaciers profonds et crevassés, tout serait gelé là. Or, même en hiver, les mers sont foncées et non gelées. Mars n'est donc pas un glacier. On a proposé aussi d'admettre (voy. L'Astronomie, 1888, p. 384, article de M. E. Penard) que ces lignes énigmatiques pourraient représenter des fis- sures, des cassures géologiques, produites par le refroidissement de la pla- nète. La vallée du Rhin, entre les Vosges et la Forét-Noire, résulte d'une action de ce genre. Le cours du Rhône paraîtrait également rectiligne vu de loin. L'hypothèse est plausible, sans doute, et plus acceptable que la précé- dente, mais elle a contre elle la régularité de ces immenses lignes droites et leurs entrecroisements non moins rectilignes. Il faudrait admettre que le globe de Mars soit entièrement fendillé sur toute sa surface continentale. Ce n'est pas impossible. Les eaux pénétreraient facilement dans toutes ces cassures. Mais il faut avouer que l'aspect de ces lignes (revoyez les cartes, p. 361 et 440) ne favorise pas cette hypothèse naturelle. La nature trace-l-elle sur un globe de pareilles lignes droites s'entrecoupant de cette façon ? M. Schiaparelli s'est demandé (voy. p. 444), sans solution acceptable, s'il n'y aurait pas là un résultat géologique rappelant les formes géométriques cherchées dans l'orographie terrestre elle-même par Élie de BeaumonL LES CANAUX. 581 M. Daubrée a cherche (voyez Société Astronomique de France, séance du 7 mai 1890, et LAslronomie, 1890, p. 213) à reproduire le réseau des canaux de Mars en comprimant un globe en caoutchouc dans le but de le déformer, de le rider, de briser son enveloppe sphéroïdale parTcffet d'une contraction, et n'a rien pu obtenir qui y ressemblât, quoiqu'il eût obtenu une imitation des chaînes de montagnes terrestres, des continents et des mers. Mais il a réussi à imiter le réseau martien par un procédé contraire, par la dilatation d'une croûte sphéroïdale et par les cassures qui en résultent. Un enduit de plâtre, de mastic à mouler ou de paraffine étant appli(|ué sur un ballon en caoutchouc que l'on dilate par Tintroduction graduelle dVau sous pression, finit par pré- senter des brisures rectiligncs, souvent parallèles deuxàdeux et se coupant suivant diverses directions, ressemblant à ce que Ton voit sur Mars. On pourrait encore supposer, comme l'a fait notamment M. Armelin à la Société Astronomique de France, que les continents de Mars sont des grèves, des plaines sablonneuses, et que Feau des pluies ruisselle à la surface, donnant naissance à des cours d'eau qui peuvent clianger de place d'une saison à Fautre. Mais la longueur de ces lignes, leur rectitude géométrique, et surtout leui's entrecroisements, sont d'insurmontables difficultés. Vraiment, plus on regarde ces cartes, ces dessins, moins on y sent l'œuvre aveugle de la nature. Un commencement d'explication du mystère des canaux de Mars ne pour- rait-il être essayé en réduisant la question à sa plus simple expression et en considérant non plus Fensemble de ce réseau énigmatique et peut-être in- certain en plus d'une de ses parties, mais simplement d'abord une — ou quelques-unes seulement — de ces lignes foncées que leur aspect a conduit, dès l'origine, à assimiler à des cours d'eau ? Dans