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Full text of "La planete Mars et ses conditions d'habitabilité"

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LA 


PLANÈTE  MARS. 


ŒllVHES  DE  CAMILLE  FLAMMARION. 

La  planète  Mars  et  ses  conditions  d'habitabilité.  Synthèse  et  discussion  de 
louloslos  observations.  Un  vol.  prainl  in-S^do  COO  papes,  illustrt?  de  580  dessins 
télescopiqucs  et  23  cartes W'  o 

Astronomie  populaire.  Exposition  des  grandes  découvertes  de  l'Astronomie 
luodorne.  l'n  vol.  in-S»,  illustré  de  400  figures,  cartes  célestes,  etc.  Ouvrage 
couronné  par  l'Académie  franc^aise.  Nouvelle  édition,  1890.  100"  mille Tî    « 

Les  Étoiles  et  les  Curiosités  du  Ciel.  Supplément  de  VAslronomie  populaire. 
Description  complète  du  Ciel,  étoile  par  étoile.  Instruments,  Catalogues,  etc. 
L'n  vol.  in-8'.  illustré  de  iOO  gravures,  cartes  et  chromolithographies.  55'  mille.     12    » 

Les  Terres  du  Ciel.  Description  physique  des  planètes  de  notre  système  et  étude 
des  conditions  actuelles  de  la  vie  à  leur  surface.  Un  vol.  gr.  in-8°,  illustré  do 
photographies  célestes,  vues  téiescopiques,  cartes  et  400  figures.  50' mille.   .  .     l"i    » 

L'Atmosphère.  Météorologie  populaire.  Nouvelle  édition,  illustrée  de  307  figures, 

1'.  j.lainhes  en  chromotypographie  et  2  cartes  en  couleur.  28»  mille 12    » 

Le  Monde  avant  la  création  de  l'Homme.  Origines  du  monde.  Origines  delà  vie. 
Origines  de  l'humanité.  Un    vol.  in-8°,  illustré   de   400  figures,  5  aquarelles, 

8  cartes  eu  couleur.  56*  raille 12    » 

Astronomie  sidérale.  Les  Étoiles  doubles.  Catalogue  des  étoiles  multiples   en 

mouvement.  L'n  \<A.  iii-S° 8    » 

Études  sur    l'Astronomie.  Recherches  sur  diverses   questions.    9  vol.  in-18. 

Le  volume 2  50 

Uranie.  Un  vol.  in  18,  illustrations  de  Faléro,  É.  Bavard,  etc.  (Collection  Guil- 
laume'. 30'  mille 3  50 

Dans  le  Ciel  et  sur  la  Terre.  Perspectives  et  harmonies.  Un  vol.  in-18,  orné 

de  4  eaux-fortes  de  Kauffmann 5    » 

La  Pluralité  des  Mondes  habités,  au  point  de  vue  de  l'Astronomie,  de  la  Phy- 
siologie et  de  la  Philosophie  naturelle.  37'  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.  23"  édition.  Un  vol.  in-18 3  50 

Dieu  dans  la  Nature,  ou  le  Spiritualisme  et  le  Matérialisme  devant  la  Science 

moderne.  28*  édition.  Un  fort  vol.  in-18  avec  portrait i    » 

Récits  de  l'Inflni.—  Lumen.  La  Vie  universelle  et  éternelle.  Un  vol.  iii-18.  13*  édit.      3  50 
Les  Derniers  Jours  d'un  Philosophe.  Entretiens  sur  la  Nature  etsur les  Sciences, 

deSirHumphry  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 

Contemplations  scientifiques.  Deuxième  série.  Un  vol.  in-18;  1887  ........      3  50 

Les  Merveilles  célestes.  Lectures  du  soir.  Un  vol.  in-18,  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 »  00 

L'éruption  du  Krakatoa  et  les  tremblements  de  terre.  Petit  in-18 »  60 

Copernic  et  la  découverte  du  système  du  Monde.  Petit  in-18 »  60 

Qu'est-ce  que  le  Ciel?  Astronomie  élémentaire,  avec  figures »  75 

Grande  Carte  céleste,  contenant  toutes  les  étoiles  visibles  à  l'œil   nu,  étoiles 

double:^,  nébuleuses,  etc.  Grand  format  :  1™,20  sur  0™,  90 6    » 

Planisphère  mobile,  donnant  la  position  des  étoiles  visibles  tous  les  jours  de 

lannf-e  k  une  heure  quelconque.  Monté  sur  fort  carton 8    » 

Carte  géographique  de  la  Lune.  Grand  format  ;  diamètre  O^jG'i .      8    •■ 

Globes  géographiques  de  la  Lune  et  de  la  planète  Mars ô    » 


LA 


PLANETE   \IV]{S 


CONDlTIOiXS  D'IIABITABILITi;, 


SYNTHESE  GENERALE  DE  TOUTES  LES  OBSERVATIONS. 

CLIMATOLOGIE.   MKTKOnOLOGIE. 

ARÉOGRAI'HIE.    CONTINENTS,    MEUS    ET    RIVAGES.    EAUX    ET    NEIGE.S. 

SAISONS.     VARIATIONS    OBSERVÉES. 

ILLUSTRÉ    DE    580    DESSINS    TÉLESCOPIQ UE S    ET    23    CARTES. 


CAMILLE  FLAMMARION. 


Et  major  Martis  iam  apparet  iinaso! 
(ViUGiLE.  —  Bii.,Vin,  o;)7.) 


Région  m 
<J  Ts 


EQion  ^ 
isis    = 


Un  coin  du  monde  de  Mars 


Mi 


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PARIS,  ^^      q 

GAUTIIIEK-VILLAKS  HT  FILS,   IMPIiniKURS-LIBll.VlllES 

DE      l'observatoire     DE      PARIS, 
Quai   des   Grands-Augastlns.    55 

18'J2 

(Tous  droits  réservés.) 


IBll.Vll 


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V-S 


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PHÉFACE. 


L'A>lrùnoniic  ne  «loit  ));i>  s'arréler 
à  la  mesure  des  positionn  des  astres  : 
elle  doit  s'élever  jus(|irà  rétude  de 
laiir  naluvc. 

En  cédant  au  désir  qui  nous  a  été  exprimé  de  voir  publier  un  Ouvraf,'c  spécial 
sur  la  planète  Mars,  établissant  et  fixant  l'état  actuel  de  nos  connaissances  posi- 
tives sur  la  constitution  physique  de  ce  monde  voisin,  dont  l'étude  est  déjà,  en 
oiTet,  assez  avancée  pour  mériter  une  synthèse  et  une  iliscussion  générale,  nous 
avons  longtemps  hésité  sur  la  méthode  à  employer  pour  arriver  au  meilleur  ré- 
sultat scientitique. 

Deux  méthodes  se  présentaient  tout  naturellement  à  l'esprit. 

Ou  bien  classer  nos  diverses  observations  et  études  de  Mars  en  chapitres  spé- 
ciaux, tels  que  :  distance  à  la  Terre,  révolution  autour  du  Soleil,  années,  jours, 
saisons,  climats,  calendrier,  lumière,  chaleur,  masse,  densité,  pesanteur,  volume, 
géographie,  continents,  mers,  neiges  polaires,  atmosphère,  eaux  et  nuages, 
mouvements  et  changements  observés,  satellites,  etc.,  et  traiter  chacun  de  ces 
sujets  séparément;  ou  bien  prendre  la  planète  dans  son  ensemble  et  exposer 
simplement  dans  leur  ordre  historique,  chronologique,  tous  les  progrès  réalisés 
par  les  observations  et  par  les  déductions  qui  en  résultent. 

Nous  avons  choisi  la  seconde  méthode,  d'abord  parce  qu'elle  nous  a  paru  plus 
intéressante,  en  ce  qu'elle  placera  devant  nos  yeux  la  marche  des  faits  et  des  idées, 
qu'elle  écrira  d'elle-même  l'histoire  astronomique  do  la  planète,  et  que,  par  là, 
nous  nous  rendrons  mieux  compte  du  développement  graduel  de  nos  connais- 
sances, ensuite  parce  qu'un  sujet  domine  tous  les  autres  dans  l'étude  de  ce  monde 
voisin  et  eût  fourni  un  chapitre  plus  considérable  à  lui  seul  que  tout  le  reste 
ensemble;  c'est  celui  de  sa  géographie  physique,  mers,  continents  et  glaces 
polaires.  C'est  là,  sans  contredit,  l'objet  principal  et  essentiel  îles  observations 
télescopiques.  Il  nous  a  donc  paru  plus  logique  d'exposer  dans  leur  ordre  chrono- 
logique les  études  faites  jus([u'à  ce  jour  sur  ce  monde  qui,  par  sa  proximité  de  la 
Terre  et  par  sa  situation  favorable  pour  nos  observations,  parait  appelé  à  répondre 
le  premier  aux  grandes  et  profondes  questions  que  l'humanité  pensante  s'est 
posées  dans  tous  les  siècles,  en  face  des  silencieuses  énigmes  du  Ciel  étoile. 

Un  traité  technique  expose  ce  que  nous  savons;  la  méthode  historique  nous 
apprend  commonl  les  choses  ont  été-  apprises.  11  y  a  ici  un  avantage,  les  progrès 


V,  PHftiACK. 

»lo  la  .^oicncc  parlent  iroux-nuMUOs  l't  roiulraiont  suporflii  tout  ombollissemont. 

littéraire. 

On  peut  ci>nvenir,  ilaillours.  que  le  moment  est  Itien  choisi  pour  une  rcchcniie 
«lu  genre  de  eellc-oi.  L'étude  astronomique  de  la  planète  Mars  est  très  avancée. 
Nous  possédons  un  très  grand  nombre  d'observations  et  d'excellentes,  commen- 
cées depuis  deux  siècles  et  demi  et  qui  sont  allées  sans  cesse  en  se  perfectionnant. 
Mais  ces  observations  auraient  beau  s'entasser  par  centaines  et  par  milliers,  elles 
ne  serviraient  jamais  ;\  rien  si  l'on  n'entreprenait  de  les  comparer  toutes  ensemble 
et  d'eu  l'aire  la  synthèse  complète  afln  d'en  dégager  tout  ce  que  nous  en  pourrons 
tirer  pour  la  connaissance  de  cette  planète. 

L'Astronomie  mathématique  devait  évidemment  conduire  à  l'Astronomie  phy- 
sique, sans  laquelle,  d'ailleurs,  elle  perdrait  la  majeure  partie  de  son  intérêt. 
Chercheurs  du  grand  problème,  ne  voyons  pas  seulement  des  pierres  en  mouve- 
ment dans  l'espace.  Les  masses  sidérales  ne  sont  pas  tout;  la  valeur  du  Soleil 
ne  consiste  pas  seulement  dans  son  poids ,  non  plus  que  celle  de  la  Terre,  Le 
philosophe  voit  plus  haut  et  plus  loin  :  il  cherche  le  but.  Il  admire  les  bases  méca- 
niques du  système  de  l'Univers,  mais  ne  s'y  arrête  point.  Lorsqu'il  contemple  au 
télescope  un  monde  perdu  au  fond  de  l'immensité,  il  peut  s'intéresser  à  sa  distance, 
à,  ses  mouvements  et  à  sa  masse,  mais  il  veut  savoir  davantage  et  se  demande 
quelle  est  la  nature  de  ce  monde,  ([uelle  est  sa  constitution  physique  au  point  de 
vue  de  son  habitabilité.  'Voilà  ce  qui  l'intéresse;  le  reste  n'est  que  la  voie  qui 
doit  conduire  au  but. 

Dès  le  temps  de  Galilée,  l'Astronomie  physique  était  fondée  (  '  i.  Ses  progrès  ne 
pouvaient  être  que  directement  liés  à  ceux  de  l'Optique,  et,  en  efTet,  ils  ont  suivi 
graduellement  les  perfectionnements  apportés  à  la  construction  des  lunettes  et 
des  télescopes,  surtout  en  ce  qui  concerne  l'agrandissement  et,  plus  encore,  la 
netteté  des  images.  Mais  l'ardeur  des  observateurs,  leur  patience,  leur  persévé- 
rance, le  perfectionnement  pratique  de  leurs  méthodes,  l'adaptation  même  de 
leur  rétine  à  la  difficulté  des  recherches,  n'ont  pas  moins  contribué  au  succès 
que  les  progrès  de  l'Optique  proprement  dits. 

(')  Mais  rarement  comprise,  même  par  les  astronomes  qui  se  servent  du  mot.  Ainsi, 
pour  n'en  citer  qu'un  exemple,  les  bibliothèques  astronomiques  possèdent  toutes,  sur  un 
bon  rayon.  Je  Traité  d'Astronomie  physique,  en  cinq  volumes  in-8,  de  J.-B.  Biot, 
membre  de  l'Académie  des  Sciences,  de  l'Académie  française,  de  l'Académie  des  In- 
scriptions, du  Bureau  des  Longitudes,  professeur  à  la  Faculté  des  Sciences,  au  Collège 
de  France,  etc.,  etc.,  etc.  Ces  cinq  volumes  «  d'Astronomie  pkysiqiœ  »  ne  comprennent 
pas  moins  de  2916  pages  —  sur  lesquelles  il  n'y  en  a  pas  un  cent  qui  aient  vraiment  pour 
objet  la  constitution  physique  des  corps  célestes!  La  constitution  physique  de  Mars  y  a 
reçu,  en  tout,  une  page  (tome  V,  1857,  p.  401  ).  Le  titre  de  cet  Ouvrage  devrait  être  beau- 
coup plus  justement  :  Traité  d'Astronomie  malhémalique.  On  pourrait  en  dire  autant 
de  la  plupart  des  auteurs.  Delambre,  parlant  des  observations  faites  sur  la  rotation  de 
Vénus,  sur  Ja  constitution  physique  de  Mars,  sur  les  taches  du  Soleil,  fait  entendre  que 
c'est  là  du  temps  perdu  !  Etc.,  etc. , 


l'UKI'ACi:.  M, 

L'Ouvra.£,'e  que  nous  entreprenons  iei  se  partajje  donc  naturollomont  de  lui- 
même  en  deux  Parties.  La  preniit'n!  donnera  l'r'.xposé  et  la  dinrusaion  de  tontes 
les  ohaervations  faites  sur  Mars,  depuis  les  plus  anciennes,  qui  datent  de  la  pic- 
mière  moitié  du  xvn*  siècle,  jusqu'aux  dernières.  La  seconde  Partie  résumera  les 
rèsull-ii'i  «•()/), /u.s  de  cette  étude  iji'-m'i-nh'  Je  /,/  jtl:iiii-ii>. 

Notre  première  Partie,  d'autre  part,  se  partagera  en  trois  périodes.  La  première 
période  i-ouunence  avec  la  plus  ancienne  observation,  de  l'an  163G,  et  s'étend 
jusqu'à,  l'aïun-e  IS30.  Llle  comprcuid  ainsi  presque  deux  siècles.  Les  dessins  faits 
pendant  toute  cette  |iériode  sont  rudimentaires  et  étaient  absolument  insuffisants 
pour  donner  une  idée  quelque  peu  exacte  de  la  constitution  physique  de  la  pla- 
nète. La  seconde  période  commence  en  18;{0  et  s'étend  jusqu'à  l'année  1877. 
Elle  a  inauguré  la  géographie  martienne,  ou,  pour  parler  plus  exactement,  l'aréo- 
graphie.  Durant  cette  période,  les  grandes  oppositions  de  Mars,  les  époques 
où  cette  planète  s'est  le  plus  rajiprochée  de  la  Terre,  ont  apporté  des  notions  do 
plus  en  plus  étendues  et  de  plus  en  plus  précises  sur  l'état  de  ce  monde  voisin. 
La  troisième  commence  en  1S77,  par  le  premier  plan  géodésique  (aréodésique) 
de  triangulation  qui  ait  été  fait  de  la  surface  continentale  et  maritime  de  la  pla- 
nète, et  se  continue  jusqu'à  l'heure  actuelle  par  les  surprenantes  découvertes  de 
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,  linclinaison  de  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 
nuits,  l'existence  de  ses  taches  polaires  et  leurs  variations  d'été  et  d'hiver  ;  on 
devine  que  ce  sont  des  neiges  analogues  à  celles  de  nos  pôles  ;  on  commence 
à  penser  que  les  taches  foncées  peuvent  représenter  des  mers  et  que  les  conti- 
nents sont  jaunes.  L'atmosphère  est  plutôt  soupçonnée  qu'étudiée. 

Dans  la  seconde  période,  on  trace'  les  premières  cartes  géographiques  de  la 
planète,  on  confirme  l'assimilation  des  taches  polaires  à  des  neiges  en  constatant 
qu'elles  fondent  régulièrement  sous  l'action  des  rayons  solaires.  Ou  reconnaît 
que  la  seule  explication  à  admettre  des  taches  foncées  est  de  les  considérer 
coinme  représentant  des  étendues  d'eaux  et  l'on  s'aperçoit  que  leurs  contours 
.sont  soumis  à  des  variations,  on  trace  en  détail  des  golfes  et  des  embouchures 
de  grands  Heuves,  on  analyse  chimiciuemeut  l'atmosphère  au  spectroscopc  et 
l'on  y  constate  la  présence  certaine  de  la  vapeur  d'eau  ;  on  démontre  que  cette 
atmosphère  ne  peut  pas  être  la  cause  de  la  coloration  rougeàtre  de  la  planète, 
puisque  cette  coloration  est  plus  marquée  au  centre  du  disque,  où  l'épaisseur 
atmosphérique  traversée  est  moindre  que  sur  les  contours  où  cette  coloration 
est  presque  efTacée  ;  on  trouve  rpie  la  temp(M-ature  dé'pcnd  principalement,  non 
de  la  distance  au  Soleil,  mais  de  l'état  de  l'atmosphère  (exemples  :  le  sommet  et 


Mil  PHKrAr.K. 

le  pied  du  .Mont-lU;iU(.'i,  cl  que  certaines  a apoiirs.  notamment  la  vapeur  d'eau, 
exeroeut  une  inlUiencc  absorbante  sur  les  rayons  calorifiques  bien  supérieure 
à  celle  de  certains  gaz,  tels  que  roxyir<''ne  et  l'azote,  et  l'on  reoonuait  (pie  les 
conditions  de  la  vie  ù  la  surface  de  Mars  ne  dilTôrent  pas  essentiellement  de 
celles  de  notre  planùte. 

Dans  la  troisième  période,  les  détails  de  l'aréographie  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  ré'seau  énigmatiquc  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  même  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. 
Los  analogies  avec  la  Terre  s'accroissent  t\  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  à  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  diflérente  de 
l'Europe.  Saurons-nous  interpréter  exactement  les  découvertes  télescopiques  ? 
Tous  nos  efforts  doivent  tendre  ù,  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. 


t*tl 


p^ONtont.ersplu:s  loin  qu'URANUS,ou  à  q'Vzz^ 


URANUS    fif 


SATURNE   Ij 


JUPITER  ^ 


l'LA.N    m;  SVSTLMli   SULAlIlf,    A    r.MailïLLli    PlILCIàli    Ht:  1"""   l'OUn 'JU  MILLIONS  IIU  KILO.MU  fllliS. 


\  l' H  Kl- A  ci:. 

Nous  ixv  viiiilitus  pas  tL'riiiintM-  celte  Préface  sans  remercier  MM.  ('lautliier- 
Villars  du  dévoue  concours  qu'ils  nous  ont  apporté  en  éditant  cet  Ouvrage 
tle  science  pure  avec  un  soin  délicat.  Ils  savent  aussi  que  la  recherche  scienti- 
fique est  lauie  «lu  inonde  moderne  et  qu'il  est  utile  de  répandre  le  plus  possible 
dans  le  public  intellectuel  les  f^randes  et  lumineuses  notions  do  l'Astronomie 
contemporaine. 

Avant  d'entrer  en  matière,  prenons  dabord  une  connaissance  cxaetc  de,  la 
position  de  la  planète  Mars  dans  le  système  solaire.  Nous  étiulicrons  plus  loin 
son  orbite  au  point  de  vue  de  sa  forme  elliiUiquc  précise  et  de  ses  relations  avec 
celle  que  nous  décrivons  nous-mêmes  autour  du  Sfdeil.  Ici,  il  nous  suffit  de  re- 
mettre sous  nos  yeux  l'ensemble  du  système  au  point  de  vue  des  distances  au 
Soleil  et  de  la  ])Osition  de  Mars  dans  la  région  de  ce  .système. 

nist:iii.-fs  .111   Soliil, 

T'IaiiL-tus.  celle  <lo  la  en  mille  • 

Terre  étant  1.         kiloniélrcs. 

Mercure 0,387  .^7  678 

VÉNUS 0,723  107  77-2 

L.^TERni: 1,000  l'iO  000  '"""'"" 

'  «le 

Mars l,52i  '2Î7  031  kilomètres. 

I   2, as  02 i 

\  2,74  3Ô5 

Petites  planètes —        •2,175  a  4,'2tJ2.    Zones  maxima... 

'  '  '  1  3,12  408 

1    .'!,Î2  4fi4 

JupiTEn 5,203  775  217                                                  r.io 

.Saturm: 0,538  1421  2sl                                                  .535 

Uranus 10,183  285S  312 

Neptune 30,055  4  i78  105 

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  ile,  sa^ur  de  la  notre. 

Nous  adoptons  pour  la  parallaxe  solaire  le  nombre  8",  82,  qui  i»araît  actuellement 
le  plus  probable.  La  distance  correspondante  est  149  millions  de  kilomètres. 

Lt  maintenant,  commençons  l'histoire  astronomique  de  Mars,  et  étudions  ce 
monde  voisin  sans  aucune  idée  préconçue. 

OI)-iervatoiie  de  Jiivisy,  4  août  I8y2.' 


PllEMIEUE   PERIODE. 

1636-18:]0. 


Flammaiiion.  —  Murs. 


PREMIERE  PERIODE 

163G-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  163G.  Il  s'agit  ici  d'Astro- 
nomie physique  et  non  d'Astronomie  mathématique,  autrement,  nous  devrions 
commencer  cette  monographie  de  Mars  à  l'ouvrage  de  Kepler  De  Motibus  stellae 
Marlis,  publié  enl6Û9('). 

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  brillants  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  même  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.  Un  souriait  assez  dédaigneusement  de  l'idée  assu- 
rément téméraire  de  Copernic,  comme  les  sceptiques  sourient  aujourd'hui 

(')  Cet  ouvrage  de  Kepler  commence  ainsi  :  «  Durissima  est  liodie  conditio  scribendi 
libres  mathematicos,  praecipue  aslronomicos  ».  On  pourrait  faire  la  même  réflexion  au- 
jourd'hui pour  les  ouvrages  d'Astronomie  pure.  Combien  ce  livre-ci  aura-t-il  de  lec- 
teurs? Assurément  fort  peu.  Les  haliitants  do  la  Terre  s'oi-cupent  peu  des  choses  du 
ciel,  ils  ne  savent  même  pas  que  le  monde  qu'ils  habitent  fait  partie  du  ciel,  ignorent 
où  ils  sont,  et  vivent  dans  une  remarquable  ignorance  de  la  réalité.  Cette  ignorance 
sufïit  à  Itiiir  indilTérence  native. 


4  1. A    PLANÈT1-:   MARS. 

de  la  noire  :  il  est  si  simple  de  suivre  IranquillemeiU  rorniùre  du  passé. 
Cependanl,  dans  le  siècle  même  de  Copernic,  en  1590,  47  ans  seulement  après 
la  mort  du  chanoine  de  Thorn,  un  opticien  de  Middelbourg,  Zacharie  Jansen, 
inventait,  selon  le  témoignage  de  la  plus  ancienne  autorité  ('),  la  première 
lunette  d'approche  qui.  perfectionnée  seize  ans  plus  tard  par  Hans  Lippershey, 
autre  opticien  de  la  même  ville,  ne  tardait  pas  à  être  dirigée  vers  le  ciel.  En 
effet,  en  1609,  sur  les  rapports  qu'il  avait  reçus  de  Hollande  relativement  à 
celte  invention,  Galilée  construisait  la  première  lunette  qui  ait  été  dirigée 
sur  le  ciel  et  découvrait  immédiatement  (janvier  1610)  les  satellites  de  Jupiter, 
puis  bientôt  après  les  phases  de  Vénus,  réalisant  la  prédiction  de  Copernic 
et  apportant  ainsi  un  témoignage  direct  à  la  vérité  du  nouveau  système.  Les 
premières  observations  publiées  par  Galilée  sont  celles  des  satellites  de 
Jupiter,  faites  les  7,  8,  10,  12  et  13  janvier  1610. 

Dès  les  années  1610,  1611,  lGI2,nous  voyons  les  découvertes  astronomiques 
se  succéder  rapidement,  taches  du  Soleil,  géographie  et  montagnes  de  la 
Lune,  satellites  de  Jupiter,  nature  sidérale  de  la  Voie  lactée.  Galilée,  Kepler, 
Fontana,  Scheiner,  Rheita,  inventent  des  lunettes,  les  perfectionnent  et  dé- 
couvrent dans  les  mystères  des  cieux  les  réalités  restées  cachées  jusqu'alors 
pour  les  yeux  de  l'habitant  delà  Terre. 

La  grandeur  du  disque  lunaire,  l'étendue  des  plus  grosses  taches  solaires, 
le  diamètre  de  Vénus,  l'éclat  des  satellites  de  Jupiter,  la  richesse  de  la  Voie 
lactée  permettaient  ces  premières  études,  ces  premières  découvertes,  à  l'aide 
des  primitives  lunettes  rudimentaires  dont  les  grossissements  étaient  faibles. 

(')  L'invention  de  la  première  lunette  d'approche  se  perd  un  peu  déjà  dans  l'inconnu. 
Il  est  certain  qu'en  1609,  Galilée  s'était  construit  une  lunette,  puisque  le  7  janvier  1610 
il  découvrait  les  satellites  de  Jupiter  (nous  avons  publié  le  fac-similé  de  ses  premiers 
dessins  dans  les  Terres  du  Ciel,  au  chapitre  des  Satellites  de  Jupiter);  il  est  certain 
également  que,  de  1606  à  1608,  le  nom  de  Lippershey  était  connu  en  Hollande  comme 
fabricant  de  lunettes  d'approche.  Mais  un  ouvrage  de  Pierre  Borel,  médecin  du  roi, 
membre  de  l'Académie  des  Sciences,  auteur  du  Discours  prouvant  la  pluralité  des 
Mondes  dont  nous  avons  parlé  dans  les  Mondes  imaginaires,  établit  en  1655,  c'est- 
à-dire  environ  un  demi-siècle  seulement  après  l'invention,  l'historique  de  cette  découverte, 
affirme  que  le  «  premier  inventeur  »  est  Zach.\rias  J  axsex,  dont  il  donne  le  portrait,  et  que 
le  «  second  inventeur  ^  est  Hans  Lipperhev  {sic  )  dont  il  donne  également  le  portrait.  Cet 
ouvrage  a  pour  titre  De  vero  télescopa  invenlora  (  1655).  Le  chapitre  XII  de  ce  Traité, 
intitulé  :  «  De  inventons  vero  nomine  »,  discute  spécialement  les  titres.  L'auteur  écrit 
le  premier  nom  tantôt  Zacharias  Jansen,  tantôt  Zac.  Joannides,  et  le  second  tantôt  Lip- 
perhev, tantôt  Lipperseim.  On  latinisait  tous  les  noms  à  cette  époque,  et  souvent  on  les 
retraduisait  du  latin  en  français,  en  leur  faisant  subir  de  nouvelles  métamorphoses.  Ainsi, 
par  exemple,  Jean  MûUer  prit  le  nom  de  sa  ville  natale,  Kœnigsberg,  qui  veut  dire  mon- 
tagne royale  et  s'appela  Regiomontanus.  Ce  nom,  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  i:t  les  instruments  nOPTIQUi:  5 

L;i  premicro  lunette  de  Galilée  ne  grossissait  que  4  fois.  L'immortel  astro- 
nome porta  successivement  ses  grossissements  à  7,  à  10  et  même  à  30  fois 
en  diamètre;  mais  il  ne  put  dépasser  ce  chiffre.  Son  habileté,  sa  patience, 
.sa  persévérance  obtinrent  do  ce  modeste  instrument  les  découvertes  les  plus 
merveilleuses.  Cette  célèbre  lunette  de  Galilée  a  été  religieusement  conservée 
et  elle  se  trouve  aujourd'hui  à  l'Académie  de  Florence.  L'astronome  Donati 
la  remit  un  jour  entre  mes  mains,  ainsi  qu'un  doigt  de  Galilée  qui  a  été 
conserve  par  la  même  Académie.  Ce  ji'est  pas  sans  émotion  que  je  touchai 
ces  reliques  vénérables.  Il  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  l'astronome  florentin  debout,  après  le  coucher 
du  Soleil,  sur  une  de  ces  belles  terrasses  italiennes,  à  l'heure  où  s'allument 
les  étoiles,  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  année  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  de  30".  A  l'œil  nu,  ce  n'est  qu'un  point  très  lumineux,  une 
étoile  de  première  grandeur,  très  éclatante  pendant  la  nuit,  quoiqu'il  n'y  ait  la  que  la 
lumière  reçue  du  Soleil  et  refl»jtée. 

La  lunette  de  Galilée,  grossissant  4  fois,  montrait  Mars  de  la  grosseur  d'un  petit  pois 
de  7""  de  diamètre  vu  à  12°"  de  distance. 

Une  lunette  grossissant  60  fois  la  montre  comme  un  petit  pois  vu  à  G"", 80  ou  à  peu 
près  de  la  dimension  de  la  Lune  vue  à  l'œil  nu. 

Un  grossissement  de    100  fois,  comme  un  petit  pois  vu  à  G"", 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  de  0'",0G  de  diamètre  vue  à  1",42. 

Un  grossissement  de    500  fois,  comme  une  orange  de  G",G8  de  diamètre  vue  à  1'",  12. 

Un  grossissement  de  1000  fois,  comme  une  orange  de  0"',08  de  diamètre  vue  à  0'',G0. 

Un  grossissement  de  1500  fois,  comme  une  orange  de  G", 08  de  diamètre  vue  à  0",3G. 

Tout  objet  éloigné  de  l'œil  à  57  fois  son  diamètre  parait  sous  un  angle  de  1°. 

La  Lune,  dont  le  diamètre  est  de  3482  kilomètres,  est  éloignée  à  110  fois  son  diamètre, 
et  mesure  par  conséquent  un  peu  plus  d'un  demi-degré,  soit  31'. 

Une  orange  de  0",08  de  diamètre,  éloignée  à  4~,5G,  soustend  un  angle  de  1",  parait 
deux  fuis  plus  grosse  que  la  Lune,  vue  h  l'œil  nu,  et  égale  Mars  vu  avec  \n\  grossisse- 
ment de  120  fois.  Un  grossissement  de  1200  correspond  à  une  distance  de  G", 456  pour 
le  même  objet.  Si  l'on  y  rélléoliit  un  instant,  on  appréciera  que  des  grossissements 
de  500  à  I2G()  pour  Mars  représentent  déjà  de  belles  dimensions  apparentes. 


f,  l.A    PI.ANKTI-    M  A  US. 

;^0  décembre  1610,  il  écrivait  an  P.  Castolli  :  "  Je  n'ose  pas  assurer  que  je 
puisse  observer  les  phases  de  Mars;  cependant,  si  je  ne  nio  tronipo,  je  crois 
déjà  voir  qu'il  n'est  pas  parfaitement  rond.  »  Kepler  signale  les  phases  de  Mars 
dans  son  Epilomcs  AslronoviLr.  Liv.  Y,  Part.  Y  (1(V21),  où  il  nomme  la  plus 
grande  phase  de  Mars  «  perfectio  phases  dichotoniat^  «.  Mais  il  ne  dit  point 
l'avoir  observée  et  ne  traite  le  prohlcnie  qu'au  point  de  vue  géométrique. 

Cependant,  ces  instruments  allaient  en  se  perfectionnant  assez  rapidement. 
Un  grand  enthousiasme  animait  les  cœurs.  On  aurait  voulu  pouvoir  décou- 
vrir sans  relard  les  habitants  de  la  Lune  ou  tout  au  moins  leurs  œuvres; 
on  frémissait  d'impatience;  on  fondait  d'immenses  lentilles  qui  restaient 
troubles  et  remplies  d'imperfections;  on  inventait  de  nouvelles  combinai- 
sons d'oculaires  pour  accroître  la  netteté  des  images,  mais  Fart  et  l'indu- 
strie ne  marchaient  pas  aussi  vite  que  les  désirs.  Des  l'année  1636,  néan- 
moins, c'est-à-dire  vingt-sept  ans  seulement  après  la  première  lunette  de 
Galilée,  un  savant  napolitain,  Fonlana,  parvenait  à  construire  lui-même, 
comme  Galilée  et  Kepler,  une  lunette  encore  plus  perfectionnée  et  obtenait, 
sous  le  beau  ciel  de  Naples,  des  observations  assez  bonnes  des  taches  de  la 
Lune,  des  Pléiades,  des  phases  de  Yénus  et  de  la  planète  dont  nous  nous 
proposons  d'écrire  l'histoire. 

Yoici  les  observations  de  Fontana.  Nous  exposerons  successivement  toutes 
les  observations,  dans  l'ordre  chronologique,  nous  les  discuterons  et  compa- 
rerons, et  nous  en  déduirons  progressivement  les  conclusions  qui  en  dérivent 
pour  la  connaissance  de  la  constitution  physique  de  la  planète. 

L  1636-1 038.  —  Fontana. 

L'astronome  napolitain  publia  ses  observations  dans  un  ouvrage  intitulé  : 
Novœ  cœlestium  tcrreslriumque  rerum  observntio7ies.  Naples,  1655.  Nous  avons 
cet  ouvrage  sous  les  yeux,  et  nous  sommes  heureux  d'en  offrir  les  curiosités 
principales  à  nos  lecteurs  ('). 

(')  Nous  reproduirons  ici  par  la  photogravure,  et  sans  retouches  de  dessinateurs  ou 
de  graveurs,  toutes  les  fois  que  cela  sera  possible,  tous  les  dessins  de  Mars  que  nous 
nous  proposons  de  réunir.  Ce  procédé  nous  permettra  de  conserver  dans  cette  mono- 
graphie, les  dessins  authentiques,  exacts,  tels  qu'ils  ont  été  faits  par  leurs  autours; 
cette  fidélité  absolue  nous  parait  indispensable  pour  identifier  aussi  siirement  que  pos- 
sible les  dessins  modernes  aux  anciens  et  pour  juger  ensuite  de  la  permanence  des  con- 
figurations géographiques  de  la  planète  ou  de  leur  variabilité.  Ce  sera  là,  nous  semble- 
t-il,  la  principale  valeur  scientifique  du  travail  que  nous  entreprenons  ici. 

Nous  possédons  la  plupart  des  ouvrages  et  documents  qui  vont  être  analysés,  dans 
la  Bibliothèque  que  nous  avons  longuement  formée  pour  notre  Observatoire  de  Juvisy. 
Mais,  pour  certaines  pièces  anciennes  et  rares,  nous  avons  dû  recourir  à  la  Bibliothèque 


163G.  PREMIERKS  OBSERVATIONS.  7 

Voici  les  deux  plus  anciens  dessins  <le  Mars,  laits  par  cet  astronome-opti- 
cien, le  premier  en  IG.'ÎG  (il  n'indiriue  pas  le  jour),  le  second  le  24  août  1G38. 
Ou  lit  on  légende  : 

lG3(i  :  Martis  llirura  pcrfeeto  splierica  distincte  atquo  clarc  conspif^if'l>atiir. 
Item  in  medio  atiuin  habcbat  conum  instar  nigerrima)  pilula;. 

Fie.  I.  Fier.  ?. 


Premier  dessin  du  dis.iue  de  Mar.s.  Deuxième  dessin  de  Mars,  fait  par  Fontana, 

Fontana,  1636.  •      en  1638. 

Martis  circulus  discolor,  sed  in  conrava  parte  ignitusdcprehendebatur. 
Sole  excepte,  reliquis  aliis  planetis,  semper  Mars  candentior  demonstratur. 

Ce  que  nous  pouvons  traduire  ainsi  : 

1G36  :  La  figure  de  Mars  a  été  observée  parfaitement  sphérique.  Elle  avait  en 
son  milieu  un  cône  sombre  en  forme  de  pilule  très  noire. 

Le  disque  était  de  diverses  couleurs,  mais  paraissait  enflammé  dans  la  partie 
concave. 

A  l'exception  du  Soleil,  Mars  est  plus  le  ardent  de  tous  les  astres. 

Voici  la  seconde  observation  : 

Die  2i  augusti,  anno  IG3.^.  —  Martis  pilula,  vcl  niger  eonus,  intuebatur  dis- 
tincte ad  circuli,  ipsum  ambiontis,  doliquium,  proportionalitcr  deficere  :  quod 
fortarse  Martis  gyrationem  circa  proprium  ccntrum  signilloat. 

«  La  pilule  de  Mars,  ou  le  cône  noir,  se  montrait  distinctement,  avec  une  phase 

de  l'Observatoire  de  Paris.  Nous  adressons  à  ce  sujet  nos  plus  vifs  remerciements  à 
M.  l'amiral  Mouchez,  directeur  de  l'Observatoire,  et  à  M.  Fraissinet,  bibliothécaire,  dont 
l'obligeance  a  déjà  rendu  tant  d'appréciés  services  aux  savants  et  aux  bibliophiles. 


s  LA    PLANKTl-    MARS. 

proportionnollo  ;\  colle  du  disque,  ce  qui  peut-être  signifie  un  mouvement  do 
rotation  do  Mars  autour  de  son  centre.  »  (Nous  avouons  ne  pas  bien  comprendre 
c«tte  phrase  :  veut-elle  dire  que  la  tache  était  proportionnellement  déplacée?) 


Cette  piluln  ou  «  petite  houle  >%  vue  au  contre  du  disque  do  Mars,  est  la 
première  tache  qu'on  ait  jainais  vue  et  dessinée.  Ce  sont  là  les  deux  premiers 
dessins  de  la  planète,  et  nous  les  offrons  à  nos  lecteurs,  dans  leur  aspect 
naïf,  comme  curiosité  historique. 

La  phase  de  la  seconde  figure  est  très  exagérée.  Jamais  Mars  n'en  arrive  là. 
Nous  avons  vii  au  Chapitre  préliminaire  quelle  est  la  valeur  exacte  de  cette 
phase.  Mais  on  n'en  doit  pas  moins  à  Fontana  la  découverte  des  phases  de 
Mars.  Quant  à  la  tache,  pour  nous,  elle  n'a  rien  de  réel  :  elle  doit  provenir 
d'une  réflexion,  d'une  sorte  d'extinction  de  rayons  dans  le  jeu  des  lentilles 
de  la  lunette  de  Fontana. 

Tout  concorde  en  faveur  de  cette  interprétation  :   1°  la  posilion  de  celte 


Fie. 


P'ie.  4. 


^'^i^^jjj^^^^l 

^^^^^^Uly' 

Dessin  de  Vénus  par  Fontana,  en  I64ô. 


Dessin  de  Vénus  par  Fontana,  en  1G4G. 


tache  ronde  au  milieu  du  disque  dans  la  première  observation  ;  2"  la  phase 
correspondante  à  celle  de  la  planète  dans  la  seconde  observation  ;  3°  des  effets 
analogues  dans  ses  dessins  de  Vénus,  dont  nous  reproduisons  deux  ici 
comme  curiosité,  du  11  novembre  1G45  et  du  22  janvier  1646,  et  dans  la 
description  desquels  il  signale  en  mêmes  termes  la  «  pilule  »  de  Vénus.  Ces 
figures  de  Vénus  n'ont  d'intéressant  que  la  phase. 


163G.  PRI-Mlf.RKS  OBSK  U  VATIONS.  9 

Mais,  tels  qu'ils  sont,  il  n'était  pas  sans  inlérùt  de  publier,  pour  être  con- 
servés, les  doux  premiers  dessins  ijui  aieut  été  faits  de  notre  planète. 

Fontana  comnienco  son  livre  par  une  étude  historiiiue  sur  l'inventeur  de 
la  lunette  d'approche.  Il  pense  que  les  anciens  la  connaissaient  (mais  on 
sait  aujourd'hui  que  c'étaient  là  des  tubes  sans  verres).  Il  rappelle  ce  que  dit 
Porla  ihi  miroir  de  Ptolémée,  qui  permettait  do  voir  h's  navires  à  sept  cents 
milles  de  distance.  Il  ajoute  qu'il  n'a  pu  trouver  Torigine  de  la  redécouverte 
des  instruments  d'optique,  et  pense  que  Porta  est  pour  J)eaucoup  dans  cette 
invention.  Voici,  en  effet,  un  passage  qu'il  cite  de  la  Magie  naturelle  de  cet 
auteur,  imprimée  en  lôSO,  Livre  XVII,  Chap.  X  : 

Les  lentilles  concaves  font  voir  très  churfnieut  les  objets  lointains,  et  les 
convexes  les  proches.  On  peut  s'en  servir  commodément  pour  l'usage  des  yeux. 
(Il  s'agit  évidemment  ici  de  ce  que  nous  appelons  aujourd'hui  des  lorgnons  de 
presbytes  et  de  myopes  :  ces  lentilles  sont  en  usage  depuis  le  \w  siècle,  et  elles 
étaient  connues  depuis  longtemps,  quoique  fort  rares,  puisque  pour  suivre  les 
jeux  du  cirque,  Néron,  qui  était  myope,  se  servait  d'une  émeraude  taillée  en 
verre  concave).  Mais  l^orta  ajoute  ensuite  : 

n  Concave,  longe  parva  vides,  sed  perspicua  :  convexo  propinqua  majora,  scd 
turbida  :  si  utramquc  lentcm  recte  componere  noveris,  et  longinqua,  et  proxima 
majora,  et  clara  videbis.  Non  parum  multis  amicis  auxilii  projstitimus,  qui  et 
longinqua  obsoleta  et  proxima  turbida  couspiciebant,  ut  omnia  perfectissime 
cernèrent  ». 

Il  y  a  là,  sans  contredit,  l'invention,  au  moins  théorique,  de  la  lunette 
d'approche. 

On  peut  lire  dans  Roger  Bacon  (mort  en  1-292)  des  expressions  montrant 
que  les  besicles  étaient  en  usage  de  son  temps.  Il  est  probable  que  l'on  a 
combiné  la  disposition  des  verres  entre  le  xiii^  siècle  et  l'an  1370,  car,  dans 
un  ouvrage  publié  en  1570  [Euclid's  Eléments),  un  auteur  anglais,  Dee,  recom- 
mande aux  commandants  d'armée  l'usage  des  «  verres  perspectives  »,  et  un 
ouvrage  de  Digges,  Panlomctria,  publié  en  1.571,  dit  que  «  par  la  combinaison 
de  miroirs  concaves  et  convexes  et  de  lentilles  transparentes  on  peut  rap- 
procher de  beaucoup  les  objets  ».  Ces  appareils  devaient  être  rares.  Ce  n'est 
qu'en  1590  ou  môme  en  1G06  que  les  deux  opticiens  de  Middelbourg  construi- 
sirent les  premières  lunettes  réellement  pratiques. 

Fontana  ajoute  :  «  On  attribue  aussi  l'invention  à  Galilée,  mais,  à  mon 
jugement,  ou  Galilée  a  simplement  mis  en  prati([ue  la  théorie  de  Porta  ou  il 
a  perfectionné  une  invention  allemande.  » 

Pour  lui,  Fontana,  il  a  construit  lui-même  ses  instruments,  et  assure  que 
c'est  dès  l'année  1008.  Il  les  a  considérablement  perfectionnés  d'année  en 


10 


LA    PI.VNKTi:    MARS. 


année,  surtout  à  ilater  de  l'anuoo  liU  L  marquée  par  l'ouvrage  de  Kepler  sur 
la  dioptrique.  Le  premier  dessin  (pi'il  pulilia  fut  eelui  de  la  Lune,  le  IM  oc- 
tobre HV21).  Nous  le  reproduisons  ici  comme  curiosité  historique,  c'est, 
croyons-nous,  le  premier  dessin  de  la  Lune  qui  ait  été  fait  (ceux  de  Galilée 
ne  sont  que  des  croquis).  Nos  lecteurs  y  reconnaîtront  les  bandes  qui  irra- 

Fis.    ô. 


Le  plus  adcic-Q  dessin  tùlescopiquc  de  la  Lune. 

dient  de  Tycho,  ce  cirque  (G)  et  celui  de  Copernic  en  D.  Cette  figure  fait 
apprécier  l'état  rudimentaire  de  ces  premières  lunettes. 

L'ouvrage  de  Fontana  est  orné  d'un  élégant  frontispice  que  nous  offrons  à 
nos  lecteurs  comme  curiosité  bibliographique  et  astronomique.  Autour  de  la 
fontaine  de  Vérité  sont  groupées  la  Géométrie,  les  Mathématiques,  la  Cosmo- 
graphie, la  Poésie,  la  Philosophie,  l'Architecture  et  l'Astrologie.  Sur  la  droite, 
l'Astronomie  porte  la  Lune  de  la  main  droite  et  l'ouvrage  de  Ptolémée  sous 
son  bras  gauche. 

Ce  livre  porte  la  date  de  1646.  L'année  précédente,  en  1G4."),  le  capucin 
Schyrle  de  Rheita  avait  publié,  à  Anvers,  son  livre  bizarre  intitulé  Oculus 
Enoch  et  Elix,  dont  nous  parlons  plus  loin,  dans  lequel  il  expose  la  môme 
invention  dans  les  termes  suivants  : 


1630. 


PREMIERES  OBSERVATIONS. 


M 


l'n  1:111  IGOO,  un  opticien  batave  nommd  Joannc  Lippensum  de  Zt';lande,  ayant 

réuni  i>ar  hasard  un  verre  convexe  et  un  verre  concave,  vit  avec  admiration  que 

Fip.  r,. 


Frontispice  de  l'ouvrage  de  Fontana  (Naples,  IGVJ). 


cette  combinaison  faisait  paraître  les  objets  plus  gros  et  plus  voisins.  Ayant  donc 
■placé  ces  deux  lentilles  dans  un  tube  à  la  distance  la  plus  convenable,  il  faisait 
voir  aux  passants  le  coq  du  clocher.  Le  bruit  de  cette  invention  s'étant  répandu, 
les  curieux  vinrent  en  foule  pour  admirer  ce  prodige;  le  marquis  de  Spinola 
acheta  la  lunette  et  en  fit  prdsent  h  l'archiduc  .Mbort.  Les  magistrats  ayant  mandé 


le  1- A    PLAM^TI-    MARS. 

l'opticien,  lui  payèrent  assez  chèrement  une  lunette  pareille,  mais  à  la  eondition 
singulière,  qu'il  n'en  vendrait,  ni  même  n'en  ferait  aueuneautre;  ee  qui  explique, 
nous  dit  Rlieita,  comment  une  invention  si  fortuite  et  si  admirable  est  restée 
assez  longtemps  inconnue.  Elle  se  répandit  enfin;  elle  fut  perfectionnée,  et 
Galilée,  par  ses  découvertes,  lui  donna  la  plus  grande  célébrité. 

Cette  hinetle,  cependant,  était  assez  incommode,  parce  qu'elle  avait  trop 
peu  decliamp.  Rheita  sentit  l'utilité  de  mettre  en  pratique  les  idées  de  Kepler; 
il  assemMa  deux  lentilles  convexes;  mais,  comme  tout  a  ses  inconvénients, 
les  objets  se  montraient  renversés,  ce  qui,  au  reste,  ne  lui  parut  pas  un 
grand  mal.  Il  y  remédia  depuis,  en  ajoutant  un  second  oculaire.  Il  est  in- 
croyable, nous  dit-il  encore,  combien  le  champ  fut  augmenté  :  on  pouvait 
apercevoir  à  la  fois  et  compter  de  40  à  ."lO  étoiles,  parce  que  le  champ  était 
devenu  cent  fois  plus  grand  que  celui  de  Galilée.  Animé  par  ce  succès,  il 
chercha  si,  en  réunissant  deux  lunettes  pour  les  deux  yeux,  il  ne  verrait  pas 
encore  mieux:  et  il  y  réussit.  Le  Gentil,  qui  a  renouvelé  l'épreuve  au  siècle 
dernier,  en  parle  dans  le  même  sens;  cependant  les  lunottos  binoculaires 
sont  restées  inusitées;  elles  ne  peuvent  convenir  d'ailleurs  qu'aux  observa- 
teurs qui  ont  les  deux  yeux  parfaitement  égaux,  ce  qui  est  assez  rare. 

Rheita  explique  ensuite  la  manière  de  tailler  et  de  polir  les  verres,  et  de 
leur  donner  la  forme  hyperbolique,  suivant  les  idées  de  Descartes.  Il  est 
aussi  l'auteur  des  mots  objectif  et  oculaire,  qui  sont  restés. 

Le  livre  de  Rheita  est  de  1645.  Cependant,  les  recherches  de  M.  Govi  ont 
montré  qu'en  fait,  les  pi'emières  lunettes  binoculaires  ou  jumelles  ont  été 
présentées  au  roi  Louis  XIII  par  un  opticien  de  Paris,  nomme  Chorez,  dès 
l'année  1620. 

Mais  continuons  notre  exposé  chronologique  des  observations  de  Mars. 

IL  1640-1644.  —  RicciOLi. 