ce but, nous nous permettrons de reprendre la question antérieure- ment à la découverte des « canaux », faite par M. Schiaparelli en 1877. Antérieurement à cette époque, nous écrivions que " certains golfes des mers martiennes, certaines baies allongées en pointes dans l'intérieur des terres, donnent l'idée d'embouchures de grands fieuves. » Il n'est peut-être i)as hors de propos de revenir à cette idée. Replaçons, par exemple, devant nos yeux, le dessin de Dawes du 20 no- vembre 1864 (p. 187, fifj, 1). Nous y remarquons, dans la région marquée a, la baie fourchue découverte par Dawes lui-même, point adopte pour premier méridien de la géographie de Mars, et pour lequel nous avons proposé le nom de « baie du Méridien ». L'observation de ce golfe a donné à l'éminent observateur « l'impressioii de deux très larges embouchures de fleuves )> qu'il cliercha à remonter, mais dont il « ne put découvrir la trace ». 582 LA PLANÈTE MARS. Or, parmi les « canaux » de M. Schiaparelli, on peut en remarquer deux, l'Hiddekel et le Gehon, qui aboutissent précisément à ces embouchures (voy, la figure suivante, 296). Pourquoi ces lignes foncées ne seraient-elles pas les fleuves indiqués par ces embouchures? Ne les suit-on pas, en quelque sorte, étalés en nappe pour former une mer sans doute peu profonde? Continuons cette assimilation. Sur ce dessin de Dawes nous remarquons, à droite de celte baie fourchue du Méridien, une autre embouchure, plus allongée encore. X ' c/ i'^ «: , I par M. Sehmoll, le ii-> i par M. MaMre. les n";t cl s par M. l-'laminarinn, les n- 1, i"., Il, 7.^, 10, |-7, 11. ir. et HJ i>;irM. i.émi Gili.it. les 11- n ri LA PLANÈTE MARS, TABLE DES MATIÈRES. Préface v PREMIÈRE PARTIE. Jl 16iO-1644 m 1643 IV 1645 V 1045 VI 1656 VII 1657 VIII 1659 EXPOSE ET DISCUSSION DES OBSERVATIONS. Première Période. 1636-1830. 1 1636-1638 FoNTANA 6 Premier dessin de Mars 7 L'invention de la lunette d'approche 4, 9 UiCCIOLI 12 HlRZQARTER 13 SCHYRLE DE RhEITA 13 héyélius 13 Huyqens 13 RicciOLi 15 HUYGENS 15 Première découverte de la rotation 15 Premier croquis de la mer du Sablier 16 IX 1666 Cassini 16 Observations faites à Bologne (Italie ) 17 Deuxième découverte de la rotation 18 Aspect lointain d'une planète, par Galilée et Cassini.. 21 X 1066 Salyatore Serra. Rome 21 XI 1600 IIooKK 25 Observations faites à Londres 27 Les dessins primitifs» rudimentaires 29 XII 1072 IlUYQENS 32 Deuxième croquis de la mer du Sablier 32 Flamstekd 33 IIUYGENS.. 33 FONTENELLE 34 Maraldi . . 35 Première observation des taches polaires 36 XVII 1719 Maraldi 39 I Opposition périhélique précise 39 Observations sur la rotation 40 Aspects changeants du disque 43 Ce que deviennent les dessi:is astronomiques 45 XIII 1672 XIV 1683 XV 1086 XVI 170i 598 XVIII 1719 • XIX 1740 XX 1764-66 XXI 1771 XXII 1777-79-81-83 XXIII 1783 XXIV 1785 XXV 1785 à 1803 XXVI 1794 XXVIi 1796 à 1813 XXVIII 1802 à 1807 XXIX 1805 XXX 1813 à 1847 XXXI 1811 à 1847 XXXII XXXIII 1821 1824 TABLE DES MATIÈRES. Pages. BlANCHINl 46 Cassini II 47 Messier 47 Lalande 48 William IIerschel 49 Constatation des neiges polaires 49 Période de rotation 52 Inclinaison de l'axe. Saisons 58 Diamètre 59 Habitabilité de Mars 59 • Messier Gl Bailly 61 schrgeter 62 Première aréographic générale. 