Ce  fécond  auteur  a  publié  en  16.Ô1  son  grand  ouvrage  Almarjestum  novum, 
que  nous  avons  également  sous  les  yeux.  L'auteur  reproduit  (p.  486)  les 
deux  dessins  de  Fontana  réduits  d'un  tiers.  Il  ajoute  que  le  P.  Zucchi,  son 
confrère  en  la  Compagnie  de  Jésus,  a  observé  Mars  le  23  mai  1640  et  n'y  a  pu 
distinguer  aucune  tache,  ni  noire  ni  rouge  :  «  sine  macula  seu  nigra  seu 
rubra.  »  Le  P.  Bartoli,  son  érudit  et  éloquent  confrère  de  Naples,  a  observé 
Mars  le  24  décembre  164i  et  a  vu  deux  taches  dans  la  partie  inférieure  du 
disque.  Il  ajoute  que  la  postérité  en  verra  bien  davantage,  si  Dieu  le  permet  : 
«  Multa  itaque  observando  .supersnnt,  nobis  aut  vobis,  o  posteri!  »  Il  ne  croit 
pas  aux  satellites  de  Mars  observés  par  Rheita:  c'étaient,  en  effet,  des  étoiles 
fixes. 


iGi.NKif.C.  ANCIENNKS    OIJSi:  m  A  IK  )N  S.  \:, 

III.  1043.   —  IliiiZ(iAiiTi;ii. 

Dans  son  oawsif^Q  Deleclio  dioptrica  roriioniin  planelcu'um  veranim  (Franc- 
fort, l(!i;5),  ('ci'il  en  allemand,  cet  auteur  parle  longuemout  des  planètes; 
mais  il  ne  donne  que  de  mauvaises  observations.  Il  présente  un  dessin  de 
Mars,  qui  paraît  être  une  caricature  du  second  dessin  de  Fonlana.  Xûus  ne 
le  signalons  que  pour  n'omettre   persorftie. 

IV.    101.^.   —  SCHVRLE    I)K   RhEITA. 

Ce  savant  était  un  religieux,  livré  avec  ferveur  à  l'étude  des  sciences,  aux- 
quelles il  mariait  la  théologie  de  son  époque.  On  trouve  dans  son  livre  bi- 
zarre, OriiUis  Enoch  clEliiv,  siier-uUits  sndcrcomysticus  (Anvers,  1045),  dédié  à 
Jésus-Christ,  un  chapitre  non  moins  bizarre  sur  la  planète  Mars  et  un  dessin 
plus  bizarre  encore,  dans  le  genre  du  précédent  et  dénué  d'ailleurs  de  toute 
valeur  intrinsèque.  Ce  capucin  pourtant  était  un  homme  relativement  in- 
struit, et  avait  construit  lui-même  de  bonnes  lunettes  d'approche,  comme 
nous  l'avons  vu  tout  à  l'heure.  Nous  ne  reproduirons  pas  le  dessin  deRheita, 
qui  est  absolument  fantaisiste. 

V.  1045.  —  Hévélius. 

Astronome  laborieux,  observateur  habile,  Hévélius  a  consacré  dans  son 
grand  ouvrage  Selenographia,  sive  Lunx  dcscriptlo,  etc.  (Gedani,  1647)  un 
petit  chapitre  à  la  planète  Mars  et  surtout  à  ses  phases  (p.  06-68).  Il  rapporte 
une  observation  qu'il  a  faite  lui-même  le  20  mars  1045,  à  7''  du  soir,  ainsi 
que  le  28  du  même  mois.  La  phase  qu'il  reproduit  par  une  ligure  {PL  G, 
fig.  h)  est  considérablement  exagérée.  C'est  presque  la  Lune  en  quadrature, 
le  huitième  jour  de  la  lunaison.  Le  diamètre  du  cercle  est  de  46'"'"  et  la  lar- 
geur de  ce  quartier  est  de  26'"'"  seulement.  Jamais  Mars  n'atteint  cette  phase. 
L'auteur  parle  du  calcul  de  Kepler  sur  les  phases  de  Mars,  des  observations 
de  Fontana  et  du  traité  d'Uirzgarter. 

\  I.   lO.jO.   —  liUYi.ENS. 

L'astronome  hollandais  rapporte,  dans  son  Syslema  Saluntium  ('),  que 
dans  ses  observations  <le  l'année  10.")0  (-)  il  vit  une  fois  le  globe  de  Mars  en- 

(')  Christiaxi  HuGENU  aZu/ù"/tem  Ope/'a  ya/'ja,  tome  II,  llagie  ComiUiin,  172i,p.JiU. 

{')  Ce  ne  doit  pas  être  en  lOôG,  mais  plutôt  en  lOôô  ou  1G57.  En  IGJU,  Mars  était  dans 
la  région  de  son  orbite  la  plus  éloipnoc  de  la  Terre.  Nous  respectons  toutefois  la  dulo 
de  l'uutuur.  Pourrait  être  ou  janvier  ou  décembre. 


14 


I.A   l'LANKTl-;   MA  US. 


veloppé  d'une  large  ceinture,  bande  sombre  ollusquant  la  nioilié  du  disque, 
el  il  eu  donne  le  dessin  que  nous  reproduisons  ici  en  fac-similé.  Cet  astro- 


Dessiii  (!._•  .M:,!-.-  laii  ji.ir  lluy.rn-  en  1GÔ6. 

nome  est  un  observateur  éminent.  Toutefois  ce  dessin  n'a,  lui  aussi,  qu'un 
intérêt  purement  historique.  Cet  aspect  de  Mars  peut  avoir  été  dû  à  un  effet 
des  taches  polaires.  —  Huygens  s'était  construit  lui-même,  comme  Galilée  et 
Fontana,  les  lunettes  dont  il  se  servait  et  à  l'aide  desquelles  il  découvrit 
le  principal  satellite  de  Saturne  en  1G55  et  l'anneau  en  165G. 
(Nous  remarquons,  en  passant,  dans  ces  œuvres  de  Huygens,  le  charmant 

FlR.  8. 


Médaillou  des  œuvres  de  Huygens. 

médaillon  de  la  feuille  de  titre,  que  nous  offrons  par  circonstance  à  ceux 
d'entre  nos  lecteurs  qui  aiment  les  curiosités  bibliographiques.) 


I6Jl-lfi5'J.  ANCIENNES   OHSKK  VATION  S.  15 

Huygens  a  fait  d'autres  observations  et  de  plus  iuiportants  dessins  de  la 
planète  en  1659,  1G72,  1683  et  1694.  Ces  croquis,  faits  à  la  plume,  ont  été 
conservés  à  la  bibliothèque  de  l'Université  de  Leyde  où  M.  Terby,  astronome 
belge,  les  a  examinés  et  œllationnés^ivec  les  dessins  modernes  et  sur  les- 
quels on  peut  reconnaître,  pour  la  première  fois  les  principales  taches  des- 
sinées aujourd'hui  sur  nos  Cartes.  Si  le  croquis  de  l'année  1656  montre  le 
disque  sillonné  par  une  large  bande  sombre,  qui  n'a  rien  de  caractéristique,  il 
n'en  est  pas  de  même  des  suivants,  que  nous  allons  examiner  tout  à  l'heure. 

VII.   IGÔl-lG.")?.  —  RicciOLi. 

Le  P.  Riccioli  expose  à  la  page  372  de  son  ouvrage  Astronomia  refor- 
mata, etc.  (Bononiie,  1665)  qu'il  a  observé  des  taches  sur  la  planète  Mars,  en 
compagnie  du  P.  Grimaldi,  les  4,  5,  6,  18  avril,  29  mai  1651,  juillet  1653, 
juillet  et  août  1655,  septembre,  octobre  et  novembre  1657.  Il  rappelle  les 
observations  de  Fontana  et  de  Bartoli,  dont  nous  avons  parlé  plus  haut. 
Pas  de  figures. 

Ces  origines  de  l'étude  physique  de  la  planète  Mars  sont,  comme  on  le  voit, 
on  ne  peut  plus  rudimentaires.  Mais  nous  allons  entrer,  avec  Huygens  et 
Cassini,  dans  une  période  plus  importante. 

VIII.  1659.  —Huygens. 

En  1659,  notamment  le  28  novembre  et  le  1"  décembre,  Huygens  a  fait 
des  observations  de  Mars  et  esquissé  quatre  dessins. 

Xous  reproduisons  ici,  d'après  M.  Terby  ('),  le  croquis  du  28  novembre  1659 
(7''  du  soir).  La  tache  qu'il  représente  est  devenue,  comme  on  le  verra  plus 
loin,  pour  les  observations  modernes,  une  tache  tout  à  fait  caractéristique  de 
la  géographie  de  Mars.  En  voyant  cette  tache  se  déplacer,  il  écrivait  sur  son 
journal,  à  la  date  du  1"  décembre  1659  :  «  Débet  Martis  conversio  fîeri  spatio 
circiter  diurno,  sive  24  horarum  nostrarum  quemadmodum  item  Telluris.  » 
«  La  rotation  de  Mars  paraît  s'effectuer  comme  celle  de  la  Terre  en  24  de  nos 
heures.  » 

Quelque  temps  après,  comme  nous  allons  le  voir,  en  1666,  Cassini  décou- 
vr.iit,  indépendamment,  ce  mouvement  de  rotation,  duquel,  fait  assez  bizarre, 
Huygens  douta  ensuite,  comme  s'il  avait  attribué  trop  d'importance  à  ces 
variations  d'aspects,  doute  qu'il  consignait  sur  son  registre  à  la  date  du 
9  avril  1683  :  «  Mars  maculis  aliter  distinctus  quam  biduo  ante,  uude  de  con- 

(')  Tkriiv,  Avéographie  (Acadcmie  de  Belgique,  1875),  p.  8. 


16  LA   PLANETI-:    M  A  US. 

versioiie '2'i  lioraruin  quam  Cassinus prodidit  dubilo (  ' )  ».  L'illuslro  [iliilosophe 
ne  couserva  corlaiiiemeiil  pas  ces  doules,  car  on  lit  dans  son  CasDioilicoros, 
description  des  terres  célestes  et  do  leur  haJiilabilitc,  ouvrage  posthume, 
publié  en  I('i08.  (|ue  la  rotation  de  Jupiter  et  de  Mars  est  prouvée  avec  corli- 


Croquis  de  Mars  par  lliiygons,  le  28  novembre  lUJO. 

tude  (='),  et  que  les  habitants  de  cette  dernière  planète  ont  des  jours  et  des 
nuits  peu  différents  des  nôtres  (-^j. 

Huygens  a  fait  un  certain  nombre  d'observations  de  Mars,  notamment 
en  1672,  1683  et  1694  et  a  tracé  d'autres  croquis  rudimentaires.  Nous  y 
reviendrons  à  leurs  dates. 

IX.  1666.  —  C.4SSINI. 

Le  brillant  astronome  italien  (il  était  du  comté  de  Nice,  mais  d'un  tem- 
pérament plus  italien  que  français)  a  consigné  ses  observations  de  Mars  dans 
deux  Mémoires  ayant  pour  titre  :  Martis  circa  proprium.  axcm  revolubilis  obser- 
vationes  BononÙE  habilx  (Bononice,  1666),  et  Disserlalio  apologetica  de  maculis 
Jovis  et  Martis  (Bononiaî,  1666),  ainsi  que  dans  le  Journal  des  Savants  du 
31  mai  1666  et  dans  les  Philosophical  Transactions  du  2  juillet  de  la  même 
année  (*). 

Nous  avons  ces  quatre  publications  sous  les  yeux.  La  première  est  la  plus 
intéressante  pour  nous  au  point  de  vue  de  l'originalité  des  dessins,  dont  les 
figures  publiées  par  le  Journal  des  Savants  et  les  Philosophical  Transactions 

(')  Tekby,  Aréographie  (Académie  de  Belgique,  1875),  p.  9. 

(')  Huygens,  Cosmotheoros,  1698,  p.  IG. 

(')  Ibid.,  1608,  p.  96. 

-(•)  Journal  des  Savants,  2"  année,  166G,p.  310.  Cette  publication  s'est  perpétuée  jusqu'à 
nos  jours,  comme  on  le  sait.  Mais,  remarque  assez  singulière,  elle  est  scientifiquement 
beaucoup  moins  intéressante  actuellement  qu'il  y  a  deux  cents  ans.  Du  moins  les  auteurs 
scientifiques  y  sont-ils  beaucoup  plus  rares,  et,  quant  aux  observations  astronomi- 
ques, il  n'en  est  presque  plus  jamais  question. 


1666  ANCIENNES  OBSERVATIONS.   —  CASSINI.  17 

ne  sont  que  des  copies  sensiblement  différentes,  accusant  beaucoup  lro[. 
fortement  les  esquisses  de  Cassini.  Nous  reproduirons  ici  en  fac-similés  ces 
dessins  originaux. 

Jean  Dominique  Cassini,  ijui  allait  «Hrc  ai)pclé  en  France  par  Louis  XIV 
pour  être  le  premier  directeur  de  lObservatoire  de  Paris,  alors  en  construc- 
tion, était  à  Bologne,  astronome  du  pape,  et  déjà  célèbre  par  son  tracé  de  la 
méridienne  de  Bologne  cl  par  un  grand  nombre  d'observations  jjrillantes. 
Le  mémoire  de  Cassini  est  exactement  résumé  comme  il  suit  par  le  Journal 
des  Savants  du  31  mai  IGGG. 

Ces  observations  compreunont  une  nouvelle  découverte  dans  la  planète  d<' 
Mars,  qui  n'est  pas  moins  curieuse  que  celle  qu'on  fit  l'année  dernière  dans  .Jupiter, 
de  laquelle  nous  avons  parlé  dans  le  journal  du  22  février,  et  dont  les  savants  onf 
tant  fait  d'estime. 

M.  Cassini,  astronome  de  Bologne  (le  rédacteur  écrit  Boulogne),  ayant  observf 
au  commencement  de  cette  année  KIGG  avec  des  lunettes  de  25  palmes  ou  de 
16  pieds  et  demi,  faites  de  la  façon  du  S""  Campani,  a  reconnu  que  Mars  tourne 
sur  son  axe,  et  a  remarqué  qu'il  y  a  plusieurs  taches  différentes  dans  les  deux 
faces  ou  hémisphères  de  cette  planète  qui  paraissent  successivement  dans  cette 
révolution. 

Dès  le  G  février  au  matin,  il  commença  à  voir  deux  taches  obscures  dans  la 
première  face,  et  le  24  février  au  soir  il  aperçut  dans  la  seconde  face  deux  autres 
taches  semblables  ù,  celles  de  la  première,  mais  plus  grandes.  Depuis,  ayant  con- 
tinué ses  observations,  il  a  vu  les  taches  de  ces  deux  faces  tourner  peu  ù,  peu 
d'Orient  en  Occident  et  revenir  enfin  à  la  même  situation  dans  laquelle  il  avait 
commencé  de  les  voir.  Le  S""  Campani,  ayant  aussi  observé  à  Rome  avec  des  lu- 
nettes de  50  palmes  ou  de  3.5  pieds,  a  remarqué  dans  cette  planète  les  mêmes 
phénomènes.  M.  Cassini  a  fait  graver  plusieurs  figures  qui  représentent  les 
diverses  positions. 

La  fiij.  A  (voy.  fl'j.  10)  représente  une  des  faces  de  Mars  comme  M.  Cas^^ini 
l'a  observée  à  Bulogue  le  troisième  jour  du  mois  de  mars  au  soir,  avec  une 
lunette  de  25  palmes  ou  de  IG  pieds  et  demi. 

La  fig.  B  représente  l'autre  face  comme  il  l'a  vue  \(f-l\  fi'vrier  au  soir. 

La /(;y.  C  représente  la  première  face  de  cette  planète,  comme  le  S""  Campani 
l'a  vue  à  Rome  le  troisième  jour  du  mois  de  mars  au  soir,  avec  une  lunette  de 
50  palmes  ou  de  25  pieds. 

La  fig.  D  représente  la  seconde  face  comme  le  S""  Campani  l'a  observée  le 
28  mars  au  soir. 

A  ces  figures  M.  Cassini  ajoute  plusieurs  remarques.  Premièrement,  il  dit  que 
quelquefois  il  a  vu  pendant  la  même  nuit  les  deux  faces  de  Mars,  l'une  lo  s<.ir 
et  l'autre  le  matin. 

Flammarion.  —  M.vns.  2 


IS  l-A   IM.A  Ni:  T1-:   M  AH  s. 

Il  reiiKir<]ue  qno  lo  inouvoincnt  do  ces  taches  dans  la  partie  ini'érioiiro  de 
l'hémisphère  apparent  de  Mars  va  dOrient  imi  Occident  coinmo  <^clui  de  tous  les 
autres  corps  célestes  et  se  fait  par  des  parallèles  qui  déclinent  beaucoup  do 
l'équateur  et  peu  de  l'écliptique. 

Il  assure  que  ces  taches  reviennent  le  lendemain  dans  la  mémo  situai  ion 
40  minutes  plus  tard  que  le  jour  précédent,  de  manière  que  tous  les  3G  ou  37  jours 
environ  et  à  la  même  heure  elles  reviennent  à  la  même  place. 

Il  promet  de  donner  dans  peu  de  temps  des  Tables  particulières  de  ce  mou- 
vement et  de  ses  inégalités  avec  des  épliémérides,  comme  il  a  di'jàfaii  du  mou- 
vement de  Jupiter. 

Quelques  autres  astronomes  ont  aussi  public  ù,  Rome  les  observations  qu'ils 
ont  faites  depuis  le  •24  mars  jusqu'au  30  avec  des  lunettes  de  2.")  et  de  45  palmes 
travaillées  par  le  sieur  Divini.  De  la  manière  qu'ils  représentent  ces  taches,  elles 
sont  peu  diiïérentes  de  celles  de  la  première  face  de  Mars  dont  nous  avons  ci- 
devant  rapporté  la  figure.  Ils  ajoutent  seulement  que  Mars  fait  son  tour  environ 
en  13  heures. 

Mais  M.  Cassini  prétend  qu'ils  se  sont  trompés  dans  leurs  observations,  car 
ils  assurent  que  les  taches  qu'ils  ont  vues  dans  cette  planète  le  30  mars  étaient 
petites,  fort  distantes  l'une  de  l'autre,  éloignées  du  milieu  du  disque,  et  que  la 
tache  orientale  était  plus  petite  que  l'occidentale,  comme  elles  sont  représentées 
dans  la  figure  marquée  E  qui  semble  être  celle  de  la  première  face  de  Mars. 
Cependant  M.  Cassini  trouve,  par  les  observations  qu'il  a  faites  en  môme  temps 
à  Bologne,  que  ce  même  jour  et  ù,  la  même  heure  ces  taches  étaient  fort  larges, 
proches  l'une  de  l'autre,  dans  le  milieu  du  disque,  et  que  la  tache  orientale  était 
plus  grande  que  l'occidentale,  comme  on  voit  dans  la  figure  marquée  F,  qui  est 
celle  de  la  seconde  face  de  cette  planète.  De  plus,  il  estime  que  c'est  aller  bien 
vite  que  de  déterminer  sur  cinq  ou  six  observations  en  combien  de  temps  Mars 
achève  son  tour,  et  il  ne  demeure  pas  d'accord  qu'il  le  fasse  environ  en  13  heures. 
Quoiqu'il  ait  observé  bien  longtemps,  il  n'ose  assurer  si  Mars  ne  fait  qu'un  tour 
en  '24  heures  40  minutes  ou  s'il  en  fait  deux,  et  il  dit  que  tout  ce  qu'il  sait  de  cor- 
tain,  c'est  qu'après  24  heures  40  minutes  Mars  parait  de  la  môme  façon  que  le  jour 
précédent. 

Mais,  depuis  ces  premières  observations,  M.  Cassini  a  publié  un  autre  écrit, 
dans  lequel  il  conclut  par  plusieurs  raisons  que  Mars  ne  fait  son  tour  sur  son  axe 
qu'eu  24  heures  40  minutes  et  qu'il  faut  que  ceux  qui  ont  assuré  que  cette  planète 
fait  sou  tour  en  13  heures  n'en  ayant  pas  bien  distingué  les  deux  faces,  mais 
qu'ayant  vu  la  seconde  face,  ils  l'aient  prise  pour  la  première.  Il  avertit  aussi  que, 
lorsqu'il  définit  le  temps  de  la  révolution  de  Mars,  il  n'entend  pas  parier  de  la 
révolution  moyenne,  mais  seulement  de  celle  qu'il  a  observée  pendant  que  Mars 
était  oppo.sé  au  Soleil,  laquelle  est  la  plus  petite  de  toutes.  Il  en  donnera  la  réduc- 
tion dans  des  Tables  particulières  qu'il  fait  espérer. 

Cet  exposé  est  un  résumé  complet  des  deux  mémoires  de  Cassini  dont  nous 


1666 


ANCIHNNKS   OBSERVATIONS.   —  CASSINI. 


19 


avons  donné  le  litre  plus  haut  (').  Nous  olFrons  à  nos  lecteurs  {fjg.  10)  un 
fac-similé  (même  grandeur)  de  la  page  du  Journal  des  Savants  contenant  les 


Dessins  de  la  planète  Mars,  faits  en  février  et  mars  1666.  Cassini  et  observateurs  de  Ronu-, 
(  Journal  des  Savants  du  31  mai  1666). 

si.\  figures  auxquelles  renvoie  le  texte  précédent. 

Voici  maintenant  {fig.  11)  les  dessins  originaux  de  Cassini,  reproduits 
également  en  fac-similé,  d'après  son  Mémoire  Marlis  circa  proprium  axent 
revolubilis  observationes  (Bologne,  1666). 

On  trouve  aussi  dans  le  recueil  des  écrits  de  Cassini  renfermant  la  «  Dis- 
sertation »  dont  nous  venons  de  parler  (Bibliothèque  de  l'Observatoire  de 
Paris,  G.  7,  15)  deux  éditions,  sous  deux  titres  diirérents,  d'un  même  opus- 
cule, la  première  ayant  pour  titre  :  De  planetarum  facie,  maculis  et  revolulione  ; 


(')  Ces  observations  sont  toutes  de  l'année  1660.  Il  est  donc  surprenant  de  Hrc  dans 
le  Cosmos  de  Humboldt,  généralement  si  bien  informé,  l'assertion  suivante  : 

«  La  première  observation  faite  par  Cassini  sur  la  rotation  d'une  tache  de  Mars  parait 
avoir  eu  lieu  peu  de  temps  après  l'année  1670.  »  [Cosmos,  t.  III,  p.  IVJ). 

Humboldt  renvoie  à  Delambre,  Histoire  de  l'Astronomie,  t.  Il,  p.  09i,  pour  cette 
assertion.  Mais  Delambre  est  muet  sur  ce  point. 


10 


l.A  rLANKTK   MARS. 


Prima  Marris   iacies 
M. 


Sccunda  Mwis  lacicâ 
M. 


R-ima?    facieî 
Succcfijua-    conuersKJ 


Sccunds:    iaciei 
Succcffiua.  conucrsio 


I  I  yVlartis  reuolutio  ctrca  axem[  f 

/  proprium  a  1.  D.  C  aiTino  Tel  ef: 
copio  L  Campa  ni  obfcruata 
mcnfc  Fchr.  Mart.  ApriL  1666. 


A 


Quardam  alia:  hiards  facies 
B  C  D  E 


Fig.  U.  —  Conri;îuration  caractéristique  des  deux  hémisphères  de  Mars,  d'après  les  observations  de  Cassini 

en  février,  mars  et  avril  16C6 
(la  rangée  de  gauche  et  la  ftg.  II  représentent  un  hémisphère,  la  rangée  de  droite 
et  la  fig.    G   l'hémisphère  opposé). 
Le  changement  du  à  la  rotation  est  bien  visible  sur  la  série  de  gauche. 


16CG  ANCIENNES  OBSERVATIONS.  —  CASSIM.  21 

la  seconde  :  Nioicii  syderci  interprcs.  C'est  une  réponse  au  \uncius  sidcreus 
de  Galilée.  Il  y  a  quinze  chapitres  :  les  trois  premiers  sont  différents  dans 
les  deux  mémoires,  et  les  douze  suivants  .sont  les  mêmes.  Dans  les  trois  pre- 
miers chapitres  de  l'cdilion  qui  a  pour  titre  :  De  planetariim  7naciilis,  Cassini 
compare  les  planètes  à  la  Terre,  montre  que  notre  globe,  vu  de  loin  dans 
fcspacc,  ressemble  aux  autres  planètes,  que  les  mers  doivent  paraître  foncées  à 
cause  de  l'absorption  de  la  lumière  solaire,  tandis  que  les  continents  doivent 
paraître  clairs  (');  que  les  variétés  du  sol  doivent  donner  naissance  à  des 
variétés  d'aspect  correspondantes,  que  la  figure  de  la  Terre  change  suivant 
que  le  rayon  visuel  arrive  aux  régions  polaires  ou  aux  régions  équatoriales, 
que  robliquité  de  l'éclairement  solaire,  les  nuages  et  leurs  ombres,  les  chaînes 
de  montagnes  et  leurs  ombres,  sont  autant  de  causes  de  variations  dans 
l'aspect  de  notre  planète  vue  de  loin,  et  qu'il  doit  en  être  de  même  pour 
l'aspect  de  la  Lune  et  des  planètes  vues  de  la  Terre.  Ensuite  il  passe  aux 
analogies  que  les  autres  planètes  présentent  avec  celle  que  nous  habitons 
et  considère  l'observation  astronomique  au  point  de  vue  philosophique. 

Il  expose  que  les  irrégularités  du  sol  de  la  planète  Vénus  ont  été  soup- 
çonnées par  Fontana  dès  le  22  janvier  1643  et  observées  par  lui,  Cassini,  à 
Rome,  avec  les  frères  Campana,  dans  leur  excellent  télescope  —  sans  doute 
en  166G. 

Pour  Mars,  il  expose  que  le  7  février  (1G66), pendant  l'aurore,  ainsi  que  les 
17  et  18  du  même  mois,  également  pendant  l'aurore,  il  a  distingué  sur  le 
disque  de  Mars,  près  du  cercle  terminateur  de  la  phase,  une  tache  blanche 
s'avançant  dans  la  partie  obscure  et  représentant  sans  doute,  comme  celles 
de  la  Lune,  une  aspérité,  une  irrégularité  de  la  surface. 

Il  parle  ensuite  des  bandes  de  Jupiter,  observées  dès  1630  par  Fontana,  et 
de  l'aplatissement  de  cette  planète.  Il  compare  les  zones  foncées  de  Jupiter  à 
des  chaînes  de  montagnes. 

Le  reste  de  l'opuscule  est  consacré  aux  mouvements  des  satellites  de 
Jupiter.  Cet  ouvrage  ne  paraît  pas  avoir  clé  terminé,  car  les  deux  éditions 
finissent  par  une  moitié  de  mol  coupé  à  la  dernière  ligne  de  la  dernière 
page  (  Lxiii). 

X.  Même  année  1666.  —  S.vlvatore  Serra. 

Pendant  que  Cassini  faisait  à  Bologne  les  observations  qui  viennent  d'être 
exposées,  Salvatore  Serra  en  faisait  d'analogues  à  Rome,  et  les  publiait 
au  mois  de  mai  1666  sous  le  tilre  de  :  Martis  revolubilis  observaliones  romanx 

(')  C'est  ce  que  Galilée  avait  dit,  dès  1632,  dansf  son  Dialojo  inlcrno  ai  duc  nias- 
sir.ii  sislcmi  dcl  monda.  Œuvres  complètes,  édition  de  18 12,  p.  72. 


LA   rLANKTI'    MARS. 


ab  affîctis  crronbiis  viiidicat.v.  Uonia.  Ex  Castro  Sancti  Grcgorii.  Calendes  de 
juin  1GG6  :  «  Observations  romaines  de  la  rotation  de  Mars  vengées  des  erreurs 

Fiff.  t2. 


1  t!Ous  Marris  cuni  inficmibus  macutis  Pu}m^  primuiri  uifis  D-D ■  Fratrihus   Saluatori^ 
a:  Francifco  de  Scrris  tubo  Eiistachii  Diutni  palinorutn  xy^ac  fuhmàe  6^0-dcie  ■ijj 
Mizrtii  ah  jû^ijuadic  in  çdibus  ÎI/î'^'D-  Cejani  Giorii  hord  prçâicca^  ezipfometîu"}^ 
Diw  âefcnhenle  tuhp-  ^ç-  apparvir  ut  lue  exprimitur  inuerjh  mobq,nignore  inter  ali- 
as exisrente  macula  Orietirali,  pro  Jitus   obferuata  uariatione  eiusdem  pla- 
netç  circd  proprium  axem.  reuolutionis    periodum   itiâic atura/horis  nempe  cir- 


citer 


Dessin  de  Mars,  par  Salvatore  Serra,  30  mars  IGGG. 

imaginées  ».  C'est  une  réponse  à  la  déclaration  de  Cassini,  qui  assurait  que 
la  rotation  est  de  24''  40""  et  non  pas  de  13  heures  comme  l'avaient  con- 
clu «  des  observateurs  romains  ». 

Cette  réponse  est  accompagnée  du  dessin   que  nous  venons  de  repro- 
duire {fig.  12). 


1666  ANCIENNES  OBSERVATIONS.  23 

L'original  de  ce  dessin  existe  à  la  Bibliothèque  de  l'Observatoiie  de  Paris 
(C.  7,  .3).  Comme  on  le  lit  par  la  logende,  ce  dessin  représente  la  vue  toles- 
copiquc  de  la  planète  prise  à  llonie,  à  l'aide  d'une  lunette  de  21}  palmes  de 
Diviiii,  par  les  frères  Serra,  le  30  mars  ICOfl,  à  2  heures  (de  la  nuit  ,  lo  môme 
aspect  ayant  été  observé  du  24  mars  au  30,  et  conduisant  à  une  période  de 
rotation  de  13  heures. 

La  querelle  a  été  très  vive  entre  Cassini  et  Serra,  comme  on  le  voit  dans 
l'ouvrage  de  Cassini  signalé  plus  haut  et  intitulé  :  Dissertât ioucs  aslronomica- 
apoloijcticœ,  recueil  comprenant  un  mémoire  de  10G5  (sur  l'ombre  des  satel- 
lites de  Jui»iter  dont  on  lui  contestait  la  découverte)  et  un  de  10GG  sur  les 
taches  et  la  rotation  de  Mars  cl  de  Jupiter.  Dans  celui-ci,  il  com])at  les  pré- 
tentions de  Salvatore  Serra  et  met  en  doute  l'authenticité  de  ses  observations. 
Il  expose  que  Fontana,  Ilévélius,  Gassendi,  Riccioli  et  Sirsalis  ont  vu  avant 
lui  les  taches  de  Mars,  mais  que  c'est  lui,  Cassini,  qui  le  premier  a  reconnu 
la  rotation,  et,  i)ar  une  longue  discussion  sur  les  positions  des  taches  obser- 
vées en  février  et  mars  1GG6',  prouve  que  la  rotation  ne  peut  pas  être  voisine 
de  12  ou  13  heures,  comme  le  disait  Serra,  mais  doit  cire  fixée  à  24'' ■10'". 

On  trouve  dans  ce.mémoire  une  petite  esquisse  de  Mars,  assez  rudimcn- 

Fi-.  in. 


Croquis  de  ^lars,  par  Cassini,  2'i  mars  1600,  vers  7  heures. 

taire  d'ailleurs,  du  24  mais  au  soir,  ayant  pour  but  de  montrer  que,  contrai- 
rement aux  assertions  de  Serra,  la  planète  ne  présentait  à  l'observation 
terrestre  ni  la  première  face  ni  la  seconde  des  dessins  de  Cassini  publiés 
plus  haut,  mais  un  autre  cùlé...  '<  aliam  quemdam  maculam  semilunarem... 
qualem  nos  eodum  die  hora  1  noctis  observavimus  ».  Cassini  ajoute  quil 
l'avait  déjà  remarquée  le  22  février,  à  G  heures  de  la  nuit,  <  ce  qui  corres- 
pond à  un  retard  de  40  minutes  ». 

Cassini  parle  ensuite  des  observations  de  Mars  faites  le  3  mars  à  Home  par 
Campani  et  concordant  avec  les  siennes  faites  à  Bologne. 

On  voit  par  la  /ig.  11,  surtout  par  la  rangée  de  gauche,  le  déplacement  des 
taches  dû  à  la  rotation  de  la  planète.  Les  fig.  12  et  14  s'expliquent  également 
par  le  texte  qui  les  accompagne.  Le  dessin  supérieur  de  celte  dernière 
planche  est  une  reproduction,  faite  par  Cassini,  du  dessin  des  frères  Sal- 
vatore et  François  de  Serra.  Le  premier  des  petits  dessins  a  été  fait  par 
Cassini  le  même  jour  (3U  mars)  et  à  la  même  heure. 


■•*  LA   IM.AMVn;   M  AU  s. 

Les  observations  d."  Serra  se  rattacheiU  de  très  près  à  celles  de  Cassini  (•; 

Anna  ifÇf  di^  so  Mardj  h-i.NS.Romcc 
Tdcsco^io  Eiifluchij^Dunm pal.  4.5'. 


Eaâem  duc xt  hora  Bonon'i(X  Tclcscopio 
losephi  Campani  palmov^    2,^. 

et  die  17. ag .  25 . 5 r     y^     ~~~"X,  «-'f  ^/'^^^'•^  d.i.-^.  6'. 

Uesperc  t  /(:■,    /^^,  \  circa,(ît  pou:  med.noéi. 


Fkm^  Mards  Jaciei  apparent  rcsilienna  uespertin'acircct  crcpusôdilS Mcme Aprih 
Dies     5  ^  ^  6"  7 


n 


F)?.  14.  —  Comparaison  faite  par  Cassini  de  ses  dessins  (tous  les  petits) 
avec  le  dessin  des  observateurs  de  Rome. 

;•)  On  trouve  dans  les  manuscrits  de  Cassini,  conservés  à  l'Observatoire  de  Paris, 
plusieurs  lettres  de  Salvatore  Serra  sur  ce  même  sujet,  écrites  en  latin  et  en  italien.  Dans 


IGGG  ANCIENNES   OBSERVATIONS.  25 

Des  observations  de  Cassini  on  iieul  conclure  qu'il  a  découvert  la  durée  de 
la  rotation  de  Mars  (  elle  est  de  24'*37"'22»,G),  et  nous  concluerons  aussi  que  l'on 
peut  découvrir  la  rotation  d'une  planète  sans  reconnaître  la  forme  exacte 
des  taches. 

En  ellet,  à  mesure  (juc  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  IGGG,  l'astronome  Hooke  a  fuit,  comme  nous 
allons  le  conslater,  des  dessins  qui  se  rapprochent  davantage  de  la  réalité, 
et  dès  1G59  nous  avons  vu  que  lluygons  en  avait  obtenu  qui  peuvent  encore 
être  utilisés  aujourd'imi.  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  faites  par 
Cassini  sont  des  6  et  24  février  IGGG.  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  : 

XI.  Même  année  IGGG.  —  Hooke. 

L'astronome  anglais  Hooke,  contemporain  et  rival  de  Newton,  apubliéses 
observations  de  la  planète  Mars  dans  les  Philosophical  Transactions  de  IGGG 
sous  le  titre  The  particulars  of  those  observations  of  the  planet  Mars,  formerly 
intimated  to  bave  been  made  at  London  in  the  mouthsof  february  and  mais 

la  première,  du  27  février  IGGG  (Home),  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  2i  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  2i  heures.  Le  même  recueil 
(C,  7,  3)  renferme  une  lettre  de  Campani  du  3  mars  :  «  A  observé  les  taches  de  Mars 
et  a  reconnu  le  mouvement  de  rotation.  » 


•:6  1. A  rLANi:TK  mars. 

aniii  1GG6  |  (').  Nous  constatons  iiuo  ce  mémoire  a  été  traduit  textuellement 
dans  le  Journal  des  Savants  du  ?l^  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  l'aide  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'aprcs  les  originaux  eux-mêmes,  publiés  dans  les  Pliilo- 
sophical  Transactions,  ^■oici  cet  exposé: 

M.  Ilookc,  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  eu  ces 
termes: 

0  Ayant  une  grande  passion  d'observer  le  corps  de  Mars  durant  (ju'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 
jai  trouvé  avec  un  oculaire  qu'une  lunette  de  30  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  i^eine  Lune  qui  était  tout  auprès  de 
lui  le  10  du  mois  de  mars. 

«  Mais  la  disposition  de  l'air  a  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 
inflectivcs  de  l'air,  sil  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  fig.  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  voj'ant  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,  l'air  étant  fort  incommode  (quoiqu'il  fit 
très  clair  en  apparence,  qu'on  vit  toutes  les  étoiles  briller,  et  que  les  plus  petites 

(')  Philosophical  Transactions,  giving  somc  accompt  of  thc présent  undertaking  stu- 
dies...  of  the  world.  Vol.  I,  IGG5-1666,  p.  239. 


I6CG 


ANCIENNES  OBSERVATIONS.   —  IlOOKE. 


27 


parussent  assez  grosses),  sou  corps  parut  oomnio  il  est  repr(?sentd  par  la  fij.  i) 
et  je  supposai  que  c'était  la  représentation  des  mêmes  taches  regardées  au  tra- 
vers d'un  air  plus  confus  et  plus  brouillé. 

a  Observant  le  21  mars,  je  fus  surpris  de  trouver  l'air  cxtraordiiiaircmcnt 
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 
([u'il  était,  sur  les  '.I  heures  et  demie  du  soir,  justement  comme  il  est  représenté 
dans  la  /(;/.  I].  La  tache  triangulaire  du  côté  droit  renversée  (comme  elle  l'était 
par  la  lunette,  ;\  cause  que  toutes  les  figures  précédentes  ont  été  tracées  comme 

Fi-,  i:,. 


Dessins  tic  la  plunolc  Mars  faits  par  Ilooke  à  Londres,  dans  la  nuit  du  12  au  13  mars  IG'JG. 

à  minuit  20  et  à  minuit  40. 

on  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  assez 
bien  terminées.  Je  l'observai,  la  même  nuit,  avec  le  même  verre,  environ  un  quart 
d'heure  avant  minuit,  et  le  trouvai  justement  comme  il  est  représente  dans  la 
fiil.  F,  et  je  crus  que  la  première  tache  triangulaire  se  mouvait;  mais  ayant  des- 

Fig.  10. 


Dessins  de  la  planète  ."Mars  faits  par  llooke  à  Londres,  du  -'U  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  S  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  dans  cette  opinion  quand  je  les  trouvai 
presque  dans  la  même  situation  le  2;>  mars,  sur  les  'J  heures  et  demie,  quoique 
l'air  ne  fût  pas  si  favorable  qu'auparavant. 


•:s  LA  r  LA  m:  II-  mars. 

€  Et  quoique  j'eusse  desseiiule  faire  dos  observations  tous  les  malins,  do  co  jour- 
là  il  survint  toujours  quelque  chose  qui  m'eu  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  dtait  justement  de  la  forme  représentée  dans  la  //;/.  I,  ce 
qui  ne  se  peut  accorder  avec  les  autresapparences,si  cen'ostque  nous  admettions 
un  mouvement  de  Mars  sur  son  centre.  Si  cela  était,  nous  pourrions,  par  les 
remarques  des  "21,  CC  et  "28  mars,  conjecturer  que  ce  mouvement  se  fait  une  ou  deux 
foison  "M  heures,  si  ce  n'est  qu'il  ait  quelque  espècede  mouvement  de  libration.rc 
qui  ue  semble  pas  si  vraisemblable.  J'observerai  à  l'avenir,  autant  (juil  me  sera 
possible,  si  cela  est  véritablement  ainsi,  oui  ou  non.  » 

Explication  des  figures  dont  il  est  parlé  dans  le  précédent  discours. 

«  A.  —  Lit  figure  que  j'ai  observée  le  3  mars,  à0''20"'  au  matin,  lair  étant  pesant 
commeon  le  reconnut  par  le  baromètre  à  roue  et  ayant  plusieurs  parties  inllec- 
tives  (c'est-à-dire  qui  faisaient  réfraction)  dispersées  en  haut  et  en  bas, 

«  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. 

0  C.  —  Le  10  mars,  0''-20'"  au  matin,  l'air  étant  pesant  et  plein  de  parties  infiec- 
tives,  je  me  servis  d'un  oculaire  assez  faible. 

«  D.  —  Le  10  mars,  3''0'"  au  matin,  l'air  étant  pesant  et  plein  de  parties  intlec- 
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  infiectives,  sa  face  paraissait  distinctement  de  cette  forme  :  je  me  servis 
d'un  oculaire  faible. 

«  F.  —  Le  22  mars,  ]  I  heures  trois  quarts  du  soir,  l'air  continua  d'être  léger  et 
clair,  sans  vapeurs  inflectives;  l'oculaire  était  faible. 

«G.  —  Le  21  mars,  S  heures  et  demie  du  soir,  l'air  était  clair  avec  quelque  peu 
déveines  inflectives  et  indifféremment  léger.  L'oculaire  était  faible. 

«  II.  —  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. 

«  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  l'astronome  anglais  est  une  traduction  à 
peu  près  textuelle  de  sa  communication  à  la  Société  Royale  de  Londres,  le 
28  mars  16C6.  Nous  avons  reproduit  ici,  parla  photogravure,  en  fac-similés  au- 
thentiques, sans  retouche  aucune  et  de  même  dimensions  que  les  originaux, 
les  neuf  dessins  de  Ilooke.  Les  dates  des  observations  doivent  être  augmentées 
de  10  jours,  parce  que  la  réforme  du  calendrier  adoptée  en  Italie  des  l'an  1582 
n'a  été  adoptée  en  Angleterre  qu'en  1752.  Le  3  mars  correspond  donc  au  13. 


IGGG  ANCII-NNES  O.HSKU VATIONS.  —  I100KI-.  20 

La  niL'inc  planclic  des  Philosophical  Transactions,  d'où  nous  reproduisons 
ces  dessins,  renfornio  aussi  les  dessins  de  Cassini  et  des  observateurs  italiens, 
mais  iiueliiue  pou  exagi-rés,  notamment  le  grand  dessin  de  tète  de  la  fig.  \\ 
sur  lequel  les  deux  taches  sont  si  massives  que  l'on  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  i)rimit!fs,  en  effet.  Il  faut  croire  que  les  lunettes  no  possédaient  pas 
à  cette  époque  une  grande  puissance  de  définition,  car  il  est  à  peu  près 
impossible  de  reconnaître  sur  aucun  de  ces  dessins  les  configurations  géo- 
gra[»hiqucs  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  Iluygens,  28  novembre  1659  [fig.  9,  p.  16),  et  Ilooke, 
i;^  mars  1066,  à  0''20'"  et  C'-iÛ™  (fig.  1.")).  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.  Green  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  do  la  baie  du  Méridien 
appelée  aussi  «  baie  de  Dawes  ».  (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  (.<  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  tcmi)S  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  i)erpendiculaire,  comme  on  le  voit  ici,  mais  légèrement 
incliné,  nous  offrant  tantôt  son  pôle  sud,  tantôt  son  pôle  nord.  Mais  cette 
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    PLANi:Tr.   MARS. 


vague,  que  le  second  la  montre  plus  clroito,  ratlaclice  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'aide 
d'instruments  imparfaits,  mais  c'est  bien  cette  configuration,  et  le  calcul  le 
prouve,  attendu  que  la  rotation  martienne  de  24''  37™  22',6  a  bien  réellement 
fait  passer  cette  mer  en  ces  méridiens  aux  dates  précises  des  observations. 
A  cette  carte-figure,  nous  ajouterons  une  petite  vue  de  la  planète  prise  à 


POLE    NORD 
'•en.r  fiti  ht  ro?j?.iuny 


Le  grlobc  de  Mars  avec  la  mer  du  .Sablier  an  centre. 

l'aide  d'une  petite  lunette  (lunette  de  To""")  jjour  montrer  que  les  configu- 
rations 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  actuelles  de  cette  dimension  sont  tout  à  fait  comparables, 
pour  les  images  qu'elles  donnent,  aux  grands  instruments  primitifs  dont  se 
servaient  Hooke  et  Cassini.  Quels  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  auraien  t  au  moins 
une  notion  des  réalités  de  l'Univers.  Mais,  en  France  memC;  il  n'y  a  certai- 
nement pas  un  humain  sur  mille  qui  ait  jamais  vu  une  seule  des  merveilles 
célestes,  ou  ijlutôt  pas  un  sur  dix  mille,  peut-être  à  peine  un  sur  cent  mille! 


IGOG 


ANCIENNES  OBSERVATIONS.  —  IIOOKK 


31 


Cette  vue  do  Mars  a  été  prise  le  18  février  1884.  Elle  est  satisfaisante.  Le 
ciel  était  nuageux,  mais,  en  affaiblissant  l'éclat  de  la  [)lanète,  ces  nuages  ne 
nuisaient  pas  à  l'observation,  au  contraire. 

On  remarque  sur  le  disque  (bcure  do  l'observation  :  9''35'")  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  étendues  d'un  oiseau 
de  mer.  Cette  tache  allongée  est  la  mer  du  Sablier  dont  nous  venons  de 
[tarler  à  propos  des  deux  dessins  de  llookc  du  12;mars  IGGG.  A  elle  seule,  cette 
observation  suffirait  pour  prouver  la  permanence  des  taches  de  la  planète 


Petit  dessin  de  Mars,  obtenu  en  lS8't,  à  l'aide  d'une  petite  lunette  de  75""". 

Mars.  Le  pùle  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  identifier. 
La  surface  de  Mars  était-elle  alors  très  masquée  par  des  nuages?  Les  instru- 
ments manquaient-ils  de  définition?  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  1066,  la  rotation  de  la  planète  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  favorables  ;  elle  a  eu  lieu  le  18  mars,  c'est-à-dire 
à  une  épo(iue  où  la  planète  est  fort  éloignée  de  la  Terre  et  vers  son  aphélie. 
Cette  opposition  est  analogue  à  celle  de  1886. 

Continuons  notre  étude. 


LA   ri.ANKTi:   MARS. 


xir.  iGTe.  —  iiuYGExs. 

Nous  avons  déjà  signalé  une  observation  de  cet  astronome  faite  vers  1G56 
et  quatre  de  l'année  ICôO;  plusieurs  autres  dessins,  dont  deux  de  1GG2,  sont 

Fip.  m. 


Dessin  de  Mars  fail  par  Iluygcns,  le  13  aoiil  1G72,  à  lO""  30"". 

conservés  aussi  à  l'Université  de  Leyde,  l'un  du  0,  l'autre  du  13  août.  Le 
premier  ne  montre  aucune  tache  sombre,  mais  seulement  la  tache  blanche 
polaire  méridionale;  le  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'en  a  publié  M.  Terby. 
En  1672,  Mars  passait  en  une  opposition  périhélie,  c'est-à-dire  dans  la 

Fi?.  20. 


Le  globe  de  Mars  nous  présentant  son  pôle  supérieur  (Oppositions  périhéliques). 
1672-1689-I704-17l9-173i-175l-1766-1783-1798-18l3-I830-184J-18G0-lS77-1892. 

jilus  favorable  de  toutes.  Il  y  revient  tous  les  15  ans  environ.  Les  années 


1072-1683  ANCIENNES  OHSKK VATIONS.   —  HLV(il-NS.  33 

1089,1704,  1719  ont  été  dans  1g  même  cas.  Alors  la  planète  se  présente  à  nous 
inclinée,  avec  le  pôle  supérieur  visible  et  la  mer  du  Sablier  très  basse.  Le 
dessin  do  lluygons  peut  être  parfaitement  identifié  avec  la  réalité,  comme 
on  peut  s'en  rendre  compte  par  la  projection  ci-dessus. 


XIII.  Même  année  1G72.  —  Fi.vmsti;i:i). 

Le  premier  Directeur  de  l'Observatoire  royal  d'Angleterre,  fondé  en  1G7G, 
avait  observé,  notamment  le  11  octobre  1072,  la  planète  dont  nous  écrivons 
riiistoirc.  Cet  astronome,  voulant  prendre  la  position  de  la  planète  Mais,  fit  la 
remar(iue  suivante  : 

«  rianetie  seraper  circa  médium  obscuritas  aliqua  appai-uit,  quam  ut 
poiui  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.  Celte  figure  nous  paraît  peu  intéres- 
sante à  reproduire  ('). 

Cette  même  opposition  a  été  observée  par  L.\uREXTris  (-),  sans  résultat 
utile  pour  le  progrès  de  la  connaissance  physique  de  Mars. 

XIV.     1GS3.    —    IIUYGEXS. 

Aux  observations  de  Iluygens  signalées  plus  haut,  nous  devons  adjoindre 

Vis.  21. 


Esquisse  de  Mars  par  Iluygens,  le  17  mai  1083,  à  l0''o  ". 

ici  celles  qu'il  a  faites  en  1083,  les  7  et  9  avril,  7,  13,  17  et  23  mai.  Ces  six 
observations,  accompagnées  d'autant  de  dessins,  ne  donnent  encore  que  de 
vagues  esquisses,  analogues  à  celles  du  même  astronome,  de  1659  et  de  1072  ; 
mais  ces  esquisses  permettent  de  reconnaître  notamment  la  mer  caractéris- 

(')  On  la  trouvera  Ilisloria  Cœlaxlix,  1725,  tome  I,  j).  17,  fig.  33. 
{')  Joannis  Fraiicisci  de  L.tURENxns  Observationes  Saturni  cl  Marlis  Pisauvicnscs. 
In-fol.  —  Pisauri,  1G72. 