62 Taches de Mars assimilées à des nuages 63 L'atmosphère de Mars 64 • Rotation 65 Neiges polaires 65 Inclinaison de Taxe. Saisons 68 Diamètre 68 Carte aréographique générale 69 Premières observations de la baie du Méridien 74, 78 Von Hahn 83 Flauqergues 84 Fritscu 89 HuTH 89 Gruithuisl:n 90 Araqg 90 Aplatissement de Mars 90 Diamètre 91 La lunette de rKmpereur 91 KUNOWSKY 93 Observation de la baie du Méridien 94 Harding 94 Gonclasions de la Première Période 96 « Deuxième Période. 1830-1877. XXXIV 1830-1841 XXXV 1830 XXXVI 1830-37 XXXVII 1831-32 XXXVIII 1837-39 XXXIX 1839 Béer ET Madler 102 Première Carte aréographique 107 Neiges polaires 108 Saisons 1I3 Atmosphère 1 U Durée de la rotation 118 Sir John Herschei 120 Bessel 122 Sir James South 123 Occultation d'une étoile par Mars 124 Galle 124 Napoléon III 126 XL 1843 à 1873 XLI 1845 à 1856 XLII 1845 à 1875 XLIII 1856 XLIV 1853 XLV XLIX LIX 1859 XL VI 18(30 XLVII 1862 XLVIII 1862 1862 1862 LI 1862 LU 1862 LUI 1862 LIV 1862-64 LV 1862-64 LVl 1862-64 LVII 1862-64 LVIII 1864 1861 LX 1864 LXI 1864 LXll 1864 LXllI 1864 à 1875 LXIV 1865 LXV 1867 LXVI 1867 à 1873 TABLE DES MATIÈRES. 599 Pages. JULIUS SCHMIDT 126 MiTGHEL, Grand, Warrf.n de la Hue, Jacor, Brodie, Webr, Taylor 127 Main 130 WlNNECKB 131 Araqo 131 Saisons 132 Atmosphère 133 Le P. Secchi...- 134 Première nomenclature 135 Continents et mers 136 Neiges polaires 137 Rotation 1 37 Emm. Liais 141 C. Flammarion 143 Le p. Secchi 144 Les Saisons sur Mars 145 LOCKYER 150 Grands dessins aréographiques 151 Nuages sur Mars 155 La coloration des continents et des mers 157 Neiges polaires 158 Philups 163 Réflexion du Soleil dans les mers martiennes 166 Lord Rosse 166 Lassell 168 Main, Linsser, Nasmyth, Harkness, Ghove, Knott, Ellery, Bulard, etc 170 Green et Banks 172 JoYNSON, Noble, Williams 172 Kaiser 173 Durée de rotation 180 2' Carte aréographique 181 HuGOiNS, Miller, Rutherfurd, Vogel 182 Analyse spectrale de Tatmosphère de Mars 182 Dawes 184 Embouchures des fleuves 185 Canaux 187'' Phillips 189 3» Carte aréographique 190 F. VON Franzenau 191 Talmage, Secchi, Rudolf WoLP 195 ZôLLNER, Seidel, Schmidt 195 Photométrie de la surface de Mars 196 F. Terby 197 Analyses aréographiques 198 C. Flammarion 199 HuQOiNS, Sbccbi 200 Analyse spectrale de l'atmosphère de Mars * 200 Browning, Barres, JohNson, ëloer, Grover, Knioht Backhousb, Noble, Williams 202 GOO TABLE DES MATIÈRES. Pages. LX VII 1867 à 1877 R.-A. PnocTon 203 4* Carte et nomenclature générale 205 Période de rotation 206 LXVIII 1871-1873 Lehardelay, Grosley, Gledhill, Burton, Dennino, WiLSON, GUYOM, LOWDON, JOYNSON, SpEAR 208 ïiXIX 1872-73 VooEL. Analyse spectrale 212 LXX 1873 G. Flammarion 213 Eaux et neiges polaires 215 Couleur des continents et végétation 215 LXXI 1873 F. HoEFER, St. Meunier 216 LXXII 1873 Green 218 5* Carte aréographique 219 Image solaire dans les mers martiennes 220 LXXllI 1873 Knobel, WEnn, Groveh 221 LXXIV 1873 Jules Schmidt 222 Durée de la rotation 222 LXXV 1873 Trouyelot 223 LXXVI 1873 LoHSÈ 220 LXXVII 1872 Amigues, Hennessy, G. H. Darwin, Flammarion 227 Aplatissement de Mars 230 Rapport de la force centrifuge à la pesanteur 235 LXXVIU 1874 Terby 236 Aréogra])hie 236 LXXIX 1875 HoLDEN, Bernaerts, Ellery, Flammarion 237 Couleur de Mars 238 LXXX 1876 G. Flammarion 238 ^ Aréographie et climats 240 Changements observés sur Mars 241 Gonclasions de la Deuxième Période 2 'i2 Troisième Période. — Le cycle martien de 1877 à 1892. Oppositions de 1877 à 1892 247 LXXXl 1877 G. Flammarion 249 0* Carte aréographique 251 LXXXU 1877 Paul et Prosper Henry , 254 LXXXIII 1877 AsAPH Hall 255 Découverte des satellites de Mars 255 Masse de la planète 260 LXXXI V 1877 NiESTEN 262 LXXXV 1877 Terby 264 LXXXVI 1877 VanErtaorn 266 LXXXVII 1877 Gruls 268 LXXXVIII 1877 Dreyer 270 LXXXIX 1877 LonsE 271 XC 1877 Green 273 7* Carie aréographique 275 lie neigeuse 278 Fonte des neiges polaires 279 Plages inondées 281 XGI XCll XGIII XGIV 1879 XGV 1879 XGVI 1879 XGVII 1879 XGVIII XGIX G 1879 1879 CI 1879 GlI 1879 GIll 1879 CIV 1879 GV 1879 GVI 1879 GVII 1881 GVllI 1881-82 GIX TABLE DES MATIÈRES. 601 1877 Harkness, Noble, Pratt, John Brbtt, Hirst, Bredi- CHIN, Bernaerts, Hartwig, Sghur, Ellery. de Kon- KOLY, BOEDDIKER, WeINEK, KleIN, DuVAL, Ctc 282 8* Carte aréographique 283 1877 SCHIAPARELLI 288 Direction de l'axe de rotation 289 Triangulation de 62 points fondamentaux 290 9* Carte aréographique 293 Description générale 296 Canaux 298 10« Carte aréographique : hémisphère austral 305 Variations des neiges polaires 307 1877 Maundeu ... 308 Analyse spectrale 308 Opposition de 1879 309 Green 310 Terby 311 NiESTEN 314 BURTON 316 1 !• Carte aréographique 317 1879 LOHSE, DE KONKOLY, Hartwio 318 12« Carte aréographique 319 Mesures du diamètre 320 Conjonction de Mars et Saturne 320 SCUMICK 321 G.Flammarion 322 Changements observés sur Mars 322^ Los Cartes aréographiques 3*25 HuGQiNS 326 Analyse spectrale 326 SCHIAPARELLI 326 Inclinaison de l'équateur de Mars 327 Triangulation de 114 points fondamentaux 328 13* Carte aréographique 332 Canaux 334 14® Carte aréographique 337 Neiges polaires 339 Satellites de Mars — 340 G. -H. Darwin, D. Kirkwood, Ledger 341 Les marées sur Mars * 343 Adams, Tisserand 344 Inclinaison des satellites 345 Marth 349 Passage de la Terre devant le Soleil 349 Opposition de 1881-1882 350 Webb 351 SCHIAPARELLI 351 Dédoublement des canaux 353 . 15* Carte aréographique 355 16* Carte aréographique 361 1881-82 0. Boeddiker 304 602 TABLE DES MATIÈRES. ex 1881-82 CXI 1881-82 CXII 1882 CXIIl 1882 CXiV CXX CXXXVI 1883 cxv 1884 CXVI 1884 CXVII 1884 CXVIII 1884 GXIX 1884 1885 CXXI 1886 CXXII 1886 CXXIII 1886 CXXIV 1888 cxxv 1888 CXXVI 1888 GXXVII 1888 CXXVIII 1888 CXXIX 1888 GXXX 1888 CXXXI 1888 CXXXil 1888 CXXXIII 1888 1888 GXXXIV 1888 GXXXV 1888 1888 Pngcs - Bdrton 365 NiESTEN 366 Trouvelot 368 DowNiNo, Pritchett 369 Mesures du diamètre 370 PiCKERiNQ. — Satellites 370 Marth 370 Période de rotation 371 Opposition de 1884 371 Trouvelot 372 Montagnes 375 Knobel 376 17* Carte aréographique 379 Terby 381 0. Boeddiker 382 Dennino 383 Période de rotation 384 Van de Sandb Bakhdyzen 384 Période de rotation 384 Opposition de 1886 385 Dennino 386 Perrotin 391 Wislicends 395 Opposition de 1888 396 hOHSE 396 18« Carte aréographique 397 Proctor 398 19* Carte aréographique 401 Perrotin 402 Inondations sur Mars 403 NiESTEN 411 Fizeau. Hypothèse glaciaire 412 G. Flammarion 415 Terby 419 Schiaparelli 422 