FLA.MMARION.  —  Mars.  .3 


34  LA   IM.ANKTK   M  A  US. 

tique  du  Sablier  avec  laquelle  nous  avons  déjà  lait  connaissance.  Nous  signa- 
lerons entre  autres  le  croquis  du  17  mai,  à  IC'iiO'",  fait  à  la  [dunio  comme 
tous  les  autres,  et  qui  dessine  bien  celle  forme.  Mars  était  alors  fort  éloigné 
de  la  Terre,  tandis  qu'en  1G7C  il  était  passé  en  opposition  vers  son  périhélie. 
Iluygens  a  encore  fait,  le  4  février  1694,  une  esquiise  du  même  ordre. 

On  en  était  là  de  l'étude  de  Mars  lorsque  Fontenelle  publia  ses  Entrciiens  sur 
lapluralilcdcs  Mondes.  Remarque  assez  curieuse,  Mars  était  passé  très  près  de 
la  Terre  en  1G72,  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.     1G80.    —    FONTENELLK. 

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.  Quoiqu'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'a  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 
«  l'absence  de  satellites  »,  qu'il  regrette  infiniment  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  des  phosphores  naturels,  et  qui  prennent 
pendant  le  jour  une  provision  de  lumière  qu'ils  rendent  pendant  la  nuit. 
Vous  ne  sauriez  nier  que  ce  ne  fut  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  des  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  jjeut  servir  pour  lire.  Que 

(')  Première  édition;  Paris,  16S6. 


ITOi  ANCIENNKS   OltSI- It  V  A  TIONS.    —    MAItAI.DI. 

savons-nous  si  Mars  n'a  pas  un  ;,uaud  nombre  de  ces  oiseaux,  (jui,  dès  que  l.i 
nuit  est  vouuc,  se  dispersent  ilo  tous  côtés  et  vont  répandre  i:n  nouveau 
jour?  .) 

C'est  cliarnianl.  Si  Fontcnelle  n'avance  pas  l'élude  leclini(]ue  que  nous  fai- 
sons en  ce  uionieiit.  du  uioius  nous  y  intcressc-t-il  et  nous  convie-l-il  à  allrr 
plus  loin. 

Les  deux  satellites  de  Mars  ont  été  découverts  l'Jl  ans  plus  tard. 

Le  dix-septième  siècle  se  couche  (juelques  années  après  la  divulgation  du 
livrede  Kontenelle,  (jui  marijue  une  ère  nouvellcdans  l'iiistoirc  du  la  lillt'-ra- 
lurc  scientifique  ou,  pour  niieux  dire,  qui  ouvre  cette  ère.  Le  dix-huitièuie 
siècle  s'ouvre  au  point  de  vue  du  sujet  qui  nous  occupe  ici  par  les  recherclii;s 
de  Maraldi  (neveu  de  Cassini)  à  l'Observatoire  de  Paris. 

X\l.   ITOi.  -^  Maualdi  ('). 

La  planète  était  passée  en  llJ7-2  en  une  opposition  périhélique  très  favo- 
rable, que  l'on  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  delà  Terre.  On  Tob-serva  spécialement  à  l'Ob-^erva- 
toirede  Paris  pour  une  nouvelle  détermination  de  saparallaxc,  et  Maraldi  uti- 
lisa cette  circonstance  pour  observer  les  lâches  et  véritier  le  mouvement  de 
rotation.  Sa  conclusion  est  que  ces  taches  sont  variables.  Voici  du  reste  son 
mémoire,  auquel  nous  adjoignons  les  trois  dessins  qui  raccompagnent. 

Dans  les  mêaies  circonstances  de  la  plus  petite  distance  de  Mars  à  la  Terre, 
nous  avons  observé  avec  une  lunette  do  34  pieds  de  Campaui  les  taches  de  Mars, 
([ui  nous  ont  servi  à  vérifier  ki  révolution  autour  de  son  axe,  qui,  suivant  la  décou- 
verte de  M.  Cassini,  est  d'environ  îi**  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  projirc 
pour  ces  observations,  mais  aussi  d'un  mois  à  l'autre.  Ncjnobstant  ces  changements, 
il  ne  laisse  pas  d'y  avoir  des  taches  d'une  assez  longue  durée  pour  pouvoir  éirc 
observées  pendant  un  espace  de  temps  suffisant  h  déterminer  leurs  révolution."-. 

Parmi  ces  difl'érentes  taches,  nous  en  avons  remarqué  une  en  forme  de  band<- 
vers  le  milieu  du  disque,  ili  peu  près  comme  une  des  bandes  di-  Jupiter.  Elle  n'<Mi- 
vironnait  pas  tout  le  globe  de  >hirs,  mais  elle  était  interrompue,  comme  il  arriv.' 
quel<iuefois  aux  bandes  de  Jupiter  (pfj.  \  ),  et  occupait  seulement  un  peu  plus  (run 

(')  Observations  des  taches  de  Mars  jiuur  vérifier  sa  révolution  autour  de  sun   .  \* 
Histoire  et  Mémoires  de  l'Acadi'nnie  des  Sciences.  Année  170G,  p.  71.,' 


3(1  I  A    rLANKTl-    MARS. 

hcmisphtTcdcMarsicc  que  l'on  a  reconnu  en  observant  cette  planète  à  différentes 
licures  de  la  miMne  nuit  et  aux  mêmes  heures  de  différents  jours.  Cette  bande 
notait  pas  partout  uniforme,  mais  environ  à  00"  de  son  extrémité  jirécédente  dans 
la  révolution  de  Mars,  elle  faisait  un  cnude  avec  une  ])i>iiitc  tournée  vers  son 
hémisphère  septentrional.  C'est  cette  pointe,  assez  bien  terminée,  contre  l'ordi- 
naire des  taches  de  cette  planète,  qui  nous  a  servi  à  vérifier  sa  révolution. 

Nou.s  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 
T«rre  commençait  ;\  paraître  assez  grand  ;  cependant  nous  n'aperçûmes  la  pointe 
dont  nous  venons  de  parler  qu'au  mois  d'octobre  suivant.  Elle  arriva  au  milieu 

FiK.  2-2. 


Aôpect  (Je  Mars  les  14  octobre  1704,  à  10'' 24'",  lU  octobre  I7Û4,  à  'Ji' j"',  et  nicaïc  jour  n  /''O"'. 
Fac-similé  d'un  dessin  de  Maraldi. 

du  disque  de  Mars  le  14  octobre,  à  10''2i"".  Le  lô,  elle  arriva  à  11''9™. 

Le  16,  à  71"  du  soir,  proche  des  deux  pôles  de  la  révolution  de  Mars,  on 
voyait  deit.v  taches  claires  qui  ont  été  observées  plusieurs  fois  depuis  cinquante 
ans  ifto-  3).  Outre  ces  deux  taches  claires,  on  en  voyait  une  obscure  vers  1<3  bord 
orientai,  qui  était  l'extrémité  de  la  bande  qui  commençait  à  entrer  dans  l'hémi- 
sphère de  Mars  exposé  à  la  Terre.  Le  même  jour,  à  9^5™,  l'extrémité  de  cette  bande 
avait  déjà  passé  le  milieu  de  Mars,  et  la  bande  se  voyait  continuée  jusqu'au 
liord  oriental  (fig.  2)  où  l'on  voyait  une  marque  de  la  tache  adhérente  à  la  bande 
qui  arriva  ensuite  au  milieu  de  Mars,  à  IP'38'".  On  continua  les  jours  suivants  les 
mêmes  observations  de  la  bande  interrompue,  qui  n'était  pas  si  avancée  dans 
l'hémisphère  apparent  aux  mêmes  heures  que  les  jours  précédents,  et  nous 
oljsorvâmes  aussi  que  la  tache  principale  arriva  le  17  octobre  au  milieu  de  Mars, 
à  1 1""  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 
(Je  différence,  ce  que  nous  attribuons  à  la  difficulté  de  déterminer  exactement  le 
temps  de  son  arrivée  au  milieu.  Mais,  en  comparant  l'observation  du  li  octobre 
avec  celle  du  17,  entre  lesquelles  il  y  a  trois  révolutions,  on  trouve  le  retour  de  la 
tache  au  milieu  de  l'hémi-sphère  apparent  de  21'' 38"". 

On  connaîtra  mieux  cette  période  par  la  comparaison   des  observations  de  la 


I 


ITOi  ANCIENNES  OHSK  II  NATIONS.    —    M  A  HA  LDI.  37 

tacho  plus  éloignées  entre  elles,  comme  sont  celles  que  nous  fîmes  le  Î2  noveuilirc, 
auquel  jour,  après  avoir  reconnu  qu'à  T'Mim  l'extrémité  de  la  bande  était  avam^ijc 
dans  le  disque  de  Mars,  nous  observâmes  que  la  tache  arriva  au  milieu  à  II''.")'". 
Si  l'on  compare  cette  dernière  observation  avec  celle  (jui  fut  faite  le  I  i  octobre, 
;\  IO''J'i'",  on  trouve  entre  ces  deux  observations  3'.l  jours  et  51'",  qui  (-tant  parta'^é*^ 
par  i!>!,  nombre  des  révolutions  dues  h  cet  intervalle,  donnent  un  j<nir  et  3îi  minutes 
pour  chacune,  à  une  minute  près  de  celle  qui  a  été  déterminée  par  M.  Cassini. 
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 
ai)parentes  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  <(ue  la  différence  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  Î2  novembre. 

Nous  avons  cru  qu'il  était  inutile  de  tenir  compte  de  ces  équations,  parce  qui- 
nous  n'espérons  pas  d'arriver  ù  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  adhépente  à  la  bande  que  nous  observâmes  pendant 
plusieurs  jours,  vers  le  milieu  d'octobre,  était  fort  diminuée  le  1-2  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  la 
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  <lcs 
retours  de  la  tache  l'observation  du  1 4  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 
trouveque  la  tache  auraitdùparaitre  au  milieu  dudisquedeMarsdepuisle  'ijus'(u';iu 
10  de  septembre,  à  peu  près  aux  mêmes  heures  que  vers  le  milieu  d'octobre,  ('epeii- 
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  commen- 
cement de  septembre,  au  lieu  de  cette  pointe,  nous  observcàmes  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  dr  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  bamle 
et  y  a  formé  la  pointe  que  nous  observâmes  vers  le  milieu  d'octobre  et  le  2J  no- 


3S  I,A    P  LA  m:  il".   M  A  II  S. 

vcinbrr  qu'elle  parut  diinimu^o.  Ces  clianpoinonfs  oui  (iiK^lqiio  ivssioinblaïu'e  avec 
ceux  qui  ont  été  observés  par  M.  Cassini  dans  les  taehes  île  Jupiter,  et  avec  eeux- 
niêmes  qui  s'observent  quelquefois  dans  les  taches  du  Soleil. 

Ces  observations  do  Maraldi  en  1704  conlirniaient,  comme  nii  le  voit,  la 
durée  de  rotation  trouvée  par  Cassini  et  l'existence  des  taches  de  iliverses 
natures  h  la  surface  de  la  iilancte,  les  unes  foncées,  les  autres  blanches.  Ces 
taches  lui  paraissent  variables,  en  étendue  et  eu  position,  comme  celles  de 
.Tu pi  ter. 

Kn  1704,  Mars  se  présentait  à  la  Terre  comme  en  liM-J,  en  opposition  péri- 
hélique,  et  les  dessins  de  Maraldi  devraient  pouvoir  s'accorder  plus  ou  moins 
avec  les  aspects  suivants,  qui  représentent  l'ensemlile  du  tour  de  la  planète 

Fie.  23. 


Aspects  de  Mars  pendant  les  opposilions  périhûliqucs. 

en  cette  position.  La  fig.  A,  dont  le  méridien  central  est  270°,  et  qui  montre 
la  mer  du  Sablier,  correspond  presque  à  la  face  représentée  fig.  20. 

Xous  avouons  ne  pouvoir  identifier  avec  certitude,  et  môme  avec  proba- 
bililé.  les  trois  dessins  de  Maraldi.  Cette  bande  existait  réellement,  plus  ou 
moins  pareille  au  dessin,  puisqn'elle  a  servi  à  déterminer  la  rotation,  mais 
elle  ne  ressemble  pas  à  ce  qui  a  été  vu  par  Cassini  et  Ilookc,  cL  Maraldi  con- 
stata lui-même  des  changements  d'aspect  pendant  ses  observations.  Il  n'est 
I>as  douteux,  non  plus,  que  cette  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. 

Nous  avons  donc  dès  maintenant,  en  1704,  quatre  faits  établis  parles  obser- 
vations, dont  la  première  utile  date  de  1656  (Huygens),  c'est-à-dire  de  48  ans  : 

Le  globe  de  Mars  a  des  lâches,  comme  le  globe  lunaire; 

H  est  animé  d'un  mouvement  de  rotation  analogue  à  celui  de  la  Terre  :  24'' 39'"  ; 

.1?/  contraire  de  celles  de  la  Lune,  les  lâches  de  Mars  sont  variables; 

L/'s  pôles  sont  marqués  par  des  taches  claires. 

A  l'opposition  pcrihélique  suivante,  1710,  Maraldi  renouvela  les  mômes 
observations  à  l'Observatoire  de  Paris.  Xous  allons  également  les  publier,  avec 
les  quatre  dessins  qui  les  accompagnent.  Les  voici. 


171!)  ANCir-XNKS   OHSi:  H  VATI ONS.     -   .MAKAI.I»!.  39 

XVII.  ITl'J.        Mmiai.di  (•>. 

Pendant  raulomnc  de  raiinéc  1719,  la  siluatioa  de  la  [ilaiiète  se  présenla 
de  nouveau  d'une  manière  particulièrement  favorable  pour  les  observations. 

Lorsfjuc  la  [ijauètt;  ai-riva  en  opposition,  le  27  aoiU  de  cette  année,  elle  n'était 
<ju'à  i^SO'  de  distance  du  péribélicet,  on  raison  do  son  rapprochement  de  la 
Terre,  elle  brillait  d'un  éclat  si  extraordinaire  qu'un  grand  nombre  de  per- 
sonnes virent  en  elle  une  nouvelle  (Hoile  ou  une  comète  inattendue.  Le 
19  août,  Maraldi,  ayant  observé  la  plauùle,  avec  une  lunette  de  3i  pieds  de 
longueur,  remarqua  sur  le  dis(jue  deux  jjandes  foncées  formant  Tune  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  36  rotations 
sur  son  axe,  ce  qui  donna  2i''-i0'"  pour  la  période,  résultat  en  parfait 
accord  avec  celui  de  Cassini. 

L'observateur  conclut,  connue  en  170(,  la  varialjilité  des  taches. 

\'oici  du  reste  le  mémoire  de  Maraldi,  daté  du  "29  mai  1720  : 

Sur  la  lin  d'août  de  l'annéo  171'.),  la  planète  de  Mars  s'est  trouvée  plus  proche 
de  la  Terrr-  quelle  non  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  l'a  permis. 

En  observant  Mars  avec  la  lunette  de  31  pieds,  nous  avons  remarqué  des  taches 
difTiTcntes,  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  avilit  une  bande 
obscure  un  peu  large  qui  n'occupait  (ju'environ  la  moitié  de  l'hémisphère  de  Mars. 
Elle  n'était  pas  perpendiculaire  à  l'axe  de  sa  révolution,  comme  le  sont  pour 
l'ordinaire  la  plupart  des  bandes  de  Jupiter;  mais  elle  eu  était  fort  inclinée,  en 
sorte  que  quand  elle  se  trouvait  tout  entière  dans  l'hémisphère  exposé  i\  la  Terre, 
l'extrémit*;  terminée  par  le  bord  oriental  était  entre  le  pôle  septentrional  et  son 
équinoxial  et  l'autre  extrémité  terminée  par  le  bord  occidental  tombait  assez 
proche  du  pôle  méridional.  Vers  l'extrémité  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  p<Me  méridional  {ftfj.  B). 

(')  Nouvelles  observaliuiis  de  Mars.  Ilisluirc  cl  Mcmoivcs  de  l  Académie  des 
Sciences,  année  17'20.  p.  lîi. 


40  LA   IM.ANKTK   MARS. 

Cet  angle,  avec  la  pointe  assez  hieu  marquée,  nous  a  servi  à  vérifier  de  nou- 
veau le  temps  de  la  révolution  de  Mars  autour  de  son  axe. 

Le  l;i  juillet,  jobservai  à  3''  -iO'»  du  matin  la  irrando  liande  ol)li(|uo  éloaduc  on 
ligne  droite  dun  bord  à  laulre  (/î;/.  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  diume  lieu  de  croire  iprellt>  n'était  pas  encore  visible,  et  ({u'elle  s'est 
formée  depuis  ce  temps-l;\  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  circonlrrence  éloignée  de  plus  de  130°  de  l'endroit  où  était  la  bande  coudée. 
Nous  l'observâmes  le  5  et  le  (3  août,  vers  le  milieu  du  disque  apparent  dont 
elle  occupait  la  plus  grande  partie,  ayant  une  des  jiointes  du  côté  du  pôle  sep- 
tentrional, et  sa  base  proche  du  pèle  méridional  {fuj.  ])). 

Elle  disparut  les  jours  suivants,  en  passant  dans  l'hémisphère  oppose  et  on  l'a 
vue  retourner  une  autre  fois  le  i6  et  le  17  octobre,  après  avoir  fait  72  révolutions, 
chacune  de  24''40'"10s  comme  par  les  observations  d(^  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  diffé'rents  changements  : 
ayant  paru  très  claire  eu  certain  temps,  et  en  d'autres  très  faible,  et  après  avoir 
disparu  entièrement,  elle  reparut  avec  le  même  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  (.'t  que  l'autre 
partie  est  éclairée  par  les  rayons  réfléchis  de  la  Terre  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'o.'il  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  txiche  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  30  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, 


71'J 


ANCII'NNKS   OliSKIlVATIONS.   ^  .MAUALDI. 


on  aura  pour  secoutl  retour  le  :i(i  juillet,  le  troisièuie  retour  sera  le  5  septemlire, 
le  quatrièuie  au  1.  octobre,  et  au  IS  uoveuilire  le  einriuièiue  retour. 

La  taclio  a  paru  fort  claire  aux  temps  uiarqutîs  par  ces  diUerents  retours  toutes 
les  fois  (juc  le  ciel  a  été  favorable,  et  elle  faisait  raf)parence  dont  on  a  parlé,  et 
si  ce  jour-là  le  ciel  n'était  pas  serein,  elle  a  i)aru  quelque-s  jours  avant  et  après; 
car  elle  occupait  proche  du  pôle  méridional  une  grande  portion  du  globe  de  Mars, 
elle  était  visible  jwndant  phisieurs  jours.    Ces  apparences  peuvent  donc  S('X- 

l-'ig.  -24. 


A.  —  i;;  juillet  1710. 


15.  —  19  août,  25  .sept.,  28  octobre  1710. 


C.  —  Aoùt-octobrc  1710.  D.  —  .")  août,  10  octobro  171'.). 

Ucs>ius  lie  Mars  faits  par  MaraUli  en  1710. 

pliquer  par  la  révolution  de  .Mars  autour  de  son  axe,  qui  ramène  la  même  partie 
claire  dans  l'endroit  du  disque  exposé  plus  directement  à  notre  vue. 

Présentement,  si  l'on  prend  la  même  époque  du  17  mai  oîi  la  tache  parut  fort 
claire,  et  qu'on  y  ajoute  18  jours,  on  aura  le  temps  oîi  la  partie  du  disque  de  Mars 
opposée  à  la  ])artic  claire  doit  être  exposée  à  notre  vue.  Ce  temps  tombe  au 
4  juin.  Nous  vîmes  le  premier  du  même  mois  dans  cette  partie  du  disque  une 
clarté  assez  sensible  étendue  ilun  bord  à  l'autre,  mais  elle  ne  paraissait  pas  aussi 
claire  que  celle  de  la  partie  opposée,  ce  qui  fait  voir  que  la  matière  qui  formait 
la  clarté  était  pour  lors  répandue  tout  autour  du  pôle  austral  de  Mars,  mais  que 
dans  un  endroit  elle  avait  beaucoup  plus  d'éclat  que  dans  l'autre. 


4Î  LA    PLAM/n:   MAHS. 

l'ouravoir  les  temps  des  autres  retours  do  la  partit^  moins  claire  ilaiis  l'iu'ini- 
sphèro  expos(5  à  la  Terre,  on  ajoutera  au  i  juin  eontiniiellement  ;!7  jours,  et 
on  aura  le  temps  du  seeoud  au  11  juillet,  le  tmisième  retour  sera  au  17  août,  le 
quatri<>me  au  "^o  septembre  et  le  einquième  au  30  oi-tobre.  Le  12  juillet,  elle  jiarut 
à  peu  près  eomme  au  commeneemeut  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  i  juin  et  le  12  juillet.  Cependant,  sur  la  (In  d'août, 
elle  aurait  du  paraître  plus  graude  et  plus  belle  par  raison  (roi)tii(ue,  ;\  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  précédents,  mais  elle  avait  disparu,  ayant  été 
entièrement  invisible  depuis  le  16  septembre  jusqu'au  26  du  môme  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  l'avons  vérifié  par  le  retour  des  taches  obscures  et  que 
par  conséquent  la  tache  claire  devait  être  invisible,  elle  parut  de  nouveau,  l'ayant 
observée  le  28  octobre,  le  3  novembre,  le  5  et  le  9,  c'est-à-dire  deux  jours  avant 
le  temps  marqué  par  la  période,  et  trois  jours  après.  Ainsi,  il  n"y  a  pas  lieu  de 
douter  (pi'on  l'aurait  vue  aussi  le  30  octobre  aussi  bien  que  les  jours  précédents 
et  suivants,  à  cause  de  la  grande  étendue  qu'elle  occupait,  sice  jour-làle  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'aoiàt  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  physique  dans  la  matière 
qui  forme  la  clarté,  ou  bien  que  rincliuaison  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  dilTérente  incli- 
naison de  l'axe,  les  autres  taches  obscures  situées  vers  h'  milieu  du  disque 
auraient  dii  paraître  en  même  temps  plus  proches  qu'auparavant  du  bord  méri- 
dional, ce  qui  n'est  point  arrivé,  ayant  paru  au  môme  endroit,  sans  aucune  diver- 
sité sensible,  autant  que  nous  l'avons  nu  remarquer.  Il  y  a  donc  lieu  de  croire 
qu'elle  est  arrivée  j)cir  quelques  changements  physiques. 

Il  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   OHSE  II  VATIONS.   —    \I\U\I.lil  i3 

ils  no  sont  pas  sans  exemple  dans  ([uol(|iios   aiitiTs    jtlanètcs,   coimnr'  dans   li- 
Soleil,  dans  Jupiter  et  dans  les  taches  de  Mars. 

Bien  qu'une  jj^rande  partie  de  la  tache  claire  ait  (';U:  sujette  aux  chan,i,'ements 
qu'on  vient  de  remarquer,  elle  subsiste  néanmoins  depuis  près  de  00  ans  qu'on 
observe  cet  astre  avec  do  {^'ramlcs  lunettes,  et  l'on  peut  dire  qm*  r'nsl  In  seuln 
tache  ([id  s'est  conservée,  qnoiqu'av<>e  ([uelque  diversité  de  grandeur  et  de  clarti', 
peiid.iul  que  /es  autres  ont  clminji'-  it,>  /'l'iurc,  de  situation,  et  mémo  ont  disparu 
entit'rement. 

C'est  ce  ([ui  est  arrivé  aussi  à  une  autre  tache  claire  située  proche  du  pôle  sep- 
tentrional, et  qui  faisait  à  l'éLrard  de  ce  |)ûle  la  môme  apparence  que  fait  la  tache 
située  proche  du  jiole  méridional.  On  l'a  vue  pendant  plusieurs  années  avec  dif- 
férents degrés  de  clarl»'.  KIli'  iiarut  encore  assez  souvent  vers  l'opposition  de 
Mars  qui  airiva  en  ITOi.  Ses  apparitions  furent  plus  rares  pendant  l'année  1717, 
ne  l'ayant  pu  voir  qu'une  fois  ou  deux.  Et  enfin  elle  n'a  point  été  visible  durant 
l'année  171'.),  quoi(|u'on  y  ait  fait  attention  pour  la  voir,  ce  qui  lait  connaître  qu'elle 
s'était  dissipée  entièrement  au  lieu  que  celle  qui  est  du  cùté  du  pôle  méridional 
a  paru  pendant  la  m<"me  anni-e  171'.»  beaucoup  plus  claire  que  les  années  pri'- 
fédiMites. 

Les  taches  obscures  qui  ont  ]>aru  on  divers  temps  sur  Mars  ont  <'t(''  aussi 
sujettes  ;\  de  g:rands  changements,  ayant  varié  considérablement  de  figure,  de 
situation  et  de  grandeur.  Nous  nous  contenterons  fie  rapporter  seulement  ici  ceux 
qui  leur  sont  arrivés  dans  les  deux  dernières  oppositions,  lorsque  Mars  était  plus 
jiroche  do  la  Terre. 

En  !7()î,  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  ([uelques  mois  que  nous  l'observâmes, 
(die  fut  sujette  aux  changements  rapportés  (voir  plus  haut,  p.  30 et  /irj.  22).  Dans 
les  autres  parties  de  la  surface  de  Mars,  il  y  avait  des  taches  confuses  et  mal 
terminées. 

Vers  l'opposition  de  rannée  1717,  parmi  les  différentes  taches  que  nous  remar- 
quâmes dans  Mars,  il  y  avait  encore  une  bande  assez  bien  marquée,  mais  boau- 
cou))  plus  ('tendue  (!'(  >rient  en  Occiilent  (pie  celle  de  170 1,  ocrupant  jilus  d'un 
hémisphère,  ce  que  nous  avons  reconnu  par  les  apparences  qu'elle  faisait  à  diffi'- 
rentes  heures  de  la  m(jine  nuit.  Elles  étaient  partout  uniformes,  au  lieu  que  celle 
de  I7ii'j  avait  au  milieu  une  pointe.  Outre  ces  diiïérences  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  p("ile  que  du 
milieu  :  au  lieu  que  celle  de  I7(l'i  s'était  trouvée  fort  proche  du  milieu. 

Depuis  le  iviois  de  juin  jusqu'au  eommen("ement  de  septembre,  nous  la  vîmes 
disparaître  trois  fois  sur  le  bord  oriental,  ayant  passé  dans  rin-misphère  supérieur 
qui  nous  était  caché:  elle  est  retournée  autant  de  fois  dans  rhémisphère  inférieur 
au\  mêmes  heures  du  jour,  et  dans  la  morne  situation.  Mars  ayant  fait  dans  cet 


44  I.  \  iM.  A  Ni:  ri:  ma  us. 

iiittM-vallo  plus  do  70  révolutions.  Dans  l'autro  iK'iuisiiliôro  tlo  M;irs.  il  y  avait  iino 
taclio  en  forme  de  croissant,  dont  les  pointes  ôtaitMit  sitiiccs  vers  les  doux  polos 
et  la  courbure  tournée  du  cotd  de  l'Occident.  Toutes;  ces  taches  ne  furent  sujettes 
;\  aucun  changement  sensible  durant  iilusieurs  mois  que  nous  les  observâmes 
en  1717;  mais  en  I7!',i  (dlcs  n'étaient  plus  les  mêmes. 

Un  voit  doue  (ju'il  y  a  de  i^rands  changements  sur  la  surface  de  cette  planète, 
non  seulement  dans  les  parties  qui  sont  proches  de  son  é(iuinoxial,  où  le  mou- 
vement doit  être  plus  grand,  mais  même  dans  celles  qui  sont  autour  des  pùles, 
où  le  mouvement  est  beaucoup  moins  sensible. 

Telles  sont  les  observations  de  MaralJi.  Nos  lecteurs  auront  excuse  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  l'angle  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  tacbe  polaire  méridionale,  et  le  quatrième 
la  tache  triangulaire  située  à  130°  de  la  bande  coudée,  et  observée  notamment 
les  5  et  G  août  ainsi  que  les  IG  et  17  octol)re.  Cette  tache  rappelle  les  croijuis 
de  Huygens  des  28  novembre  1G59  (p.  IG)  et  13  août  1G72  (p.  32)  et  repré- 
sente certainement  la  mer  du  Sablier.  La  large  bande  obKquc  de  lu  fig.  B  doit 
être  la  mer  Schiaparelli,  située  à  130"  de  la  mer  du  Sablier.  11  faut  avouer 
que  les  instruments  n'avaient  pas  alors  un  grand  pouvoir  de  délinition  (*). 

En  1704  nous  avions  déjcà  quatre  points  d'acquis  :  1°  Mars  a  des  taches 
sombres;  2*'  Mars  lotirne  sur  lui-même  en  24''30'"  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  Cassini  II,  écrite  le  "24  avril  1720,  sur  les  lunettes  de  l'Observatoire  : 

«  Les  deux  étoiles  qui  composent  l'étoile  double  y  de  la  Vierge  occultée  par  la  Lune 
le  21  avril  1720,  sont  si  proches  l'une  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 
lunette  de  10  pieds,  la  distance  entre  ces  deux  étoiles  ne  paraissait  tout  au  plus  que  de 
la  longueur  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  6"  l'une  de  l'autre.  Nos  plus  petites  lunettes  actuelles,  de  57"""  d'ou- 
verture, suffiraient  pour  opérer  ce  dédoublement. 

La  lunette  dont  se  servait  Maraldi  pour  ses  observations  de  Mars  en  1710,  était  une 
lunette  de  3i  pieds.  Elle  ne  valait  i)as  nos  lunettes  actuelles  de  108"""  de  diamètre  et 
de  l^jGO  de  longueur. 


ITl'.l  ANCIENNES  OBSERVATIONS.  4-, 

tôt  elle  est  c;irh('C.  MaraKli  n'ose  pus  chercher  la  cause  de  ces  taches  polaires 
et  ne  prononce  ni  le  mot  glaces,  ni  le  mot  neif,'es,  ni  môme  le  mot  nuages.  Il 
sera  réservi-  à  William  llerschel  de  délinir  ce  cimjuième  fait  par  des  mesures 
précises  et  de  prouver  (jue  ce  sont  là  des  fjlrices  polnircs  analogues  à  celles 
dos  pôles  terrestres,  fondant  en  été  et  se  reconstituant  en  hiver. 

Nous  avançons  donc  graduellement  dans  la  connaissance  do  ce  monde 
voisin.  Mais  un  i)Oinl  reste  hicu  mystérieux  :  c'est  hi  variation  d'aspect, 
d'étendue  et  même  de  situation  dos  taches  somhres,  qui  existent  bien 
réellement  puisqu'elles  servent  à  déterminer  exactement  la  rotation.  Ces 
quatre  nouveaux  dessins  ne  ressomldent  encore  ni  à  ceux  de  1704  ni  à  ceux 
de  IGGO.  8eraient-co,  comme  dans  Jupiter,  des  bandes  nuageuses  de  nature 
purement  atmosphéri(]ue?  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  lluygens  [fig.  9  et  19),  llooke  [fig.  15)  et  Maraldi  lui-même 
[fiij.  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  171'J 
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?  La  continuation  de  ces  recherches  nous 
éclairera  peut-être. 

Un  mot  encore,  à  propos  de  ces  dessins,  plus  ou  moins  vagues.  Xous  avons 

Fie:.  "[). 


Ce  que  deviennent  les  dessins  astronomiques. 

pris  soin  de  les  reproduire  tous  par  la  photogravure  et  de  n'admettre  aucune 
relouche.  C'était  le  point  le  plus  important  [lour  notre  élude.  Il  est  urgeni 
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  d(^ 
Cassini  et  de  Maraldi  on  a  été  jusqu'à  tirer  la  ftg.  ^ô,  (]ue  nous  reproduisons 
d'après  un  ouvrage  de  Pierquin,  Œuvres  physiques  et  géographiques,  imprimé 
fort  luxueusement  à  Paris  en  1744. 


46 


l.A    PLANKTI-:    M  A  II  S. 


VA  on  lit  dans  cet  ouvrage,  à  l'appui  de  ce  dessin  :  «  M.  Cassini  a  dccouvcrl 
dans  le  disiiue  de  celte  planète  quatre  taches  obscures  semblables  à  celles 
de  la  Lune;  trois  représcnlenl  d'un  côté  un  jhckjoI  cl  tnic  /î(/iire  tVhomme; 
et  dans  la  face  opposée,  on  voit  connue  une  forme  de  pilon,  (ju'on  pourrait 
nommer  le  pilon  d'Esculape.  » 

Celle  fantaisie  montre  qu'il  faut  se  défier  des  interprclalions,  lors  même 
qu'elles  n'atteignent  pas  ce  degré,  cl  que  nous  devons  nous-niénics  ne  voir 
et  ne  dessiner  que  ce  qui  existe.  Mais  conlinuons  notre  étude.  Les  instru- 
ments ne  s'améliorent  pas  vile,  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. 


XVill.  -M.-me  année  171!».  —  Uianciiim  {'). 
Blanchinus  (ou  Diancbini,  en  italien),  astronome  de  Vérone,  ami  des  papes 

Fig.  %. 

Y.. 


21  septembre,  lûi-SV".  24  septembre,  7''.  ■:4  septembre,  U'' 30"-. 

Dessins  de  Mars  faits  par  Bianchini  en  1710. 

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  DUnchini  vero- 
nensis  aslronomica;  ac  geographicœ  observaiiones,  seleclœ  ex  ejus  aulographias.  — 
Vérone,  1737. 


I7i(i-ITTI  ANCIENNES  OBSEU VATIONS.  47 

paraît  pas  avoir  été  aussi  bien  servi  par  celle  planète  que  par  la  première. 
Nos  lecteurs  en  jugeront  par  les  six  dessins  ci-dessus  [fig.  2G),  que  nous  met- 
tons sous  leurs  yeux.  Le  premier  est  du  10  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.  Lo  21  sep- 
tembre, dans  les  mêmes  conditions,  il  obtint  la  figure  suivante.  Les  trois 
autres  sont  du  21  septembre,  doux  lieures  et  demie  après  l'observation  précé- 
dente, du  24  septembre,  à  TTt"',  et  du  même  jour,  à  9''.'}0"'.  Ces  figures  ne 
prouvent  pas  grand  cbose,  et  sont  plnbjt  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  confirmés  en  notre  siècle,  ont  été  obtenus  à  l'aide  d'instruments  plus 
nets  et  plus  puissanls  sans  doute.  On  trouve  dans  le  même  ouvrage  un  dessin 
de  Vénus,  fait  le  7  janvier  1728,  à  l'aide  d'une  lunette  de  Campani  de 
9t  palmes,  par  une  très  belle  nuit,  de  ti''  à  7''  du  soir,  ijuatre  observateurs  cer 
tifîent  avoir  reconnu  absolument  les  quatre  mers  représentées;  l'un  d'entre 
eux  ajoute  même  :  «  maxima  voluptale.  »  Les  quatre  taches  sombres  vues 
sur  le  disque  de  Vénus  en  quadrature  ont  été  baptisées  par  Blancliinus  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  même  observateur  que  nous  avons 
reproduites  dans  notre  ouvrage  les  Terres  du  Ciel,  au  chapitre  de  A'énus. 

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  Cî.  M.  Bose  :  De  Marte  Conglacianlc  (Lipsiœ). 

XIX.   174U.  —  Cassini  If  i'). 

Cet  astronome,  fils  de  Dominiijue  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,  quoiiju'il  en 
donne  de  Vénus.  Il  semblait  alors  que  la  géographie  de  Vénus  serait  plus 
rapidement  connue  que  celle  du  Mars. 

X.\.   1704,   I7l't(>.  —  Messie». 

Le  .L'rand  découvreur  de  comètes  a  fait  à  Paris  (il  y  avait  son  observatoire 
au-dessus  de  Phùtel  de  Cluny)  une  observation  de*Marsle3  mai  17(>4,  vers 

('1  Éléments  d'Astronoruic,  p.  iôT-iOl. 


48  I.A    IM.AXr.TK   MARS. 

deux  heures  du  nialiu.  Ou  voyait  sur  le  dis(iue  trois  baudcs  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  lard,  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  celte  année  et 
eu  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  celte  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  Venus  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 
sou  plein. 

Foutana  observa  en  1G3(J  une  tache  obscure  sur  le  disque  de  Mars.  Le 
P.  Bartoli,  jésuite  de  Naples,  écrivait  le  2i  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  IGGO,  et  elles  lui  firent  connaître  que  Mars 
tourne  sur  son  axe  eu  24** 40'»;  il  publia  un  mémoire  à  ce  sujet,  qui  a  pour  titre  : 
Martis  circa  'propriuni  axem  revolubilis  observationes,  Bononiœ,  1666,  in-fol.  ; 
dans  lequel  on  voit  que  l'axe  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  jtas  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  astro- 

(')  Astrûnomie,  tome  111,  p.  430. 


1777-1783        ANCIENNES  OBSEIl  VATIONS.   —  W    II  I-IISCII  KL.  40 

nome  signale  sur  Mars  au  point  de  vue  de  sa  constitution  physique.  Ou  ne 
parle  pas  encore  des  taches  pohiircs  hianchcs  déjà  visihles  sur  les  dessins  de 
Iluygeus  et  surtout  sur  ceux  de  Maraldi;  on  no  les  assimile  pas  encore  à 
des  glaces  soumises  à  l'inlluence  des  saisons;  on  remarque  l'inclinaison  de 
l'axe  sans  pouvoir  encore  la  mesurer.  Le  progrès  subit  un  temps  d'arrêt  (jui 
va  être  rapidement  réparé. 


X.\ir.  1777,   1779,  1781,  1783.  —  Willi.vm  IIerschel  (•). 

L'illustre  astronome  s'est  spécialement  occupe  de  la  planète  Mars  pendant 
les  oppositions  de  1777,  1770,  1781  et  1783  et  a  publié  ses  observations  en 
deux  mémoires  ayant  pour  titre,  le  premier,  Aslronomical  observations  on  thc 
rotalion  ofthe  plancts,  etc.  ;  le  second.  On  llic  rcmarkable  appearanccs  al  thc  polar 
régions  of  thc  planct  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  l'étude  de  la  durée 
de  rotation  et  des  variations  polaires  :  la  géographie  de  Mars  y  est  h  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  sei-vit  pour  cette  étude  étaient  très  supérieurs 
en  puissance  à  ceux  qui  avaient  été  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,  pendaut  Tannée  1781,  la  tache  polaire  australe  se  montra  très 
étendue,  ce  à  quoi  l'observateur  s'attendait,  puisque  ce  pùle  venait  de  demeu- 
rer pendant  douze  mois  dans  une  nuit  perpétuelle.  En  1783,  cette  tache  était 
devenue  considérablement  plus  petite  et  ou  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  rayon» 

(')  PhilosopJiirnl  Trans:actions  for  1781,  vol.   J^XXl,  Part.  1,  page  115.  ~  /(/.,  for 
1784,  vol.  LXXIV,  Part,  il,  page  233. 
Flam.marion.  —  Mats.  4 


:,o  i.A  I'I.am:th  m. vu  s. 

bolaircs,  (]iioi(iue,  vers  la  lin  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  identiijue  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  mêmes  sur  les  autres  mondes  que 
sur  le  nôtre.  Mais  rexplication  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  même- 

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  (2) 
Lu  le  11  janvier  1781,  envoyé  de  Batli  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 
de  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 
l'idée  de  vérifier  la  constance  du  mouvement  diurne  d'une  planète  par  le  mou- 
vement diurne  d'une  autre.  11  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  quatre  jours  de  cette  année,  les  8,  17,  26  et  27  avril.  L'illustre 

(')  Philosophical  Transactions,  1781,  page  134,  et  1781,  page  273. 

(^)  Aslronomical  observations  on  the  rotation  of  the  plancts  round  their  axes, 
made  \\^itli  a  view  to  détermine  wliether  the  Earth's  diurnal  m.otion  is  perfectly 
equable. 


iT77-i7T'.i      an(.ii:nm;s  t)Usi:uvvri((NS.  —  w .  iii:i{S(:iii:l.  ji 

astronome  les  a  reprises  le  U  mai  1771)  et  les  a  cuiiliauées  jusqu'au  T.)  juin 
de  cette  même  année. 
^'oici  les  i)rinci|)alcs  : 

s  avril,  "''.ÎO'".  —  J'observe  deux  taches  sur  Mars  séparées  par  uiiu  ljaud<;  hril- 
laate  (  \cw/c'c  ci-dessous,  fij.  1  i). 


//u/./J. 


*/t/^.  7  à 


:  f- 


'%'/• 


e\- 


,9^.j8. 


<:^i^.Tç. 


rL 


'////.  2à. 


tJ'/ç.2r. 


% 


rj'l^.22 


Fit,'.  27.  —  Dessins  do  Mars  par  William  Ilcràchul,  eu  1777  et  177'J  (/•ac-simi/t-). 


Même  soir,  9''3U'".  —  Les  taches  sont  avaucées  sur  le  disque  et  l'on  un  voit 
davantage  [fvj.  \'.)). 

La  rotation  de  Mars  sur  son  axe  est  maintenant  très  évidente  (  /Zy.  IG). 

(Observations  faites  avec  un  télescope  uewtoiiien  de  il»  pieds;  grossisse- 
ment =  300). 

17  avril.  —  Télescope  newtonien  de  10  pieds,  grossissement  =  "211. 1^  50'".  Mars 
paraît  comme  dans  la  /?;/.  17.  En  a  et  h,  on  voit  deux  taches  brillantes  si  luiiii- 


r.e  i.A  iM.ANKTi:  mars. 

lieuses  quV'Uos  soniblcnt  se  projeter  hors  du  di.S(jue.  Eu  c  et  d,  on  voit  deux 
taches  très  foucées  réunies  par  une  ligne  noire,  croisées  dans  la  direction  cf  par 
uue  séparation  blanchdtro. 

•26  avril.  —  Même  instrument,  même  oculaire.  ',)'■  5"'.  Les  taches  sont  très  faibles 
et  apparaissent  comme  dans  la  /?;/.  18. 

"J7  avril.—  Momc  instrument,  grossissement  =  3-24.  8''-iO'".  Très  belle  soirée,  té- 
lescope en  bon  ordre;  les  taches  se  présentent  comme  dans  la  fuj .  l'J. 

A\'illiani  Herschel  a  repris,  avons-nous  dit,  ces  mêmes  observations  du 
0  mai  au  19  juin  1770.  Voici  les  principales  : 

9  mai,  il''  I'".  —  Je  trouve  la  situation  des  taches  telle  qu'elle  est  représentée 
fig.  "0;  il  y  a  une  tache  très  remarquable  non  loin  du  centre. 

Même  jour,  1 1''o0'".  —  Les  taches  se  sont  éloignées  du  centre. 

1 1  mai,  lu''  IS'".  —  La  tache  du  9  mai  est  visible  sur  le  disi[ue,  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'' 20*".  —  Mars  parait  tel  qu'il  était  le  11,  à  10''18". 

22  mai.  à  10'' 10'».  —  On  voit  sur  le  disque  de  Mars  les  mêmes  configurations 
que  le  8  avril  1777,  à  7'' 30""  {fig.  14). 

15  juin,  à  9''45'".  —  La  planète  présente  la  figure  qu'elle  présentait  le  9  mai,  à 
H'-l""  (fig.  20),  mais  plus  avancée. 

17  juin,  de  9''  à  10'',  même  aspect. 

19  juin,  SI*  40™,  même  aspect  que  le  26  avril  1777,  à  9'' 5'",  représenté  fîg.  18. 

Telles  sont  les  observations  d'Herscliel;  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'IIcrchel  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  même 
dimension. 

La  fuj.  17  représente  certainement  la  mer  du  Sablier,  de  c  à  la  zone 
ponctuée  ef.  Nous  pouvons  aussi  reconnaître  celte  même  mer  sur  les  fig.  20, 
21  et  22,  et  Ton  a  en  même  temps  l'impression  évidente  que  chaque  ob.ser- 
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  [fg.  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),  jjar  la  projection  du  globe  dont  nous  avons  parlé  plus  haut. 


1777-1779        ANCIENNES  OBSKH  NATIONS.   —  \V.  HEUSCIIKL. 


53 


L'identificalion  n'est  pas  difficile  pour  les  fij^'ures  17,  20,  21  et  22d'rierschel. 
II  n'en  est  pas  do  même  pour  les  cinq  autres,  La  Ijimdc  blanche  est  digne 
d'attention. 

I']vidomincnl,  dans  tous  les  dessins  que  nous  avons  eus  jusqu'ici  sous  les 
yeux,  les  observateurs  n'ont  vu  qu'à  peu  près  et  assez  vaguement  ce  qui 
existe  à  la  surface  de  Mars. 

A  propos  de  la  comparaison  des  figures  de  1777  avec  celles  de  1770,  Ilors- 


Le  globe  de  Mars  nous  présentant  son  pùle  inférieur  (oppositions  aphéliques). 
1777-l7!.v;>-1807-lS?M8:]7-l8ô-2-18G9-18Si-86. 

chel  examine  comment  on  doit  réduire  les  rotations  observées,  qui  sont  des 
rotations  synodiques  vues  de  la  Terre  mobile,  en  rotations  absolues  ou 
sidérales  : 

Supposons,  dit-il,  que  l'orbite  de  Mars  MABC  (ftg.  20)  soit  sur  le  même  plan 
que  l'orbite  de  la  Terre  EDP'G  et  que  l'axe  de  Mars  soit  perpendiculaire  à  son 
orbite;  soient  MEjne  les  positions  respectives  de  Mars  et  de  la  Terre  le  13  mai 
et  le  17  juin  (ITT'.t),  la  li.^nc  KM  qui  joint  les  contres  de  Mars  et  de  la  Terre  indique 
la  position  ;îdocentrique  de  Mars  le  13  mai,  et  la  ligne  cm  la  position  géoccn- 
trique  de  la  même  planète  le  17  juin.  Menons  maintenant  les  lignes  cr  et  7ns, 
parallèles  à  ER,  alors  la  ligne  cr  indiquera  la  position  géocentriquc  de  Mars  le 
13  mai;  l'angle  sme  est  égal  à  l'angle  nier.  Nous  savons  par  les  epbdmérides 
que  la  position  géocentriquc  de  Mars  à   n'i^Om  était  à  7  signes  20° 50' -21' et  le 


54 


l-A   PLANKTl-    MARS. 


17  juin,  ;\  '.i'".'™,  ;\7  signes  l'>"27'-2"iî'  ;  par  quoi  nous  obtonons  la  (lilTôroncc  ou  l'angle 
rem  =  oins  =  8°  31' 59*. 

Maintenant,  une  taclie  sur  Mars  située  dans  la  direction  Mli  aura  fait  une  rota- 
tion sidérale  lorsqu'elle  reviendra  dans  cette  mémo  direction  ou  sur  une  parallMe 
à  la  direction  jïjs.  De  là  nous  concluons  que  la  tache  du  17  juin,  après  êtrcî  arri- 
vée ;\  la  ligne  me  où  finit  sa  rotation  synodique,  devra  encore  parcourir  un  arc 

FiK.  29. 


Variation  apparente  de  la  durée  du  mouvement  do  rotation  de  Mars,  selon  la  position  de  la  Terre. 


de  8°31'50"  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  2i''3n'"20s 
pour  3G0'5  ou  4%  109  par  minute  do  degré  sera  de  .lô^S^jS,  chiffre  qui,  divisé  par 
le  nombre  de  3'i  rotations,  donne  1"'1=,  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'écliptique  que  la  position  que  nous  avons 
considérée,  si  elle  avait  été  par  exemple  on  [j.,  alors  la  ligne  [in  parallèle  à  EM 
indiquerait  la  direction  à  laquelle  la  tache  devrait  retourner  afin  d'accomplir  une 


ITSI-1T8:!        ANCIHNNKS  OUSF- Il  VA  TIONS.    —  W,  Il  i:  IISCII  !•  L.  r,5 

rotation  siddralc  et  par  consc'quGnt  la  quantitc'  de  l'angle  7;xc  =  [ter  ou  la  dillV- 
rcnee  des  positions  gdocGntriquos  devrait  être  soustraite  de  la  rotation  syno- 
diquc  pour  obtenir  la  rotation  sidérale. 

r)i:r.\ii:MK  mkmoiiœ  d'iiehsciiel, 
Lu  le  11  mars  178  i  ('). 

Comme  le  titre  de  ce  second  mémoire  rindiqiie,  l'auteur  a  eu  principale- 
ment pour  objet  rétudc  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,  fîij.  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  (;\  7''rjO™).  Quant  aux  taches  sombres,  l'auteur  ne  s'en  inquiète  pas 
du  tout  ici,  comme  on  peut  s'en  convaincre  en  comparant  la  fîg.  17  du  mémoire 
précédent,  à  la  fig.  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  11 ''36™,  faite  à  l'aide  du 
télescope  de  7  pieds.  «  Deux  taches  brillantes,  écrit  l'auteur,  se  montraient  en  a 
et  6,  a  étant  plus  grande  que  b.  » 

Le  28  juin,  h  1 1  ''  I.j™,  la  diflerence  entre  les  deux  taches  était  plus  considérable 
encore,  comme  on  le  voit  fig.  4. 

Le  30  juin,  ù,  10''48'»,  la  tache  supérieure  est  seule  visible  {fig.  5),  mais,  à  M'-Sôm, 
on  les  voit  toutes  deux. 

Le  3  juillet,  à  10'»54'",  la  tache  polaire  supérieure  se  montre  très  considé- 
rable {fig.  0);  à,  ll''2i™,  on  ne  voit  pas  encore  l'inférieure  {fig.  7);  à  I2''30™,  on 
l'aperçoit  ifig.  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  n'>54'",  la  tache  supérieure  est  visible  {fig.  '.)), 

Le  22  juillet,  à  11'' 14™  {fiig.  10),  on  distingue  bien  les  deux  taches  polaires;  la 
supérieure  est  plus  vaste.  «  Très  probablement,  écrit  l'autour,  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  ciTet,  plus  grande 
que  l'inférieure,  et  si  celle-ci  s'étend  un  peu  plus  d'un  cùtc  que  ilc  l'autre  du 

(')  0)1  Ihe  remarUable  nppearanccs  al  Ihe  polar  i-cgions  of  Ihe  planet  Mars,  the 
inclination  of  itfs  axis,  tlic  position  of  ilx  ]>oles,  a)Kl  ils  spheroidical  figure-,  wilh  a 
few  hints  relating  lo  ils  rcal  diametcr  and  atmosphère,  by  William  Heiisciiel,  Esq. 
F.  U.  S. 


56  I.A   IM  ANF.Tl-    M. VHS. 

pôle  nord,  elle  doit  uous  otVrir  dos  variations  apparentes  provenant  de  la  rotation 
do  la  planète  autour  do  son  axe.  » 

8  août,  à  10'' 4'»,  on  ne  voit  que  la  tache  supérieure  (/?;/.  11  ). 

23  août,  ;\  8''4'»,  on  voit  la  tache  supérieure  bien  évidente  comme  d'habitude, 
et  l'on  aperçoit  un  peu  de  la  tache  inférieure  {firf.  12). 

Telles  sont  les  observations  faites  par  l'illustre  astronome  pendcant  l'oppo- 
sition do  1781  :  on  voit  qu'elles  ont  eu  pour  but  unique  les  lâches  polaires. 
Nous  résumerons  également  aussi  complètement  que  possible  celles  de  1783. 

20  mai.  La  planète  Mars  offre  un  singulier  aspect;  on  remarque  eu  a  {fig.  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. 

20  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  =  ["iV". 

23  septembre,  à  O^'ôô"",  tache  polaire  a  visible  comme  d'habitude  ifig.  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  dos  taches  équato- 
riales est  curviligne  et  convexe  vers  le  Nord,  comme  ou  le  voit  par  la  ligne 
eq  [fig.  23),  ce  qui  prouve  que  la  tache  blanche  marque  bien  le  pôle  sud,  et,  à 
l'aide  d'une  longue  attention,  j'arrive  à  reconnaître  le  bord  du  disque  au  delà  de 
la  tache  polaire  :  la  distance  entre  la  tache  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  »  (fig.  16). 

30  septembre,  la  planète  se  présente  comme  on  la  voit  fuj.  17. 

\"  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. 

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  fïg.  18. 
La  tache  polaire  tourne  et  arrive  ensuite  vers  nous,  comme  on  le  voit  fig.  24. 


FiR.  30. 


Ohscrvatioas  do  la  planète  Mars  faites  par  William  Ilcrschel  en  1781  et  178J 


r,s  i.A  PLANi:!!-:  m  mis. 

10  octobre,  i\0''  i)")  (p'j.  10). 
Môme  jour,  à  0»'  ").")  (pg.  50). 
17  octobre,  :i  7''  M  ipO--^)- 

"23  octobre,  à  7'*  11  {pQ-  "^^l  •  ^^  tache  polaire  doit  être  à  l'extrémité  de  sou 
parallèle  de  déclinaison. 

L'auteur  passe  ensuite  à  rexamen  du  mouvement  de  rotation  des  taches 
polaires  et  de  leur  excentricité.  II  arrive  à  la  conclusion  que  la  latitude  do  la 
tache  polaire  boréale,  étudiée  pendant  les  observations  de  1781,  doit  éiro  7G° 
ou  77"  Nord  :  «  car,  dit-il,  je  trouve  que  pour  les  habitants  de  Mars,  la  déclinai- 
son du  Soleil  le  ilô  juin  1781,  à  1-2''  15'"  de  notre  temps,  était  environ  9°  5G  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  invisilce  à  nos 
yeux.  )^  II  ajoute  : 

Le  pôle  sud  de  Mars  ne  pouvait  être  éloigné  du  centre  de  la  tache  brillante 
australe  de  l'année  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  h  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  Mars  doivent  appeler 
l'obliquité  de  leur  écliptique,  ainsi  que  la  situation  des  points  éqilinoxial 
et  solsticial,  nous  pouvons  nous  rendre  compte  des  saisons  de  Mars  et  nous 
expliquer  ainsi  les  variations  si  remarquables  des  taches  polaires.  «  Ecou- 
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  de  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  régions 
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       ANCir-NNES  OBSK  II  NATIONS.    -   W.  il  K  l{  SCiii-L.  59 

de  glaces  et  que  la  diininution  de  ces  tarlics  doit  être  également  attribuée  à 
l'action  dos  rayons  solaires. 

llerschcl  passe  ensuito  à  re.vamcn  de  la  ligure  sphéroïdalc  do  Mars  et  de 
son  aplalissemont  polaire,  il  ronsidèro  d'abord  cet  aplatissement  comme 
certain  au  point  de  vue  théorique  de  la  gravitation  et  remarque  qu'il  ne  peut 
être  que  rarement  mesuré,  puisijue  nous  no  voyons  entièrement  l'hémisphère 
éclairé  de  Mars  (ju'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  même  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  scptcmlire,  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,  Taplatisse- 
menta  été  reconnu,  non  seulement  par  moi,  mais  encore  par  trois  autres 
observateurs,  MM.  Wilson,  Blagden  et  Aubert,  les  mesures  micrométriques  ont 
donné  29"  35'"  ou  1355'"  pour  le  diamètre  équatorial  et  21"  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'inclinaison  de  l'axe,  il  conclut 
que  les  deux  diamètres  sont  entre  eux  dans  le  rapport  de  1355  à  1272  ou  à 
peu  près  comme  IG  à  15. 

D'après  ces  mesures,  l'aplatissement  serait  donc  do  yc,- 

Voici  le  résumé  de  tout  le  précédent  mémoire  par  Ilerschel  lui-même  : 

L'axe  de  Mars  est  incliné  de  50° -ii'  sur  l'dcliptique. 

Le  nœud  do  l'axe  est  à  17°  47'  des  Toissons. 

L'obliquité  de  l'écliptique  est  sur  le  globe  de  Mars  de  •28°42'. 

Le  point  équiuoxial  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,  127-2,  ou  à  peu  près  comme 
If.  ;\  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  t\ 
la  nôtre. 

William  Herscbcl  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 


CO  I  A    IM.ANKÏF,   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- 
raosphère.  Il  admet  même  (|u'uno  bande  soiiibri^  dessinée  fuj.  18, 'i  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  G  minutes  du  disque  de  Mars,  mais  ne  croit  pas 
que  cette  disparition  puisse  être  attribuée  à  autre  cliose  qu'à  l'éblouissement 
causé  par  l'état  de  la  planète.  Les  26  et  27  octobre  1783,  il  observa  deux 
étoiles  de  12*  et  13"  grandeur  à  S'O"  et  à  2'  56"  du  bord  de  la  planète,  et  leur 
éclat  ne  parut  pas  diminuer  autrement  que  par  l'effet  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  AVilliam  Ilcrschel, 
résulte  la  môme  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  de  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  Iluygens,  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-même  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  SO""",  avait  une  remarquable  puissance  de  définition.  On 
trouvera  plus  loin  ces  observations. 


1783-1780      ANf'.IKNNKS  OMSKIl  VATK  i.NS.  —  MKSSI  !•  15.  ItAlLI.V.  (.1 

triques.  Nous  savons  de  plu^  inaiiiloii;inl  (j' que  ces  lâches  sont  analugi tes  aux 
tjlaces  polaires  terrestres,  rouilciil  on  été  et  se  reconsliliK'Ul  en  hiver;  7"  (]ue  le 
centre  des  neiges  polaires  boréales  se  trouvait  en  octobre  1781  vers  7(?  ou  77" 
(le  latitude;  8"  que  l'atmosphère  paraît  analogue  à  celle  de  la  Terre;  9"  que 
ruhli(|uité  de  réclipti(iuc  est  sur  Mars  de  28" 42'.  Nous  ne  parlons  pas  de 
l'aplatissenient  polaire  trouve  par  llerschel.  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  même 
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. 

Ouanl  à  la  connaissance  géographique  do  la  planète  Mars,  on  voit  que  les 
travaux  d'Herschcl  ne  l'ont  [)as  fait  avancer  d'un  seul  pas.  Ce  n'était  du  reste 
pas  là  leur  hut. 

XXIII.  1783.  —  Messier. 

Mcssicr,  à  Paris,  réobserva  Mars  les  15  et  IG  septembre  de  cette  année  et 
remar(|ua  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  lit  une  observation  analogue  les 
3  août,  10  et  23  septembre  1798.  Le  dessin  publié  par  la  Connaissance  des 
Temps  pour  18Û7  ne  contient  absolument  que  l'indication  de  cette  tache 
polaire,  sous  forme  d'un  petit  cercle,  au  pôle  austral. 

XXIV.  1785.  —  Baillv  (•). 

L'illustre  historien  dont  la  tète  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  Maraidi,  de  1719. 

Ou  voit,  dit-il,  sur  ce  globe  une  tache  vers  le  pôle  méridional  eu  forme  de 
zone  polaire;  elle  était  susceptible  do  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  parait  excéder  les  bornes  du  dis(pie  obscur,  et 

(')  Histoire  de  iA<trono)nic  moderne,  tome  II,  p.  G03. 


G-2  I.A    IM.ANKll':    MAI! S. 

appartouir  à  un  plus  j,q"\iul  oorclo.  C'est  IVlVol  de  l'irradialioii  dos  parties  éelai- 
rdcs  sur  les  parties  obscures.  On  crut  s'apercevoir  «pie  le  retour  ilc  l\'clat  de 
cette  tache  avait  qucUpic  rapport  avec  la  révolution  diurne  de  Mars,  et  qu'il 
arrivait  après  30  de  ces  révolutions.  Cette  apparence  claire  est  la  seule  tache 
qui  se  soit  couservée,  quoiqu'avec  quelque  diversité  de  grandeur  et  de  clarté, 
pendaut  que  les  autres  ont  change  de  ligure,  de  situation,  et  même  ont  disparu 
entièrement.  Ce  qui  est  singulier,  c'est  qu'on  a  vu  au  pèle  septentrional  de  cette 
planète  une  clarté  semblable  à  celle  qu'un  observe  au  pôle  méridional,  mais 
i[ui  subsiste  seule,  l'autre  a  disparu.  Ces  deux  lumières  étaient  placées  aux  deux 
pôles,  comme  si  elles  avaient  quelque  analogie  avec  le  fluide  magnétiiiue,  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'ilerschel  font  que 
l'historien  est  en  relard  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  178.")  à  1803. 


XXV.  1785  à  1803.  —  Schuoeter  [^). 

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  celte  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  TObservatoire  de  Leyde  (^).  Les 
observations  commencent  en  1785  et  s'étendent  jusqu'à  l'année  1803;  elles 
continuent  donc  sans  interruption  les  recherches  de  William  Herschel, 
terminées  en  1783. 

Cet  ouvrage,  intitulé  Areographische  Fragmente,  était  resté  à  l'étal  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 Beilrage  zur  genauern  Kcnntniss  und  BeurlhcUung  des  Pla- 
netenMars,  in  malhemalischHinsichl,  von  !>'  J.  H.  Schroeter;  mit  16  Kupfertafeln. 
A'ac/i  c/em  rnanuscriple  auf  der  Leidiyaer  Slcrnwarle,  herausfje(jeben  von  H.-G  Van 
DE  Sande  Bakhuyze.n,  Director  der  Sternwarte.  1  vol.  in-8°  avec  230  dessins.  Leyde,  1881. 


1785-1803  ANCIKNNKS   UHS  i;u\  A  TK  (N  S.    —   SCIl  |{()I:t1;|{.  63 

valeur.  Nous  donnerons  nous-mêmes  ici,  comme  excellent  résumé  de l'anivie 
do  Schrœler  sur  la  planète  Mars,  un  extrait  du  raiiport  présente  sur  ce  point 
[lar  l'astronome  de  Louvain  à  l'Académie  des  Sciences  de  Belgique. 

NATURE    DES   TACHES   SOMIIHES    OE    MAHS    d'aI'UÉS    SCHHOETEH. 

Lastronoaic  do  Lilieuthal  rai)pcllo  une  upiuiuu  émise  par  \V.  llerschel  dans 
un  mémoire  sur  la  planète  Vénus,  publié  en  1793.  Voici  la  traduction  du  passage 
auquel  Schrœter  fait  allusion  :  «  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 
réllexion  est  moins  forte  que  sur  les  nuages.  »  L'explication  que  Schrœter 
donne  des  taches  sombres  de  Mars  est  diamétralement  opposée  :  pour  lui,  les 
taches  sont  dos  nuages  réfléchissant  moins  de  lumière  que  le  corps  solide  plané- 
taire. Aussi  s'élève-t-il  énergiquemeut  contre  l'opinion  d'IIerschel,  qu'il  déclare 
tout  à  fait  inacceptable.  Il  cite  à  l'appui  do  sa  théorie  l'observation  suivante  qu'il 
lit  dans  une  ascension  sur  le  mont  Brocken.  «  Un  épais  brouillard  précéda  le 
lever  du  Soleil;  lorsque  cet  astre  commença  ù,  monter  au-dessus  de  l'horizon, 
les  vapeurs  descendirent  peu  à  peu  dans  les  vallées,  sous  les  pieds  de  l'observa- 
teur. Au-dessus  de  celui-ci,  le  ciel  devint  d'une  sérénité  parfaite.  Au-dessous,  les 
rayons  solaires  veijaient  se  réfléchir  sur  les  sommets  des  montagnes  qui  se 
dégageaient  peu  h  peu  à  mesure  que  le  brouillard  s'aff'aissait.  Ur,  dit  Schroi'ter, 
l'aspect  grisâtre  du  nuage  réfléchissant  la  lumière  solaire  était  à  la  splendeur 
des  sommets  de  nK^ntagnes  ce  que  sont  les  taches  sombres  des  planètes  à 
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 
analogie  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 
conclure  ici  d'une  manière  trop  absolue,  caries  preuves  directes  nous  font  défaut. 
Je  n'ai  jamais  observé  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'aperçoit  pas  distinctement  la  configuration  de  la  surface  planétaire  elle-même. 

Cependant  les  grandes  taches  se  terminant  en  pointe  du  coté  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  nuar/es  obscurs  en  forme  de  pyramides  se  produisent 
surdilVércntes  i)arties  de  la  surface  planétaire.  Quelle  force  naturelle  les  déternii- 
nait  à  prendre  cette  forme,  pourquoi  leur  base  s'appuyait-elle  toujours  à  la  bande 


64  I.A    IM.ANr.TI-    .MARS. 

principale'/  ruuniiioi  li>ur  pointe  se  tUriiriMit-elle  toujours  vers  ]c  Nm-d ?  11  srraiL 
impossible  de  répoiulre  i\  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,  l'eut-ètre  jetterait-on  bientôt  du  jour 
sur  ces  phénomènes,  si  l'on  pouvait  observer  notre  Terre  d'une  distance 
convenable. 

nOT.VTION   DE   MARS   ET   MOUVEMENTS   DES  NUAGES   DE   SON  ATMOSPHÈRE, 
d'après   SCIinOETER. 

Les  comparaisons  faites  on  1787  et  en  1702  ont  donné  des  valeurs  principales 
assez  différentes,  d'où  l'auteur  conclut  comme  Dioyenne  une  durée  de 

î't''  ;W'»  50' 

qui,  dit-il,  se  place  entre  la  période  d'IIerschel  (2i''3*J'"2I»),  celle  de  Cassini 
("24''40"')  et  celle  de  Maraldi  (24'' 39'»).  Désespérant  de  pouvoir  obtenir  un  résul- 
tat parfaitement  précis,  à  cause  lies  changements  observés  dans  les  taches,  il  se 
rallie  à  la  période  cassinicnne  et  l'emploie  dans  tous  ses  calculs. 

Attribuant  les  taches  sombres  ù,  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  :  l'absence  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. 
«  Il  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.  » 


17S5-1.S0^  ANCIENNES  (JUS  h  II  VAX  IONS.  —  SCllIUH^TKK.  O.'i 

Ainsi,  Sclirœlcr  a  éto  amené  par  ses  observations  à  croire  que  les  lâches 
foncées  de  Mars  sont  des  nuaycs.  C'est  assurément  fort  étrange.  Et  no  l'oublions 
pas,  cet  astronome  est  un  excellent  observateur. 

OUSEUVATIONS   DE   SCHUOETEU    SUR    LES   TACHES   POLAIRES. 

Dans  la  nuit  du  IS  au  19  juillet  1798,  rastronome  Olbers,  qui  se  trouvait  à 
robservatoire  de  Lilicnthal  et  observait  Mars  avec  le  réllecteur  de  13  pieds,  aperçut 
la  tache  polaire  méridiuiuile.  C'est  la  preuiicrc  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  rougcàtre  et  tacheté;  mais  la  région  polaire  méridionale  était  très  claire, 
très  blanche  et  très  tranchée.  Schrœter  ne  cessa  point  d'observer  cette  tache 
brillante,  jus([u'à  la  fin  de  l'année. 

D'après  l'auteur,  le  solstice  méridional  de  Mars  a  eu  lieu  le  27  septembre. 
Quoi  qu'il  eu  soit,  les  observations  se  rapportent  en  grande  partie  à  l'été  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  2.J  octobre,  elle  sembla  se  rapprocher  du  bord; 
le  2G,  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. 

Aprèsce  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  différences  d'aspect  et  d'étendue.  Enfin,  le  20  dé- 
cembre, la  tache  polaire  boréale  parait  à  son  tour  et,  pour  la  première  fois,  depuis 
cette  date  jusqu'au  !'■  janvier  179'J,  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  conlirmeut  absolument  les  observations  d'PIerschel  que 
nous  venons  de  résumer;  on  voit  la  tache  polaire  australe  réduite  à  ses 
i''i.AM.\iAUioN.  —  Murs.  ô 


ce,  I.A    PI.ANKTi:    M  VHS. 

moimlres  dimensions  pendant  l'olé  de  sou  hémisphère.  Nettement  séparée 
du  bord,  elle  apparaît  comme  un  point  lumineux.  Klle  reprend  ensuite  du 
développement  tandis  que  le  Soleil  s'abaisse  vers  réqualcur  do  Mars.  Les 
climats  et  saisons  de  ce  monde  voisin  sont  donc  bien  indi(|u6s  dès  cette 
époque. 

IIÉSUMÉ   DES  OBSERVATIONS. 

Ainsi  Schrœter  a  observé  presque  toutes  les  particularités  que  l'on  remarque 
aujourd'hui  en  étudiant  les  taches  polaires  :  la  variabilité  de  l'éclat  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  difTcrence  d'aspect 
qu'il  signale  entre  les  deux  taches  polaires  :  la  méridionale  lui  paraît  blanche  et 
jaunAtre,  la  septentrionale  un  pou  bleuâtre. 

Rappelant  les  observations  de  Cassini,  de  Maraldi  et  de  W.  Ilerschel,  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  effet,  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'on  s'imagine  aussi  les  liquides  de  la  surface  transformés  par  le  froid  en  une 


1785-1803  AN(:ilîNiNi«S  OBSKK VATIONS.   —   SCIiUOliTKK.  07 

surface  solide  miroitante,  et  celte  explication  établira  une  analuj,^io  de  jikis  entre 
Mars  et  notre  Terre.  » 

FORME    SrirÉnOÏDALE   DE    MARS,    nÉFORMATIONS   APPARENTES   ET   ACCIDENTELLES. 

En  janvier  17S8,  Schra-ter  portait  déjà  son  attention  .sur  la  forme  du  disijue  de 
Mars.  Son  journal  mentionne  expressément  ({u'il  n'a  pas  constaté  de  diU'ércnce 
entre  le  diamôtre  polaire  et  le  diamètre  équatorial.  Mais,  le  11)  mars  1702,  il 
remarque  un  aplatissement  et  le  trouve  plus  petit  que  celui  de  Jupiter.  Le 
20  mars  17'J-2,  il  mesure  le  diamètre  de  la  planète  et  trouve  un  aplatissement 
de  j'j.  Cependant  la  position  du  petit  diamètre  ne  s'accorderait  pas  avec  le  dépla- 
cement dos  taches,  et  Schrœter  attache  peu  d'importance  à  ce  résultat. 

Les  observations  les  plus  importantes  ont  eu  lieu  pendant  l'année  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  l'image  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.  Ilerschel  a  déduit  de  ses  observations  un  aplatissement  de  ,V'  6t  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 
l'époque  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  l'atmo- 
sphère de  Mars  et  établit  un  rapprochement  entre  l'aplatissement  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  jtour  la  première  fois  dans  Mars  un  fait  analogue.  Le  contour  de  la 
planète  sen)blait  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,  à  7''  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  l'Ouest,  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;  Tauteur  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  liiG  fois,  et  lillusion  n'avait  pas  encore  disparu  à  7''3j'".  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. 

Schro^ter  expose  ensuite  quelques  réflexions  sur  ce  genre  de  phénomènes  :  il 
croit  devoir  laltribuer  à  des  déviations  subies  par  les  rayons  lumineux  dans 
certaines  régions  de  l'atmosphère  planétaire. 


Cî<  LA   PLANi-Tli   M  A  lis. 

Schrœter  inentioiiue  souvent  ravantage  que  peut  tirer  l'observateur  de  la  pré- 
sence de  légères  vapeurs  qui,  eu  alïaiblissaut  uu  peu  l'iiuage,  lui  donnent  un 
grand  calme  et  une  grande  netteté.  C'est  daus  ces  circonstances  qu'il  procède  de 
préférence  à  ses  observations  et  à  ses  mesures  les  plus  délicates.  Il  en  est  de 
môme  des  observations  faites  daus  le  voisinage  de  la  Lune  et,  en  général,  par 
un  ciel  éclairé.  Tous  les  observateurs  ont  pu  apprécier  les  elïets  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 
Marding,  ont  été  soumis  au  calcul  par  Olbers.  Les  voici  : 

Latitude  céleste  où  aboutit  le  pôle  sud  de  Mars C0°33'  12" 

Longitude  »  »  »  »  172.5'i .'j4 

Obliquité  de  l'écliptique  de  Mars 27.ôC.5i 

Longitude  du  point  équinoxial  du  printemps  pour  Miémi- 

sphère  boréal  (■) 204.53.35 

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  mesures 
prises  vers  cette  époque  une  moyenne  de 

26",0.4, 

qui  ne  diffère  que  de  0",13  du  résultat  obtenu  le  le-- 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",8i. 

(')  \V.  Herschel  avait  trouvé  pour  les  mêmes  éléments  : 

Latitude  céleste  du  pôle  sud 59°  42' 

Longitude                  »              107.47 

Obliquité  de  l'écliptique  de  Mars 28.42 

Longitude  du  point  équinoxial  du  printemps  pour,  l'hémi- 
sphère boréal 259.28 


70  I.A   PLANKTK   M. VU  S. 

W.  llorschel  avait  trouvé  pour  le  môme  dlémeut 

O'.S. 

Toutes  ces  observations  de  Schrœter  sont  extraites,  comme  nous  l'avons 
dit,  du  mémoire  académique  du  D''  Terby  sur  ce  sujet  ('). 

Voici  maintenant  une  série  de  Gô  dessins  cboisis  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  l'histoire  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  même  de  Schrœter,  pulilié  en  1 881 ,  comme  on  l'a  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  l'original.  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  [fuj.  17,  20  et  28),  qui  ne  représentent  qu'un 
même  côté  de  la  planète,  vu  sous  trois  inclinaisons  différentes,  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  Carie  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.  Grecu  par  la  Société  royale  astrono- 
mique de  Londres. 

12  novembre  1785,  à  7'»44"'. 

»  »      à  6i'49™. 

I.  »      à  7'>0™.  Ces  trois  vues  de  Mars  ont  été  prises  à  l'époque 

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  efTet,  sur  les  flg.  1 
et  2,  mais  sur  la  fig.  3,  c'est  la  mer  Flammarion  et  la  mer  Ilooke,  et 
la  pointe  qui  descend  est  la  baie  de  Gruithuisen,  très  élargie,  rare- 
ment aussi  large. 

(')  Terby,  Areographische  fragmente.  Manuscrit  et  dessins  originaux  et  inédits 
de  l'astronome  J.  II.  Schrœter,  de  Lilienthal.  —  Bruxelles,  1873. 

(')  Le  Mémoire  de  M.  Van  de  Sande  Bakhuyzcn,  Unlersuciuingun  ùber  die  Rota- 
tionszeit  des  Planelen  Mars,  nous  a  été  fort  utile  pour  ridentification  des  taches. 


Fig. 

1, 

12 

Fig. 

18 

Fig. 

3, 

21 

i78r.-isn:î        Axr.iFNNFS  onsrnvATiON?.  —  sc.iiRŒTrn. 


71 


Fig.  ■'«,     10  décembro  1787,  ;\  7'm)'".  Seule  observation  do  17S7,  faite  -J^  jours  avant 
l'opposition.  Figure  assez  singulière. 


^ûrc 


Vïç.  yi.  —  Dessins  de  Schrœtcr,  novembre  178.J 


Fig.  5,     1")  janvier  178S,  h  ô*'30'".  Huit  jours  après  l'opposition,  qui  avait  eu  lieu 
le  7  janvier. 


Fig.  .33.  —  Dessins  de  Schrœter,  décembre  1787-ianvier  1788. 

Fig.  G,     -28  janvier  1788,  à  C'-jS". 

Fig.  9,     K»  mars  1792,  à.  1 1''3"'.  Deux  taches  a  et  b  se  voyaient  sur  le  méridien  ccn- 


Fig.  3i.  —  Dessins  de  Schrœter,  mars-avril  1792. 

tral.s'y  dirigeant  depuis  le  commencement  de  l'observation,  \  ~>^  'r^™,  1-Jlles  sont 
difficiles  à  identifier  :  la  longitude  du  méridien  central  est  r»!». 


LA   rLANl.TI-    MARS. 


Fiq.  I<\  "JO  mars.  ;\  iV'.MV".  [.os  doux  taolios  a  o\  b  uo  sout  pas  los  momos  que  los 
pri:=0(5dontcs  :  la  longitude  du  mc^ridion  contrai  est  3'iS».  b  est  pout-ôlrc 
la  baie  du  Méridien.  Ces  taches  se  mouvaient  vers  le  centre  par  la 
rotation  de  la  planète.  L'opposition  a  eu  lieu  le  IG  mars.  L'auteur 
observe  la  planète  au  point  do  vue  de  l'aplatissement  et  ne  la  trouve 
pas  aplatie  comme  Ilerschol  l'indique. 

Fiij.  IS,    '2  avril,  à  l^'i^. 

Fiq.  10,    même  jour,  à  10'' 2™.  Ces  nouvelles  observations  le  confirment  dans  son 

es.  qs. 


Fig.  35.  —  Dessins  de  Schrœter,  avril  1792  —  mars  1794, 

opinion  que  les  taches  de  Mars  sont  variables  et  d'une  natiire  atmo- 
sphérique comme  celles  de  Jupiter.  En  effet,  ces  taches  ne  sont  pas 
faciles  à  identifier  avec  la  géographie  de  Mars. 

FxQ.  25,    24  mars  179-4,  à  8'>4'i'".  30  jours  avant  l'opposition. 

FxQ.  26,    25      »        »     à  8^2.5". 


Fig.  36.  —  Dessins  de  Schrœter,  juin  179i,  août  1796,  juillet  1798. 

Flcj.  27,     1"  juin  179i,  à  lO»-. 

FxQ.  28,  17  août  1790.  Pendant  la  soirée,  deux  mois  après  l'opposition,  qui  avait 
eu  lieu  le  15  juin.  Phase  très  marquée. 

FxQ.  29,     1798.  Opposition  périhélique  excellente.  15  juillet,  à  11''  du  soir. 

Fig.  30,  18  juillet,  à  minuit.  Observation  faite,  comme  la  précédente,  en  com- 
pagnie d'OLbers,  tache  polaire  australe  très  marquée. 

Firj.  32,  19  juillet,  àll''40™.  Avec  Olbers  également,  tache  polaire  très  marquée 
en  a,  petite  tache  sombre  en  b.  Méridien  central  05". 


1785-1803  ANCIENNES  OBSERVATIONS    —  SCIIROETER.  73 

Fig.  33,  23  juillet,  h  I  I^'O.  On  roinarriuo  la  tache  polaire  australe  très  brillante 
en  .T,  uno  tache  sombre  en  c,  et  en  d  une  petite  tache  rappelant  celle 
de  la  figure  précédente.  Méridien  central  'Î3'^.  Nous  ne  pouvons  iden- 


Fiff.  37.  —  Dessins  de  Schrœter,  juillet  179S. 

tifior  aucune  de  ces  taches,  aucun  de  ces  dessins,  avec  ce 
savons  actuellement  de  la  géographie  de  Mars. 
Fig.  3i,    "24  juillet,  à  iP'îOn'. 

3^.  .'1  Ô7. 


que  nous 


Fig.  38.  —  Dessins  de  Schrœter,  juillet  1798. 

Fig.  36,    -28  juillet,  h  lO^îT»-.  Longitude  du  centre  :  32Go. 

Fig.  37,    31  juillet.  Dans  la  matinée,  occultation  de  Mars  par  la  Lune.  L'auteur  a 
observé  la  planète  en  compagnie  de  Ilarding.  Long,  du  centre  :  332" 

.?.?  À  7  48 


Fig.  39.  —  Dessins  do  Schrœter,  août  I79S. 
Fig.  38,    2  août,  ;\  I0'«'(['".  Tache   polaire  australe  très  brillante.  Beaucoup  de 
détails.  La  tache  triangulaire  est  la  mer  du  Sablier. 


Fig.  iT, 
Fig.  48, 


l.A    ri.ANKTK   MARS. 

'26  août,  ;\  10'';»'".  Graiulo  taclic  avec  los  ramilicatioiis  a,  c,  cl,  b,  o. 

'-7  août,  à  10''  10'".  Détails  non  moins  marquées.  Longitude  du  centre  :  51". 


Fig.  40.  —  Des.çins  de  Schrœter,  30  août,  2  septembre  179S. 

Fig.  40,  30  août,  à  I0i>-2  'i'".  La  tache  foncée  s'étend  en  e  et  /",  vers  les  deux  extré- 
mités de  la  tache  polaire.  Longitude  du  centre  :  27».  Comparez  avec 
notre  carte,  vous  ne  trouverez  rien  de  sûr. 

Fig.  51,  2  septembre,  à  iO''47'n.  Lendemain  de  l'opposition,  qui  a  eu  lieu  en  1798, 
le  1<^'"  septembre.  Longitude  du  centre  :  6»;  môme  réflexion. 

53 


Fig.  41.  —  Dessins  de  Schrœter,  3  et  4  septembre  1708. 

Fig.  52,     3  septembre,  à  10'^ 5™.  Dans  ces  doux  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. 
SJt  ss  56 


FiL',  'i2.  —  Dessins  de  Schrœter,  9  septembre  1798,  la  mer  du  Sablier. 
Fig.  54,    9  septembre,  à  7'' 55". 


1785-1803 


AN(  IKNNFS  ORSi:  KVATIONS.    —  SCllRŒTHH. 


Fig.  55,     mémo  juiir,  "2  liciin's  plus  lard  :  '.(''rtô"". 

Fig.  56,  même  jour,  :\  II ''S'».  Ces  trois  dernières  observations  sont  précieuses 
parleur  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  9*'55"'; 
mais  on  remarque  en  plus  une  tache  supérieure  {bc}. 


Fig.  43.  —  Dessin  de  Sclirœtcr,  10  septembre  17'.  S. 

Fig.  G.j,    19  septembre,  à  7'' 31'". 
Fig.  G6,    20  ->  à  7'' 27"'. 

Fig.  G7,    même  jour,  à  9^48"".  Ces  trois  figures  montrent  également  à  peu  près 
une  même  face  de  la  planète  (mer  Maraldi),  19  septembre,  à  7'>3i"', 


65 


66 


61 


Fig.  44.  —  Dessins  de  Schrœter,  tSet  ÎO  septembre  170S. 


correspondant  au  20  septembre,  à  S'»  1 1™  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  i\  la  troi- 
sième observation  :  la  dilTérence  de  forme  est  sensil»le.  La  pointe  qui 
descend  et  qui  se  trouve  vers  193'  de  longitude  est  le  détroit  que 
l'on  voit  vers  la  mer  Oudemans. 

Fig.  83,    8  octobre,  à  C'/jO". 

Fig.  84,    9         .         ti  7»'35'». 


I   \   PI.AXKTr   MARS. 


Fig.  85.     10  octobre,  ;\  T'Cjô'".  Voilii  encore  trois  figures  représentant  ;\  peu  près 
la  même  face  de  la  planète  (mériilion  central  —  341").  Les  doux  prc- 


Fig.  45 


Dessins  «le  Schrœler,  8,  9  et  10  octobre  1708. 


mières  se  ressemblent;  la  troisième  dilTère.  Impossibles  à  idcntiûer 
avec  la  carte.  Ou  comprend  les  conclusions  de  l'auteur. 
Fiij.  10-?,     1.")  novembre,  à  G^'ôO"" 

102 

W3 


Fig.  4i).  —  Dessins  de  Schrœter,  15  et  10  novcmljre  1798. 

Fig.  103,  !G  novembre,  à  G'' 13™.  Môme  face  également,  la  seconde  figure  étant 
en  avance  de  \'^\'.^'^  environ  sur  la  première.  Différence  sensible. 
La  planète  est  très  éloignée  de  la  Terre  et  la  phase  très  marquée. 

Wâ 


I';. 


isins  de  Schrœter,  "20  novembre  1798. 


FxQ.  104,    20  novembre,  à  GMC-». 

Fig.  105,    même  jour,  à  S'»2'"  Très  grand  changement  en  moins  de  deux  heures. 


1785-1S03 


ANCIi:.\M-S  OnSF-UVATIONS.   -    SCII  lUJLTl' H. 


77 


dans  tout  l'aspect.  (M.  SchiaparcUi  reconnaît  dans  l'extrémité  infé- 
rieure do  la  tacho,  dans  ce  coude  diri-é  vers  la  f,'auche,  l'extrémité 
de  la  Mer  du  Sablier, à  laquelle  il  adonné  le  nom  de  Nilosyrtis;  mais 
cette  sorte  de  canal  se  dirige  vers  la  droite,  tandis  que  dans  cette 
//;/.  105,  il  se  dirige  vers  la  gauche.)  La  tache  blanche  e  est  la  Terre 
de  Lockyerou  une  ile  parfois  couverte  de  neige. 
Fiij.  ll'J,     10  décembre,  à  i'-  jj"».  Deux  bandes  équatoriales  parallèles  a  et  6, 


Fig.  48.  —  Dessin  de  Schrcoler,  10  décembre  17i)S. 

comme  dans  Jupiter.  Sans  la  phase,  ou  prendrait  plutôt  cette  figure 
pour  celle  de  Jupiter  que  pour  celle  de  Mars,  assurément.  Nous 
comptons  dans  les  Areographische  Beitrage  16  figures  analogues, 
de  deux  bandes  parallèles,  appartenant  ù  cette  époque. 

Fig.  1.55,    8  octobre  1800,  à  [Q^-20"-. 

Fig.  15G,    0        »        à  iOKO-. 


/ 


Fig.  4'J.  —  Dessins  de  Schrœler,  octobre  ISOJ. 


Fig.  lUl,  \  1  octobre,  à  10'' 32".  Figures  intéressantes  pour  les  taches  a,  6,  c,  qui 
confirment  Schrceter  dans  sa  conviction  de  changements  perpétuels 
à  la  surface  de  la  planète. 

Fig.  ir.O,     20  octobre,  :\  10'' ÎC-. 

/•'/;/.  lui,      Ji  ;i  8''  17"'. 


78 


LA   ri.ANKTK   M  A  US. 


Fi(j.  lOC,    2ô  octobre,  îi  9'' ;VJ"-.  Observation  faite   en  cumpaiinie  dOlbers  à  sou 
observatoire  de  Brème.  Le  poiut  noir  est  la  baie  du  Méridien,  vue 


Fig.  1)0.  —  Dessins  de  Schrœtcr,  mer  du  Sablier  et  baie  du  Méridien,  octobre  1800. 

sous  forme  d'un  disque  très  noir  par  Bcer  et  Mildlcr  en  1830.  La 
tache  b  est  la  mer  du  Sablier. 
Fij.  17-2,     1"  novembre,  à  Si- 10™. 

112 


V 


.-^\ 


Fig.  51.  —  Dessin  de  Schrœtcr,  \'^'  novcnilirc  ISOO. 


Fi'j.  I7i,    2  novembre,  à  7"'i-2"'. 

Fi(j.  175,  même  jour,  à  lli^îU'".  Comme  M.  Tcrl)y  l'a  dôya  rcmar(|uc,  ces  trois 
dessins  sont  particulicrerneat  intéressants.  Le  second  montre  une 
tache  triangulaire  qui  vient  de  traverser  le  méridien  central,  et  le 
troisième,  fait  S^SS™  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  circonférence  plus  à  droite,  ou  environ  GO"  de  lon- 
gitude. La  fig.  \~r2,  faite  le  l'-''  novembre,  confirme  cette  interpréta- 
tion eu  ce  qu'elle  montre  les  deux  taches  indiquées  en  b  et  c.  Les 
régions  marquées  f,  g,  d,  sur  les  fig.  174  et  175,  sont  des  régions 
très  claires.  Schrœter  voit  là  des  témoignages  de  variations  nou- 
velles. La  grande  tache  triangulaire  de  la  fig.  175  est  la  mer  du 
Sablier.  Celle  de  la  fig.  17i  est  une  poiulc  vers  228°,  c'est-à-dire 


J 785-1803 


ANCIENNES  OBSERVATIONS.   —  SCIl  l((  H;T1;  U. 


à  l'cxtrémilt'  droite  de  la  nior  Maraldi;  la  (ij.  17  v'  laontro  ces  deux 
taches.  Les  dessins  qui  vont  suivre  coufirineut  cette  interprétation. 


Fig.  ô2.  — Dessins  de  Schrœter,  mer  ilu  Sablier  (/1V7.  \lh)  et  autre  mer  pointue  (fUj.  174) 
vers  228»  de  longitude,  l»'  et  2  novembre  1800. 

Fi(j.  17G,    4  novembre,  à8''"20"'. 

Fig.  177,  même  jour,  à  10'' 41"".  Le  premier  de  ces  deux  dessins  montre  la  même 
face  de  la  planète  que  la  fig.  17-i,  et  le  second  la  même  que  la 
fig.  172,  avec   les   deux  taches  si  singulièrement  ressemblantes. 


/Z^ 


..•»^»i»%«*ii<i^ 


'.    >•' 


Fig.  L;>.  —  Dessins  de  Schrœter,  'i  noveinljre  ISOO. 


Excellentes  conditions  d'observation.  L'opposition  do  la  planète  en 

1800  a  eu  lieu  le  0  novembre. 
Fig.  10."),    8  décembre,  à  .j''l!)'". 
Fig.  lOG,     même  jour,  à  (j'-'ij"'. 


80 


l.A    l'LANKTI-;    MAItS. 


Fitj.  107.  luèiuo  jour,  t\  y'-iy»".  Ces  trois  dessins  conduisent  à  la  même  conclusion. 
La  /([/.  l'JT  représente  la  nier  du  Sablier. 


*'< 


Fip:.  54.  —  Dessins  de  Schrœtcr,  8  décembre  ISÛO. 

Fig.  191,    3  décembre,  à  G''27'". 

Fig.  192,  même  jour,  à  T^'IG'".  Nous  plaçons  ces  deux  dessins  après  les  trois  pré- 
cédents à  cause  de  la  concordance  des  fig.  195,  19G  et  197  avec  les 
fig.  172  à  177.  Ceux-ci  offrent  un  intérêt  d'un  autre  genre.  Trente 
dessins  faits  du  24  octobre  1800  au  8  janvier  1801  sont  à  peu  près 


101 


X 


/ 


Fig.  55.  —  Dessins  de  Schrocter,  3  décembre  ISUO. 

identiques  à  la  fig.  191,  et  sept  à  la  fig.  192,  c'est-à-dire  possèdent 
la  traînée  grise  qui  monte  jusqu'à  la  droite  du  pôle.  On  comprend 
que  l'observateur  soit  de  plus  eu  plus  convaincu  de  changements. 


Fig.  56.  —  Dessin  de  Sclirœler.  Déformation  apparente  du  disque  de  Mars,  VI  novembre  1800. 

Fig.  182,     12  novembre,  à  71- 20™,  et  224,  18  décembre  1802,  à  S»'.  Curieux  exemple 
de  déformation  du  disque  dont  il  a  été  jiarlé  plus  haut  (p.  G7). 


ANCIKNNES  OBSI-IIVAIIONS.  —   SCIlU()i:TK IL 


si 


17SJ-1803. 

/•'(Vy.  JIT,     Il  octobre  1802,  :\  I  P' 5"'.  Longitude  du  centre  :  iTô-*. 

Fi(f.  il^,     I  1  h  lu''  î.j'».  11  y  n,  pour  le  10  octobre,  une  (igure  absolument 

pareille  à  celle  du  II,  c'est  à-dire  montrant  la  traînée  grise  à  droite 
do  la  tache  x.  Le  1  i,  on  ne  voit  plus  cette  traînde  grise.  Lo  10,  la 
tache  ronde  a  est  seule  visible.  Il  n'y  a  rien  de  pareil  à  ces  aspects 
dans  les  observations  modernes,  car  ce  n'est  pas  la  baie  du  Méri- 
dien. Longitude  du  centre  :  Cii?". 


Fig.  1)1.  —  Ucssiiis  lie  Schrœlcr,  octobre  180'. 

Fiij.  i^i,  18  décembre,  à  S^O'".  Longitude  du  centre  :  333°.    Lu  planète  parait 

coupée  en  bas. 
Fi(j.  2-25,  "23  décembre,  à  5''d8'".  Longitude  du  centre  :  iGO". 
/•'/;;.  227,  2i  »  à  S""  12"'.  Nouveaux  aspects  encore.  Dessins  fait  au  moment 

de  l'opposition,  qui  a  eu  lieu  le  2").  Lonçàtudc  du  centre  :  284''. 


9Ç4 


ses 


297 


\. 


l"ig.  SN.  —  i'cssius  de  Sclirœter,  déeembre  1802. 


J' 


Toutes  ces  observations  con (iraient  Schrœter  dans  sa  conviction  de  variations 
porpèlucUes  à  la  surface  de  >Lars;  cet  éminent  observateur  a  toujours  pensé  que 
les  taches  de  cette  étrange  planète  ne  pouvaient  être  que  de  nature  atmosphérique. 


T(illcs  sont  les  observations  de  Schrœter  ['  .  Ce  sont  les  plus  importantes 

('>  Les  observations  de  Schrœter  ont  été  faites  à  l'aide  de  télescopes  de  i,  7,  13  et 
11  pieds  de  longueur,  armés  de  grossissements  de  7i,  'Jô,  I3i,  10}.  180,  270.  288  et  mémo  ôlJ. 

l''LA.MM,\muN.  —  Mars.  G 


80  1. A  I'I.am;!!';  maks. 

de  toutes  celles  (lue  nous  avons  ou  ii  examiner  depuis  les  pi-eiuières  pages  du 
col  ouvragi'. 

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  Thabiletc  de  ces  observateurs  et  malgré  l'excellence  de  leur 
jugement,  cette  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  ft;].  1,  2,  5i,  55,  56,  161,  162, 175,  197.  La  baie  du  Méridien  se  voit  sur 
les  ftg.  52,  53  et  161.  Ce  sont  même  là  les  premières  observations  certaines 
de  ce  point  si  important  choisi  en  1830  par  Béer  et  Madlcr  pour  origine  des 
méridiens  de  Mars.  La  mer  Maraldi  estreconnaissablesurla/?r/.  67  cl  ailleurs 
sous  forme  de  bande  analogue  à  celles  de  Jupiter.  D'autre  part,  les  observa- 
lions  modernes  prouventla permanence  des  taches  principales.  Ainsi  Sclivœler 
se  trompe  sûrement  dans  sa  conclusion,  et  il  en  a  été  de  môme  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. 
11  nous  faut  admettre  que  les  taches  sombres  de  Mars  sont  formées  d'une  part 
par  des  régions  fixes,  qui,  sans  doute,  sont  des  mers,  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-jo,  que  les  taches  sombres  de  Mars  sont  formées 
d'une  part  par  des  mers  fixes.,  et  d'autre  part  par  un  élément  instable.  Cet  élément 
instable  est  peut-ôtre  de  môme  nature  que  les  mers  :  c'est  peut-ôtre  égale- 
ment de  l'eau,  sous  uij  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-ôtre,  lorsque  les  changements  sont  faibles,  on  peut  admettre 


iTOi.  am:ii;nm-;s  ()ijsi':it\  a iions.  s;{ 

«fuc  des  mers  débordent  sur  des  plages,  sur  do  vastes  plaines  cl  cliangcnt 
leurs  contours. 

Mais  la  diversité  des  dessins  de  Schrœter,  llorschel,  Maraldi,  Cassini,  Bian- 
chini,  etc.,  est  telle  qu'il  est  impossible  d'admettre  que  ces  dessins  aient 
jamais  rigoureusement  représenté  la  géograpliie  de  la  planète.  Tous  les 
observateurs  qui  ont  dessiné  Mars  savent  iju'il  est  extrêmement  difficile  de 
reproduire  juste  ce  que  l'on  voit,  parce  que  les  formes  sont  presque  toujours 
indécises,  dilluscs,  vagues,  sans  contours  arrêtés,  et  parfois  tout  à  fait  incer- 
taines. Les  aspects  sont  vagues,  faibles,  douteux,  difTicilcs  à  dessiner,  les  ins- 
truments dillerent,  les  yeux  et  la  manière  de  voir  diffèrent  plus  encore  peut- 
être.  Néanmoins,  il  est  manifestement  impossible  de  tout  attribuer  h  des 
erreurs  d'observation,  d'autant  plus  que  toutes  ces  taches  ont  servi  à 
déterminer  la  rotation  de  la  planète  et  la  position  de  l'axe.  Il  faut  donc  que 
ces  observations  aient  une  base  réelle. 

Les  mers  martiennes  donnent-elles  naissance,  par  l'évaporation,  à  des 
brumes  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  douille  interpré- 
tation. 

Sur  la  Terre,  on  ne  voit  pas  de  nuages  noirs  —  d'en  haut,  du  cùté  de  Tillu- 
minalion  solaire.  (L'observation  de  Schrœler,  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  momenl  tous  les  pro- 
Ijlèmes  olferts  par  l'analyse  des  aspects  de  Mars.  Signalons  sincèrement 
tous  les  faits  à  mesure  (ju'ils  se  produisent.  Et  poui-suivons  notre  étude. 

\X\1.     l7Ul.     —    \UN    llAIlN. 

Un  trouve  dans  Y Astronomischcs  Jahrbuch  fiir  IT'.IT  un  dessin  de  cet  observa- 
teur, qui  n'ajoute  rien  aux  travaux  (]ui  précèdent,  et  que  nous  ne  signalons 
([ne  [lour  nif^moii'e. 


84  i.A  PLANfcTK  MA  US. 

XXVII.  ITOi).  1708,  1800,  ISOC,  18115.  1807,  1800.  I8|:^       Fi.AUdKncci.s  (M. 

llûiioro  l'huigorgues  avait  son  obscrvalûirc  à  Viviers  (Ardcclic),  qu'il  a 
illustré  par  un  grand  nombre  d'observations  intéressantes.  Il  observa  Mars 
notamment  de  1700  à  1800,  puis,  de  nouveau,  en  1813.  Les  [n-emières  obser- 
vations ont  paru  dans  le  Journal  de  Physique,  tome  LXIX,  année  I8U0,  p.  li^G, 
et  les  secondes  dans  la  Correspondance  astronomique  du  baron  de  Zacli,  tome  I, 
1818,  p.  180.  Voici  d'abord  un  extrait  du  premier  mémoire,  avec  les  sept  dessins 
[ftg.  59)  qui  raccompagnent.  L'auteur  constate  que  ces  taches  sont  variables,  et 
se  propose  surtout  de  décider  si  elles  appartiennent  au  sol  ou  à  l'atmosphère. 

.l'ai  observé  Mars  quelques  jours  avant  et  après  ropposition  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  ù,  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  jiolc  boréal  en  haut. 

Opposition  di-:  ITUG. 

LuncUc  aslronomiquo  de  dix-huU  pieds  de  foyer;  (jrossissemcnl  =  lOÔ. 

.]'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  {fi<j.  A). 

Opposition  ue  1798. 