HoLDEN, SCHiEBERLE, KeELER 426 Observatoire du Mont Hamilton 428 WiSLICENUS 430 20' Carte aréographique 430 21» Carte aréographique 69, 325 Gérigny. Les marées sur Mars 431 Schiaparelli 436 La constitution physique de Mars 436 22* Carte aréographique 440 Les canaux 442 Doublements ou géminations 448 Phénomènes observés sur les canaux 454 Neiges polaires 458 G. Flammarion 462 Fleuves. — Changements observés 462 Opposition de 1890 463 CXXXVII 1890 CXXXVIII 1890 CXXXIX 1890 GXL 1890 CXLI 1890 GXLII 1890 CXLIII 1890 TABLE DES MATIÈRES. 603 Pages. W. H. PiCKERINO 464 Photographies de Mars. Neiges 464 AsAPH Hall 466 Keeler 466 Taches blanches vers le terminateur 466 G. Flammarion 467 Terby, Schiaparelli, Stanley Williams 470 (Guillaume, Giovannozzi, '^'islicenus 477 23* Garte aréographique 481 Green, discussion sur les dessins 48t DoM Lamey. Gouleur de Mars 483 Opposition de 1892 485 G. Flammarion. Mesures du diamètre 485 Ck>iicla8lon8 de la Troisième Période 487 • SECONDE PARTIE. RÉSULTATS CONCLUS DE L'ÉTUDE GÉNÉRALE DE LA PLANÈTE. Pagef. Chapitre I. — L'orbite de Mars. — Distance au Soleil. — Durée de la révolution. — Excentricité. — Période synodique. — Retour des oppositions. — Variations de distances. — Comment Mars est vu de la Terre 491 Gliapitre n. — Dimensions de la Planète. Masse, densité, pesanteur 504 Gliapitre m. — Rotation. Durée du jour et de la nuit 507 Chapitre IV. — Géographie de Mars, ou Aréographie. — Continents et mers. — L'observation de la planète 509 Chapitre V. — L'atmosphère de Mars. Météorologie et climatologie martiennes. Les conditions de la vie sur Mars 517 Chapitre VI. — Les saisons sur la planète Mars 52*^ Chapitre VII. — Changements actuellement observés à la surface de la planète. 547 Chapitre vm. - Les canaux, les fleuves ; réseau continental; circulation des eaux. 579 Chapitre IX. — Résumé sur les conditions de la vie à la surface de Mars 590 APPENDICE. - L'Opposition de 1892 593 TABLE ALPHABÉTIQUE SOMMAIRE. Année (!') sur Mars, 402, 508, 522. A^platissement polaire, 59, 05, 90, 230, 235, 345, 347, 506. Analyse spectrale, 182, 200, 212, 308, 326, 413, 518. Atmosphère, 38, 42, 55, 64, 84, 95, 102, 123, 132, 136, 145, 154, 166, 182, 190, 199, 200, 212, 277, 296, 308, 326, 413, 517. Calendrier de Mars, 509, 524. Canaux, 107, 138, 177, 186, 187, 205, 251, 292, 298, 317, 332, 352 à 363, 389, 391, 402, 412, 422, 442 à 458, 470, 481. 579 à 589. Changements (voy. Variations). Chute des corps sur Mars, 506. Climatologie de Mars, 517. Comment Mars est vu de la Terre, 5, 497, 502. Conjonction de Mars avec une étoile, 8'i, 123; avec Saturne, 320; avec Uranus,396; avec Jupiter, 491. Continents et mers, 21, 82, 120, 145, 157, 185, 240, 278, 296, 514. Couleur de Mars, 7, 87, 114, 121, 157. 238, 483, 491, 515. Diamètre (mesures du), 504. Différences dans les observations, 557. Difficultés des dessins, 412, 427, 513, 557. Dimensions apparentes de Mars, 5, 499. Dimensions réelles, 505. Distance de Mars, 497. Doublements ou géminations des canaux, 353, 448. Eaux sur Mars, 82, 95, 114, 145, 163, 179, 183, 296, 318, 325, 378, 579. Éléments astronomiques de l'orbite de Mars, 492. Équation personnelle dans les observa- tions de Mars, 242, 427. Fleuves, 188, 402, 579. Fonte des neiges sur Mars, 57, 66, 97, 108, 279, 307, 535. P'orcc centrifuge et pesanteur, 235. Gelée blanche, 400, 520. Géographie de Mars ou aréographie, 240, 509. Habitants de Mars, 590, 591. Inclinaison de l'axe et saisons, 59, 68, 97, 327, 522. Inondations, 403. Jour et la nuit (le) sur Mars, 507. liunette d'approche. Son origine, 4, 9,11. Lunette de 4 pouces en 1804, 91. Marées sur Mars, 341, 431. Masse de la planète, 260. Mers martiennes, 21, 82, 145, 157, 185, 189, 278, 298, 325. Météorologie martienne, 297, 324, 517. Mouvement apparent de Mars vu de la Terre, 498. Montagnes, 277, 3G9, 464. Neiges, 165, 225, 335,400, 441,464, 466, 541. Neiges polaires, 36, 41, 49, 51, 57, 58, 65, 73 à 80, 89, 90, 92, 97, 105, 112, 121, 129, 138, 145, 151 et suivantes, 199, 307, 339, 416, 458, 464, 535 à 544. Nomenclature préférable, 314, 366. Nuages de Mars, 45, 64, 83, 114, 136, 154, 183, 277, 295, 308, 388. Observation de Mars (meilleures condi- tions pour 1'), 207, 513. Occultations d'étoiles par Mars, 123; de Jupiter, 491. Oppositions de Mars (Table des), 495. Orbite de Mars, 493. Orient et occident surle globe de Mars, 294. Passage de la Terre devant le Soleil pour les habitants de Mars, 349. Pesanteur sur Mars, 500. TABLE ALPHABÉTIQUE. G05 Phases do Mars, 400, 500. Photométrie, 195. Pôles du froid sur Mars, 56, 110, 128, 138, 305, 307, 339, 410. 539. Relations entre l'orbite de Mars et celle de la Terre, 230. 248, 371, 403. Rotation (mesures), 500. Saisons sur la planète Mars, 522 à 5^0. Satellites, 255 à 201, 340, 311, 344, 370. Scepticisnno, 325, 303, 308, 481. Soleil réfléchi dans les mers martiennes, 161, 220. Température sur Mars, 520, 522, 526. Triangulation aréographique de la Carte de Mars, 200, 328. Variations observées, 35, 39, 40, 60, 63, 148, 162, 170, 189, 104, 226, 241. 322, 352, 381, 430, 547 à 578. Vég(Hation,122, 132,142,215,216,270, 376,515. Vie sur Mars (conditionsdela), 517,522,500. TABLE DES NOMS D'AUTEURS. Abbadie (à\ iî6. Adams, 34 t. Adhémar, 545. Airy, 130, 360. Amigues, 227. Antoniadi, 481. Arago, 90. 131, 230. Armelin. 5S1. Arrest{d'), 258. Bacon, 9. Bailly, 61. Bakhuyzen (Van de Sande), t Bail (Sir Uoberl), i3\. Banks, 172. Barnes, 20!. Bartoli, A8. Béer et HAdler, 101 à 120. BernaerU, 238, 286, Bessel, 122, 230, 289. Bianchini, 46. Boa A. de). 588. Bœddiker, 268, 364,382. Bose, 47. Bouquet de la Grye, 463' Brackett, 341. Bredicbin. 286. Bressy, 484. Brett, 277, 284. Brodie, 129. Browning, 202. Brugulère. 396, 484. BularJ, 71. Burckhard. 200. Burnhnm, 552 Burton, 209.316,365. Campani, 17. Capocci, 241. Cappellelti. 134. Capron, 363. j Cassiuil, !6. 19, 20, 23, 21.123. ! Cassini il, 44, 47. Comas, 484. Common, 340. 370. Copernic, 3. 96. Courtois, 484. Croll, 545. Orosley. 208. Cruls, 268. Darwin (G.-A.). 234. 341. Daubrée, 581. Dawes, 181 à 189, 230. SOI, 581. Decroupel, 484. Delambre, %, 2G0. De la Bue (Warrcn), 128. Denning, 212.383. 38G, 484. Donati, 5. Dowiiing, 309. Drcyer. 270, 316. Dcval, 484. Duménil, 484. Dutheil. 484. Duval, 288, 484. !':)irenl„T;/er,47. Ellery, 170, 287. ErtborniVan), 266. Fabritius. 241 . Paye. IG8. 463. Fenet, 484. Pipeau. 412, 580. Flammarion, 142. 199. 213, 235. '. 322, 415.462,467,593. Plamsteed. 33. Pl.iiigtTgiies, 84. Foique. 