Luiietlc  achi'omalique  de  quavunle-qualrc  ]touces  de  foyer;  grossissement  —  00. 

J'ai  VU  constamment  dans  la  partie  australe  du  dis-quc  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  môme 
partie  australe,  une  tache  blanche,  ovale,  immobile,  placée  près  du  bord,  environ 
seize  degrés  à  droite  du  vertical  dans  la  lunette  qui  renversait  les  objets  {fhj.  13 ,i. 

Opposition  de  18uu. 

Même  luneUe. 

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- 
chet, dont  la  courbure  était  semblable  à  celle  de  la  grosse  tache  {flg.  C). 

(')  Les  taches  de  la  planète  Mars.  —  Aux  observations  de  Flaugergucs,  en  1796,  nous 
pouvons  en  ajouter  une,  faite  le  18  avril,  sur  le  contact  de  la  planète  avec  l'étoile  de 
6'  grandeur  h  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  cotte  diminution  à  l'éclat  de  Mars. 


I79G-Ifil3.      WCII'NNKS   onSI-KV  ATIONS.       -    II.  A  rc  1".  IKi  l'K  S. 


85 


Opposition  di-:  180.'. 

Môino  luncllr. 

.lai  VU  constamment  sur  le  disque  de  cette  planète  une  grosse  tache  ronde,  d  nu 
rouge  plus  obscur,  i\  pou  près  concentrique  au  disque  et  coupée  transvcrsalomcnl 
sous  un  anjjflo  de  'jô"  avec  la  verticale  do  l'Ouest  à  l'JOsI,  suivant  un  de  ces  dia- 
uiètros  par  une  bauile  plus  clairo  qui  avan(;ait  jusqu'aux  i\o\\\  tiers  de  la  tache 
(//^.  D). 

Opposition  de  1805. 

Momf  lunette. 

J'ai  vu  constamment  sur  son  disque  une  grosso  tache  d'un  rougo  plus  foncé  que 


Fis.  A.  -Juin  17%. 


I-"ig.  B.  —  Aoul  17'."8.  Fig.  C.  —  Novemijre  1800. 


K 


Fig.  n.  —  Décembre  I80:. 


Fig.  K 


Janvier  1805.  Fig.  F.  — "^  Mars  1807.  Fig.  (..  —  .A\iil  1801). 

Fig.  bit.  —  Croquis  de  Mars,  par  Flangergucs. 


le  reste  du  disque,  d'une  figure  irrégulière  et  indécise,  plus  étendue  et  d'une 
teinte  foncée  dans  la  partie  boréale  de  Mars  {fig.  E). 


8G  I  A    PI  ANKTI-    MAP» S. 

Opposition  nr:  ISOT. 

Mcmc  htnellc. 

J"ai  vu  consfamnicnt  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  l'Est  à  l'Ouest;  cette  bande 
était  très  peu  sensible  (pg.  F).  Jai  remarqué  de  plus  que  toute  la  partie  boréale 
du  disque  ("tait  parfaitement  blanche  et  avait  beaucoup  d'éclat,  particulièrement 
autour  du  tioini  rorpo^pondaut  au  pôle  boréal. 

Opposition  de  1809. 

Avec  la  nicme  hmcltc  achromaliquo. 

Le  bord  occidental  de  cette  planète  paraissait  blanc  et  brillant,  le  bord  oriental 
rouge  foncé;  on  voyait  deux  taches,  une  longue  en  forme  do  bande,  dirigée  de 
l'Est  à,  l'Ouest  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  {fîg.  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  do 
Mars  que  paraissent  ordinairement  les  taches. 

A  l'égard  de  la  tache  ovale,  très  remarquable  par  son  éclat  et  par  sa  Ijlancheur, 
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  offrent  exactement  les  mêmes  apparences  que  doivent  présenter,  vues  de 
Mars,  les  calottes  de  glace  et  de  neige  qui  entourent  les  pôles  du  globe  ter- 
restre; aussi  M.  ITerschel  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'effet  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 
rîle  <\o  Fer. 


iTOO-isiif.     \n(:ii-:nni>  "i.^i.nN  ATioNs.  —  i-i.\u(;i:ii<;ui-:s.  s: 

Ici  l'aiiteiir  fait  un  calcul  du  méiiflicn  central  do  Mars  f[u'il  appcUo  nir- 
lidicn  i^ôdialténiquo  (do  vr,,  Terre,  et  oiaSaivo),  je  passe),  et  compare  les  posi- 
tions de  la  planète  pour  les  sept  figures  ci-dessus  et  trouve  que  les  premièi-e. 
quatrième  et  sixième  observations  se  rapportent  à  pou  près  à  la  même  posi- 
lion,  et  que  la  seconde  et  la  septième  sont  très  rapprochées.  Puis  il  ajoute  : 

L'apparence  des  taches  do  Mars  aurait  du  (•tro  à  i)eu  près  la  mémo  dans  les 
première,  quatrième  et  sixième  observations  et  pareillement  cette  apparence 
aurait  dû  être  à,  peu  près  semblable  dans  la  seconde  et  dans  la  septième,  on  sup- 
posant que  la  fi^rure  des  taches  de  la  planète  soit  constante,  et  que  leur  apparence  ne 
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  difTèrents  dans  chaque  observation,  on  doit  en  conclure  que  les  changenir-nts 
qu'on  observe  dans  les  taches  de  Mars  sont  réels,  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  même  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  pourqu'on  puisse  en  supposer 
de  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  parait  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'elTet  de  la  chaleur,  par  celui  des  vents,  ou  par 
d'autres  cause?  inconnues,  et  qui  peuvent  même,  par  l'efl'et  de  ces  mêmes  causes, 
se  dissiper  et  renaître  ensuite,  comme  nous  le  voyous  sur  la  Terre. 

Telles  sont  les  observations  de  Flaugergues  de  179i)  à  1800,  Elles  ajoutcui 
peu  aux  précédentes.  Les  variations  polaires  sont  confirmées  ainsi  que  celles 
des  taches  sombres.  Quant  à  admettre  que  ces  taches  soient  de  nature  atino- 


!^8  I.A    PLANKTi:   M  AU  S. 

sphcritliie,  nous  ne  le  pouvons  pas,  comme  nous  l'avons  oonclu  itlus  liaul  à 
propos  de  Schrœter.  Son  liypollièse  sur  ratmosphèrc  de  Mars  n'est  pas  soutc- 
nable  non  plus  :  le  disque  se  montre  plus  rouge  dans  sa  région  centrale  que 
vers  les  liords;  donc  ce  n'est  pas  l'épaisseur  de  l'almosphère  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  I  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  (liininué  de  grandeur, 
beaucoup  plus  rapidement  que  si  cette  diminution  eut  été  purement  optique  et 
seulement  relative  à  laugmeutation  progressive  de  la  distance.  Le  22  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  pnle  austral  de  Mars,  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  ;\  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 
mêmes  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  pôle  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  parait  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.  » 


iSOMSOÔ 


ANCII'NNKS   OIISIIKVA  riONS. 


SI) 


Flaiiîïcrgiios,  comme  on  viont  d^;  le  voir,  romaniuc  poiii-  la  liivmiérc  luis 
que  ]os  neiges  polaires  de  y\;\Y?,  varienUn  plus  forte  propori ion  qtic  celles  île 
la  Terre  et  que  la  tompéraliiie  inoyoïiiic  de  celle  planèlc  y)fH/  rire  plus  élevée 
que  colle  de  notre  monde.  C'est  parfaitement  exact,  et  nous  verrons  les  mesures 
modernes  confirmer  ce  fait  fort  intéressant  pour  la  climatologie  marlieniK-. 

XXVllf.  IS0:-I807.  —  KniTscn  .'). 

Le  pasteur  Frilsch  a  puljli(''.  dans  l(^s  volumes  annuels  auxquels  nous 
renvoyons  (p.  188  et  218),  nn  sommaire  de  ses  observations  de  la  planète, 
faites  pendant  son  opposition  de  1802,  observations  accompagnées  de  cinq 
dessins,  que  nous  reproduisons  ici' [fig.  GO)  [pris  les  21  novembre,  24  no- 


i»/  flov  lSû2 


rç  SJc 


17  mars  1S07. 
Fig.  GO  —  Dessins  de  Mar?,  par  Fritsch,  en  ISOÎ,  1803  et  1807. 

vcmbre,  20  novembre,  11)  décembre  1802  et  10  janvier  1803]  et  une  obser- 
vation du  17  mars  1807,  à  0".  Ce  dernier  dessin  montre  la  tache  polaire 
débordant  le  disque,  par  un  effet  d'irradiation  certainement,  et  deux  bandes 
éqnatoriales  parallèles  rappelant  celles  de  Jupiter.  Il  dit  quolquesmolsdc  l'al- 
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.  180.-.  -  IluTu  (-). 

Ces  observations  n'ont  pas  grand  intérêt.  Elles  sont  accompagnées  d'un  des- 
sin du  22  février  1805,  montrant  au  pùle  nord  une  forte  tache  blanche  ovale 
qui  dépasse  le  disque  par  l'irradiation.  On  voit  également  au  pôle  sud  uuo 
indication  de  la  tache  polaire.  Hormis  ces  deux  taches  polaires,  le  disijue  est 

(')  Observations  tic  Mars  faites  à  Qnedlinburs  en  180^  publiOes  dans  VAslvo,\o- 
mischea  Jahrbiirh  fin-  180G  et  1810. 

{'■  )  Observations  faites  à  Mamibrin  ol  lM-aiicf'»rt.  eu  isil.').  AslroitomiacUox  Jnltrlnirh 
Inv  1808.  p.  2.38  (Merlin   180.".}. 


00  I.  V   PI.  ANf-Ti:   M  A  us. 

vide.  11  nous  semble  inulilc  do  reproduire  celle  lltiuro.  Los  ohservalions  di' 
rnulour  lui  ont  donné  2'i''i3'"  pour  la  durée  do  la  rolalioii.  11  parle  do  l'ana- 
logie de  Mars  avec  la  Terre,  au  point  de  vue  de  son  atmosphère  et  des  météores. 

X.W.   181.!,  181  î.  18-2-:.  1830,  18i7.  -  Grutiiuisen  ^'\ 

I/auteur  a    exposé   d'aliord,   ses  observations  de  la  planèlo  Mars  faites 
en  1813,  et  notamment  do  la  tache  neigeuse  (Schneefleckon)  du  pôle  sud.  11 


fÙMV 


f-!-.JwnM. 


.y:-.^^ 
»■ 


Fif^.  Gl.  —  Dessins  de  Mars  faits  par  Gruithuiscn,  en  1S13  et  ISIV 

donne  trois  dessins,  reproduits  ici  (fig.  Gl),  des  l"'"  juillet  et  31  août  1813  et 
1  i  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. 

XXXI.  1811,  1813,  1815,  1817,  1845,  1847.  —  Ap.ago. 

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,  l'année  môme 
de  sa  mort.  Ce  mémoire  est  publié  dans  ses  œuvres  complètes,  tome  XI, 
p.  245-304. 

L'illustre  directeur  de  l'Observatoire  de  Paris  commence  par  célébrer  la 
valeur  de  l'Astronomie  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  -pj  jusqu'à  jl-^.  Arago  conclut  après  discussion  que  l'apla- 
tissement de  Mars  surpasse  y^. 

On  se  souvient  que  William  Herschel  avait  trouvé  ^6  et  Schrœter  <  ^j. 

En  appliquant  à  la  détermination  de  l'aplatissement  de  Mars  la  théorie  qui 

{')  Einigephysisch  astronomische  Beobachtungen  des  Saturns,  Mars,  des  Mondes. 
des  Venus,  etc.  { Aslronomisches  Jalirhuch  (de  Berlin)  fàr  1817,  p.  185;  — Zd.,  de  Mu- 
nich, édité  par  Gruitlniisen,  1839,  p.  72;  1840,  p.  98;  1841,  p.  109;  1842,  p.  155;  1847, 
p.  149;  1848,  p.  12'i.; 


ISII-lsiT.  VNCII-NNKS   ()|{Si;itV.\TI()NS.    —   AKACO.  01 

il  doniit'  pour  Jupitoi-  un  résultat  si  Mien  d'accoril  avec  l'observation,  on  trouve 
pour  cet  aplatissement  ^l^,-  H  y  :»  là  un  faraud  désaccord  avec  la  théorie. 
Arago  fait  remarquer  que,  pour  expliquer  le  fait,  il  faudrait  supposer  la  masse 
de  Mars  huit  fois  [diis  faihle  que  celle  qui  ost  adoptée,  ce  qui  est  inadmissible, 
lien  parlaàLaplaceetcelui-ci  lui  répondit  que  «  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  surcelIedcTupileroude  notre  globe.  « 
La  diversité  des  résultats  o])tenus  pour  cet  aplatissement  est  aussi  très 
digne  d'attention.  A  plusieurs  points  de  vue,  Mars  paraît  vraiment  un  monde 
;'i  part.  Son  premier  satellite  tourne  autour  de  lui  beaucoup  plus  vite  que  la 
planète  ne  tourne  elle-même,  sa  révolution  s'effectuant  en  7''39'",  tandis  que 
la  rotation  du  globe  de  Mars  demande  24''37™.  La  surface  présente  des  varia- 
lions  énigmatiques.  C'est  unmonde  fort  différent  de  celui  que  nous  habitons. 
Nous  arriverons  sans  doute,  à  la  fin  de  cet  ouvrage,  à  des  conclusions  tout  à 
fait  particulières. 

Arago  trouve  pour  le  diamètre  de  Mars  à  la  distance  1  (distance  de  la  Terre 
au  Soleil)  :9",o7. 

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  l'Observatoire  :  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  {fi(j.  62,  A).  L'intervalle  b  parais- 
sait plus  petit  que  le  tiers  du  disque  de  la  planète  :  IG  juillet  1813. 

Le  22  juillet,  vers  la  même  heure  (minuit  à  1''  du  matin 'i,  il  observa  de 
nouveau  la  planète.  La  fg.  B  a  été  prise  à  l''iry"  :  •(  .Te  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  ». —  Cette  portion  verticale 
n'est-elle  pas  la  mer  du  Sablier? 

')  En  ISOi,  Napoléon,  projetant  de  se  rendre  au  camp  de  Jîoulognc,  fit  venir  Delambre 
ût  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  \  pouces,  que  vient  de  construire 
M.  Lerebours.  —  Elle  est  donc  meilleure?  repartit  l'Empereur.  —  Oui,  Sire.  —  Eh  bien 
alors,  je  la  prends  pour  moi  ». 

Au  rotmir  du  ramp  de  Boulogne,  Napoléon  on  fit  don  ;i  lObsorvatoirc  de  Paris. 


0?  LA  PI.  \m:ti:  m  a  us. 

Lo  -JT  juilK'l,  vers  l(V' '«.")'",  on  n'apoiroit  p;is  la  baiulo  crochue  dessinée  ces 

jours  derniers,  et  qui  semble  si  propre  à  (L'Ierniiner  la  rotation  de  la  planète. 

Les  IS,  10.  -20,  '23  et  '2'i  août,  on   voit  une  tache  sombre  en  l'orme  do 


/ 

/ 


t','''\ 


B'        f     '•  ! 
Fi£ï.  G?.—  Observations  de  ^lars  faites  par  Arag-o,  on  juillet  1S1.3. 

croissant.  La  tache  blanche  polaire  est  toujours  très  lumineuse.  Les  cinq  des- 
sins se  ressemblent  fort.  Nous  en  reproduisons  deux  [fïQ.  G3 1,  des  20  et  23  août. 


/  T 


y 


c 

Fig.  G.3.  —  Observations  de  Mars  faites  par  Arago,  en  août  181:). 

Le  1  i  octobre,  on  apercevait  encore  très  distinctement  la  tacho  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. 

181.5.  2  octobre  au  6  novembre.  La  tache  polaire  est  très  petite.  Le  20  oc- 
tobre, la  planète  offre  l'aspect  représenté  pj.  E  et  le  2G  octobre  celui  de  la 


l>:i-IS-2?.         ANCIENM-S   OBStllVATIONS.    -      Kr.\U\V>KV.  :ij 

/?,'/.  D.  Dans  le  pi-cmiei-  dessin,  le  croissant  esl  tonrnf';  en  sens  contraire  des 
li^nires  prises  en  1813.  Dans  le  second,  on  aperçoit  une  bande  droite  qui  ne 
louche  d'aucun  cùlc  le  bord  de  la  planète. 

Ka  ISlT.  IS'i.j  et  ISiT,  Arago  a  encore  fait  (juebjues  observations.  Elles  ne 
nous  en  apprennent  pas  davantaye. 

D'après  ces  observations,  la  tache  polaire  aurait  mesuré  3',  G6  de  diamètre  le 


/ 

[  . 


/ 


Kl 
Fiijr.  (il.  —  ul)servali JUS  do  Mars  f.ii'os  pur  Arago,  on  oclobic  181."'. 

7  juillet,  3",GÛ  le  12  (la  planète  mesurant  22",  8(J),  2",  25  le  22  (planète:  24",  lOl. 
2'',G3)e  2  août  (planète  :  24". DG).  C'est  souvent,  comme  on  le  voit,  plus  de  la 
di.xèmc  partie  du  diamètre.  (Juantaux  lâches,  elles  ne  peuvent  être  idenliliées 
et  plaideraient  comme  les  autres  en  faveur  de  variations.  Mai<  n'oublions  pas 
ffuc  la  lunette  n'avait  que  4  pouces  ou  lOS""'"  de  diamètre. 

XXXII.   1821-1822.  —  KuNOWSKv  ('). 
L'observateur  a  fait  ses  observations  de  l'automne  de  1821  au  printemps 


Fig.  Gj.  —  Doux  do^siiis  de  Mars,  faits  par  Kuiiowsky,  en  IS2I  et  IS-2:. 

de  1822,  à  l'aide  d'une  luiielte  de  Fraunhofer  de  4  pouces  7  d'ouverture.  Il 
parle  (p.  225  )  des  taches  de  Mars  et  de  sa  rotation,  décrit  les  zones  neigeuses 
«  Schneezonen  »  et  les  taches  sombres,  et  publie  deux  dessins  {fi(j.  C5\  dont 

(')  Einiijii  ijhysisclw  Beobac!ila)i{jon   dos  Mondes,  des  Snlitnis  und  Murs,  etc. 
{.\slronomisclic<  Jahrbuch  fur  iSîô.  Berlin,  182'2.) 


0-i  i.A  PL  A  m:  11':  .M  Alt  s. 

le  premier  paraît  ùlrc  du  mois  de  novembre  1821,  el  dont  le  second  est  du 
13  mars  18'2-2.  Il  conclut  à  la  fixité  des  taches.  En  cITet.  ces  deux  dessins,  faits 
à  quatre  mois  d'intervalle,  se  resseml)lent  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  pùlc  sud,  la  tache  ronde  que 
Béer  et  Mildler  ont  choisie  en  1830  comme  origine  des  longitudes  de  Mars 
(  voir  plus  loin,  p.  103  et  100,  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  Huygens  et  Hooke,  jusqu'à  ceux  de  Schrœter,  malgré 
les  variations  incontestables  qui  se  sont  révélées  dans  le  cours  de  toutes  ces 
observations. 

XXXIII.   1824.  —  Hardixg  ('). 

L'astronome  auquel  on  doit  la  découverte  de  .lunon  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 

Jbm-tl-n  s.  f^ 


'  -^kS^         ^-^^'  '■■^Shsi^'' 

Fig.  G6.  —  Croquis  sur  la  forme  do  Mars,  ijri?  par  Ilarding,  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,  14,  15, 
20  et  25  avril  1824, reproduites  ici  [fvj.  6G),  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  possibles  des  observations,  sur- 
tout aux  grands  éloignements  de  la  planète,  comme  celui  de  1824. 

Celte  observation  n'ajoute  rien  non  plus  aux  documents  précédents.  Elle 
clôt  la  première  période  de  cette  histoire  de  Mars,  qui  nous  a  déjà  appris 

(')  Beobaclitunrjen  itnd  Berner kunrj en  ubcr  den  Mars  vora  Jahr  1824,  vorn  Prof. 
Habdixg  in  Goltingen  [Astr.  Jahrbuch  fur  1828.  Berlin,  1825).  —  En  1824,  Pxctet>  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  même  de  L \lande  en  1798.  Nous 
n'avons  pas  à  parler  ici  de  ces  observations  de  positions. 


i^..,  an(;ii;nm:s  (jbsi-MVATioNs  itr» 

})eaucoup  sur  cette  pUinètc,  mais  (jui  n'a  pas  encore  in.ui^uri;  la  géographie 
(le  ce  monde  voisin. 

Par  ce  qui  précède,  nou:?  savons  que  cette  planète  a  des  années,  des  saisons, 
des  jours  et  des  nuits,  comme  le  monde  que  nous  liabitons,  (]nedes  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 (juici,  soit  que  cette  fusion  y  soit  rendue  plus  facile  par  la  con- 
stitution même  de  ces  neiges,  ou  par  la  nature  de  l'atmosphère,  ou  bien  peut- 
élre  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  dillèrc  essentiellement  de  celui  de  la  Terre. 

>hiis  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,  Ilookc,  Maraldi,  Herschel,  Schrœter,  etc., 
ont  donné  des  résultats  précis  pour  le  mouvement  de  rotation  et  pour  la 
position  de  l'axe  :  ces  dessins  avaient  donc  un  fond  de  réel  (\).  On  ne  peut  pas 
admettre  que  le  sol  de  la  planète  subisse  de  pareilles  perturbations,  parce 
(iuc,s'il  en  était  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. 
Muehiues-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  étù  identifies  plus  haut.  Pour  compléter  les  documents  relatifs  à  celte 
première  période,  nous  ajouterons  ici,  d'après  M.  Van  de  Sande  Bakhuyzen,  les  longi- 
tudes du  centre  des  meilleurs  croquis  d'Herschel,  reproduits  p.  51  et  Ô7. 


1777.  li<J. 

11 

37° 

1779,  fî(j-  20 

:  310° 

1781, 

fi'l- 

8 

317' 

1781, 

fin.  IS 

230 

Il         1 

lô 

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u        "     21 

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15 

21 

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118 

18  . 

202 

1781,  //f/.    G 

292 

u 

» 

10 

8 

1,         00 

55 

„ 

19  : 

•l'il 

))         ))       7 

300 

u 

» 

17  . 

3ÙS 

Ce  que  l'on  reconnaît  de  plus  sur,  c'est  la  mer  du  Sablier,  au.\  /Zf/.  17  de  1777,  20,  21. 
22  de  1779,  G,  7,  S,  U  et  17  de  1781.  Les  détroits  llcrschcl  JI  cl  Arago  sont  rcconnais- 
sables  sur  ce  dernier  croquis. 


CONCLUSIONS  DE  LA  PREMlÈlli:  PÉRIODE. 


De  la  discussion  des  documents  nonibreux,  variés  cLsouvciiL  conliadicloires 
(jui  précèdcnl,  nous  pouvons  déjà  commencer  ù  nous  former  une  opinion  sur 
la  ualuro  du  monde  marlien,  à  fixer  les  premiers  cléments  de  la  connaissance 
(jue  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  l'anliquitc. 
Depuis  Copernic,  nous  savons  que  celte  révolution  s'cfTccLuc  autour  du  Soleil. 
Nous  savons  aujourd'hui  qu  elle  s'accomplit  en  G87  jours,  soit  en  un  an  ter- 
restre plus  322  jours.  Les  années  sont  donc  prÎ3S  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  régla  les  températures.  La  température  de  la 
surface  de  Mars  pourrait  être  égale  et  môme  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  uu  peu  plus  de 
la  moitié  de  celui  de  notre  globe.  Ce  diamètre  donne  pour  volume  0, 1  i7. 

4''  La  masse  de  la  planète  Mars,  en  fonction  de  celle  du  Soleil,  est  évaluée, 
dans  V  Annuaire  du  Bureau  des  Longitudes  pour  1830,  îi-YTï^Jïo-  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 
j-ôâTjTô*  Ce  chilfre  donne,  relativement  à  la  Terre,  0,105,  soit  environ  -/„. 

5"  La  densité,  obtenue  en  divisant  la  masse  par  le  volume,  est  de  0, 71 1. 

G"  La  pesanteur  à  la  surface,  conclue  de  la  masse  et  du  rayon  de  la  planète, 
est  de  0, 37G. 

1"  La  durée  de  la  rotation  est  déjà,  en  1830,  connue  avec  une  assez  grande 
précision,  et  évaluée  à  24'' 39"'. 

8"  Il  y  a  sur  Mars  des  taches  plus  ou  moins  foncées.  Ces  taches  sont  ditli- 
ciles  à  bien  discerner.  En  les  dessinant,  les  observateurs  leur  donnent  forcé- 
ment plus  de  précision  qu'elles  n'en  présentent  en  généj-al,  de  sorte  (ju'il  ne 


co.NciAsioN  Di;  I. A  I'im;mii:im:  I'Kkiodi:.  '.it 

lauL  pas  prendre  les  dessins  à  hi  Icllic.  Cepcndiint  les  variétés  observées  sont  si 
grandes  que  nous  sommes  conduits  à  considérer  ces  taches  comme  certaine- 
nienl  variables.  Nous  venons  de  voir  passer  sous  nos  yeux  191  vues  de  la 
planète  Mars,  dessinées  par  les  observateurs  les  plus  dillerents  :  ces  vues 
doivent  constituer  l;i  première  base  de  notre  connaissance  du  monde  de  Mars. 

9"  Il  y  a  également  sur  Mars  des  taches  blanches,  manjuantses  pôles.  Ces 
taches  varient  avec  les  saisons,  augmentent  eu  hiver,  diminuent  eu  été*.  Elles 
subissent  les  iniluences  du  Soleil  comme  nos  glaces  polaires.  Nous  pouvons 
les  considérer  connue  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 
eu  sont  généralement  couverts.  Mais,  à  Tépoque  du  niininium,  elles  se 
réduisent  à  un  point  blanc  sensiblement  circulaire  qui  est  éloigné  à  une 
certaine  distance  du  pôle,  llerschel  a  trouvé,  en  1781,  13"  à  14"  de  distance 
l)0ur  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,  eu  1783,  S^S'  pour  la  distance  de  la  tache  polaire  australe,  alors  aussi  très 
petite  après  son  été  (  '  )•  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,  de  sorte  que  les  saisons  y  sont  analogues,  quoique  près  de  deux 
l'ois  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 
iju'à  l'aphélie,  dans  la  proportion  de  1,3820  à  1,00.58  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  était  à  la  latitude  do 
7G°  ou  TT"  (P/i/7.  Traiis.,  1784,  p.  245).  En  1783,  la  latitude  de  la  tache  polaire  australe 
était  8l°ôl'{PhiL  Trans.,  p.  251  ).  Cette  tache  était  alors  (octobre)  très  petite  et  bien  rondo. 
—  En  1781,  le  centre  de  la  tache  polaire  australe  n'était  pas  très  éloigné  du  pôle  «  not 
niany  degrees  »  et  cette  tache  s'étendait  jusqu'au  70°  ou  au  65°  degré  (Phil.  Tran><.. 
p.  240)  étant  extrêmement  étendue  après  douze  mois  d'hiver  (p.  2G0).  En  1783,  on  nu 
Voyait  pas   la  tache  polaire   boréale  à  cause  de  l'inclinaison  do  la  planète. 

1781  :  Tache  polaire  australe  très  large  (après  sou  hiver) 

•  1        boréale  très  petite  (après  son  été). 

178;)  :  Taclic  polaire  australe  1res  petite  (après  .son  été). 

■>         boréale  invisibleà  eux  de  l'inclinaison. 

Distances  au  pùle  : 
Taclie  australe  :  I7SI,  voLsinc  du  i)olo. 

178.!,  à  8»8  . 
Taclic  boréale  :    1781,  à  13»  on  14 
•  ■'  I78;i,  invisible. 

Flam.m.miign.  —  Murs.  * 


U>s  LA    l'I.A.NKTK    MAKS. 

13"  I.a  pl;iiit'lo  est  ciivii'oniK'C  d'une  alinûsphcre,  dans  laqucdlc  se  l'onnent 
les  neiges  dont  il  a  èlc  question  plus  haut,  et  dans  laquelle  llotteut  des  nuages 
blancs  et  probablement  aussi  des  nuages  sombres. 

Telle  est  la  conclusion  naturelle,  logi(jucmcnt  fondée,  que  nous  pouvons 
tirer  de  l'examen  critique  de  toutes  les  observations  faites  pendant  cette  pre- 
mière période  de  193  années.  Cette  planète  possède-t-cUe  une  surface  géogra- 
phique Uxe,  comme  la  surface  du  globe  (]uc  nous  habitons?  11  serait  impos- 
sible de  le  conclure  des  observations  comparées  qui  précèdent.  Peut-être  les 
progrès  de  l'Optique  et  de  l'Aslronomic  uous  permettront-ils,  dans  la  période 
d'observation  dans  laquelle  nous  allons  entrer,  de  résoudre  cette  importante 
question.  Nous  allons  en  eilét  entrer  dans  ce  (]uc  nous  pourrions  appeler  la 
phase  ijcoyrujilui/tic  des  études  de  Mars. 


DELXIEME  FEKIODE. 

I8:i0-I8"7, 


DEUXIEME  PEIUODE 

1830-1877 


La  deuxième  période  de  notre  étude  commence  aux  grands  travaux  aréogra- 
Iiliiques  de  Béer  et  Madler,  aux  premières  observations  continues  qui  aient  per- 
mis à  leurs  auteurs  de  construire  une  carte  fjéo'jraphiqur  de  la  planète  Mar?. 
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  dun  nouveau  monde  se  prépare. 

Heureux  fut  Christophe  Colomb  d'être  arrêté  par  le  continent  américain 
dans  son  voyage  de  circumnavigation  vers  l'Asie.  Mars  n'aura  pas  son 
Cbristophe  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  Miidler  mériteront  d'être  inscrits  les  premiers  sur  la  bannière  des 
pionniers  qui  auront  marché  à  la  nouvelle  conquête  —  précédés  d'ailleurs 
par  les  éminents  précurseurs  que  nous  venons  de  voir  passer  devant  nous, 
précurseurs  parmi  lesquels  William  Herschel  et  Schrœter  méritent  la  pre- 
mière place.  Béer  et  Madler  ont  publié  leurs  observations  de  Mars  dans  les 
Asironomisclie  Nachrichlen  de  1831,  1834,  ISS."),  1838  et  1839,  et  ont  réuni  ces 
études  dans  un  ouvrage  intitulé  Fragments  sur  les  corps  célestes  du  sysicme 
solaire,  pour  l'édition  française  (Paris,  1840)  et  Beilrage  zur  physischen 
Kenntuiss  der  himmlischcn  Kurpcr  ivi  Sonncnsysteme^  i^ouv  l'édition  allemande 
Weimar,  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,  lors  des  observations 
dWrago.  C'est  un  instrument  relativement  modeste,  mais,  construit  par 
Fraunhofer.  il  était  excellent  et  les  ol)scrvateurs  élaient  des  plus  haliiles,  des 


I  t."  I  A    PI  ANi'-Ti:    MAIIS. 

plus  niinulieiix  et  îles  plus  pationls.  On  pciil  souvonl  tlii-e  (\\\o  tant  vaut 
riionimc.  tant  vaut  rinstruniont. 


X\.\\.  l8;^n-lSil.  --Bei:h  ot  MXdleu  [']. 

La  planète  passait  en  IS30  à  l'une  de  ses  moindres  distances  do  la  Terre. 
L'opposition  de  celte  annce-là  était  une  opposition  périhélique,  comme  nous 
l'aA'ons  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  do  déterminer  exactement  la 
période  de  rotation  sur  laquelle  on  a  des  opinions  sensiblement  diverses. 
Ilcrschel  père  avait  déduit  de  ses  observations  de  1778  et  1780  une  période 
de  -24"' 39"' il',  Ilutli  à  Mannhcim  {voy.  plus  haut,  p.  89),  en  avait  trouve  une 
de  25*'i3n',  et  les  observations  de  Kunowsky  dans  l'hiver  de  1821  à  1822,  qui 
manquent  cependant  d'une  détermination  exacte  du  temps,  donnent  24'' 30^40'. 
Dans  les  observations  d'IIerschel,  le  nombre  des  rotations  entières  était  douteux 
et,  eu  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  ou 
lieu  cette  fois. 

Puis,  en  même  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  Ilerschel,  on  avait  dcîjà  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 
rassortaient  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  [Paris,  \8A0).  Beilraye,  etc. 
Weimar.  \S'i\)  et  Aslronomische  Nachrichlen.  1831  à  18'i2. 


1830- is il  i{i:i;i{  i;r  \i ai>ij:u.  m:; 

des  observateurs  rej;,'aril;ucnt  aussi  les  autres  taches  comme  variables  ;  cepen- 
dant M,  Kunowsky,  ;\  Berlin,  assura  qu'elles  sont  permanentes.  Plusieurs  obser- 
vateurs font  mention  d'un  ùclat  particulier  du  bord  oriental  et  du  bord  occidental 
do  Itt  planète,  ce  qui  donne  l'idoc  de  ménisques  étroits  entourant  lo  i^lobe.  parti- 
culiôroment  à  ces  endroits.  Les  contradictions  qui  se  présentaient  dans  ces 
observations  faites  avec  des  instruments  différents,  ou,  si  l'on  veut,  les  chan- 
gements physiques  qui  s'opèrent  avec  le  temps,  ("'taient  par  conséquent  très  con- 
sidérables. 

Depuis  lo  10  septembre  jusqu'au  -20  octobre  1830,  nous  fîmes  des  observations 
pondant  17  nuits  plus  ou  moins  favorables,  dans  lesquelles  tous  les  côtés  de  Mars 
visibles  dans  cette  opposition  se  présentèrent  plusieurs  fois  à  notre  vue.  Nous 
obtînmes  3.")  dessins  de  son  disque.  Nous  navons  pas  trouvé  à  propos  d'em- 
ployer lo  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  lo  commen- 
cement avec  beaucoup  de  précision,  était  bien  propre  à  déterminer  un  méridien 
divisant  le  disque.  II  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  dos  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,  J5  et  IG  de  1830  et  4  de  1832  voyez  la  fig.  G7).  Cette 
tache  est  la  baie  du  Méridien  de  notre  carte,  à  proximité  du  détroit  llers- 
chel  II.  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  rapprochée 
de  l'équateur  supposé,  que  nous  crûmes  devoir  la  choisir  pour  notre  tache  nor- 
male dans  la  détermination  de  la  rotation  i').  Elle  parut  à  O'-SO™  i/hj.  h  h  la 
faible  distance  de  ~«  d'arc  de  Mars  du  méridien  central.  Le  1-i,  nous  la  vîmes 
depuis  10''  (fig.  2)  jusqu'à  l^'-Iô"'  i/îj/.  i)  s'avancer  depuis  l'hémisphère  oriental 
jusque  dans  la  proximit(=  du  bord  occidental;  nous  ou  avons  pris  cinq  dessins. 
Le  15,  à  8»' 50™  i/ig.  •")).  elle  n'était  pas  encore  visible;  elle  ne  le  fut  qu'à  13''  l."»»'. 

i')  Cette  petite  tache  si  caractérisiique  a  été  oi»scrvcc  \<"nv  la  première  fois  le  3  sep- 
tembre 1798,  par  Schrœter.  (  Voy.  plus  haut,  p.  7i,  la  //;/.  52  do  cet  astronome.)  Elle  a  été 
observée  aussi  le  lendemain  4  septembre  {fig.  53)  et  le  ii  octobre.  Elle  est  aussi  sur 
les  deux  dessins  de  Kunowskv.  eu  lS\!l--22  fvoy.  /7</.  f.5.  p.  0;r.  Mais  (luellcs  différences 
d'aspects  : 


nv,  I.  \  PI.  \m:ti:  m  \ms. 

Le  11),  à  "J'',  cUo  no  lôtait  également  pas;  en  revanche,  ù  minuit,  elle  était  très 
distincte.  Alors  nous  pûmes  déihiire  la  périotlc  de  rotation  :  il  était  évident  que 
le  10  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  (fig.  (i  et  7),  l'image 
dtaut  parfaitement  distincte,  il  se  montra  deux  places  rouges  (limitées  sur  le 
dessin  général  par  des  points),  semblables  h  la  belle  couleur  rouge  des  crépus- 
cules de  notre  Terre.  Au  bout  d'une  heure,  elles  (Haient  déjà  plus  faibles,  et  plus 
tard  elles  furent  encore  assez  claires,  mais  jamais  elles  ne  reparurent  avec  une  cou- 
leur rouge  distincte.  Eu  outre,  il  se  montra  (à  iOi-O'»)  une  petite  tache  g,  peu 
foncée,  i\  côté  de  la  pointe  f  {voir,  pour  les  lettre.s,  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  l'air,  ou  lorsqu'elle  reparut,  ce  fut  toujours  réunie  h  /",  car 
l'espace  qui  les  sépare  fut  toujours  extrêmement  difficile  à  distinguer. 

Dans  les  observations  du  2G  septembre  au  ."i  octobre  ifig.  10  h  12),  il  se  montra 
plusieurs  taches  d'une  couleur  passablement  sombre,  s'étendant  sur  le  disque  en 
forme  de  zone,  qui  étaient  très  fortement  limitées,  surtout  du  côté  du  Nord  et  y 
formaient  un  contraste  très  prononcé,  avec  cet  espace  tout  h  fait  libre  de  taches 
et  présentant  une  lumière  entièrement  claire.  Tne  saillie  de  ces  taches,  au 
point  m,  était  distincte  et  large,  surtout  au  côté  ]-)oréal;  au  côté  austral,  au  con- 
traire, elle  était  si  étroite  qu'on  ne  pouvait  l'apercevoir  qu'avec  beaucoup  de 
peine.  La  tache  p??!  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  l'i, 
h  7'' 37"  (pg.  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  10  et  20,  par  une  atmosphère  remarquablement  pure 
[fig.  15  et  IGi. 

Ces  observations  constituent  vraiment  le  premier  essai  méthodique  sur  la 
géographie  martienne.  Nous  offrons  à  nos  lecteurs  [ftg.  G8)  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  môme  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  clas.sique  pour  tous  les  observateurs  subséquents. 

L'hémisphère  boréal  contient  évidemment  une  erreur  :  l'extrémité  de  la 
tache  ehf  (tache  qui  n'est  autre  que  la  mer  du  Sablier)  qui  ressort,  en  ponctué, 


1830-1.^  H 


Hi'i;i{  1. 1    M  \i>i,i:i;. 


Mars 

1  ftô-O 


\ 
\ 


/ 


^ 


V&..  .       \ 


Mi  a  2 


/ 


/ 


y  V 


'?■■    y 


Fifo'.  G7  —  Dessins  de  Mar-  p"^!"  Deer  et  M;nllerun  IS.10  cl  IS32. 


KIG  l.A    IM.AM'.TI'    M. VU  S. 

en  dehors  ilo  riiémisphôre  austral,  outre  00"  et  73"  de  loiigilude,  est  Iracéc, 
dans  cet  hémisphère  boréal,  entre  IV^^el  1 10'.  Il  y  a  eu  là  iiuelque  méprise.  11 
eût  fallu  la  tracer  entre  G"2°  et  73'^'  et  la  continuer  suivant  le  ponctué  indiqué 
en  dehors  de  l'hémisphère  austral  (']• 

Los  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 
do  «  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  pùle  sud  en  haut.  Nous  les  comptons 
en  sens  contraire,  c'est-à-dire  de  la  gauche  vers  la  droite,  dmn  Ir  sens  du 
mouvrmnit  dr  rolalinn,  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'»9S  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  do  comparaison  avec  les  observations 
faites  neuf  ans  auparavant  par  Kunowsky,  dans  lesquelles  la  morne  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  no  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  à  leur  objet,  sont  inévitables  :  une 
tache  qui  s'approche  du  bord  disparait  avant  do  l'avoir  atteint  (ce  qui  provient 
sans  doute,  conmie  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  Aslroiiomie  populaire 
d'Arago,  ont  reproduit,  depuis  1840,  cette  carte  avec  cette  erreur  sans  s'en  apercevoir. 


I830-1^^4I 


BKi:u  i:t  \i  \i>i.i:i{. 


107 


Og  3 


I0«  I.A    l'I.ANKTi:   M  A  US. 

En  oulro,  les  distances  des  oppositions  varient,  la  iilanèto  n'arrive  que  très  rare- 
ment aussi  près  de  la  Terre  qu'en  1830,  et  ;\  dos  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.  Déji\  le  31  août,  lors  d'une  observation  tout 
;\  fait  superficielle,  elle  avait  été  appréciée  de  ^^  à  jL  du  diamètre  de  Mars.  Le 
10  septembre,  l'appréciation  (faite  dans  la  direction  de  l'Est  à  l'Ouest)  donna  pour 
résultat  y'y,  le  1"»  septembre  ,'^,  le  2  octobre  -^\,  le  5  octobre  ^'^  et  le  20  octobre  ,'... 
Admettons  pour  le  31  août  la  valeur  l,  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  h  son 
centre  : 

M  août  83° 37'  de  latitude;  répondant  au  IG  juin  de  la  Terre. 

10  septembre  84°  15'  »  »  23    "  >> 

15  »  86°25'  >'  »  26    )■  - 

2  octobre       86°50'  »  »  7  juillet        » 

5         "  87°  7'  '■  »  0       11  )> 

20         ..  85°  50'  »  »  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,  no 
présenta  en  revanche  aucune  trace  de  tache  blanche,  quoiqu'il  se  trouvât  au 
milieu  de  son  hiver.  La  forte  inclinaison  de  l'axe  de  Mars  explique  ce  fuit  et  en 
reçoit  en  même  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  l'éloignement  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.  Do  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.  G7).  La  tache  «,  si  remarquée  et  si  carac- 
téristique deux  ans  auparavant,  n'a  pu  être  reconnue  qu'une  seule  fois  el 
encore  à  un  assez  grand  éloignement  du  centre  !"  16  décembre'. 


I 


1830- 18 îl  BKEH    I-:  I    M  \l)LI-;i{.  iU'J 

Cependant,  ùcriveut  les  auteurs,  ces  observations,  quoique  peu  nombreuses, 
nous  ont  paru  suffisantes  pour  nous  convaincre  qu'aucune  des  taches  bien 
visibles  n'avait  change  de  position  depuis  i8:j0.  Cela  fut  parfaitement  évident 
polir  les  trois  taches  principales,  en  particulier  pour  la  région  j^m,  et  pour  l.i 
laibbî  i>ando  </.  Cotte  derniùro  était  du  reste  si  rapprochée  de  la  partie  qui  formait 
alors  le  bord  austral,  qu'on  ne  put  l'apercevoir  qu'avec  beaucoup  do  difliculté, 
et  celles  (jui  étaient  encore  plus  rapprochées  des  pôles,  (jui  sont  comprises  dans 
les  dessins  do  1830,  ne  purent  cette  fois  être  aperçues,  par  des  raisons  faciles 
;\  concevoir.  Le  pôle  austral  n'était,  en  suivant  les  éléments  d'IIerschel,  le 
■10  noveiuliro,  (juà  lU"  en  de(;à  du  bord  apparent,  et  ainsi  la  plus  grande  partie 
(le  la  hiniiére,  si  éclatante  en  IsiU,  ne  fut  que  très  faible;  elle  ne  fut  même 
aperçue  que  deux  fois  avec  certitude  (nov.  20,  9'',  et  uov.  23,  8i'Ii">);  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»  l'i 
35''  de  latitude  nord,  se  montra  deux  fois  une  bande  faible,  large  et  concave  du 
côté  de  prit,  mais  son  extrémité  boréale  seule  fut  distincte.  I:]ntro  cette  bande 
et  piH  apparaissaient  souvent  des  lueurs  rouges.  En  général,  la  lumière  do 
l'hémisphère  boréal,  dans  la  partie  qui  ne  contient  pas  de  taches,  ne  paraissait 
l»as  être  aussi  pure  et  aussi  uniforme  que  deux  années  auparavant.  On  ne  voyait 
pas  de  trace  de  lumière  blanche  dans  les  environs  du  pôle  boréal  (ce  pôle  était 
encore  caché  à  la  vue). 

Les  oppositions  de  1834-35  et  1837  furent  également,  comme  les  deux  pré- 
cédentes, très  peu  favorisées  par  les  circonstances  atmosphériques,  et  connue 
en  outre  l'éloignement  de  Mars  atteignait  alors  son  maximum  (pour  les  opposi- 
tions i,  «  les  résultats  de  nos  observations,  écrivaient  les  auteurs,  auraient  été 
très  insigniliants,  si  nous  n'eussions  pu  avoir  recours  au  grand  télescope 
établi  en  1835  à  l'Observatoire  royal.  i> 

Cet  instrument,  dans  toutes  ses  dimensions  parfaitement  égal  à  celui  deDorpat, 
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  letiuel,  sans  le  concours  de  l'observateur,  il  suit  le  cours  des  pla- 
nètes. Depuis  le  12  janvier  jusqu'au  22  mars,  nous  avons  obtenu,  pendant  I  j  nuits 
en  partie  sereines,  32  dessins  qui  toutefois  ne  nous  ont  fait  particulièrement 
comiaitre  que  1  hémisphère  boréal,  et  encore  avec  beaucoup  moins  de  détails  que 
nous  en  avions  en  1830  pour  l'hémisphère  austral.  Dans  toutes  les  observations 
sans  exception,  la  tache  blanche  du  pôle  boréal  fut  visible  avec  un  degré  de 
clarté  (juc  nous  no  nous  rappelons  pas  avoir  jamais  vu  dans  celle  du  pôb.' 
austral;  en  même  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'œil  on  n'aurait  pu  croire 
que  la  planète  fût  en  cet  endroit  couverte  par  une  autre  planète. 

La  vraie  grandeur  de  la  tache  du  pôle  austral,  aux  mois  de  février  et  de  mars  1837, 


11(1  I.  \    l'I.  AM.  ri-     \l  AHS. 

;i  surpassé  de  plusieurs  l'ois  celle  des  mois   de    septembre  et  d'octobre  1830. 

La  tache  du  pôle  boréal,  daus  la  première  observation  du  12  janvier,  fut  si  bien 
limitée  iiuon  put  apprécier  son  ('tendue  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.!;^.  La  première  donnée  nous  fait  conclure  A  un  demi-diamètre  de  \')'>,1  du 
globe  de  Mars  ou  ii  une  latitude  nord  do  son  bord  de  Ti»,.?;  la  seconde,  en  admet- 
tant les  éléments  de  rotation  donnés  par  Ilersohel  et  en  admettant  que  le  pôle 
a  occupé  le  centre  de  la  tache  circulaire,  nous  conduit  h  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  l'autre.  En  tout  cas,  on  voit  évidemment 
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,  eu  grande  partie,  stérilisé 
notre  intention.  Le  peu  de  mesures  qui  aient  réussi  nous  apprennent  seulement 
que  l'excentricité  de  la  tache  polaire  est,  daus  tous  les  cas,  très  faible.  Cette 
distance  au  pôle  a  été  estimée  à  4"  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  liji'li'",  elle  s'écartait  d'environ  12"  du  point  opposé  à  cette  tache 
boréale,  et  à  18'' IG"»  seulement  de  8°  à  l'Est;  le  7  mars,  à  10''34"',  elle  s'en  écar- 
tait d'environ  b"  à  l'Est;  enfin,  le  18  mars,  à  7'' 50",  de  3°  à  5»  à  l'Ouest. 

De  toutes  les  taches  de  l'hémisphère  austral  observées  avec  quelque  précision 
en  1830,  une  seule,  marquée  p?n,  put  être  reconnue  avec  certitude.  Nous  la  vîmes 
d'abord  le  7  février,  à  16''  i"»  (/if/.  G),  avec  précision;  ensuite  le  28 février,  c\6''49"' 
(fig.'i).  et  dans  trois  observations  pendant  la  nuit  du  7  mars  ifig.  14,  13,  16); 
enfin,  un  peu  moins  déterminée  le  10  mars,  de  /''7"' 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  -h  43o29';  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"' 29%  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  dos  rotations  entières. 

Une  .«econde  tache,  marquée  efh  sur  notre  carte,  a  été  reconnue  le  12  janvier 


I830-I8il 


Hi:i;u  i;  I  madli-k 


i8o7 


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Kig.  (.i'.i.  —  Dessius  lie  .M;ir.><,  lails  par  Uccr  et  .Mailler  eu  ISJT 


ir:  LA  ri..\Ni:ii;  m  au  s. 

et  le  ^iî  février,  ainsi  que  le  11  mars;  mais  aucun  point  n'en  a  été  assez  fortement 
marqué  pour  qu'on  pût  en  tirer  une  détermination  précise. 

Celle  remarque  est  curieuse  et  dlL^nc  tl'une  atleiUion  loulc  itarliculière, 
car  celle  tache  cf/i  est  la  mer  du  Sablier,  qui,  généralement  est,  au  contraire, 
si  nelle  et  si  Lien  caractérisée.  Pendant  ropposilion  dernière  ^1890),  par 
exemple,  elle  frappait  la  vue  clia(]uc  fois  que  riiéniis[>licrc  (jui  la  renferme 
était  tourné  vers  nous. 