241. Fonlana, 6. 11. Fonlenellc.34. Praissinel. 7. Franzcnau, 191. TABLE DES NOMS D'AUTEURS. 607 Fritsch, 89. Galilée, 4, 5, 21. Galle, 124. Gérigny, 431. Giovannozzi, 478. Grant, 128. Green, 172, 218, 273 à 282, 310. 363, 390, 481, 569, 587. Grove, 171. Grover, 222. Gruithuisen, 90. Guillaume, 477. Guiot, 395, 396, 484, 485, 579, 593. Guyon, 212. lïahn, 83. Hall ( Asaph), 255, 340, 370, 4C6. Hansen, 260. Harding, 94. Harkness, 170, 282. Hartwig, 287, 320, 505. Ilennessy, 230. Henrionnct, 481. tienry (Paul et Prosper), 254. Herschel (William), 49, 50, 55, 115, 210. Ilerschel (Sir John), 120. Hévélius, 13. Hirst, 286. Hirzgarter, 13. Hœfcr, 216. Holden, 237, 427, 551. Hooke, 25, 27, 180, 207. Huggins, 182, 200, 326, 518. Humboldt, 19, 526. Huth, 89. Iluygens, 13, 15, 32, 33. Jacob, 128. Janssen, 413. Jansen (Zacharie), 4. Johnson, 186. Joynson, 172, 203, 212. Kaiser, 173 à 182, 207, 230. Keeler, 427, 466, 551. Kepler, 3, 6, 258, 498. Kirkwood, 343. Klein, 288. Knobel, 221, 376, 389. Knott, 171. Kœlher, 230. Konkoly (de), 287, 319. Kropp (L.), 484. Kunowsky, 93, 106 Lalandc, 48. Lamey, 483. Landerer, 484, Laplace, 96, 227. Lassell, 168, 537. Laurentiis, 33. Leclair, 48 i. Ledger, 343. Lehardelay, 208. Léotard, 484. Lerebours, 91. Le Verrier, 260, 504. Liais, 141, 268. Lihou, 484. Linsser, 170. Lippershey, 4. Lockyer, 150 à 163, 537, 549, 556, 560, 568. Lohse. 262, 271, 318, 396. Loiseau, 484. Lowdon, 212. Lyell, 231. Mabire, 485, 593. Madier, 101 à 120. Main, 130, 170, 230. Maraldi, 35, 39, 44, 371. Marth, 289, 344, 349, 370, 509, 519. Maunder, 308, 363, 518, 587. Meisel, 588. Messier, 47, 61, 86. Meunier (St.), 217. Michez, 241. Miller, 182. Mitchel, 127. Mouchez, 7. Napoléon III, 126. Nasmyth, 170. Niesten, 263, 314, 366, 411. Noble, 173, 203, 277, 283, 483, 484. Nordenskiold, 414. Norguet, 484. • Olbers, 65, 72. Olufsen, 260. Oudemans, 122, 230, 289. Pearson, 121. Penard, 580. Perrotin, 391, 402, 550, 556. Phillips, 163, 189, 220. Pickering, 341, 370, 464, 481, 520. Pierquin, 45. Plummer, 3U. Porta, 9. Pratt, 284. i Pritchctt, 369. 608 TABLE DES NOMS D'AUTEURS. Proctor, 203, 250, 363, 398, 587. Ptolémée, 491. Quénisset, 484, 485, 593. Ranyard, 520. Rheita, 10, 13. Riccioli, 12, 15. Rosse (lord), 166,270. Rutherfurd, 182. Schœberle, 427. Schiapareili, 220, 288 à 308, 326 à 340, 351 à 363, 406, 422, 436 à 402, 474, 510, 540, 556, 563, 568. Schmick, 321. Schmidt (Jules), 126, 196, 222. Schmoll, 484, 485, 503. Schrœter, 62 à 83, 230. Schultz, 241. Schur, 287. Secchi. 134 à 141, 144 à 150, 195, 201, 540. Scidel, 195. Serra (Salvatore), 21, 24. Smyth, 121. South, GO, 123. Spear, 212. Stenberg, 484. Talmage, 195. Terby, 15,62, 70, 78, 171, 197, 236,250,264, 311, 381, 419,470, 553. Thollon, 391. Tisserand, 345. Tramblay, 484. Trouvelot, 223, 368, 372, 556. Tyndall, 399. Vada, 241. Valderrama, 396, 484. Vogel, 183, 212, 518. Vimont, 484. VolUire, 258. Ward, 351. Webb, 130, 222, 351. Weiner, 531. Weinek, 287. Williams, 173, 203. Williams (Stanley), 470. \Vilson, 2M. \Vinnecke, 131, 230, 395. W'islicenus, 395, 430, 479. Woir( Rudolf), 195. Young, 230, 341. Zôllner, 195,220, 518. ! Zucchius, 48. I I FIN DES TABLES. Paris. — Imp. Uaulliicr-Niliura cl lil», 4>j, quui du& GiuudK-Augustins.