Quant  à  l'opposition  de  18:19,  toutes  les  observations  ont  été  faites  avec  le 
grand  télescope  de  l'Observatoire  royal.  Mars  exiiJ^oait  un  fort  grossissement  et, 
par  conséquent,  une  grande  traïKjuillité  dans  l'atmosphère.  Cette  dernière  con- 
dition se  réalisa  rarement  dans  l'hiver  de  1838  à  183'J,  ce  qui  fait  que  les  obser- 
vations n'ont  pu  être  nombreuses.  L'hémisphère  austral  cachait  02°  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  1830  par  les  auteurs  sont  telle- 
jnent  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  cl  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  ])lanôte.  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 eu  l'observant  avec  de  puissants  instruments. 

11  faut  aussi  remarquer  la  diminution  et  l'accroissement  do  ces  taches  qui 
conservèrent  malgré  cela  toujours  la  môme  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 74"  18';  saison  correspondante  au  4  mai. 

Mars    7.  »       à 7G  »  y  4  juin. 

1839  Févr.2G.  »       à 78  33  »  •>  17  juin. 

Avril    1.  "        à 80  48  »  »  4  juillet. 

Avril  1<;.  .'        à 82  20         «  »  12  juillet. 

Mai       1.  -à 81  »  »  20  juillet. 


1830-1841  HKKK    l-T   .M\|)I.i:i{.  1|.{ 

D'après  cela,  le  minimuiu  pour  li:s  d«iix  taclu^s  toiiibt;  (-uvirûii  ~  d'aiinùt'  après 
le  solstice  d'été,  C(,'  qui  correspond  au  l'J  juillet  (ft  12  janvi(.'r)  de  uotr«i  Terre 
Mais,  tandis  (jue  la  tache  du  pèle  austral  a  diuiinuo  jus(iu'à  G"  de  diamètre,  celle 
du  pôle  boréal  avait  eucore  à  son  minimum  l.»  à  I  i»  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  sou  hiver  (les  jours 
d'observation  correspondent,  pour  la  saison,  aux  i  et  10  décembre),  a  pris  une  telle 
extension  sur  la  planète,  qu'on  put  encore  la  distinguer,  lors  même  que  le  pôle 
était  déjà  ;\  18«  au  dek\  du  bord  extrême,  ce  qui  conduit  ù.  environ  :>:>'>  de  latitude 
et  ainsi  à  un  diamètre  de  la  tache  de  lu-'. 

Nous  n'avons  jamais  aperçu  uu  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 
tache  du  pôle  boréal. 

Par  suite  de  la  position  de  Taxe  do  Mars,  le  pôle  austral  est  le  plus  exposé  an 
Soleil,  lorsque  la  quantité  de  la  lumière  (et  de  la  chaleur)  qu'il  eu  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,  eu  ce  qui  concerne 
l'année  dans  son  ensemble,  complètement  détruite  par  le  rapport  contraire  qui  a 
lieu  en  hiver;  et  même  pour  les  dilTérenles  saisons,  on  trouve  une  compensation 
partielle,  eu  ce  que  la  longueur  du  semestre  d'été,  dans  l'hémisphère  boréal,  est 
i\  celle  de  l'hémisphère  austral  dans  le  rapport  de  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  ridée  que  ces  taches  blanches  représentent  uu  précipité  analogue  à  notre 
neige;  et  il  est  eu  effet  presque  impos.sible  de  rejeter  une  explication  qui  se  con- 
lirme  d'une  manière  aussi  surpreuaute.  Notre  Terre,  vue  de  la  distance  d'une  pla- 
nète, doit  présenter  des  phénomènes  tout  à  fait  semblables;  seulement,  chez  nous, 
le  rapport  réciproque  de  l'hémisphère  boréal  et  de  l'hémisphère  austral  est 
moins  inégal. 

Les  autres  taches  delà  planète  paraissent  pour  l'essentiel  appartenir  à  la  sur- 
face. "Vu  la  position  et  l'éloiguemeut  de  Mars,  nous  n'aurions  pu,  en  aucune  cii- 
constancc  imaginable,  distinguer  des  ombres  produites  par  des  montagnes, 
quelque  gigantes(iue  que  fut  leur  élévation  (la  forme  sphérique  toujours  bien 
prononcée  du  disque  leur  prescrit  du  moins  un  maximum);  ces  ombres  sont  donc 
des  différences  dans  la  rétlcxion  de  la  lumière,  qui  peuvent  très  bien  provenir 
des  mêmes  causes  que  celles  qui  ont  lieu  sur  uotre  Terre.  C'est  dans  l'opposition 
de  1830  que  s'est  montrée  la  plus  grande  précision  relative  à  la  délimitation  dan? 
les  taches  de  l'hémisphère  austral,  qui  étaient  situées  entre  l'équateur  et  -ih'  de 
Flammauiu.n.  —  Mars..  % 


m  1  A  PIAM-Ti:    MAHS. 

lalitudc  uonl;  cependant  aussi  alors  la  noirceur  et  la  aettelc  relatives  des 
taches  ne  sont  pas  restées  coustamuient  les  mêmes,  et  ce  fut  encore  moins  le  cas 
eu  IS37  et  ISJ'J.  Ainsi,  quoique  ces  taches  elles-mêmes  ne  paraissent  pas  être  ana- 
logues à  nos  nuages,  toutefois  elles  présentent  certaines  analogies  opti(iues  avec 
des  condensations  semblaMcs  ù.  des  nuages,  car  elles  se  montrent  plus  déter- 
minées, plus  précises  et  plus  intenses  dans  leur  été,  et  au  contraire  plus  vagues, 
plus  pales  et  plus  confondues  pendant  leur  hiver. 

Quelquefois  nous  avons  aperçu  une  coloration  rougedtre  eu  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  jaunâtre;  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  uous  avons  faite  qu'en  s'approchant  des 
bords  les  taches  apparaissent  toujours  fondues  ou  s'efl'acent  entièrement;  l'éclat 
du  bord,  que  nous  avons  souvent  aperçu,  parait  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.  Môme  aux  époques  où  Mars  est  le  plus  rapproché  de  uous,  une 
étendue  de  20  lieues  sur  lui  no  uous  paraît  que  sous  un  angle  de  0",30;  à  une 
telle  distance,  la  réfraction  est  entièrement  insensible,  lors  même  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  l'approche  de 
l'été  ne  peut  avoir  lieu  que  par  la  fonte  et  l'évaporatîon  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  extrêmementhumides  ; 
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  18.37  avec  une  intensité  et  une  étendue  si  considérables  et  en  1839, 
au  contraire,  fut  très  pâle  et  au  commencement  très  petite. 

Ce  n'est  pas  aller  trop  loin  que  de  regarder  Mars  comme  présentant  und 
très  grande  ressemblance  auec  notre  Terre,  même  sous  le  rapport  physique, 
comme  une  image  de  la  Terre  telle  qu'elle  nous  apparaîtrait  au  firmament,  vue  à 
une  grande  distance  (environ  une  distance  double  de  celle  où  se  présente  la  Lune 


1830-1811  i{i;i:n  i;  1  m adm  li  iiâ 

;\  lœil  mi).  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'un  admet  la  position  de  l'axe  d'après  llerschel 
et  notre  période  de  rotation  : 

Une  anuéo  do  Mars  contient GC'J  -=  rotations, 

!>ar  conséquent '^*^°  |  jours  solaires  île  Mars. 

Le  printemps  de  riiémisplière  boréal  contient ''''4  joui's  de  Mar- . 

L'été .    .  I  s  I 


L'automne I Vt  - 

L'hiver.  .  1 17 

296  1 

de  telle  sorte  que  le  printemps  et  l'été  réunis  ont  7G  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  l'j. 

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.  lOG)  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  2  i''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-^étrc  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. 

En  1777,  du  8  au  2G  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  177'J  et  Mars  atteignit  alors  un  dia- 
mètre de  13',."),  grandeur  qui  diminua  jusqu'au  1'.)  juin  où  il  fut  de  11". 

Le  1 1  mai,  à  11''  13'",  il  aperçut  au  centre  une  tache  qu'il  avait  déjà  vue  le  9  mai, 
à  1 1''0"»  i.'j',  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  I.  A  1'I.am:ti-;  m  a  us. 

Juin  11».  Il'- 30".  Tlie  figure  of  mai  il  is  nol  corne  lo  llie  position;  it  was  llien  at  11''43"', 
luit  cannol  bc  far  from  il.  1  foar  as  Mars  approaclics  to  liorizon,  I  sliall  iiot  be  able  to 
fallow  him  lill  the  figure  cornes  to  the  centre. 

If'iT"'.  Tiio  slàte  of  the  air  near  the  horizon  is  very  unFavorablo.  Wilh  nuich  difli- 
culty  I  can  but  just  sec  that  tlio  la  (igure  is  not  quitc  so  far  advanccd  as  il  was  mai  1 1 
al  ir'4i''.  but  can  certainly  not  be  abovc  two  or  threc  minutes  from  it. 

Kn  trois  ininutos  une  laohc  do  Mars  s'écarte  du  centre  d'un  espace  égal  à  -~ 
du  diamOtre  de  Mars;  elle  ue  se  meut  ainsi,  avec  la  grandeur  apparente  qu'elle 
avait  alors,  que  de  -^  de  seconde  d'arc,  et  Mars  u'élait  qu'à  9'^  au-dessus  de  l'ho- 
rizon !  Cependant,  adaiettons  l'appréciation  d'IIerschcl,  ainsi  que  le  passage  de  la 
tache  à  Il''i0'"30*.  Lo  calcul  se  présente  de  la  manière  suivante  : 

.luin 19        IP'VJ'nGO' 

Mai Il        II    '.:î     0 

Intervalle yj'        0^  6™  30» 

Correcliou  I...   .  +07™  3G»  à.  cause  du  changement  de  la  lon^iUule  géoccnirique. 

Correction  II.   ..  — 16"»  14»  à  cause  de  la  phase  de  Mars. 

Correction  lll.  .  —  0'"  4i>»  à  cause  de  l'aherralioii. 

38  rotations  de     •^4''38'»36*,4 

Ilerschel  observa  une  autre  tache  le  II  mai,  ù  1U''17'"  j1\  et  le  13,  à  11''25'"5I^ 
après  quoi  elle  reparut  le  17  juin  ù  9''  l-2"'-]0\  Toutefois  il  dit  : 

.luin  17,  0*'['2'"  (clock  20'  slow).  ïlie  dark  spot  is  rallier  more  advunced  ihan  it  was 
mai  11,  lu"  18"-. 

Et  Ilerschel  admet  encore  une  correction  de  3'",  d'après  quoi  lo  muiueat  véri- 
table est  9''9™■20^  Cela  donne  les  résultats  suivants  : 

Juin 17         in-  O-nJO' 

Mai Il         10   17    '.8 

Con  eclion  I .  +  37""  28» 

H -  15     0 

III -    0    4i 

36'       23'- 13™  10» 

36'       241- 38™  42',  y 

Juin 17         O"-  O-^O' 

Mai 13        11    25   51 

34'  21 ''43™  29» 

Correction  1 .   . .  +   34™  31» 

H —  15     0 

«  ni —     0   43 

34'       22''  2™  17» 

34'       24'- 38™  53»,  4. 

La  moyenne  de  ces  trois  déterminations  extrêmement  incertaines  est  donc 

24'' 38'"  44% -2. 


i.'^.'to-isii  u\:\'.\\  \:\  .M  A  nu;  II.  ii: 

et,  an  lion  de  cela,  Ilorscliol,  n'ayant  é^'anl  qnVn  passant  à  la  correction  qni  pro- 
vient (In  rhangoment  do  la  lonfritndo  et  ne  faisant  pas  dn  tout  attention  anx  autres, 
admet  comme  résultat  final  p'nir  1770 

24''39'"22',l. 

11  faut  cependant  encore  avoir  égard  -X  une  circonstance  qui  no  peut  guère  être 
soumise  au  calcul.  Nous  calculons  la  grandeur  de  la  pliase  au  moyen  de  l'angle 
que  forment  la  Terre  et  le  Soleil  avec  le  centre  de  Mars,  mais  l'expérience  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'IIerschel,  le 
bord  entièrement  ('clairé  s'avancera  beaucoup  plus  dans  la  partie  obscurcie  que 
le  bord  opposé;  or,  comme  les  11  et  13  mai  le  dis(pic  complet  a  été  aperçu,  mais 
que  les  17  et  10  juin  il  manquait  déj;\  au  bord  oriental  2>î°lG'  et  20"22',  il  faut  donc 
d'après  toute  vraisemblance  augmenter  la  correction  II  et  diminut'v  par  consé- 
quent la  période  de  rotation. 

Herschel,  prenant  pour  base  la  période  de  2i''39'"22%  I,  qu'il  avait  trouvée, 
admit  qu'entre  les  jours  suivants,  où  les  mêmes  taches  furent  aperçues. 

1777     avril    X    et    1770  juin    0,  il  s'étai   écoulé  7G8  rotations  ; 
1777       ..       17    et    1779     ■>     lô  ..  ..        7G8 

1777        0       2G    et    1770     ..     10  »  »        763 

d'où  résulta  alors  la  p»!-riode  : 

24''39'»23',03 
24  39  18,94 
24  39   2^  .04 

Moyenne 24'>39">2l',l.7. 

En  augmentant  les  diviseurs  «l'une  unité  et  en  ayant  égard  aux  corrections 
exigées,  on  obtient  : 

24'- 37™  28',  ô 
24  38  22,3 
24  37   28,11 


Moyen  ne 24'-  37"-  20",  27  ; 

de  sorte  que  la  diiTérence  de  2  minutes  qui  se  trouve  entre  le  résultat  d'IIerschel 
et  le  nùtre  se  trouve  réduite  ;\  2  -J-  secondes. 

Il  est  évident  que,  pour  le  résultat  exact  des  observations.  les  deux  diviseurs 
sont  également  ;\  peu  près  possibles  et  vraisemblables,  tandis  qu'une  diminution 
du  diviseur  que  nous  avons  appliqué  dans  la  combinaison  de  1830  et  IS32  ferait 
supposer  une  erreur  moyenne  de  I''|."j"'  dans  les  intervalb^s  observés  en  1830,  ce 
qui  est  inadmissible. 

Il  est  bien  loin  de  notre  pens<'c  de  vouloir  mettre  en  doute  l'exactitude  et  le 
talent  d'observation  d'IIerschel;  seulement  les  circonstances  de  beaucoup  plus 
favorables  qui  ont  accompagné  nos  observations  en   1830,  ainsi  que  la  stricte 


118  I  A   Pl.ANKTi:    MAKS. 

exactitude  que  nous  avons  mise  dans  le  calcul,  paraissent  décider  en  faveur  de 
notre  résultat  (7ui.  comme  on  le  voit,  peut  être  mis  d'accord  avec  les  observations 
d'IIerschel. 

Nous  adopterons  cctlo  correction,  d'aulanl  jilus  que  les  iléLcrniiiialions 
récentes  les  plus  précises  confirment  la  période  de  Bcer  et  Miidler,  la  durée 
de  rotation  de  Mars  étant,  ?ans  aucun  dmite  possible,  de  2i''37'"2J%(t.  I^a 
période  de  Béer  et  Miidlerest,  avons-nous  dit,  de  i?i'':n"'i?;V,  7.  Klle  aiiprocliail 
donc  de  1%  1  de  la  précision  absolue. 

Les  observations  qui  précèdent  ont  été  continuées  par  Miidler,  à  l'obser- 
vatoire de  Dorpat,  pendant  l'opposition  de  1841,  elle  résumé  en  a  été  publié 
dans  le  numéro  43'i  des  Asironomisclie  Nachrichicn,  année  1842,  accompagné 
d'une  plancbe  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  l'opposition  ;  ce  sont  les  fig.  6,  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  =:  15", 1)  ; 

Fiij.    ('»  ou  1  :  l""''  avril,  à  minuit  8'",  temps  moyen  de  Paris. 

Fif}.    7  ou  2  à  gauche  :  5  avril,  0''  13'",  temps  moyen  de  Paris. 

Fig.    8  ou  3  :  Même  jour,  à  10''  13"',  temps  moyen  de  Paris 

Fig.  14  ou  l"-*  du  2'^  rang  :  26  avril,  à  O"»  12"'. 

Fig.  15  :  Même  jour,  à  9'' 52"^ 

Fig.  10  :  29  avril,  à  8'' 50"'. 

Fig.  22  ou  1"=  du  3<^  rang  :  8  mai,  à  Si>  i\"\ 

Fig.  23:  9  mai,  à  S^'U'". 

Fig.  2i  ou  dernière  :  11  mai.  à  7''  5i"'. 

Ces  observations  complètent  les  précédentes  sans  y  ajouter  de  nouveau.\ 
documents. 

Telles  furent  les  recherches  de  l'astronome  Miidler,  auquel  s'était  associé 
son  ami  Guillaume  Béer  (frère  do  Meyerbeer),  passionné  comme  lui  pour 
l'étude  du  ciel.  Ces  recherches  sont  les  plus  fécondes  de  toutes  celles  qui 
aient  été  faites  jusqu'à  leur  époque,  car  elles  inaugurent  i-éellement  la  con- 
naissance de  la  géographie  martienne,  ou  Yarêographic. 

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  (]ue  les  saisons  de 
chaque  hémisphère.  On  sait  désormais  que  l'hémisphère  austral  a  des  étés 


1830'iail  \Mi\i\\   I:T    MADir-H.  ll'J 

plus  r.haucls  et  des  hivers  plus  froids  que  riiémisplière  boréal,  à  cause  de  la 
plus  frrandc  c.xccntririté  do  la  planète  et  de  l'inclinaison  de  l'axe  :  les  varia- 
tions des  glaces  polaires  australes  sont  plus  grandes  que  celles  des  glaces 
polaires  boréales,  et  elles  correspondent  aux  saisons.  L'hémisphère  sud  a 
dos  étés  courts  et  brûlants  et  des  hivers  longs  et  rigoureux;  l'hémisphère 
nord,  au  contraire,  a  des  étés  longs  et  tempérés  et  des  hivers  courts  et  doux. 


Fi{?.  70.  —  Dessins  de  Mars   aits  par  Mâdler  en  I8il. 

Les  mesures  de  distance  des  pôles  de  froid  aux  pôles  géographiques  ne 
concordent  pas  avec  celles  d'IIerschel  [voy.  p.  97),  quoiqu'il  reste  constant 
que  les  deux  calottes  polaires  ne  sont  pas  diamétralement  opposées.  Peut-être 
les  pôles  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  nous 
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.  i^C'est  la  baie  du  Méridien  de  notre  carte.)  Si  nos  lecteurs  veulent  bien 
remonter  aux  pages  30  et  G9  de  cet  ouvrage,  ils  trouveront  cette  région  à 
droite  de  l'hémisphère  renfermant  la  mer  du  Sablier  et  remarqueront  que 


IIÎO  I  A    PI.Wf'Ti:   M  MIS. 

l'aspect  n'est  pins  le  mcMiie  que  coliii  di^  la  carie  de  Becr  cl  Mlidlcr  :  le  ruban 
ne  se  dclache  plus  sur  un  fond  clair  et  est  moins  étroit;  //  s'opère  incnutcsin- 
blrvicnl  là  f^'s  variations  d'aspccls,  pcut-ùlrc  périodiques. 

Ce  détroit  d'IIerschel  II  a  paru  stable  aux  auteurs,  comme  ayant  été  ob- 
servé aussi  par  Kunowsky  en  1821  (voy.  fig.  G5).  Ainsi  l'arc  serpentant  ac  et 
la  lacbc  a  leur  paraissent  appartenir  sûrement  à  la  surface  de  la  planète.  La 
longue  et  large  tacho  pm  de  leur  carte  est  également  considérée  comme  fixo 
(c'est  la  mer  Maraldi).  Du  reste,  malgré  les  incertitudes  et  la  confusion  de 
certaines  images,  ils  écrivent  en  1832  qu'aucune  dos  tacbcs  bien  visibles 
en  1830  n'a  cbangé  de  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  l'étendue  de  ces  taches  sombres.  Les  auteurs  seraient  disposés  h  attribuer 
ces  variations,  du  moins  dans  les  latitudes  élevées,  aux  effets  de  la  fonte  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  même  arriverons-nous  à  la  déduction  que  l'eau  n'est 
pas  dans  le  mémo  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  fjéographir/ue  de  la  planète  Mars  devient  une  étude  de  pré- 
cision; ^lars  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.  —  Sip.  John  Herschel. 

Après  avoir  donné  sur  Mercure  et  Vénus  l'opinion  suivante  [Outlines  ai 
Astronorny]  :  «  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 


1830  JUIIN    lIKHSCIli;!,.  1î| 

atmosphores  très  chargées  en  nuages  et  qui  peuvent  servira  adoucir  léclat 
d'ailleurs  très  intense  de  leur  clarté  «,  l'illustro  astronome  ajout(3  : 

u  Le  cas  est  très  différent  pour  Mars.  Dans  cette  planète,  nous  distinguons 
avec  une  parfaite  netteté  les  contours  de  ce  que  nous  pouvons  regarder  comme 
des  continonts  ot  des  mors  (voyez  fuj.  71  où  Mars  est  représenté  tel  qu'il  a  été 
vu,  le  10  août  1830,  dans  le  réllectour  de  20  pieds  de  Slough).  Les  continents 
se  distinguent  par  cette  couleur  rougeatre  qui  caractérise  la  lumière  de  celte 
planète  et  qui  annonce,  à  n'en  pas  douter,  une  teinte  iVocrc  dans  k  sol  eu 
général  (comme  les  carrières  do  pierre  à  sal)lon  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,  les  mers,  comme  nous  pouvons  les  appeler,  paraissent  verdàtres. 


Fig.  71.  —  Vue  de  Mars,  par  sir  John  Ilcrschel,  le  IG  août  1830 

Ces  taches  cependant  ne  se  voient  pas  toujours  d'une  manière  également  dis- 
tincte, quoique,  quand  on  les  voit,  elles  offrent  toujours  la  même  apparence, 
Gela  peut  venir  de  ce  que  la  planète  n'est  pas  entièrement  dépourvue  d'at- 
mosphère et  de  nuages;  et  ce  qui  donne  beaucoup  d'aulorilc  à  cette  hypo- 
thèse, c'est  la  présence  de  taches  blanches  et  d'un  vif  éclat  à  ses  pôles  (dont 
une  est  représentée  dans  notre  dessin).  On  a  soupçonne,  avec  beaucoup  de 
probabilité,  que  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  ne  font  que  sortir  de  la  longue  nuit  do  leur  hiver  polaire.  « 

En  1828,  le  22  juin,  le  D'  Pearson  avait  observé  sur  le  disque  de  Mars  une 
tache  sombre  allongée  verticalement,  non  loin  du  liord  gauche  ou  occi- 
dental, et,  quatre  jours  après,  il  revoyait  cette  tache,  non  plus  verticale,  mais 
horizontale  et  allongée  le  long  du  bord  supérieur.  Il  en  écrivit  à  sir  John 
llerschcl  (jui  lui-même  communiqua  le  fait  à  Smyth.  Celui-ci  en  parle  dans 
sou  ouvrage  Cycle  of  Celestial  objects  et  eu  donne  même  la  figure.  Il  s'agissait 


i.;-2  1.  A  rLANi:  ri;  m  a  us. 

cei'taincmoni  là  tic  deux  taches  dilTorcnles,  car  la  planclc  no  inunio  pas  dans 
ce  sens  :  nous  ne  sommes  pas  dans  la  direction  du  pôle. 

Nous  retiendrons  de  sir  John  Ilerschcl  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  lils  de  "William  Herschel  est  soumise  à  caution.  Pour  l'admettre,  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  rougcàtre,  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  Liés  mûrs. 

XXXVir.   1830  à  1837.  -  Bessel  {'\ 

Le  grand  astronome-mathématicien  Bessel  a  fait  de  1830  à  1837  à  l'obser- 
vatoire de  Kœnigsbcrg  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 G^SG'.  On  se  souvient  que  William  Herschel  avait  trouvé  en  1783,  pouj- 
cette  môme  tache  australe  8%8,  Béer  et  Madler  8°. 

OuDEMANs,  de  Leyde,  a  publié  en  1852  une  nouvelle  réduction  de  ces 
mesures  (-).  Il  conclut  pour  le  demi-diamètre  4",GG4,  ce  qui,  combiné  avec 
la  parallaxe  solaire  alors  adoptée  de  8"..">71,  donne  0,5  ii  pour  le  diamètre  do 
Mars  relativement  à  la  Terre,  et  O.lGl  pour  le  volume.  Il  trouva  par  les 
mêmes  observations  de  Bessel  : 

Longitude  céleste  où  pointe  le  pôle  nord  de  Mars.  .349°   1'  (') 

ou  ascension  droite SlT^S-i 

Latitude 61°  9 

ou  déclinaison 50°  5 

(')  Kœnigsberg  Beobachlungen,  t.  XXtlL  18i7,  p.  9i,95. 

{')  Astronomische  Nachrichlen,  n»  838,  1852,  p.  351. 

(')  Nous  avons  vu  que  Hersctiel  avait  trouvé  : 

Longitude ...        .j'i?»  'i7' 

Longitude 59°  42 

et  Schrceter  ; 

Longitude 352°55' 

LaUtude. .  00»  33 


I83I-I83-2  siii  .iA.\ii:s  sorni  1-23 

XXXVIII.    1831-183-:.  —  Siii  J\Mi:s  Soi-tii  ^'i. 

L'astronome  anglais  sir  James  South,  auquel  nous  devons  d'intéressantes 
mesures  d'étoiles  doubles,  a  présenté  à  la  Société  royale  de  Londres,  le 
10  juin  1831,  puis  le  13  décembre  183-2,  une  série  d'observations  sur  Catmo- 
sphtre  de  Mars,  montrant  que  cette  atmosphère  n'a  pas  l'extension  que  lui 
avait  fait  supposer  l'interprétation  des  observations  de  loccultation  de 
l'étoile  '}  du  Verseau  par  Mars,  le  1"  octobre  167-2. 

Cassini  avait  observe  à  Briarc  :  «  Le  l"""  octobre  1G72,  dil-ii,  à  2''45"'  du 
malin.  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 
de  l'eau  d'Aquarius  marquée  •!/,  d'où  il  n'était  éloigné  que  do  G  minutes.  Cette 
étoile  paraissait  si  diminuée  et  afTaiblie  de  lumière  qu'où  ne  la  pouvait  dis- 
tinguer ni  à  la  vue  simple  ni  par  une  lunette  un  peu  faible.  y> 

L'étoile  i/  du  "\erscau  est  de  5"  grandeur.  Nous  avons  déjà  parlé  de  cette 
observation  p.  GO  (en  note). 

Cette  même  occultation  fut  observée  à  l'Observatoire  de  Paris  par  Rœmer  : 
«  Les  nuages  ne  permirent  pas  d'en  voir  la  sortie,  et  l'on  ne  sait  même  pas 
si  l'on  aurait  pu  la  voir  immédiatement,  car,  trois  quarts  d'heure  après,  le 
ciel  s'étant  découvert,  M.  Rœmer  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  «.  ' Jlém.  de  l'Acad.,  t.  Vif,  p.  350i. 

Voilà  donc  une  étoile  de  5"  grandeur  qui  aurait  subi  à  la  distance  de 
six  minutes  l'influence  de  la  planète.  '(  Cette  difïïculté  de  voir  celte  étoile  de 
ia  o"  grandeur  très  proche  de  Mars  est  considérable,  d'autant  qu'il  n'y 
a  point  de  difficultés  à  voir  des  étoiles  de  la  même  grandeur  au  bord  de 
la  Lune.  Ce  qui  pourrait  faire  juger  que  Mars  est  environné  de  quelque 
atmosphère.  » 

Sir  James  Soulli  remarque  d'abord  que  William  Ilerschel  a  fait  une  obser- 
vation contraire  le  27  octobre  1783,  puisqu'il  a  pu  suivre  une  étoile  de 
13"  à  li"  grandeur  à  la  distance  de  2'oG"  de  la  planète  :  «  Not  othcrwise 
affected  by  the  approach  of  Mars  ihan  what  the  brightness  of  its  superior 
light  might  account  for.  >.  Nous  avons  signalé  cette  observation. 

«  Le  19  février  1822,  dit  sir  James  South,  j'ai  observé  à  Londres,  à  lUackman- 
slreel,  une  étoile  de  9"  à  10"  grandeur  qui  n'a  péis  subi  de  diminution  d'éclat 
à  r  i3"  du  bord  de  la  planète. 

(•)  On  (lio  cxtciisivc  atmospliere  of  Mars,  l'hilo^ophiral  Tran.'^.iriinn^.  1S3I.  |i.  117. 
-  /(/.  1833,  p.  lô. 


i-:4  LA  pi.ANr.Ti:  m  a  us. 

«  La  nuil  suivante,  conlimio-l-il.  l\Hoilc  iO  du  Lion,  de  11''  grandeur,  s'esl 
approcliée  de  Mars;  à  'i''  du  malin,  clic  était  tout  proche  et  présentait  une 
belle  couleur  îdoue.  Klle  a  été  occultée.  Je  n'ai  pas  pu  saisir  le  moment 
précis  de  l'occultalion,  mais  à  réniersion  j'ai  revu  l'étoile  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  i7  heures 
de  son  opposition,  et  son  diamètre  était  do  10', G.  » 

Le  17  mars  183L  le  même  astronome  fit  encore  une  observation  analogue 
1*1  propos  de  l'occultation  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  G*  à  7'  grandeur  précédait  Mars  au  Sud.  Elle  offrait  une  belle 
couleur  bleue,  en  contraste  frappant  avec  celle  de  la  planète.  L'objectif  de 
l'équatorial  mesurait  11,85  pouces  anglais  et  supportait  bien  un  grossisse- 
ment de  520  fois.  On  suivit  l'étoile  (."R  =  3"29"M9%  (0  -h  2G°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'émer- 
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  179G  d'une 
observation  analogue  {voy.  p.  84,  en  note). 


X.XXl.X.   1837-1839. —J. -G.  Galle. 

Cet  astronome  a  fait  en  1837  et  1839,  à  l'aide  du  réfracteur  do  9  pouces  de 
l'observatoire  de  Berlin,  une  série  d'observations  et  de  dessins  fort  remar- 
quables. Di.\-huit  de  ces  dessins  ont  été  reproduits  par  M.  Lohse  dans  le 
tome  I  des  publications  de  r^ls?rop/i?/5i/ia/.  Observatorhim  zu  Postdam  (1878). 

Parmi  ces  croquis  nous  reproduisons,  entre  autres,  les  suivants  : 

Firj.  72  A  :  12  mars  1837,  à  iO^Zl'^. 

Fi(j.  72  B  :  12  mars  1839,  à  lO^'O™.  —  Dans  ces  deux  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'FIerschel  II  et  la  baie  du  Méridien. 

Fi  g.  7-3  C  :  12  mars,  à  ll''30">. 


1837-1839 


.!.-(;.   (JALLi:. 


125 


Fiij.  1)  ;  13  mars,  à  •J'*  il'". 

Fiij.  V'j  :   li  murs  1839,  ;\  10'' 0'".  —  Cette  sorte  de  tète  •!(,'  canard  représente 


A.  —  1-2  mars  18;}7,  :i  1U''37".     15.  —  12  mars  18311,  à  ICO™, 
l'ig.  l'i.  —  Dessins  de  Mars  par  Galle,  I837-It>39. 

également  la  baie  du  Méridien,  llcaiarquer  cet  aspect  l'uurcliu,  biir  lequel  nuus 
reviendrons  plus  tard. 


C.  —  I,!  mars,  a  ll''3u'°.        D.  —  13  mars.  K.  —  li  mais.       F.  —  30  mar.^,  à  'J"'40"'. 

l'ig.  73.  —  Dessins  de  Mara  ]iar  Galle,  eii  IS'J'J. 

Fi(j.  F  :  30  mars.  —  La  tache  noire  a  est  passée  à  10''  'iO'»  au  méridien  ccnlral 
(,'ette  R'j^uve  a  été  prise  ù.  0''  iO™,  et  la  suivante  (G)  à  M''  10'". 
Fi'j.  H  :  ;il  mai,  à  1 1''  3  >'".  —  Ou  distingue  les  deux  taches  polaires,  qui  ne  sont 


G.  —  30  mars,  ll''lU'°.        II.  —  31  mai.  1.—  l"juiii. 

Fig.  7i.  —  Dessins  de  Mars  par  Galle,  en  1S3'J. 


J    —  7  juin. 


pas  u  l'extrémité  il  un  mémo  diamètre.  Un  remarque  en  a  une  échancrure  assez 
singulière.  (Nous  avons  déjà  vu  une  observation  analogue  dans  Schrœter.  i 

Fi(j.  I  :  l'^''juiu,  à  li''  [b"'.  —  La  trainée  sombre,  qui  descend  d'un  polo  à  l'autre, 
parait  correspondre  à  la  mer  du  Sablier,  qui  est  encore  mieux  recouuaissable  sur 
103  croquis  H,  D,  L  et  II. 

Fiij.  .1  :  7  juin,  ;'i  II''..'-!'". 

Ces  dessins  do  Galle  sisiiiûeul  égaloinciit  :  stabilitc  )nais  carialions  de  ions. 


126  I  A    n.\Ni:TK    M  A  H  s. 


XI..  I83<).  —  Xapoi.kon  III. 


Nous  avons  dôcouverl  celle  obscrvalion  dans  un  ouvrage  ou  nous  ne  l'au- 
rions certainement  pas  cherchée  ('),  et  nous  hi  signalons  plulùt  pour  sa 
curiosité  tjuc  pour  son  importance. 

Au  mois  de  juin  1830,  le  prince  Louis-Napoléon  et  M.  d'Abbadie,  aujour- 
d'hui membre  de  Thislilul  et  du  Bureau  des  Longitudes,  qui  l'accompagnait, 
étant  en  visite  à  l'observatoire  de  sir  James  South,  à  Londres,  observèrent 
Mars  et  remarquèrent  surtout  la  calotte  polaire  supérieure,  alors  très  accen- 
tuée. M.  d'Abbadie  en  fit  un  petit  croquis  qu'il  serait  superflu  de  reproduire,  et 
Louis-Xapoléon  Bonaparte  en  écrivit  une  courte  description  qu'il  signa  Napo' 
li'on  ni  (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  cl 
lui  donnait  l'aspect  d'une  poire. 

C'était  sans  doute  une  semaine  ou  deux  après  le  dernier  dessin  qui  précède. 

XLI.  18-13  à  1873.  —  Julius  Sgumidt. 

Le  savant  Directeur  de  l'observatoire  d'Athènes  a  fourni  une  des  collections 
les  plus  nombreuses  d'observations  de  Mars,  faites  en  1843,  1845,  1846, 1847; 
1854,  185G,  1860,  1862,  1864.  1866,  1867,  1860,  1871  et  1873.  Mais  celle  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  00  fois;  à  Bilk,  près  Dusseldorf,  en  1845;  à  Bonn,  en  1846  et 
en  1847,  avec  un  réfracteur  de  5  pieds  et  un  héliomètre;  à  Olmûtz  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 géograjjhiques  de  la  planète. 

Les  quatre  dessins  ci-dessous,  reproduits  d'après  M.  Tcrby,  dunnent  une  idée 
des  observations  de  Julius  Schmidt.  En  voici  les  dates;  nous  les  publions  dès  ici 
quoiqu'ils  anticipent  un  peu  sur  notre  ordre  chronologique. 

Fi<j.  A.  26  septembre  1862,  à  8»>36"'  (heure  d'Athènes). 

Fig.  B.  !«"•  octobre  1862,  à  7«'28"'.  id. 

Fig.C.  16  mai  1873,  à  8'' 15™.  id. 

Fig.  D.  23  mai  1873,  à  7i'41>".  id. 

La  fig.  A  permet  de  reconnaitre  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.  2'  édition,  p.  242.  Paris,  1800. 


isi.j-is:,(;    jl:lil>  sciimiki.  .mi  iciii:!..  \\ahi(i;n  di;  la  uui:.  i.'t 

du  bord.  Le  reste  est  muius  sur.  La  /hj.  li,  t[u\  coutient  la  nier  Maraldi,  montre 
au-dessous  d'elle  une  bande  sombre  que  nous  ne  reconnaissons  pas.  Lufirj.  C  rap- 
pelle la  ftj.  7  de  Mildler  eu  isW.  uuiis  n'e.st  d'identilicatiou  sure  pour  aucune  do 


.V,  —  :g  septembre  1862,  a  Si-aG" 


B.  -  1"  octobre  1862,à7''28" 


C.  —  16  mai  1873,  ii  8'- 15"'.  D.  —  23  mai  1873,  à  7i'41™ 

Fig.  75.  —  Dessins  de  Mais,  par  Julius  SchmiUt,  1862  et  1873. 

SCS  taches.  La  (Ij.  D  parait  représeutcr  la  mer  Flammariou  et  la  mer  lluoUe 
séparées  par  un  isthme. 

Ces  observations  militent  également  en  faveur  de  variations  notables  clans 
les  aspects  de  Mars. 


XLlI.  l8-'i.j  à  1850.  —  MiTcHiïL,  Gu.vxr,  W'aiuien  de  la  {{ijë, 
.Jacob,  Brodie,  Wehu. 

Les  observations  de  Mars  se  multiplient  à  mesure  que  s'étendent  dans  ;le 
inonde  les  connaissances  astronomiques  et  que  se  développe  le  goût  des  ob- 
servations, 11  serait  inutile,  pour  notre  étude  de  la  planète,  d'exposer  ici  tous 
L'S  iravau.w  qui  souvent  se  répètent  ou  n'apportent  aucun  élément  nouveau 
à  la  question.  Nous  n'eu  omettrons  pourtant  aucun  d'intéressant  et  nous  don- 
nerons toujours  en  détail  les  plus  importants. 

En  1845,  Mitchel  a  fait  plusieurs  observations  de  cette  planète,  au  grand 
équalorial  de  Cinciiuiatti,  s'appliquanl  surtout  au\  neiges  polaires  :  il  crut 


128  l.A    IMAM. ri:    MAItS. 

remarquer  un  point  noir  dans  la  laclie  polaire,  le  1"2  juillcL  1H45,  cl  des  niou- 
vomenls  aux  bords  de  ces  neiges.  Granl  a  présenté  à  la  Société  royale  aslrono- 
miiiue  de  Londres  deux  croquis  pris  en  octobre  1847  et  en  mars  185i 
[ilonl/ily  i\oliccs,  ISôl,  p.  165).  Le  premier  montre  la  taclie  polaire  australe 
cl  le  second  la  boréale.  L'auteur  est  James  William  Cirant  (qu'il  ne  l'aul  pas 
confondre  avec  Robert  Grant,  auteur  de  Vllislonj  oj  physical  AslronoDiy, 
London,  IS52).  Jacob  a  l'ait,  en  mars  185 î,  deux  dessins  sur  lesquels  on 
reconnaît  les  principales  laclies.  En  185(i,  ^\'arren  de  la  Hue,  brodie  et 
Webb  en  ont  obtenu  de  plus  importants. 

Dans  toute  cette  série,  ce  ^sont  certainement  les  dessins  de  Warrcn  de  la 
Hue  qui  méritent  la  plus  liante  attention,  et  parmi  ces  dessins,  il  en  est  deu.x, 


Fig.  70.  —  Dessin  de  Mars,  par  Warrcn  do  la  Rue,  le  :^0  avril  1800  à  'J''  40'". 

du  20  avril  185G,à9''4Û°' et  à  11''45"',  qui  sont  particulièrement  remarquables. 
Nous  les  reproduisons  ici.  Le  premier  {/ig.  7())  montre  bien  clairement  la 
mer  du  Sablier,  assez  étroite.  Dans  le  second  (//y.  77),  fait  deux  heures  plus 
tard,  cette  mer  arrive  au  bord  occidental  ou  gauche  du  disque  et  le  détroit 
d'Herschcl  11  occupe  la  partie  supérieure  de  la  ligure. 

La  baie  du  Méridien  se  présente  vers  la  droite,  comme  une  langue  pointue. 

Les  taches  polaires  sont  bien  évidentes  aux  deux  pôles.  Elles  n'ai)pai- 
liennent  pas  à  un  même  diamètre.  Ces  deux  dessins  sont  peut-être  les  meil- 
leurs que  nous  ayons  eu  sous  les  yeux  depuis  les  premières  pages  de  cet 
ouvrage.  Ils  ont  été  obtenu»  à  l'aide  d'un  excellent  télescope  newtonien  do 
13  pouces  anglais,  ou  0"',:33  de  diamètre,  monté  en  équatorial, 


1856 


WAHUI-N    Dli   LA   IlLK,    BKODIi:,    ETC. 


1-20 


Nous  pouvons  adjoindre  à  ces  vues  deux  croquis  de  la  planète  pris  à  peu 
près  à  la  même  date,  au  milieu  d'avril  1850  :  le  premier,  assezdélaillé,  dans  la 


l-'ig.  77.  —  Dessin  l'ait  deux  heures  après  (à  11'' 4J"'). 

soirée  du  18,  par  Fr.  Brodie;  le  second,  simple  esquisse,  pris  «  vers  le  15»  par 
le  pasteur  Webb.  Voici  ces  deux  observations  [Monthly  Notices,  XVI.  204  et  188)  : 


Fig.  7S.  —  Dessin  de  la  plauele  iMars,  18  avril  l8oG,  par  Fr.  Brodio. 

1°«  18  avril,  10'' 10"'  de  temps  sidéral,  Mars  près  delà  Lune,  très  bonne 
Flammarion.  —  Mars.  9 


130  I.A   PLANKTK   MARS. 

imago,  objectif  Je  6  pouces  |,  grossissements  de  396  et  578.  Les  pôles  sont 
resplendissants  de  blancheur,  surtout  le  pôle  sud.  On  remarque  aussi  deux 
autres  régions  plus  blanches,  en  AB  et  en  CD  «. 

2"  Le  croquis  de  Webb,  quoique  moins  détaille,  indi(|ue  ccpcndanl  mieux 
que  le  précédent  ces  quatre  régions  blanches  (les  deux  pôles  et  les  deux 


Fig.  79.  —  Croquis  de  la  plaoLte  Mars,  par  T.  W.  Webb,  vers  le  15  avril  18.56. 

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  Sava7its,  porte  la  lettre  A 
{voy.  p,  19)  el  qui  est  aussi  ja  première  en  tête  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  été  publiée  par  Taylor  dans  le  Madras 
Speclator  du  26  août  1845,  observations  faites  avec  un  télescope  d'Herschel. 
Gruithuisen  en  parle  dans  son  Aslronomische  Jahrbuch  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  ]\[ars,  principalement  au  point 
de  vue  de  la  mesure  du  diamètre.  En  1845.  il  a  fait  quelques  observations  de 
la  surface  (').  Le  22  août,  à  IPSO"",  à  l'époque  de  l'opposition,  il  examina  la 
surface,  en  compagnie  de  l'astronome  royal  (M.  Airy). 

Vers  10''  à  l'ouest  du  Nord  apparent,  sur  le  bord  de  la  planète,  on  voyait  un  cap 
blanc  qui  formait  un  contraste  frappant  avec  la  zone  sombre  qui  était  immédiate- 
ment au-dessous.  Un  peu  au-dessous  de  cette  bande  foncée,  on  en  remarquait  une 
plus  claire.  La  tache  sombre  la  plus  apparente  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  tache  sombre  à  droite. 

(')  Examination  of  Uie  surface  of  Ihc  planet  Mars  wilh  the  télescope  of  Ihe  Soulh- 
East  equatorial.  Royal  Observatory,  Greenwich,  184.5,  p.  172. 


I 


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  l'exception  du 
cap  polaire.  La  coloration  dtait  d'un  beau  rouge  de  terre  «  rich  rod  oarth  «.  Les 
taches  sombres  avaient  une  très  légère  teinte  bleue. 

Le  même  astronome  a  fait  d'autres  observations  à  l'observatoire  d'Ox- 
ford (').  Il  a  surtout  pris  des  mesures  de  l'aplatissement  polaire  et  du  dia- 
mètre. Les  voici  : 

Aplatissement:  .Vplatisscmcnt  : 

1855 9",84  Jj  1871 9",25  J^ 

1862 9",  377     J^  1875 9",  185     ^\ 

1864 9"  38      ^'g 

XLIV.    1856.    —   WlNNECKE. 

Le  but  de  ce  travail  étant  l'étude  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  IS.ôG,  à  l'observatoire  de  Bonn  (-).  Il  trouve 
pour  le  diamètre,  à  la  distance  I,  9", 213.  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  Miidler. 

11  est  un  point  intéressant,  relatif  à  l'excentricité  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  ,Utr.  Society,  t.  XXV,  p.  48;  W.,  t.XXXll,  p.  112;  Rad- 
cliffe  Obscrvalory  Results,  t.  XXII,  XXXI  et  XXXIII. 

(')  Aslronomische  Nachrichlen,  n'  1135,  1858,  p.  97. 

(')  Astronomie  populaire,  œuvre  posthume,  publiée  en  1854-1857.  Arago  est  mort  le 
3  octobre  1853. 


130  LA  ri.  A  M- 11-  mai;  S. 

MM.  MaJIor  et  Béer  ont  suivi,  jusque  dans  les  dernières  conséquences  suscep- 
tibles d'être  vériûées  par  nos  instruments,  l'explication  qu'on  a  donnée  des 
taches  polaires  brillantes  de  Mars  en  les  assiniilani  à  de  la  neige. 

Sur  les  6GS  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  jronds  37'2  jours  et  que  les  saisons  hivernales  contiennent 
Î96  jours  {voyez  p.  115 1. 

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  l'hémisphère  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  pùle  austral 
de  Mars  jouit  des  propriétés  analogues  à  celles  de  nos  neiges,  cette  tache  doit 
varier  considérablement  plus  que  la  tache  bluuche  du  pôle  boréal. 

Nous  parlerons  lAas  loin  du  théorème  en  vertu  duquel  la  quantité  totale 
de  la  chaleur  solaire  reçue  de  Téquinoxe  de  printemps  à  l'équinoxe  d'au- 
tomne est  identiquement  la  même  que  celle  qui  est  reçue  de  l'équinoxe 
d'automne  à  l'équinoxe  de  printemps,  la  durée  de  l'exposition  au  Soleil 
compensant  exactement  la  différence  des  distances.  Mais  si  la  quantité  totale 
de  chaleur  reçue  est  la  même,  il  n'en  est  pas  moins  vrai  que  l'hémisphère 
qui  est  exposé  au  Soleil  au  solstice  périhélique  reçoit  à  ce  moment-là  plus 
de  chaleur  que.  l'autre  n'eu  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  iuclinaison  de  l'axe 
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  d(;  la  planète  et  de  l'atmosphère,  Arago  s'exprime 
comme  il  suit  : 

Quelques  astronomes,  physiciens  et  géologues  onf,  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, 


1853  ARAGO.  133 

ont  voulu  voir  dans  la  coloration  de  Mars  le  résultat  des  modifications  imprimées 
aux  rayons  de  lumit^rc  par  Tatmosphèro  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  pré<Msément  le  contraire  qu'on  observe. 

On  a  remarqué  que  la  couleur  rouge  de  Mars  parait  beaucoup  plus  intense  à 
l'œil  nu  que  dans  une  lunette;  en  interrogeant  mes  souvenirs,  il  me  semble 
qu'avec  des  lunettes  la  teinte  s'affaiblit  notablement  quand  le  grossissement 
s'accroît. 

Les  taches  permanentes  de  Mars  ne  sont  jamais  visibles  jusqu'au  bord  de  la 
planète.  Ce  bord  parait  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  à  quelques  observateurs,  qu'ils  ont  comparé 
ces  deux  bords  à  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  verdàtre,  mais  cette  couleur  n'a  rien  de  réel.  Elle  est  un  phénomène 
de  contraste,  ainsi  que  cela  se  voit  toutes  les  fois  qu'un  objet  blanc  et  faible  est 
placé  à  coté  d'un  autre  objet  fortement  éclairé  en  rouge. 

La  disposition  de  taches  permanentes  de  Mars  près  des  bords  de  son  disque, 
considérée  comme  un  effet  et  comme  une  preuve  de  l'existence  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  regarder  comme  un  résultat 
d'observation  que,  lorsque  la  lumière  solaire  éclaire  librement  la  partie  matérielle 
d'un  corps  sphérique  et  raboteux,  le  bord  et  le  centre  de  son  disque  apparent, vus 
de  loin,  ont  à  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  même  éclat. 

Les  rayons  solaires  qui  illuminent  les  bords  de  l'astre  sont-ils  plus  faibles  que 
les  rayons  qui  frappent  le  centre,  les  bords  paraîtront  moins  éclairés  que  le 
centre. 

Or,  si  Mars  est  entouré  d'une  atmosphère  imparfaitement  diaphane,  les  rayons 
qui  vont  atteindre  le  bord  de  la  planète  doivent  être  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 
l'affaiblissement  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. 

11  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 


13 i  I.A   IM  ANf:TK  M  A  US. 

m.Ttériel  de  la  planète,  on  doit  voir  à  la  fois  la  huniùro  renvoyée  par  ce  point  et 
colle  qui  nous  est  réfléchie  dans  la  môme  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  atmosphc'rique,  en  sajoutant  par  portions  égales  ù 
la  lumière  d'une  tache  et  i\  celle  dos  portions  voisines  plus  éclatantes,  les  rend 
à  peu  près  égales,  d'après  ce  principe  que  deux  lumières  paraissent  avoir  le  même 
éclat  lorsque  leur  dilïcrence  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 GO  et  61.  Avant  l'addition,  la  tache  était  très  différente  des  parties  qui  l'en- 
tourent; après,  la  dififéreuce  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  h  jamais  cachées  sur  les  propriétés  optiques  de 
l'atmosphère  de  Mars. 

Nous  n'ajouterons  qu'une  réllexion  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  l'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  de 
nuages. 

Arago  a  mesuré  l'intensité  de  la  lumière  réfléchie  par  les  caps  polaires  et 
l'a  trouvée  double  de  celle  que  renvoient  les  bords  du  disque. 

XLYI.   1858.  —  Le  P.  A.  SECcni  ('). 

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  l'excellent  équatorial  de  l'observatoire,  de 

(')  Osservazioni  di  Marte,  fatte  durante  iopposizione  del  1858.  Memorie  dclV 
Osservatorio  del  Collegio  romano.  Roraa,  1859. 


1858  LE  P.   A.  SErniI.  13ô 

9  pouces  ou  0'",244  d'ouverture  libre  et  de  ^''^IJ^H  de  distance  focale,  muni  de 
grossissements  de  300  et  iOO  fois. 

Les  heures  les  meilleures  pour  l'observation  do  Mars  ;i  Home  ont  été  celles 
du  coucher  du  soleil  jusqu'à  deux  ou  trois  heures  après,  et  seulement  dans 
ler.  journées  de  beau  temps  fixe. 

On  observa  sur  la  planète  des  taches  de  colorations  très  variées,  rousses, 
bleues,  jaunes  et  même,  peut-être  par  contraste,  verdàtres.  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  tentes  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  h  l'œil  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,  li,  15  et  IG  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  doux  taches  plus  larges,  se  voit  sur  les  dessins  des  3,  4,  D  et  7  juin  :  nous 
l'avons  surnommé  l'isthme.  (Cet  isthme,  situé  vers  liO»  à  droite  de  la  mer  pré- 
cédente, nous  parait  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  MériiHen;  2«  la  baie 
Burton  ou  bouche  de  l'Indus;  3°  l'embouchure  de  la  IManchc. 

Ces  deux  canaux,  dit  le  P.  Secchi,  entourent  une  espèce  de  continent  rougeâtre  ; 
les  deux  canaux  et  le  continent  occupent  environ  iriO"  de  longitude  aréographique 
le  reste  est  couvert  de  taches  indécises,  très  difficiles  à  reconnaître  et  ;\  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  l'on  pourrait  facilement  confondre  avec  la  calotte  polaire.  L'éclat 

(')  .le  les  ai  eus  sous  les  yeux  lors  de  mon  séjour  à  Rome,  en  1872. 

(')  Cette  désignation  de  canal  qui  revient  dans  toutes  les  descriptions  de  l'auteur 
nous  paraît  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  I  A   ri.ANKTi:   MARS. 

de  ces  régions  est  si  vif  que  par  irradiation  elles  paraissent  sortir  du  bord  de  la 
planète  et  cette  illusion  tend  ù  exagérer  le  dianièiro  polaire. 

Les  dessins  des  hémisphères  polaires  faits  par  le  P.  Secchi  ne  s'accordent 
ni  avec  ceux  de  Béer  et  Miidler,  ni  avec  ceux  que  nous  aurons  h  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  i\  croire  que  la 
coloration  est  réelle  parce  que  j'ai  pu  observer  de  petites  portions  séparément 
au  moj'en  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  faveur  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  poiutillage  sur  la  nature  duquel  nous 
n'avons  aucune  idée. 

La  comparaison  de  nos  dessins  avec  ceux  obtenus  par  Madler,  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- 
meat.  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'efTace  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. 


1858  LE  P.  A.  SF-r.r.HT.  137 

dense  que  celle  do  Jupiter  et  probalilement  même  que  celle  de  la  Terre;  mérite  de 
frapper  l'attention  la  taclio  ovale  claire  que  l'on  voit  dans  le  dessin  du  9  juin, 
ainsi  que  dans  ceux  du  10,  du  1 1,  du  13,  du  M  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  avec  les  taches  polaires.  Cette  conclusion  avait  déjà  été  entrevue 
par  Béer  et  Miidler  qui  pourtant  ne  la  considéraient  pas  comme  certaine.  (L'autour 
aurait  pu  dire  par  Herschel,  et  démontrée  par  lui.Voi?'  plus  haut,  p.  56-58  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  18.jG,  ;\  IPSO""  du  soir,  avec 
une  observation  identique  du  24  juillet  1858,  à  8''20™,  il  trouve  24''37"'35*. 

Voici  quelques  extraits  du  reL;islre  d'observations  : 

1858,  7  mai.  1 P',  temps  moyen  de  Rome.  Mars  présente,  au  milieu  de  son  disque, 
une  grande  tache  triangulaire  de  couleur  bleue  et,  au-dessous,  une  tache  rou- 
geàtre.  L'atmosphère  est  mauvaise,  et  il  n'est  pas  possible  de  faire  de  bonnes 
observations.  Cette  tache  doit  être  le  canal  Atlantique,  dénomination  donnée  T^tav 
brièveté  à  cette  grande  tache  bleue  qui  paraît  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  pointillage  roux. 

3  juin,  9''4.j'».  Bonne  atmosphère.  On  voit  bien  Visthmc.  La  calotte  polaire  su- 
périeure est  bien  définie,  mais  l'inférieure  est  indécise.  Ou  voit  bien  un  canal 
mince  que  nous  appellerons  Visthme  [fig.  80,  A). 

4  juin,  9''30™.  Vue  analogue  à  celle  d'hier  [fig.  80,  B). 

5  juin,  9''40.  îd.  L'isthme  est  plus  avancé,  et  il  en  est  de  même  de  la  tache 
claire  de  gauche  [pg.  80,  C). 

7  juin,  IQi^.  Entre  l'isthme  et  le  canal  Atlantique,  est  un  grand  continent  rou- 
geâtre  (ftg-  80,  D). 

8  juin,  9*"  10™,  et  0  juin,  0''  iôm.  Observation  de  ce  continent  rougeâtre.  On  voit 
dans  sa  partie  inférieure  une  espèce  de  promontoire  se  dirigeant  vers  la  tache 
polaire  inférieure  {fîg.  81,  A,  B). 

10  juin,  O^O"'.  L'aspect  inférieur  de  la  figure  doit  particulièrement  attirer  lat- 
tention  parce  qu'entre  la  tache  polaire  et  le  continent  rouge,  s'étend  une  région 
de  couleur  claire  (fîg.  81,  C). 

11  juin,  9''  iri™.  La  planète  présente  une  variété  de  teintes  prodigieuse  et  in- 
descriptible. Le  grand  canal  bleu  est  suivi  d'une  bordure  verte  à  gauche  qui 
s'étend  jusqu'à  une  tache  jaune.  Au  contour  inférieur  du  canal,  on   aperçoit 

(')  Cette  tache  ovale  claire  est  l'ile  Pliillips  de  notre  carte  (p.  69),  et  sa  voisine  de 
gauche  serait  la  terre  de  Lockyer  rejoignant  l'ile  Dreyer  et  la  terre  de  Kunowski.  Il 
y  a  là  l'indice  de  variations  importantes. 


138 


I  A    PLANÈTE   MAUS. 


plusieurs  stries  blanches  très  petites.  Elles  sont  très  remarquables.  Sont-oe  des 
nuages?  Si  on  no  les  revoit  pas  par  une  bonne  atmosphère,  on  sera  bien  forcé 
d'en  conclure  qu'elles  auront  changé  {ftg.  81,  D). 

13  juin,  0''30"'  Iflg.  82,  A).  Le  grand  canal  bleu  se  trouve  presque  au  milieu 

Fi  p.  so. 


]um,  '.'''■ 


■'i  juin,  'J'';i0° 


0  juin,  'J''iU"'.  7  juin,  lU". 

Dessins  de  Mars  faits  par  le  P.  Sccchi.  Rome,  ISôS. 

du  disque;  cette  tache  est  si  vaste  que  Mars  paraît  à  l'uni  nu  moins  rouge 
que  d'habitude.  On  prend  la  direction  des  trois  bras  principaux  de  cette  tache  en 
forme  de  -,  ou  plutôt  de  Scorpion  : 

Directions  des  taches  polaires  excentriques,  200°  5; 

Direction  de  l'axe  de  la  tache  triangulaire,  218°; 

Bras  droit,  283°  ; 

Bras  gauche,  IGO-.d; 

Largeur  de  la  tache  noire,  3",  175 

Diamètre  polaire  de  la  planète,  18",371  ; 

Distance  de  la  tache  au  pôle  supérieur,  7'',304. 

Ces  mesures  ont  été  prises  à  9^^.  Le  dessin  a  été  fait  à  9'' 30™. 


1858 


II-   r.  A.  SECCIII. 


139 


1  î  juin.  !i''l.")"'.  Mémo  asp(,'ct  iiuc  la  veille.  Très  remarquable  {fig.  82,  B). 

15  juin.  Môme  aspect  que  les  doux  soirs  précddonts  {pg.  8-2,  C). 

IG  juin.  Atmosphère  trouble  (//;/•  8-2,  D). 

17  juin,  9^'3C{fîg.  83,  A).  Aspect  qui  rappelle  absolument  celui  du  2.")  avril  1850, 


Fier.  .SI. 


s  juin.'.iMo"'. 


'Jjuin,  9''4ô" 


lu  juin,  'J'-U™.  11  juiu,  'J''45. 

Dessins  de  Mars  laits  par  le  P.  Secclii.  Rome,  18."i8. 

h.  l'3^31'"  de  temps  sidéral,  ce  qui  nous  permet  d'affirmer  1«  la  rotation  de  la  pla- 
nète et  2°  la  permanence  du  canal  Atlantique  que  l'on  voit  à  droite.  Le  corps  de 
la  tache  sombre  est  traversé  de  plusieurs  voiles  blancs.  Que  sont-ils?  Le  lô, 
on  ne  les  voyait  pas. 

18  juin,  0''  20'".  Mars  est  particulièrement  intéressant.  Un  commence  à  apercevoir, 
à  gauche,  une  traînée  obscure.  La  planète  est  jaune  en  cet  endroit,  et  sur  tout  le 
reste  rougcàtre  et  bariolée.  Dans  cette  phase  (fîg.  83,  B),  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  ;iô  juin,  on  constate  qu'il  est  interrompu 
longtemps  avant  d'arriver  vers  le  pôle. 


140 


I. A    PLAN^^TK    MARS. 


20  juin,  9^40".  Le  dessin  a  été  fait  quand  le  canal  était  déjà  au  bord  du  disque 
et  l'on  ne  voit  que  de  légères  traînée?  cendrées  sur  un  fond  roux  \ftg.  83,  C). 


Fig.  8-:. 


l:;  juin,  9'' TA"". 


14  juin,  0^  lj">. 


lô  iiiin. 


IG  juin. 


Dessins  de  Mars  faits  par  le  P.  Secchi.  Rome,  1858. 

24  juin,  0^50"".  Atmosphère  épaisse,  le  disque  semble  de  couleur  marron 
(/îg.  83,  D). 

le»"  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.  Etude  de  la  tache  polaire  inférieure  :  elle  est  cer- 
tainement double  et  se  compose  de  deux  taches  contiguës. 


Telles  sont  les  observations  relatives  à  l'opposition  de  1858.  Le  P.  Secchi 
n'a  pu  les  continuer  pendant  celle  de  1860,  comme  il  se  l'était  proposé,  mais 


1860 


EMMANUKL    LIAIS. 


141 


il  les  a  rei>rises  en  18G"2.  Nous  aniverons  biijiilùl  à  ces  obsei'valion.s.  (juant  à 
celles  que  nous  venons  de  rapporter,  elles  sont  excellentes  et  peuvent  compter 


17  juin,  'J''3G'". 


IS  juin,  V'-JU" 


20  juin, 'J"" 40™.  -4  juin,  'J''5u°'. 

Dessins  de  .Mar.s  faits  par  le  P.  Secchi.  Rome,  I8"8. 

parmi  les  meilleures  que  uous  ayons  eu  jusqu'ici.  Les  autres  seront  encore 
supérieures.  ' 

XLVII.  1860.  —  Emmanuel  Liais  (') 

M.  Emmanuel  Liais,  astronome  de  l'Observatoire  de  Paris,  nomme  quel- 
ques années  plus  tard  par  l'Empereur  du  Brésil,  directeur  de  l'Observatoire 
de  Rio  de  Janeiro,  a  observé  la  planète  Mars  pendant  Toppositiou  de  1860, 
au  point  de  vue  de  son  aspect  physique  et  de  la  parallaxe  du  Soleil.  Il  obtint 
pour  moyenne  des  mesures  25", 35,  ce  qui  donne  0",01  pour  la  distance  1.  Le 

{*)  L'Espace  céleste.  Aspect  de  Mars  et  diamètre. 


li"?  I.V   Pl.ANl-.TF   MAHS. 

23  juillet,  il  dessina  le  croquis  de  Mars  que  nous  reproduisons  ici  d'après 
rouvrage  du  savant  astronome,  r Espace  céleslc,  publié  en  1865.  On  reconnaît 
sur  cette  ligure  le  pôle  sud  alors  tourné  vers  nous,  un  peu  du  pôle  nord  en 
bas,  et,  selon  toute  apparence,  la  mer  Ma  raidi. 

L'auteur  rappelle  que  la  coloration  rougeàtre  do  la  planète  ne  peut  pas 
être  due  à  l'atmosphère,  comme  Arago  l'a  montré,  et  doit  rcpréscntci-  soit  la 
couleur  du  sol,  soit  celle  de  la  vêgciation.  Cette  dernière  explication  nous 

Fiff.  S'.. 


Croquis  de  Mars,  par  .M.  Liais,  le  23  juillet  1860. 

paraît  la  plus  naturelle,  comme  déjà  nous  l'avons  fait  remarquer  à  propos 
des  terrains  ocreux  de  sir  John  Ilerschel. 

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  de  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. 

XLVIII.  1862.  —  G.  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 
aux  conditions  d'habitabilité  de  la  planète  Mars. 

a  Environ  vingt  millions  de  lieues  au  delà  de  la  Terre,  circule  la  planète 
Mars,  qui  présente  aussi  de  frappants  caractères  de  ressemblance  avec  les 

(')  La.  Pluralité  des  Mondes  habités. 


186-: 


C.    KLA.M.MAHION. 


1« 


précédentes.  Elle  est  éloignée  de  l'astre  central  de  r)8178G0(J  lieues,  achève 
son  année  en  G87  jours  et  sa  rotation  diurne  en  24'' 39'".  Les  enveloppes 
atmosphériques  qui  entourent  cette  planète  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  on  mers,  les  variations  de  saisons 

FiL'.  s:,. 


L'hémisphère  le  mieux  connu  de  Mars  (18G2-1864). 
(Figure  extraite  de  la  2''  édition  'le  la  Pluralité  des  Mondes  habités). 

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  (1871)  nous  avons 
publié  l'esquisse  ci-dessus  [fuj.  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  mers  environnantes,  et  avait  surtout  pour  but  de  montrer  les 
différences  caractéristiques  de  la  géographie  martienne  avec  la  nôtre.  A  partir 
de  la  dix-septième  édition  (  1872),  nousavonsdonné  (planche  coloriée)  le  même 
hémisphère,  d'après  les  observations  plus  récentes.  Continents,  atmosphère, 
nuages,  neiges,  mers  et  glaces  polaires  sont  admis  comme  définitivement 
prouvés. 


144  LA   TLANÈTE   MARS. 

Dans  cette  lii;ure  comparative,  nous  avons  placé  l'Est  et  l'Ouest,  comme  sur 
la  Terre,  c'est-à-dire  connue  ils  se  trouvent  pour  les  habitants  de  Mars. 

Nous  arrivons  maintenant  aux  observations  faites  par  le  P.  Secchi 
en  186-2  et  publiées  en  1803. 


XLIX.  1862.  —  Le  P.  X.  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,  cl  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,  écril-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  encordes  effets 
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  Miidler,  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  Miidler. 

»  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 
laustral  est  tourné  vers  nous.  Le  26  septembre  1862,  à  9*'4o"',  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 
Miidler  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  Miidler.  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  Marte.  Memorie  deW  Osservatorio  del  Collegio 
liomano.  Xuova  Série,  vol.  II.  Roma,  1863. 


1862  IJ-:  1".  A.  SKCCllI.  145 

couvrant  les  régions  polaires.  Kl,  en  lait,  c'est  ce  qui  doit  arriver,  puisque 
le  pùlc  visible  dans  l'opposition  de  18G2  est  précisément  le  pôle  tourné  vers 
le  Soleil,  qui  passait  alors  par  son  été,  et  qui  n'est  éloigné  que  de  1")° 
du  périhélie  :  il  se  trouve  donc  à  l'époque  de  sa  plus  haute  température, 
c'est-à-dire  à  celle  qui  correspond  au  milieu  de  notre  mois  de  juillet.  Remar- 
quons en  même  temps  la  forte  inclinaison  de  l'axe  de  Mars  sur  son  orbite 
qui  donne  à  la  planète  des  saisons  très  notables. 

»  Ces  aspects  prouvent  également  qu'il  existe  sur  Mars  de  l'eau  liquide  et 
des  mers,  conséquence  naturelle  de  la  fusion  des  neiges.  Cette  conclusion 
est  conCrmée  par  le  fait  que  les  marques  bleues  que  l'on  découvre  dans 
les  régions  équatoriales  de  la  planète  n'ont  pas  sensiblement  changé  de 
formes,  tandis  que  les  champs  blancs  voisins  des  pôles  sont  contigus  à  des 
champs  rougeâtres,  qui  ne  peuvent  être  que  des  continents.  Ainsi,  l'existence 
des  mers  et  des  continents,  de  même  que  les  alternatives  des  saisons  et  des  varia- 
tions de  l'atmosphère,  sont  aujourdlmi  entièrement  démontrées. 

»  Il  résulte  de  ces  observations  de  1862,  que  les  traits  caractéristiques  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  efh  correspond 
à  celle  que  nous  appelons  mer  de  Cook;  celle  qu'ils  ont  marquée  np  est 
pour  nous  celle  de  Marco  Polo;  leur  tache  a  doit  être  le  canal  de  Franklin. 
Nous  n'avons  donné  aucun  nom  aux  régions  rougeâtres  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'être  étudiées 
lilus  à  fond  et  avec  persévérance.  L'existence  de  l'atmosphère  est  rendue 
indubitable  par  l'absorption  de  la  lumière  vers  les  bords  du  disque  et  indé- 
pendamment des  observations  spectrométriques.  » 

EXTRAIT   DES   OBSERVATIONS. 

21  septembre  1862,  à  20'» 50"'  de  temps  sidéral,  Mars  nous  présente  sa  calotte 
polaire  supérieure,  très  réduite  et  tout  entière  tournée  vers  nous.  Sa  direction 
est  vers  145»  du  centre.  On  voit  clairement  la  tache  bleue  qui  offre  la  forme 
d'un  Y  et  rappelle  l'aspect  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 Cabot  au  continent  rougeàtre  qui  s'étend  sur  la  droite  {fîg.  80,  A). 

26  septembre,  à  9*»45"  de  l'après  midi.  Le  canal  de  Cook  se  trouve  presque 
exactement  au  milieu  du  disque  Mais,  tandis  que  dans  les  dessins  de  1858  sa  par- 
tic  la  plus  large,  que  nous  appelions  le  corps  du  Scorpion,  se  trouvait  fort  aii- 
Flammahion.  —  Mars.  lu 


116 


i.A  iM.AM.ri.  M  ai;  S. 


dessus  (lu  centiv,  oWo  est  inaintiMiant  juste  au  contre.  (  \'oir  uotainiiUMit  les 
figures  des  li  et  t."»  juin  IS58,  p.  liO.lC'est  là  une  alTaire  de  perspoclivo.  Cette  ré- 
gion offre  cette  année  précisément  l'aspect  que  Béer  et  Miuller  ont  représenté 
sur  leur  f'nj.  3  de  1S32  [voy.  p.  105).  Ou  ne  distingue  pas  les  détails  près  du  bord, 
ce  qui  prouve  que  ratmosphèr(^  do  Mars  est  très  absorbante.  Entre  la  tache 


•21  septembre,  20'' oO"',  T.  S. 


•26  septembre,  'J''4jm^  t.  M. 


l>i  octobre,  8''!.. 


25  octobre,  S^O" 


Fig.  86.  —  Dessins  de  Mars  faits  par  le  P.  Secclii.  Rome,  1862. 

polaire  et  la  rner  de  Cook,  on  remarque  plusieurs  ramifications  de  couleur 
bleue,  mais  parsemées  de  taches  jaunes  et  rousses,  difficiles  à  dessiner.  On 
croirait  voir  un  archipel  (  fig.  86,  B). 

18  octobre,  8''I3"  {fig.  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  »  de 
notre  Carte.  "  La  crederei,  écrit  Secchi,  una  rjran  burrasba  in  Marte  ». 


ISli: 


i.i:  r.  A.  siicciii. 


•.'5 octobre, 8'' U'"  (//;/. S(i,  D).  i'aclie  polaire  l>ieu  marquée  el  bien  détacliee.  lùilrc 
clic  et  le  canal,  est  uue  grande  rc<,Mon  roiigeàtre  que  nous  appelons  Colombie. 

20  octobre,  O''!.')"'  {fig.  87,  A).  On  reconnaît  mieux  le  canal  de  Franklin  adroite. 
Entre  le  pôle  et  la  mer  qui  réunit  le  canal  de  Cook  avec  celui  de  Franklin,  on 
voit  un  espace  rougeàtre  parsemé  de  lignes  courbes  (la  Colombie i. 


M  Oi.-toln'o,  '.f' 


:»  iiuvombre,  T'oîi" 


Il  novcinljie,  7'' i."i"'.  Id  novembre,  7'' 30'". 

I-'ii^.  87.  —  Dessius  de  .Mars  lalt.s  par  le  1'.  Seeclii.  Rome,  IS6"2. 

0  novembre,  à  "''38'"  (fuj.  87,  B).  La  figure  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  do  Cook.  Si  on  ne  l'a  j)as  vue  en  18.J8,  c'est 
sans  doute  par  suite  d'une  variation  réelle  plutôt  que  par  la  diflerence  de  pers- 
pective ou  à  cause  de  l'atmosphère  de  Mars.  Très  nébuleuse  en  cette  région, 
notammentles  ISet  20  juin  1858,  cette  tache  offre  bien  la  forme  de  celle  que  Béer 
et  Miidlcr  ont  désignée  sous  les  lettres  pm. 

Il  novembre,  7'' iô"'  (fîg-  87,  C).  La  grande  tache  pm  que  nous  appelons  ?)}c?- 
de  Marco  Polo  parait  de  plus  en  plus  nette.  Entre  cette  tache  et  le  pôle  blanc,  on 
remarque  une  nuée  obscure  très  curieuse. 


lis  I   \   IM.ANKTK   M  A  15  S. 

10  novembre,  "''30"'  (fig.  87,  D).  On  voit  toujours  très  biou  la  grande  nier  bleue. 
La  tache  polaire  inférieure  ou  boréale  est  double. 

IS  et  '26  dccenibre.  La  continuation  des  observations  prouve  que  les  neiges 
polaires  supérieures  ou  australes  ont  considérablement  diminué  et  sont  réduites 
:\  un  tvHit  petit  cercle  blanc. 

Ces  observalions  du  P.  Sccchi  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- 
tions certaines  qui  arrivent  à  la  surface  de  celte  planète  dans  la  forme  et 
rétendue  des  mers. 

Nous  pouvons  pénétrer  maintenant,  plus  complètement  que  nous  ne  l'avons 
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 
celte  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.  11,  13,  14  et  15  juin  (uot/.  p.  139 
et  140^.  On  la  devine  sur  le  suivant. 

Celte  mer  a  été,  comme  nous  venons  de  le  voir,  qualifiée  de  «  Scorpion  » 
par  les  astronomes  romains,  et,  en  cfTet,  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  11;  la 
grande  tentacule  de  gauche  est  la  mer  Flammarion  qui  se  prolonge  par  la  mer 
riooke;  la  petite  tentacule  au-dessous  est  probablement  lu  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  zono  blanche,  qui  est  la  terre  de 
Laplace,  puis  une  zone  grise,  qui  est  la  mer  Delambre,  enfin  encore  une 
zone  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  cette  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  de  la  planète.  Cette  mer  étroite  et  allongée  (voy.  p.  138)  est  le 
second  aspect  caractéristique  de  Mars  dans  ces  observations.  Les  astronomes 
romains  appellent  cette  mer  allongée  l'isthme,  et  aussi  le  canal  de  Franklin. 


lS(j-2  IJ-:   p.  A.  SKCCIII.  149 

Elle  se  trouve  à  près  de  180°  à  droite  do  la  mer  du  Sablier,  car  on  no  voit 
jamais  ces  deux  taches  en  mémo  temps.  Dans  nos  cartes  de  Mars,  nous  avons 
donné  le  nom  de  Manche  à  cette  mer.  M.  Schiaparelli  l'appelle  lo  Gange.  Go 
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  gauciie  vers  la  droite,  est  la 
baie  du  Méridien;  que  la  seconde,  située  à  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'est  pas  absolument  satisfaisante, 
car  même  en  donnant  25°  pour  longitude  à  l'embouchure  de  l'Indus,  celle  de 
la  Manche  ne  se  trouve  pas  à  50i°,  mais  à  5G°;  toutefois  il  nous  est  impossible 
de  faire  aucune  autre  identification.  Cette  «  Manche  »  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  lo  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  Marakli.  que  l'astro- 

Fifî.   88. 


Croquis  fait  par  le  P.  Secchi,  le  l^  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  dilTérences  notables,  dont  un  certain  nombre  .sont 


i:>0  I  \  ri.  \m:ti-:  \i  vi;s. 

imputables  aux  observateurs  et  aux  iiistrunienls ,  mais  dont  plusieurs, 
comme  par  exemple  la  largeur  de  la  Manche,  doivent  tenir  à  la  constitution 
physique  de  la  planète  elle-même.  Ce  dernier  point  est  de  la  plus  haute 
importance. 

Le  P.  Sccchi  a  continué  ses  observations  en  180  î.  l'arnii  It^s  dessins  do  cette 
année,  nous  signalerons,  d'après  M.  Terby  [fi'i.  88),  celui  du  1"  décembre  18G'i, 
à  T*",  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  dun  triangle  allongé.  (Test  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.  17-i  (p.  70),  observé  parSchrœter.  lo2  novembre  1800,  et  aux  pointes 
de  gauche  des  fig.  172  et  177, 

XLVI.  1862.  —  LocKYEH.  ('). 

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  1710  ;  et  de  nos  jours  le  P.  Secchi  a  trouvé  en  1858  ses 
dessins  inconciliables  avec  ceux  de  Béer  et  Madlcr  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  1862 

(')  Measures  of  Ihe  plane l  Mars,  made  al  Ihe  op'position  of  18G2.  Mcmoirs  of  Ihc 
royal  aslj'onomical  Society,  t.  XXXJL  p.  179-190. 


|,%2  LOCKVEH.  151 

ayant  eu  lieu  dans  la  longitude  héliocenlrique  12*',est  comparable  à  celle  du 


Fig,  89.  —  Dessin  de  Lockyer.  17  septembre  1862,  àlO^SO" 


■   Fig.  90.  —  Dessin  de  Lockyer.  17  septembre  186-2.  après  lOi-ôO». 

10  septembre  1830,  qui  a  eu  lieu  à  la   longitude  héliocentrique  de  356°. 
En  admettant  que  l'instrument  de  Béer  et  de  Miidler  ait  été  le  même  que 


ir.e  1  A  PI  am:ti:  m  ah  s. 

celui  dont  cos  obsorvntours  so  sont  sorvis  p(^ur  lom-  carte  de  la  Lune,  c'est- 


Fig.  ni.  —  I)c-sin  de  Lockyer.  23  septembre  l8oJ,  à  'Ji- iU" 


Fig.  92.  —  Dessin  de  Lockyer.  23  septembre  1862,  à  lû''25"'. 

à-dire  un  objectif  de  42  lignes  d'ouverture  et  de 4  pieds  ^  de  longueur  focale, 
M.  Lockyer  constate   que  ses  dessins  concordent  parfaitement  avec  ceux  de 


1862  LOCKYRR.  1j3 

1830,  étant  dorme  querinstnimentdonl  il  s'est  ?ervi  montniit  plus  de  détails, 


Fig.  03.  —  Dessin  de  Lockycr.  2:5  septembre  18G'2,  à,  1 1''55'". 


Fi;:,  '.l'i.  —  Dessin  de  Lockyer.  23  septembre  lsti2,  i,  lv!''r)5"'. 

attendu  que  son  objectif  mesurait  6  pouces  |  d'ouverture  avec  8  pieds  ^  de 
longueur  focale. 


i:.i  I  A    PlANKir.   MAHS. 

Ces  observations  de  186-2  confirment  donc  delà  manière  la  iilns  salisfai-* 
santé  la  théorie  de  la  permanence  absohie  des  configurations  de  la  planète. 
Il  va  néanmoins  des  discordances  inexplicables  entre  les  observations  faites 
à  l'aide  d'instruments  dilTérents,  même  entre  les  mains  des  observateurs  les 
plus  habiles. 

Quoique  la  fixité  complète  des  configurations  générales  de  la  planète  soit 
maintenant  hors  de  doute,  cependant  journellement,  et  nous  pourrions  dire 
lieure  par  heure,  des  variations  dans  les  détails  et  dans  les  tons  des  dill'érentes 


Fig.  9J.  —  Dessin  de  Lockyei*.  25  septembre  18G2,  ix  lO''^'!"". 

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  arc,I  doubt  not,  caused 
by  the  transit  of  clouds  over  the  différent  features.  » 

T.'ne  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- 
thictes;  les  Hgnes  de  rivages,  si  l'on  peut  s'exprimer  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 


\m 


I.OCKVHH, 


moins  foncées,  on  proportion  do  la  densité  de  ces  nuajjres,  et  les  régions  claires 
plus  claires  dans  la  môme  proportion.  Us  ne  peuvent  jamais  d'une  rogion 
claire  faire  une  région  sombre  (').  S'il  eu  est  ainsi,  lorsque  nous  observons  une 
tache  foncée  bien  définie,  nous  pouvons  être  certains  qu'il  n'y  a  pas  de  nuages 
au-dessus  d'elle  et  que  nous  voyons  bien  la  surface  mémo  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  au- 
dcjîsous  de  réf'ions  claires. 


Fis,'.  9G.  —  Dessin  de  Lockyer.  2 j  septembre  1862,  à  lO^ôO". 

Quelques  exemples  de  passages  de  nuages  ont  été  soupçonnés  par  lo 
P.  Secchi,  en  1858.  M.  Lockyer  en  présente  ici  qu'il  qualifie  d'incontes- 
tables ^unmislakeable)  :  les  voici.  Dans  le  dessin  pris  le  3  octobre,  à  10''30"' 
[fig.  97)  l'espace  qui  s'étend  de  x  ii  y  se  montrait  dépourvu  de  toute  tache 
sombre:  dans  le  croquis  pris  le  même  soir  à  11''23"'  [fig.  98),  une  tache  se 
montra  vers  y,  laquelle  s'accentua  progressivement  et  s'étendit  jusqu'à  x 
à  ll''ôl"',  heure  à  laquelle  fat  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'équatenr. 

;•  )  Est-ce  bien  sur? 


136  1  A  rLAMVri:  mars. 

à  la  longitude  de  ÎS».  Les  changements  observés  s'expliqueront  facilement  enad- 
nivttant  qu'au  commencement  do  mes  observations  la  configuration  dont  il  s'agit, 
qui  est  persistante  dans  les  fhj.  10,  11,  Kî,  l'i,  IJ,  1"  et  18  du  P.  Socchi,  a  été 
voilée  par  des  nuages  qui  se  dissipèrent  graduellement  jusqu'il  la  fin;  quoique 
la  configuration  n'ait  pas  été  entièrement  découverte,  elle  était  devenue  beaucoup 
mieux  visible  à  la  fin  de  mes  observations. 

Il  s'agit  d'une  région  que  nos  lecteurs  connaissent  fort  bien,  de  notre  fa- 
meuse mer  du  Sablier.  Eb  bien,  tout  en  admettant  avec  l'auteur  l'influence 


Fig.  97.  —  Dessin  de  I.ockyer.  3  octobre  1802,  à  10'' SO". 

de  nuages  blancs,  nous  verrons  plus  loin  que  le  Ijord  gaucho  de  cotte  mer, 
précisément  sur  la  zone  marquée  /"et  y,  est  très  variable. 

Pour  prendre  un  autre  exemple,  ajoute  l'auteur,  dans  le  n^  l\  de  mes  dessins 
i/jg.95),  la  tache  a  de  Béer  et  MHdler  est  entièrement  invisible,  tandis  que  dans 
le  n»  iôifig.  96)  pris  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  à  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 


IS6-2 


i.<m;kvi:i(. 


disque  et  lorsiiuclles  le  ([uiltcnt.on  peut  le  constater  avec  plus  d'cvidcnce  encore 
dans  riiémisphùie  boréal  au  milieu  de  l'Iiiver,  ciïacant  même  sur  le  méridien 
central  toutes  les  configurations  gdograpliirjues  situées  au  nord  du  30»  degré 
de  latitude.  Il  y  a  là  un  nouveau  témoignage  de  la  grande  intensilii  des  saisons  de 
Mars,  intensité'  dc''j;\  manifestée  par  le  fait  de  l'étendue  considérable  des  neiges 
polaires  en  hiver  et  de  leur  fusion  si  rapide  en  été.  Comme  l'ont  remarqué  Béer 
et  Mildler,  l'hcniisiilière  austral  de  la  planète  sera  toujours  le  plus  facile  h  étu- 
dier pour  nous,  puis(|u'ilse  présente  ù,  nous  aux  époques  de  la  plus  grande  pro- 
ximité de  la  planète. 


Fig.  'JS.  —  Dessin  de  Lockycr.  3  octobre  16Ù2,  ù  11'' 23 


A  l'égard  des  colorations  rouges  et  vertes  si  souvent  décrites  pour  les  configu- 
rations géographiques  de  Mars,  mes  observations,  ajoute  l'astronome  anglais, 
mont  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  rouges 
représentent  les  continents  et  les  régions  vertes  des  mers.  Je  ne  crois  pas  non 
plus  que  ces  colorations  vertes  soietlt  dues  ;\  des  effets  de  contraste  ;  elles  me 
paraissent  réelles. 

Les  régions  foncées  se  sont  montréesiù,  moi  certainement  vertes,  ainsi  qu'à  tous 
ceux  qui  ont  observé  Mars  dans  mon  instrument  ;  cette  couleur  s'est  montrée 
particulièrement  évidente  dans  la  tach^î  marquée  pm  sur  la  carte  de  Béer  et 
Màdler  (dessin  du  l.j  octobre,  à  Oi'S"!  et  à  0'>-20"'i.  Cette  coloration  n'était  certaine- 
ment pas  due  à  l'objectif  de  mon  instrument. 

Les  taches  (jui  se  sont  montrées  les  plus  foncées  en   1S02  sont  les  même.s  que 


158 


i.A  PI  \m:ti;  m  \ 


celles  qui  ont    ollort  le   incmc   aspect  eu    is.iii  :  ces  mers    sont   iiiMUM'aleiiicnt 
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'hémisplière  sud  de  Mars  est  arrivé  le 
8  septembre  et  le  minimum  des  neiges  polaires  {-^^  du  diamètre  apparent 
de  la  planète)  a  été  observé  le  5  octobre,  c'est-à-dire  27  de  nos  jours  après  la 
plus  baute  élévation  du  Soleil  sur  cet  liémispbère.  En  1862,  le  solstice  csl 
arrivé  le  30  aoiU;  or,  le  23  de  ce  mois,  la  zone  neigeuse  offrait  un  diamètre 


Fig.  W.  —  Dessin  do  Lockycr.  'ô  octobre  ISO'2,  u  11'', M"'. 

égal  au  i  de  celui  de  la  planète,  mais  le  25  du  mois  suivant  elle  a  été  réduite 
au  yV>  c^  ^<?'  ^1  octobre  au  ^  de  ce  même  diamètre,  et  c'est  à  peine  si  Ton 
pouvait  la  distinguer.  Puis,  ces  neiges  recommencèrent  de  nouveau  à  s'ac- 
croître. 

Cette  fusion  très  rapide  des  glaces  polaires  australes  doit  être  attribuée  à 
la  grande  excentricité  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  la 
calotte  polaire  neigeuse  ne  coïncide  pas  avec  le  pôle,  mais  se  trouve  à 
quelques  degrés  du  pôle  géographique  et  vers  le  20^  degré  de  longitude  ;  au 
contraire,  au  pôle  nord  ou  inférieur,  \'isible  en  1857,  le  P.  Secchi  a  constaté 
que  la  calotte  de  glace  est  centrée  sur  le  pôle. 

Parfois  la  neige  polaire  a  paru  si  l)rillante  que.  comme  le  croissant  de  la 


ISG-2  i.dCKVKir  Ib'J 

Xouvellc  Lune,  elle  semblait  se  projeter  eu  dehors  de  hi  planète,  lii  soir, 
comme  des  nuages  passaient  devant  la  planète,  cette  neige  polaire  resta  seule 
visible  comme  une  étoile  nébuleuse.  ( Remarque  déjà  faite  au  .wiii*  siècle). 
L'auteur  rappelle  en  terminant  que  son  objectif  de  6  pouces  •f(0"',lG)  de 
diamètre  e::;t  monte  cquatorialement  et  mu  par  un  mouvement  d'horlogerie, 
généralement  appli(jué  pendant  les  dessins  des  vues  télescopiques;  le  gros- 
sissement a  été  habituellement  celui  de  191.  Le  dédoublement  des  étoiles  ■/ 
de  l'Aigle,  •;-  d'Andromède  elX  Cassiopée  est  une  garantie  du  pouvoir  de  défi- 
nition de  cet  instrument. 


Fig.  100.  —  Dessin  de  Lockycr.  'J  octobre  1S02,  à  lui-^T'-. 

Nous  avons  reproduit  en  fac-similés  les  16  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.  Ils  ont  été  placés 
ici  par  ordre  do  date. 

Dans  la  première  et  la  seconde  de  ces  vues  télescopiques,  on  reconnaît  la 
tache  circulaii'e  en  forme  d'œil  qui  a  reçu  le  nom  de  mer  Terby;  au-dessus 
d'elle  et  à  gauche, l'océan  de  la  Rue;  au-dessous,  une  région  grise  sujette  à  des 
variations  fréquentes  ;  à  gauche,  une  première  baie  arrondie,  la  baie  Christie, 
el  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  cette  tache  en  forme  d'œil  la  mer  Baltique. 

Dans  la  troisième,  on  remal-que  surtout  le  détroit  d'IIerschel  H  et  la  tache  a^ 


ino  1.  A  im.\ni:ti:  ma  us. 

qui  n'est  aulre  que  la  baie  du  Moridieii.  Un  peu  plus  lanl,  dans  la  soirée,  ce 
détroit  cl  celle  tache  sont  un  peu  plus  avancés  vers  la  gauche  (// ,7.  92)  et,  une 
heure  et  demie  après,  plus  avancés  encore  [fig.  93).  Il  y  a  une  grande  ressem- 
blance entre  ces  dessins  ol  ceux  de  Becr  et  M.idlcr.  Au-dossus  de  celte  mer 
allongée,  on  en  distingue  une  seconde,  le  détroit  Arago,  et  entre  les  deux  il  y 
a  une  langue  de  terre  blanche  ou  plutôt  grise.  C'est  une  contrée  variable, 
qui  paraît  tanlot  continentale  et  tantôt  maritime.  La  fig.  94,  plus  avancée  en- 
core, montre  au  centre  du  disque  ce  détroit  Arago  terminé  par  deux  langues 


l-'i,:.'.  |iil.  —  I)cs.siQ  de  Lockyer.  Il  octobre  180..',  à  11''  i'". 

pointues,  puis,  à  droite,  la  baie  Christie,  et  ensuite,  un  peu  déformé,  l'OEil. 

On  voit  qu'insensiblement,  la  configuration  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  ç  à  la  mer  du  Sablier.  Les  trois  dessins  du  3  octobre 
[fig.  97,  98,  99)  représentent  avec  une  complète  évidence  la  mer  du  Sablier, 
la  mer  Flammarion,  la  mer  Hooke,  et  au-dessous  la  mer  Maraldi.  La  mer 
ZoUner  et  la  terre  de  Lockyer  -^  Bont  également  faciles  à  'reconnaître.  A 
gauche  de  la  mer  du  Sablier,  la  région  xy  est  brumeuse. 

Le  dessin  du  9  octobre  montre  la  mer  Hooke  et  la  mer  Maraldi.  Au-dessus, 
la  mer  Maunder,  entre  les  mers  Hooke  et  Maraldi,  l'isthme  de  Xiesten,  au- 


186-2  LUCKVKH.  lOI 

dessus  (le  la  nier  Uooko,  à  droite,  la  terre  de  Cassiiii  i-l  l'ile  Dreyer,  puis,  vers 


Fig.  102    —  Dessin  de  Lockycr.   15  octobi-e  1862,  à  O»"  S- 


1  it:.  lÛC.  —  Ucssiu  ilc  Lockycr.  IJ  oclobre  I8G2,  i  9'' ■20"'. 

le  bord,  la  mer  ZOiluer.  Au-dessous  de  la  mer  Maraldi  s'étend  le  continent 
llerschcl  T. 

[•'LAMMAUiu.N.  —  Mars. 


16-2  LA    l'LANKTI-.    MAIiS. 

Celui  (lu  1 1  ociohrc  olTrc  les  mêmes  aspects:  mais,;'!  qauchc  de  la  mer  Ma- 
nilJi,  ou  voit  une  autre  mer,  la  mer  ScliiaparcUi,  séxDarce  de  la  mer  Maraidi 
par  la  terre  de  W'Qhb  (la  carie  de  Green  est  inexacte  sur  ce  point). 

Kniîn,  les  deux  dessins  du  15  octobre  moutreul  celte  mer  Schiaparelli  plus 
loncée  que  la  mer  Maraidi  et  qui  lui  paraît  réunie  (mais  elle  ne  l'est  pas  tou- 
jours '  :  au-dessus,  la  mer  Maunder  ;  à  gauche,  TOEil  ou  mer  Terby  ;  et  celui  du 
18  octobre  présente  cet  UEil  au  milieu  du  disque,  entouré  par  l'océan  de  la 
Rue,  dont  il  est  séparé  par  la  terre  de  Kepler.  La  région  située  au-dessous  de 


Fig.  104.  —  Dessin  do  Lockyer.  18  octobre  1862,  a  8''0"'. 

cet  Œil  est'  moins  foncée  et  moins  étendue  que  le  17  septembre  :  c'est  aussi 
une  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  configurations  comme  positions; 

2°  Variations  dans  l'étendue  et  dans  le  ton  plus  ou  moins  foncé  de  ces  con- 
figurations; 

3°  Degrés  divers  d'obscurité  dans  les  mers  :  la  mer  du  Sablier,  le  détroit 
d'Herschel  11,  la  mer  Maraidi,  la  mer  Schiaparelli  paraissent  généralement 
les  plus  foncées. 

Au  mémoire  que  nous  venons  de  résumer,  M.  Lockyer  a  ajouté  la  note  sui- 


IS62  l'llll.l.ll>S.  16:^ 

vaille  à  propos  des  observations  faites  à  la  même  époque  sur  la  m('ino  planète 
l>ai'  le  professeur  Phillips  cl  par  le  Il6v.  Dawcs. 

«  M.  Phillips  conclut  do  ses  observations  que,  sur  un  fond  permanent  de 
configurations  claires  et  foncées,  il  y  a  sur  Mars  une  enveloppe  atmosphé- 
ri(|ue  varialile  (iiii  se  condense  elllolte  «  a  variable  envelope  gathers  and  lluc- 
luales»,  niodillantparliellcment  l'aspect  des  configurations  fondamentales,  et 
les  déguisant  même  jusiju'à  un  certain  point  en  leur  adjoignant  des  clartés 
et  des  ombres  ^')  nouvelles  (lui  ne  présentent  aucune  conslance,  atmosphère 
légère,  vaporeuse,  reposant  sans  doute  sur  une  surface  de  terres,  d'eaux,  de 
neiges.  » 

Celle  induction  est  aussi  remarquable  qu'intéressante,  et  elle  va  être  con- 
firmée par  le  progrès  des  recherches. 

Xous  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  IPôl™, 
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  exccllcnls  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  Pétude  physique  du  monde  de  Mars. 

XLVII.  Même  année,  18G2.  —  Phillips. 

Pendant  celte  même  opposition  de  IBGi?,  le  professeur  Phillips,  dûxlord. 
a  fait,  comme  on  vient  de  le  voir,  de  très  minutieuses  observations  de  la 
planète,  qu'il  a  communiquées  le  12  février  18G3  à  laSociélé  royale  de  Londres. 
Eu  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?  soul-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  Papprécialion  des  cou- 
leurs ;  les  lunettes  aux  télescopes  pour  la  netteté  des  détails.  Phillips  a  fait 

(')  «  New  lighls  and  nhadcs  wicii  présent  no  constancy,  a  thiii,  vaporous  atmo- 
sphère, probably  resting  ou  a  surface  uf  land,  snow  and  wator.  »  Cela  nous  paraît  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. 


104 


I.A    IM.ANKTi;   M  VUS. 


ses  observalions  à  l'aide  d'une  luiiottc  de  G  pouces  (Û'",I5-^)  monlcc  en  équa- 
torial  et  mue  par  un  mouvemeiU  d'iiorlogcrie. 

De  ses  divers  dessins,  l'auteur  en  a  choisi  trois,  que  nous  repi'oduisons  ici. 
L'}  premier  montre  la  mer  du  Sablier,  le  détroit  d'IIerschel  II,  l'occan  Dawcs, 
la  mer  Lambert  qui  monte  vers  le  pôle,  et  une  mer  polaire  supérieure.  Le 
second  montre,  à  gauche  de  la  mer  du  Sablier,  la  mer  Maraldi,  la  nier  Ilooke 
et  la  mer  Zollner.  Le  troisième  permet  de  reconnaître  la  mer  Maraldi  adroite, 
la  mer  Scliiaparelli  au  milieu  et  la  mer  Tcrby  à  gauche.  —  Le  premier  de 


Fig.  105.—  Dessin  de  Mars  par  Phillips.  27  septembre  I8G2. 

ces  trois  dessins  oflre  une  grande  analogie  avec  celui  de  sir  John  llerschel, 
du  IG  août  1830  {voy.  p.  121). 

L'auteur  exprime  ses  regrets  qu'on  ne  puisse  encore  être  sûr  que  ces  taches 
grises  représentent  vraiment  des  mers  et  ne  soient  pas,  comme  celles  de  la 
Lune,  de  simjjles  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'aurait  que  2*0  de  seconde,  sans  tenir  compte  de  l'irradiation,  mais  elle 
paraîtrait  plus  grande  par  cet  eflet.  Une  boule  de  thermomètre  d'un  pouce 
de  diamètre  (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  ^h  de  pouce  de  diamètre  et  par  conséquent  sous-tend,  abstraction 
faite  de  l'irradiation,  environ  1",  En  employant  pour  l'observation  de  Mars 
un  grossissement  de  300,  yo  de  seconde  devient  io".  Ce  serait  perceptible. 


1862 


Ml. 


105 


I/aiiteiir  pense  donc  qu'en  certaines  conditions  nous  pourrions  voir  l'iynafjc 
du  Soliil  rcflcchie  dam  Irx  eaux  de  Mars,  soit  calmes,  soit  peut-Otro  encore 
mieux  difTuséo  par  i'aoriiafion  des  va,Q:nos. 


Fig.  lutj.  —  Dessin  de  Mars  par  l'hiUips.   11  novcmbio  lsC2. 


Fig.  107.  —  Dessin  do  Mars  par  l'iiillips.  I.'.  octobre  1802. 

L'atmosphère  mai  tienne  doit  jouer  un  grand  rùle  en  modiQant  les  aspects 
géographiques  vus  d'ici. 


166  I. A    PI.AM-.Ti:    MARS. 

La  tache  polaire  neigeuse  est  à  côléàn  pôle  sud,  cl  même  assez  loin. 

Au  télescope,  les  continents  sont  rouges  et  les  mers  vertes. 

I/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  l'un  et  Tété  de  l'autre, 
qui  doit  donner  naissance  à  des  tempêtes  el  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  l'in- 
fluence des  terres  et  des  eaux. 


XLVllI.  Mémo  année.  18G?.  —  Observatoire  de  Lord  Rosse  ('j. 

Lord  Rosse  a  communiqué  à  la  Société  royale  astronomique  de  Londi'cs 
six  dessins  faits  par  son  assistant  Ipendant  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  : 

l'p,  22  juillet,  à  22^30™  de  temps  sidéral.  Définition  imparfaite. 

2'',  14  septembre,  à  C''26">  de  temps  sidéral.  Définition  assez  bonne. 

3<",  16  septembre,  à  23^55'»  de  temps  sidéral.  Très  bonne  définition.  Grossisse- 
ment de  1200. 11  y  avait  un  léger  brouillard,  etpourtant  la  netteté  acte  la  meilleure 
de  la  saison. 

4*,  6  octobre,       h  2'' 10'"  de  temps  sidéral.  Définition  bonne. 

h",  29  octobre,    à  1''  id.  Définition  mauvaise. 

6'^,  6  novembre,  à  I''40"'  id.  Définition  très  mauvaise. 

Un  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  Schiaparelii.  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  10  septembre  ressemble  beau- 
coup à  celui  du  18  octobre  du  P.  Secchi  (voxj.  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  môme  temps  que  chaque  observateur  voit  un 

{']  Observations  faites  à  TObservatoire  de  Parsonstown  (Irlande). 


Î9  octobre,  à  1''  29"   T.  S.  i'  iiuvcmbrc,  à  !'•  ÎÛ".  T.  S. 

Fig.  lOS    —  Vues  têlescopiques  (le  Mars  prises  en  1862  à  lObservaloire  de  lonl  Rosse 


J68  l-\   PI.ANCTK   MARS. 

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  ;\  l'Observatoire  de  Paris,  du  temps  d'Arago,  en  compagnie  d'un  de  ses 
collègues  (Goujon),  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. 

XLI.X.  Même  année,  1862.  —  Lapsell. 

La  même  année  encore,  M.  Lassell  a  fait,  à  l'aide  de  son  grand  télescope  de 
4  pieds  anglais  (l^iO)  de  diamètre,  une  série  d'observations  remarquables 
et  a  communiqué  notamment  à  la  Société  royale  astronomique  do  Londres 
vingt-quatre  dessins  pris  depuis  le  13  septembre  jusqu'au  11  décembre  I8G2. 
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',  1 1  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  môme  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  changementsensible.  La  diffé- 
rence entre  les  dessins  du  27  septembre  et  du  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  Zollner  au-dessus,  le  détroit  d'Herschel  II  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'CEil  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  l'aide  d'instruments  de  moyenne  puissance. 


X^'- 


\ 


2')  septembre. 


septembre 


f 


Il  octobre. 


IZ  octobre. 


13  octobre. 


25  octobre. 


'i  novembre.  5  novembre. 

Fig.   109.  —  Vues  télescopiiiues  do  Mirs  prises  en  I8G2  par  Lasscli 


i:0  LA    PLAXKTK    M  A  II  S. 

L.  Même  année,   I86C.   —  Main,  Lixsser,  Nasmyth,  IIarkness,  Gnovi:, 
Knott,  Iu.lehy,  BtTAnn,  etc. 

Presque  tous  les  astronomes  qui  avaient  de  ])ons  instruments  à  leur  dispo- 
sition, en  cette  remarquable  année  marlienne  ]86t?,  ont  fait  des  observa- 
lions  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 
l'année  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 
l'Observatoire  de  Poulkowa  (Russie).  Cet  astronome  a  publié  en  1864,  dans 
le  Wochenschrifl  fur  Aslronomic  de  IIeis,  une  intéressante  notice  dans  laquelle 
il  déclare  que  les  dessins  qu'il  a  pris  s'accordent  parfaitement  avec  ceux  de 
Béer  et  Madler.  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.  Il  fait  un  nouveau  calcul  de  la  durée  de 
rotation  et  trouve 

24''37">22S9. 

Ses  dessins  confirment  ceux  de  Becr  et  Madler;  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.  [Mcmoirs  of  the  lillcrary  and  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 
Hooke,  le  second,  le  détroit  d'Herschel  11. 

Signalons  encore,  pour  cette  môme  période  de  1862,  les  observations  de 
Knott  en  Angleterre,  et  Ellery  à  Melbourne.  Elles  confirment  les  conclusions 


1862 


onSKKV  AilONS    |)I\i:i{SRS. 


171 


tirées  des  éludes  précédciilcs.  Nous  reproduisons  ici,  d'après  M.  Terby. 
ijuatre  dessins  de  Knolt,  pris  les  2:^  septemliro,  ;"i8''30,  -22  octobre,  k  la  même 
beure,3  novembre,  à9'',  et  27  novembre,  à  7''iô.  Ces  dessins  conduiraient  à 
une  conclusion  contraire  à  celle  do  M.  Lockyor  et  plaideraient  en  faveur  de 


23  septembre. 


•22  octobre. 


3  novembre.  27  novembre. 

Vi^.  110  —  Dessins  de  Mars  faits  par  Knott  en  186?. 

cliangcmenls  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  [Montlily  Xotices,  tome  XXIII,  p.  7ô'i  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'autres  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'.Vcadémie  des  Sciences,  dans  la  séance 
du  15  décembre  1862,  plusieurs  dessins  de  la  planète,  qui  n'ont  pas  été  repro- 
duits, et  sur  lesquels  nous  n'avons  aucun  détail. 


17?  1. A  ri  \m:ti-.  mars. 

Ll.  l8(r:-I8Gi.  —  GnKKN  cl  \\".-I-.  B.vnks. 

MM.  Gi'ccn  cl  \\'.-L.  Ilanks,  arlislcs  pcinlrcs  cl  amateurs  d'Aslronomie, 
habitant  en  Angleterre,  près  de  Londres,  le  i»remier  à  Sainl-John's  Wood, 
le  second  à  Ealing,  ont  ohservé  chacun  séparément  la  planète  pendant  ses 
oppositions  de  1862  et  1804;  le  premier  à  l'aide  d'une  lunette  française  de 
4  pouces  {  munie  d'oculaires  grossissant  de  IGO  à  240  fois,  le  second  à  l'aide 
d'une  lunette  anglaise  do  3  pouces  },.  Ils  en  ont  pris  une  centaine  de  dessins 
dont  24  ont  clé  publiés  dans  l'ancien  journal  astronomique  The  Aslronomkal 
Registcr,  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  do  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'' SO",  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  être  dues  à  des  inon- 
dations. 

LU.  1862-1864.  —  .1.  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  186.5)  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  Schiaparclli,  Maraldi,  Flammarion, 
Herschel  II  et  de  la  Rue. 

L'observateur  a  employé  pour  ces  études,  en  1862,  un  oljjcclif  de  trois 

{')0n  the appearance of  Mars,  Monthly  Notices  of  Iho  royal  astronomical  Society, 
1865,  p.  66  et  160. 


1862-1864  K. VISE  II.  173 

pouces  et  demi  et,  en  180i,  un  objectif  de  six  pouces.  Dans  les  deux  cas, 
le  grossissement  employé  a  été  de  350.  L'auteur  croit  que  la  bande  tracée 
sur  ces  deux  dessins  fait  le  tour  de  la  planète  sans  interruption.  A  la  même 
séance  de  la  Société,  M.  Lockyor  a  fait  remaniucr  que  cette  mer  n'est  pas 
continue,  mais  traversée  en  plusieurs  points  par  des  terres.  11  ajoute  que  les 
dillercnles  laclies  de  la  planète  offrent  divers  degrés  d'intensité  et  que  cer- 
taines d'entre  elles  sont  beaucoup  plus  foncées  que  d'autres.  Ces  dilFérences 
de  tons  ont  été  constatées  en  18G2  par  cet  observateur,  ainsi  que  par 
MM.  Phillips  et  Frankland,  exactement  teUes  qu'elles  avaient  été  marquées 
par  Béer  et  Miidler  en  1830.  En  combinant  ses  croquis  de  18G2,  l'auteur 
trouve,  pour  la  période  de  rotation,  24'' 37" 37'. 

Kn  Angleterre,  M.  Noble  a  fait  un  certain  nombre  de  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  1804  et  douze  pour  celle  de  18G7  (voy.  Monlhly 
Xotices,  XXV,  p.  170  et  Teubv,  Aréographie,  p.  27)  à  l'aide  d'un  télescope  de 
4  pouces  4-  les  principales  taches  de  la  planète  y  sont  représentées  avec  leurs 
caractères  les  plus  saillants.  Cette  période  de  18G2  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.  —  K.^iser  (•). 

Ce  laboricu.':  astronome  a  fait,  pendant  les  oppositions  de  1862  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  plusieurs  sections  qui  ont  pour  objet,  d'abord  l'étude 
des  anciens  dessins  de  la  planète  Mars  de  1636  à  1864  et  ensuite  les  observa- 
tions faites  à  Leyde  sur  les  configurations  géographiques  de  ce  globe,  sur 
la  durée  de  sa  rotation,  sur  les  taches  polaires  et  sur  l'aplatissement.  Ce  Mé- 
moire est  accompagné  de  dessins  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,  llooke  et  Ma- 

(')  Unlcrsuchunrjen  iïbcr  dcn  planelon  Mars  bel  dessoi  oppositioneu  in  der 
Jnhren  1S62  tind  ISG't.  —  Aiinalcn  der  Sternwarlc  in  Leiden.  Dritter  band,  llaag, 
187-2,  p.  1-87. 


174 


LA    l'LANKTI-:    M  A  US. 


raidi,  locéan  I)a\ve<,  la  mer  Zollner,  le  conliiieiil  IJecr,  le  coulineiU  llers- 
chel  I'■^  risthmc  do  Nicstcn,  les  terres  dcCassiiii  et  Drcyer:  on  devine  même 


D  octobre  1.%?.  h  \-2^  3û" 


•:'4  oclo!)ro  isCù',  a  IP'  ^li 


31  octûljrc  à  S*-  45"".  10  décembre  180-2,  a  h'-  Ij-, 

Fig.  lu.—  Dessins  de  Mars  pnr  Kaiser,  en  1862; 

la  terre  de  Lockyer   Le  pôle  supérieur  qu  austral  est  marqué  par  un  petit 


I862-18G4  KAISHK.  175 

cercle  de  neige.  A  gauche  de  la  mer  du  Sablier,  ki  région  est  brumeuse.  Ce 
dessin  est  complet,  en  conformité  parfaite  avec  notre  carie  construite  sur 
l'ensemble  des  observations  (n.  01)).  11  semble  donc  (|ue  ce  jour-là  (ô  octo- 
bre 18G2,  à  minuit  35™)  l'aspect  de  la  planète  n'était  modifié  par  aucun  nuage. 
Les  tons  eux-mêmes  sont  notés. 

Le  deu.xième  dessin  nous  montre  la  mer  Tciliy,  Tucéau  de  la  Hue  qui  ia 
surmonte,  la  mer  Schiaparelli  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'IIerschel  II  et  la  baie 
du  Méridien  :  ce  ruban  sombre  se  montre  tout  à  fait  détaché  du  fond  clair, 
comme  au  temps  de  Miidler,  seulement,  au  lieu  d'être  circulaire,  la  baie  est 
rectangulaire  et  terminée  par  deux  pointes.  Cette  haie  a  été  vue  fourchue 
pour  la  première  fois  par  Dawes,  le  22  septembre  1862,  à  l'aide  d'un  objectif 
d'Alvan  Clark  de  8  pouces  |.  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  fig.  1,  du  .5  octobre,  à  la  fig.  98  (p.  157)  de 
Lockyer  du  3  octobre,  à  11''23'",  et  à  la  fig.  4  de  lord  Rosse  du  6  octobre 
(p.  1G7)  :  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- 
lion  de  cette  surface  en  continents  et  en  mers  s'affirme  de  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  (//'i/.  112  à  117;. 

Dans  le  premier  {fig,  H 2),  nous  retrouvons  la  baie  du  Méridien,  élargie 
et  confondue  avec  la  mer  voisine,  la  baie  Durton,  élargie  et  doublée,  la  baie 
Cliristie.  Tout  cela  paraît  trop  large. 

Dans  le  deuxième  {fig.  113),  nous  reconnaissons  la  mer  du  Sablier,  irès 
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.  Schiaparelli,  avec  lequel  nous 
ferons  plus  loin  connaissance). 

Dans  le  troisième  dessin  de  Kaiser:  TOEil  ou  mer  Terl)y,  la  terre  Copernic, 
au»dessous,  une  traînée  sombre;  à  droite,  la  mer  Schiaparelli  {/ig>.  114). 


76  I  A  PI  .\m:ti-:  maus. 

Dans  le  qiialriôiiio.  à  ih'oite,  la  niei  TL'il)y,cl  au-dessous  la  traînée  sombre, 


Hg.  112.  —  Vue  tolescopique  de  Mars  par  Kaisur,  le  H  novembre  1Sr,4,  a  lÛ""  20"'. 


Fig.  113   —  Vue  tclcscopuiue  de  Mars  par  Kaiser,  le  22  novembre  [S<A,  a  10''  45™. 

dont  nous  venons  de  parler,  la  terre  de  Kepler,  l'océan  de  la  Rue  avec  la  baie 


18G2-lSGi  K.MSKIl.  177 

Chrislie,  le  détroit  Arngo  avec  la  baie  Burton  double,  la  baie  du  Méridien 


l-'iy.  114  —Vue  télescopique  de  Mars,  par  Kaiser,  le  10  décembre  1864,  à  10"  10™. 


Kig.  11  j  —Vue  télescopique  de  Mars,  par  Kaiser,  le  18  décembre  1864,  à  10»' G". 

tout  à  fait  à  gauche. 
Dans  le  cinquième  [fuj.   116),  le  détroit  Herschel  II,  très  foncé  et  bien 

Flamm.uuon.  —  Ma.ys.  1' 


17S  l-A    IM.ANKTK   M  A  H  S. 

Jélaché,  l'île  Phillips  (presqu'île),  le  détroit  Arago;  en  bas,  la  mer  Delaaibre. 


Fig.  11b.  —  Vue  tulescopique  de  Mars,  par  Kaiser,  le  '^3  décembre  IStii,  a  O""  25" 


Fig.  117.  —  Vue  télescopique  de  Mars,  par  Kaiser,  le  28  décembre  IBW,  à  S""  0™. 

Dans  le  sixième  [fig.  117),  la  mer  du  Sablier  avec  son  appendice,  la  mer 
Main,  diffuse,  et  toutes  les  configurations  précédemment  décrites. 


1867-1864  KAISKH.  179 

Nous  sommes  donc  désormais  im'liraiilaliloiiit'ul  aircrmis  dans  la  cer- 
litudc  que  les  confij^'uralions  de  Mars  sunl  lixes,  c'est-à-dire  de  nature  géo- 
gra[iliique,  mais  varialdes  d'aspects,  notamment  sans  doute  par  suite  de 
variations  atmosphériques  (]ui  s'y  superposent. 

L'astronome  de  Leyde  a  tiré  de  tous  ses  dessins  une  carte  géographique 
de  la  planète.  Nous  la  reproduisons  également  ici  [I'kj.  118)  en  fac-similé. 
On  la  comparera  avec  intérêt  à  celle  que  nous  avons  publiée  plus  haut 
(p.  09).  Plusieurs  dillérences  sontmanii'e.-tes.  Ainsi,  nous  n'avons  pas  détaché 
le  détroit  llerschcl  II  coninic  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  deu.x  régions  spé- 
ciales de  variabilité,  soit  que  l'eau  qui  forme  ces  mers  se  retire  ou  s'évapore, 
soit  (ju'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  Miidler.  (  Voir  leur  carte,  p.  107). 
C'est  le  lac  circulaire  qui  porte  le  nom  de  mer  Terby  sur  notre  carte.  Remar- 
quons sa  forme  ovale  sur  la  carte  de  Kaiser.  Celle  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  léquateur,  oblique- 
ment, vei'S  150".  La  tache  ronde  circulaire  prise  par  Béer  et  Miidler  pour 
origine  do  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  que 
les  longitudes  de  Kaiser  diffèrent  de  90"  de  celles  que  nous  adoptons. 

Le  même  astronome  a  entrepris  pendant  les  années  1802,  18G3,  1864  et 
1865,  àl'aide  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'ensemljle  de  ces  mesures  donne  : 

Diamètre  i-quatorial...  ..     9", 468 

Diamètre  polaire 0",  387 

Aplatissement -^-^ 

(')  Durchmesser  des  Planeien  Mars,  gemessen  ira  Jahrc  1862-l863-lS6i,  mil  Aivy's 
Doppelbild  M icrometer  am  7  zôllifjen  Refractor.  —  AiDialen  der  iSternwarle  in 
Leiden.  Drillcr  Band.  —  Haaij,  1872,  p.  227,  241,  Uj. 


180  1, A  ri.ANKTi:  M  vus. 

La  mesure  ilc  raplatissenient  de  Mars  reste,  comme  on  le  voit,  tout  à  fait 
problématique  : 

AV.  IliT^cliel  a  trouvé.    .    .  .       ' 

1  s 

Schrœtcr ^i - 

Arago y- 

Bessel 0 

Main »     -•     -i^    .'-  et  -' 

G  2  ;    3  8  1    i  G  ;    7  I  3  G 

AVinnecke,  Dawcs  el  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  identitiant  avec  raison  la  tache  verticale  dessinée  par  Ilookc  dans  ses 
deux  observations  du  3  mars  16GG  cà  la  tache  marquée  f  dans  les  obser- 
vations de  Béer  et  Miidlor  en  1830  et  désignée  sous  le  nom  de  «  mer  du 
Sablier  »,  Ihe  Hour-glass  sea. 

L'observation  de  Hooke  du  3  mars  1G6G  (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  18G2,  Kaiser  a  constaté  le  passage  de  la  même  tache  au  mé- 
ridien central  de  Mars  le  1"  novembre,  à  G"' 10'".  Il  en  conclut  le  calcul 
suivant  : 

Passage  de  la  mer  du  Sablier  par  le  méridien  central  du  disque  de  Mars. 

Hooke,  1G6G,  mars  14,  à  2''5G"'. 
Kaiser,  1862,  nov.      l,àGMO'°. 

Différence  :  71  621  juui-s  S'^li™. 

Pendant  cet  intervalle,  la  planète  a  fait  TU 004  rotations,  ce  qui  donne  pour 
la  durée  de  la  rotation  : 

24''37"'22',  735. 

Par  l'observation  de  Hooke  et  celle  de  Béer  et  Mudierdu  30  septembre  1830, 
à  17^22°,  le  même  astronome  a  obtenu  : 

Différence  GO  101  jours  14'' 2G"'.  58581  rotations. 
Rotation  =  24''37'"22s  70G. 

Par  l'observation  de  Hooke  et  celle  de  Huygens  du  13  aoiit  1G72,  à 
minuit  11""  : 

Différence  :  2  344  jours  9'' H"".  2  285  rotations. 
Rotation  -  24'' 37"- 22',  C2. 

La  concordance  est  remarquable,  malgré  les  doutes  de  Kaiser  sur  ridcnLité 


1  «62-1804 


KM  si:  II. 


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OS'       Oh     oc     0!     01     0      0^0^    ('C    ^      /'^ 


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i^-:  i.A  PI.  \Ni;Ti';  mai; s. 

de  l.\  taclio  voilicale  de  llooko  avec  la  mer  du  Sablier.  Il  ne  doute  pas  de 
l'identité  de  celte  mer  avec  la  tache  triangulaire  du  dessin  d'IIuygens  du 
13  aoiU  167.?,  par  laquelle  il  trouve  d'autre  part  : 

Huygens,  107-2,  août  13,  ;\  l'ÎMO'". 
Kaiser,      ISGÎ,  nov.    1.  à    G"' 10'". 


Différence  :G9476  jours  18''. 

Pendant  cet  intervalle,  la  planète  a  effectué  67719  rotations;  doù  l'auteur 
«.onclut  pour  la  durée  de  rotation  : 

24''37'"22',  643. 

Cette  même  observation  de  Huygens,  combinée  avec  celle  de  Béer  el  Miidlcr 
du  ;^0  septembre  1830.  à  17''2-2"',  lui  donne  comme  résultat  : 

Différence  :  57757  jours  5'' 12™.  5G29G  rotations. 
Kntation  -  2 'i'' 37"- 2-2',  595. 

En  résumé,  la  rotation  de  la  planète  Mars  est  fixée,  depuis  18G4,  à 

24'' 37™  22%  6, 

à  un  dixième  de  seconde  près. 

LIV.  1862-1804.  —  Analyse  spectrale  de  l'almosphcre  de  Mars,  par  Hucgins, 
Miller,  Piltherfurd  et  Vogel. 

Dans  le  cours  de  l'année  1862,  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'étude  des  planètes  Vénus,  Jupiter,  Mars  et  Saturne. 
Les  résultats  obtenus  ont  été  publiés  dans  les  Pliilosophical  Transaclions  de 
l'année  18G4.  Aux  États-Unis,  llutherfnrd  enlropril  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  1863.  Les  principales  raies  du  spectre  solaire  s'y  montrèrent  nette- 
ment marquées  et  l'on  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,  Astronomical  observations  with  Ihe  spectroscope  (Amer.  Journal 
o/"  Science,  janvier  1863).— Miller  et  Huggins,  On  tliespectrum  ofMars  {Phil.Trans 
1864).  —  VoGEL,  Beohachtungen  aufder  Sternwarte  zu  Bollikamp.  Ileft  I,  p.  eG{Aslr 
Nach.,  n'  1864). 


ISnM«f.i    ANALVSI-    SPT-CTRAr.P    H  F-    I,' AT^f  OSPII  f:  H  F   DF    M  A  H  S.  183 

les  raios  B  qI  n  du  spectre  solaire,  ils  cunslatèrent  la  présence  de  trois  lignes 
fortes. 

Vers  la  rair  /•'  du  spectre  solaire,  c'cst-fi-dire  au  commencement  du  bleu, 
immédiatement  après  lo  vert,  le  s[tecti-e  de  Mars  montre  nu  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  gi-and  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  im  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  1804,  MM.  Iluggins  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.  «  Si  cette  opinion,  dit-il,  était  con- 
trôlée par  les  autres  observations,  on  pourrait  admettre  que,  vers  la  fin  de 
l'année,  l'atmosphère  de  Mars  a  été  plus  chargée  de  brouillards  et  de  vapeurs. 
Ces  brumes  réfléchiraient  une  partie  considérable  de  la  lumière  incidente,  et 
par  là  ombreraient  et  cacheraient  les  couches  inférieures  de  l'atmosphère  de 
la  planète  ainsi  que  la  surface  du  sol  d'où  provient  probablement  la  couleur 
rouge  ;  c'est  cette  couleur  qui  donne  probablement  naissance  aux  lignes 
d'absorption  qui  affaiblissent  les  rayons  bleus  et  violets  du  spectre  de  Mars. 
Par  une  série  d'ob.servations  télescopiques  et  prismatiques  correspon- 
dantes, on  pourrait  sans  doute  faire  des  études  efficaces  sur  la  météoro- 
logie de  la  planète.  » 

Les  recherches  faites  en  Allemagne,  par  Vogel,  s'accordent  avec  celles 
faites  en  Angleterre  et  aux  États-Unis,  sur  les  lignes  d'absorption  du  spectre 
atmosphérique  de  Mars. 

En  réponse  à  une  question  de  M.  Pritchard  :  si  un  simple  brouillard  pro- 
duirait dans  le  spectre  de  la  planète  des  lignes  indicatrices  des  substances 
qui  le   composeraient,   M.  Huggins  répond  que  le  brouillard  n'a  aucune 


ISS  i.A  iM.  A  Ni:  Ti:  m  a  us. 

faculté  d'absorplion  sélective  pour  produire  des  lignes  définies.  Les  petites 
particules  du  brouillard  étant  grandes  relativement  aux  ondulations  de  la 
lumière,  diminuent  l'intensité  des  rayons  bleus  et  verts  en  proportion  plus 
grande  que  pour  l'extrémité  rouge  du  spectre.  La  lumière  réfléchie  d'une 
masse  de  brouillard  oiriirait  une  couleur  ])louàtre. 

A  propos  des  remarques  précédentes,  M.  Lockyer  rappelle  que  la  planète 
Mars  a  paru,  en  1862,  plus  rouge  à  l'œil  nu  qu'en  18Gi,  D'autre  part,  l'at- 
mosphère de  Mars  s'est  montrée,  sans  contredit,  meilleure  et  plus  transpa- 
rente en  1862  qu'en  1864.  Celte  observation  concorde  avec  ce  que  vient  de 
dire  M.  Ihiggins.  On  pourrait  en  conclure  que,  lorsque  l'atmosphère  de  Mars 
est  pure  de  nuages  et  de  brumes,  la  lumière  de  la  planète  est  plus  rouge,  en 
même  temps  que  ses  taches  se  montrent  plus  distinctement. 

Nous  examinerons  la  suite  de  ces  recherches  en  1867. 

Nous  voici  arrivés  dans  le  cours  de  cette  étude  à  l'année  1864,  qui  a  été  en 
quelque  sorte  la  continuation  de  l'opposition  de  1862  par  la  proximité  à 
laquelle  la  planète  s'est  présentée,  quoique  pourtant  elle  ait  été  un  peu 
moins  proche  qu'en  1862  et  surtout  qu'en  1860;  mais  l'attention  des  astro- 
nomes y  était  particulièrement  dirigée,  et  l'on  espérait  arriver  à  quelque 
découverte  capitale. 

Nous  venons  déjà  d'étudier  les  importantes  observations  de  Kaiser  et  des 
spectroscopistes.  Continuons  cette  période  par  l'analyse  des  observations  de 
l'astronome  anglais  Dawes,  l'observateur  «  à  l'œil  d'aigle  ». 


LV.  186'i.  —  Observations  du  Rév.  W.-K.  Dawes  ('). 

Cet  habile  et  éminent  observateur  a  présenté  à  la  Société  royale  astrono- 
mique de  Londres,  dans  sa  séance  du  9  juin  1865,  huit  magnifiques  dessins 
que  nous  reproduisons  ici  et  qui  proclament  un  progrès  considérable  dans 
l'étude  de  notre  planète.  Ces  observations  ont  été  faites  de  novembre  1864  à 
janvier  1865.  à  l'aide  d'un  excellent  objectif  de  8  pouces  construit  par  Cookc 
and  Sons. 

«  Plusieurs  détails  curieux  et  intéressants  que  je  n'avais  jamais  reconnus 
aussi  distinctement,  dit  l'auteur,  se  sont  manifestés  pendant  cette  opposition 
(de  1864  I.  L'un  des  plus  remarquables  est  un  détroit  long  et  mince  qui  court 
dans  la  direction  N.-E.  et  S.-W.,  dans  l'hémisphère  nord,  et  qui  se  voit 
distinctement  dans  les  dessins  des  12  et  14  novembre,  et  plus  faiblement 
dans  celui  du  10  novembre  ainsi  que  dans  celui  du  21  janvier.  J'avais  déjà 

(')  Hopepeld  Observalûnj,  Haddenharn.  Bucks,  Angleterre. 


isni  W.-U.    DAW'ES.  185 

rernarqué  et  dessiné  ce  di'lroit  dès  ranuéc  1852,  le  pôle  nord  étant  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  pns  vu  aussi  distinctement  avec  l'instrument  de  G  pouces  J  de  Munich, 
dont  je  me  servais  alors,  qu'à  l'aide  de  mon  8  pouces  actuel. 

«  Un  autre  ol)j(.'t  intéressant  a  été  l'ombre  fourchue,  dessinée  notamment 
le  11  novembre  ainsi  que  le  20  et  le  12  (moins  distinctement).  Je  l'avais 
souvent  remar(]uée  on  1852  sous  la  forme  d'une  baie  ovale  avec  un  rivage 
régulier  et  n'ai  pas  soupçonné  une  seule  fois  qu'elle  piU  être  partagée  ou 
irrégulière  dans  son  contour.  Mais,  le  22  septembre  18G2,  j'ai  constaté  très 
nettement  son  aspect  fourchu  et  il  en  a  été  de  même  pendant  toute  la  durée 
de  la  dernière  opposition.  Cet  aspect  donnait  l'impression  de  deux  embou- 
chures de  fleuves  très  larges;  mais  je  n'ai  jamais  pu  reconnaître  ces  fleuves. 
Les  excellents  dessins  faits  par  M.  Lockyer  en  1862  montrent  plusieurs  fois 
cette  baie,  mais  ne  la  montrent  pas  ainsi  partagée  en  deux  pointes.  Il  sera 
fort  intéressant,  dans  les  oppositions  futures,  de  vérifier  si  cette  forme  est 
permanente  ou  variable.  //  peut  se  faire  que  la  mer  se  soit  retirée  de  celle -partie 
du  rivage  et  ait  laissé  une  langue  de  terre  visible. 

«  Il  est  très  difficile  de  noter  avec  certitude  des  variations  dans  l'aspect 
des  différentes  taches  qui  peuvent  être  dues  à  des  causes  atmosphériques 
dans  la  planète  elle-même.  Celte  difficulté  pourrait  sans  doute  être  diminuée 
si  l'on  prenait  soin  de  comparer  les  vues  télescopiques  aux  configurations 
déjà  connues  des  régions  observées  ;  mais  il  me  paraît  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  certainement  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  1862.  Malheureusement,  une  série  de  nuits 
nuageuses  m'empêcha  de  continuer  ces  observations. 

«  Kien  ne  me  paraît  mieux  prouver  que  la  teinte  rouge  de  Mars  n'est  pas 
produite  par  l'atmosphère  de  la  planète  que  ce  fait  que  la  coloration  rougeâtre 
est  toujours  plus  manjuée  vers  le  centre  du  disque,  précisément  où  l'enve- 
loppe atmosphérique  est  la  plus  mince.  Vers  les  bords  du  disque,  les  taches 
grises  sont  presque  entièrement  effacées  par  la  densité  de  l'atmosphère,  et  la 
couleur  réllécliie  de  ses  bords  est  blanche  ou  blanche  verdàtre,  cette  dernière 
coloration  étant  peut-être  un  effet  de  contraste  avec  le  rouge  du  centre. 

»  Le  1"  décembre,  quelques  heures  après  l'opposition, j'ai  obtenu  quelques 


I8r. 


I  \    PI,  A\f:TI-    M  VHS. 


mesures  du  disque  h  l'aide  diin  exrellenl  niicromèlre  ;i  douMo  iniaj^o.  Il  no 
m'a  pas  ^\ô  possible  do  reconnaître  aucune  trace  d'aplatissement;  au  contraire, 
j'ai  trôuv.'  1.-  dianirlro  pol;iin>  i-lntùt  plus  irrand  ([ne  le  diamètre  éqnatorial. 


i  novembre  ISiJi.  IJ^-^i"'. 


10  novembre  1864.  lîMj" 


12  novembre  1864.  12'' SO"-.  14  novembre  1864.  t2i'0'". 

Fig.  1 19.  —  De.ssins  de  Mars,  par  Dawes,  en  1864-65. 

d'une  quantité   insignifiante   d'ailleurs    i0",02).    Ce   résultat  rappelle  les 
mesures  de  Mars  faites  par  M.  Johnson  avec  l'héliomètre  d'Oxford  ('). 

{•)  Ces  mesures  publiées  au  tome  XI,  page  292,  de  l'Observatoire  de  Radcliffe,  donnent, 
pour  la  distance  moyenne  de  la  planète  au  Soleil  : 

Diamètre  équatoriai  —  5", 901 
Diamètre  polaire  G", 503 

Ici  le  diamètre  polaire  est  sensiblement  supérieur  au  diamètre  équatoriai. 


1«64 


W.-Ii.    DAWFS. 


1S7 


»  Mon  impression  est  que  ratniosphère  de  la  planète  Mars  n'est  pas  liabi- 
tuellement  très  nuageuse.  Pendant  la  deriiièrn  opposition,  les  principales 
ronfifîurations  se  sont  presque  constamment  nionlnVs  clairement  et  nottr- 


20  novembre  ISf.'..  \\>'?,v,' 


■:r.  novembre  ISf/i.  i\<'?,r," 


t-'  décembre  ISG'i.  I2i'0'".  21  janvier.  ISGj.  SHL 

Fia:.  120.  —  Dessins  de  Mars,  par  Dawes,  en  18G4-G5. 

ment.  .le  n'ai  pas  une  senlc  fois  pu  constater  qu'il  y  ail  eu  avec  certitude  des 
régions  masquées  par  du  brouillard  et  des  nuages.  La  seule  exception  à  cette 
permanence  consiste  dans  les  taches  très  blanches  notées  en  quelques  rares 
circonstances  et  qui  donnent  l'impression  soit  de  masses  de  neige,  soit  de 
masses  nuageuses  dont  la  surface  réfléchit  vivement  la  lumière  solaire.  On 
pourrait  ajouter  aussi  à  ces  variations  le  fait  assurément  remarquable  que 
l'on  constate  en  comparant  le  dessin  du  1  i  novembre  à  ceux  du  10  et  du  12 


188  I.A   PI.Wf^Ti:   MA  H  s. 

pour  le  pôle  inforicur  :  il  y  avait  au  point  marqué  a  dans  les  dessins  du  10 
et  du  \'2  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  inloressantes,  Dawes  ajoute  en  post-srripium  les  re- 
marques suivantes  : 

Kii  recourant  à  mon  registre  et  à  mes  dessins  de  l'année  ISôî,  jo  vois  que, 
cette  année-là,  j'ai  souvent  observé  une  traînée  particulièrement  blanche  le  long 
du  rivage  marqué  a  sur  lo  dessin  du  20  novembre  18(Vj  comme  attirant  particu- 
lièrement lattention  par  son  éclatante  blancheur.  Il  scml)lo  donc  qu'il  y  aurait  1;\ 
quelque  cause  permanente  ou  du  moins  assez  fréquente  amenant  cet  éclat  parti- 
culier. Cependant,  comme  cette  ri'gion  est  voisine  de  l'équateur,  il  ne  paraît  pas 
vraisemblable  d'attribuer  cette  blancheur  à  des  nuages  et  encore  moins  à  de  la 
neige,  à  moins  qu'il  n'y  ait  là  dos  plateaux  très  élevés  au-dessus  du  niveau  de  la 
mer  ('). 

Ces  magnifiques  dessins  de  Dawes  constituent,  comme  nous  l'avons  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  lierschel  ïï,  les  rivages 
de  la  mer  du  Sablier,  et  la  plupart  des  configurations  représentées  sur  notre 
carte  ^p.  69).  A  la  baie  du  Méridien,  qui  donne  naturellement  l'idée  de  Vem- 
boitchiirc  de  deux  fleuves,  l'observateur  a  cherché  ces  fleuves  sans  parvenir  à 
les  découvrii"  :  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  colloration  rougeâlre  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  vers  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  atmosphère  sont  absorbés  par 

(')  Royal  astronomical  Society,  Monthly  Notices,  t.  XXV,  et  Meraoirs,  t.  XXXIV. 


18G4  JOHN   PHILLIPS.  189 

elle.  Des  00  (jui  arrivoiil  ;i  la  surlace  du  sol,  moins  du  <]uurt  peut  èlre 
rclléchi  par  le  sable  jaune  même,  et  ce  quart  doit  encore  perdre  iO  pour  100 
en  traversant  ralmosphère.  Il  n'y  aurait  donc,  pour  la  Terre,  pas  plus  de 
8ou9pour  100  des  rayons  lumineux  qui  pourraient  atteindre  l'œil  d'un  obser- 
vateur lunaire.  De  loin,  la  Terre  doit  donc  paraître  blanchâtre  ,m(}me  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'Olrc  ronde  :  elle  ressemble  à 
une  feuille  au-dessous,  une  seconde  tache,  offrant  le  même  aspect,  est  beau- 
coup trop  vaste;  le  détroit  Herschel  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. 

LVr.  18G4.  —  John  Phillips. 

Le  professeur  émérite  de  l'Université  d'Oxford,  dont  nous  avons  déjà  re- 
marqué les  observations  de  l'année  1862,  a  continué  l'étude  de  Mars  pendant 
l'opposition  de  18G4  et  en  a  présenté  les  résultats  à  la  Société  royale  de 
Londres  dans  sa  séance  du  12  janvier  1865  (^). 

11  constate  d'abord  que  les  aspects  géographiques  se  sont  présentés  en  1864 
à  peu  près  tels  qu'on  les  avait  dessinés  en  1862.  Ou  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  de  terre  (/anrf) 
aux  régions  orangées,  et  de  mer  [sea]  aux  régions  vcrdàtres,  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.  \ln  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. 

«  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  lalituJe,  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 

(')  American  Journal  of  Science,  t.  XXVIII,  p.  163. 
{')  Proceedings  of  Ihe  Royal  Society,  18G5,  p.  42-40. 


190  I.  A    IM.ANÎ-TF.   MARS. 

celle  des  nuages  éclairés  par  le  soleil  couchant.  «  Il  faut,  du  resU?,  qu'il  y  ail 
de  grands  transports  de  vapeur  d'eau  pour  amener  les  neiges  d'un  pôle  à 
l'autre,  suivant  ralternance  des  saisons.  » 

L'auteur  a  observé  des  neiges  jusqu'à  50"  ou  même  45°  de  latitude; 
M.  \Varren  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  parfois  beau- 
coup en  des  années  martiennes  différentes,  comme  on  peut  le  reconnaître 
en  comparant  le  dessin  de  sir  John  Herschel  du  IG  août  1830  [voij.  p.  1"2I) 
avec  celui  de  l'auteur  du  -27  septembre  1862  (p.  16 i). 

«  Les  climats  de  Mars  paraissent  presque  identiques  à  ceux  de  notre  monde, 
car  là  comme  ici,  de  50"  de  latitude  aux  pôles,  la  vapeur  d'eau  donne  nais- 
sance à  des  neiges  périodiques,  et  de  l'équateur  à  40"  environ  la  lempéra- 


27Û  '  '  7èû  ' 

Planisphère  de  Mars,  ea  projection  équatoriale,  parle  professeur   Phillips. 

ture  reste  toujours  assez  élevée  pour  produire  une  évaporation  normale  : 
atmosphère  généralement  pure  dans  les  régions  équatoriales  et  tropicales, 
neiges  variables  jusqu'à  une  certaine  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  i-apport  de  152  à  100,  et 
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  paraît  être  la  même  sur  Mars  que  chez 
nous,  et  plus  importante  encore.  Il  en  résulte  que,  selon  toute  probabihté, 
nous  pouvons  regarder  Mars  comme  habitable.  » 


1864  FKI.IX    VON    l'KA.NZHNAL'.  191 

Tel  est  le  résultat,  des  observations  du  professeur  Phillips.  Nous  repro- 
duisons ici,  en  fac-simil(',  le  planisphère  (jui  accompagne  ce  Mémoire. 

Ces  observations  paraissent  avoir  été  faites  avec  ie  niénie  instrument  (|uc 
celles  de  18G-2. 

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  daiiç  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  Ilerschel  f.  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  l'être  de  l'Ouest  à 
l'E>;t.  Notre  zéro  se  trouve  sur  le  SIS*"  méridien  de  cette  carte,  à  l'extrémité 
du  ruban  clair  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. 

LYII.  Même  année.  —  Félix  von  Fr.\nzenau. 

M.  de  Franzcnau  a  fait  ^à  l'Observatoire  de  Vienne  une  étude  fort  intéres- 
sante accom.pagnée  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  effectue'es  à  l'aide 
du  réfracteur  de  6  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  Miidler. 

Pour  léclaircisscment  de  ces  dessins,  il  est  entendu  que  N.  S.  P.  signifient  Pôle 
Xurd,  Pôle  Sud  et  Phase;  par  b'  je  désigne  la  neige  ou  du  moins  ce  qui  y  ressem- 
ble, au  pôle  nord. 

I.  8  novembre  1804,  'J''3U"',  heure  de  Vienne,  a,  b  sont  deux  grandes  taches 
très  sombres  séparées  par  k.  La  couleur  noire  et  la  netteté  des  contours  des  trois 
pointes  de  a  est  tout  à  fait  remarquable;  ics  environs  c,  ij,  It,  i,  k  sont  des  um- 

{')  Mars  in  A'oi;e?7ii(t'>' 18G4.  Sit:unijsbericlitc  der  K.  K.  Acad.  der  Wissenschaften 
Wien,  1863,  LUI,  Band ;  p.  JO'J. 


192 


LA  ri  .\n(;ti:  .mams. 


8  novembre,  à  9'' 30" 


10  novembre,  à  3i'30™. 


15  novembre,  à  9'' 30™. 
Flg.  122.  -  Observations  de  la  planète  Mars,  par  von  Franzenau,  en  18b4. 


ISG'j 


FKLIX   VON    I'KAN/j:.NAL. 


193 


20  novembre,  à  1''  45"". 


•20  novembre,  à  9''  20" 


22  novembre,  à  'j*. 

ri?.  123.  —  Observations  de  la  planète  Mars,  par  vou  Franzcnau,  en  ISGi. 
1"'l.\m.\iaiuon.  —  Mars 


13 


191  I.A  PI.ANKTK   MARS. 

bres  grises  ii  pciue  visibles,   sans  contours  ueltcmcul  arrêtés;  .v,  y,  :,  sont  les 
parties  rouge  clair  de  la  plauètc. 

II.  10  novembre,  O^^SO".  Les  taches  sont  restées  les  mêmes,  modifiées  seulement 
par  la  rotatiou.  La  tache  6  s'est  beaucoup  augmentée  eu  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.  13  novembre,  Qi'SO'".  Les  progrès  de  la  rotatiou  commencent  à  influer  beau- 
coup sur  la  l'orme  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 
t\  cette  dernière  partie,  elle  est,  ainsi  que  d,  très  faiblement  éclairée  dans  les  en- 
virons de  b;  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,  T'^iô"».  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  d  plus  nettement  visible 
qu'auparavant,  u  est  une  partie  claire  entre  les  taches  b,  c  et  d;  quant  à  \v,  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  même,  deux  heures  plas 
tard  ;  les  taches  principales  sont  plus  rapprochées  du  méridien  central  de  la  planète 
et  présentent,  par  conséquent,  plus  de  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,  ]?,  est  apparue. 

VI.  22  novembre,  9^.  L'intervalle  entre  ce  dessin  et  le  dessin  n"  IV  embrasse 
presque  deux  périodes  de  rotatiou  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  plus 
remarquable,  c'est,  d'une  part,  leur  conformité  avec  celles  de  Béer  et  Mildler, 
conduisant  à  l'opinion  de  la  permanence  des  configurations,  et,  d'autre  part, 
un  détail  assez  curieux,  celui  d'un  isthme  blanc  au-dessus  de  la  mer  du  Sa- 
blier, visible  sur  les  dessins  IV  et  VI,  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  cette  même  solution  de  continuité  sur 
des  dessins  de  M.ïdler  en  1841  [voij.  p.  119),  W.  de  la  Rue  en  185G  (p.  128), 
lord  Rosse  en  1862  (p.  167).  Est-ce  une  profondeur  moindre,  cl  variable,  de 
la  mer?  Ces  divergences  seront  discutées  plus  loin.  Les  dessins  de  Franzenau 
nous  conduisent  donc  encore  à  notre  double  conclusion  ;  permanence  et 
variaiions. 


1864  J.   C.   ZÙLLM'K.    SKIDI-L,    SCIIMIDl.  —  IMIOTO.M  I:T  U  1 1:.  10.". 

LVIII.  Même  année,  18G4.  —  Talmage.  Si-Cfini,  Uldolf  Wolf. 

Pendant  celte  même  opposition  de  18G4,  M.  ïalmage  ('),  observateur  an- 
glais, a  remarqué,  principalement  à  la  date  des  li  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  à 
celles  faites  par  William  Ilerschel,  les  17  avril  1777  et  20  mai  1783  [voir 
plus  haut,  p.  51,  fi(j.  17  et  p.  57,  ft(j.  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,  àlû''30"',  avec  un  dessin  de  Secchi 
du  26  septembre  1862,  à  9''45'"  [Voir  plus  haut,  p.  146,  /ig.  86,  B)  et  a  trouvé 
pour  cette  durée 

24"  37™  22',  9. 

LIX.  Même  année,    1864.  —  T.  C.  Zollxer,   Seidel,   Sghmidt,  Pholométrie. 

Zolhier  et  Seidel,  physiciens  allemands,  ont  fait,  pendant  cette  même  oppo- 
sition de  Mars,  des  observations  photométriques  (')  d'oti  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,  Zullner  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  refléchissant. 
La  cause  paraît  due  à  ce  que,  sur  ces  deu.\  planètes,  ce  sont  les  nuages  de 

•  i  On  an  appearance  prescnlcd  by  thc  spots  oa  tlie  planct  Mars  {Monlkly  yolices 
vl  li.  A.  S.,  1865,  p.  193). 
(•)  Aslronoinischc  Miltheilunrjen,  n"  '2-2,  p.  57. 
)  Ptiotomelrischc  Untersuchungen ;  Leipzig,  I8G5. 


I9G  1.  A    ri.  A  M';  II-    MARS. 

leurs  atmosphères  qui  réflcchisscnl  la  lumière  solaire,  tandis  que,  sur  Mars, 
c'est  surtout  le  globe  planétaire  lui-même.  Ces  deux  planètes  ont  un  alhedo 
respectivement  quatre  cl  trois  fois  plus  grand  que  celui  du  sol  lunaire. 

La  dégradation  d'éclat  de  la  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.  Zollner  trouve  que,  pour  (jue  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  bypollièse,  les  changements 
iDcaucoup  plus  rapides  de  l'éclat  de  jMars  demanderaient  pour  ses  montagnes 
un  angle  deTG"  en  moyenne. 

Zolluer  donne  la  Table  suivante  pour  exprimer  raI])cdo  ou  le  [louvoir  ré- 
fléchissant, autrement  dit  l'éclat  moyen,  de  cha(]ue  planète 

La  Lune  renvoie  0, 174  de  la  lumière  reçue. 

Ln  Sable  blanc      «       0,237  » 

Mars  »        0,267  » 

Saturno  »       0,498  » 

Jupiter  )'        0,  G24  » 

Le  papier  blanc      »        0.700  » 

On  voit  que,  d'après  ces  évaluations,  Mars  garderait  les  l'SÀ  millièmes  ou 
plus  des  7  dixièmes  de  la  lumière  solaire  qui  lui  arrive,  et  n'en  renverrait 
dans  l'espace  que  les  2G7  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  .lupiter. 

Seidel  (')  avait  trouvé  pour  l'éclat  de  Mars  relativement  aux  étoiles  : 
Mars  en  opposition  =  2,97  x  Véga, 
soit  près  de  trois  fois  celui  de  Véga,  observations  faites  à  l'aide  du  photo- 
mètre objectif  de  Steinheil.  Relativement  au  Soleil,  Zollner  a  trouvé  avec  son 
photomètre  : 

Mars  en  opnositiou  =  ■ ; x  Soleil. 

Cette  détermination  de  Zollner  correspond  à  une  grandeur  dètoilcs  —  2,25. 
Jules  Schmidl  (-)  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 

Mars  =  Sirius,  quand  log =  i/J-ii 

A-  r- 

=  Aldébaran      —       —  1,2.J8. 

(')  Bayerische  Akademie  der  Wissenschaften,  Mûnchen.  1850. 
(')  Asir.  Nach.,  t.  XCIIL  1880,  p.  93. 


l8Gi-l875 


I.K    i)'    TF'IUJV.    —  OBSi:  I5VAI  IONS. 


l'JT 


LX.  18Gi;i  187.-).  -  Le  Ir  Ti:niiv. 

M.  F.  Torhy,  docteur  es  sciences,  à  Louvain,  auquel  l'.Vréograpliic  e.sl  re- 
devable Je  travaux  si  persévérants  et  si  considérables,  a  lait  une  observation 
a.ssiduo  do  la  planète  Mars  depuis  l'opposition  d»)  1864  jusqu'au  moment  oïi 
nous  écrivons  ces  lignes,  et  a  pris  soin  d'en  publier  régulièrement  les  résul- 
tats dans  les  Bulletins  de  r Académie  des  Sciences  de  Belgique.  Les  premières 
observations  de  cet  astronome  ont  été  obtenues  à  l'aide  d'une  excellente  lunette 
Secrélan  de  lOB™",  munie  de  grossissements  de  120  et  180  fois,  et  parfois 
même  240.  Nous  parlerons  d'abord  ici  |de  celles  qui  sont  antérieures  à  l'op- 
position do  1877.  (]ui  a  commencé  un  nouveau  cycle  dans  l'étude  de  notre 


1"  m.ii,  h   lO*"  ; 


10  in:ii.  h    lOl'ii 


!  J   mai,  .i  .S''2J 


,20  mai,  ;i  8'' 40™.  -ii  mai,  à  8'' 40'".  29  mai,  a  8^Z0" 

Fig.  124 .  —  Croquis  de  Mars,  par  M.  Terby,  en  1873. 


planète.  Les  Notices  présentées  à  l'Académie  de  Belgique  par  notre  éminenl 
collègue  sont  accompagnées  de  23  dessins  pour  1864  et  1807,  36  pour  1871, 
12  pour  1873  et  22  pour  187.5.  Les  croquis  de  ces  deux  dernières  années  sont 
ceux  qui  offrent  le  plus  de  détails.  On  y  reconnaît  notamment  la  mer  du  Sa- 
blier, la  mer  Maraldi,  le  détroit  Herschel  II,  la  tache  polaire  boréale,  ainsi 
que  l'australe.  Parmi  ces  nombreuses  figures,  nous  en  reproduirons  d'abord 
six  de  l'année  1873  comme  particulièrement  intéressantes.  Elles  ont  été  prises 
aux  dates  indiquées  au-dessous  de  chaque  dessin. 

Dans  ces  dessins,  la  lettre  a  indique  la  mer  Knobcl;  la  lettre  b,  l'océan  de 
a  Rue  ;  la  lettre  c,  la  baie  du  Méridien  et  le  détroit  Ilerschcl  II  :  la  lettre  d.  la 


198 


LA  PLANKTK   M  A  US. 


incr  du  Sablier;  la  Ictlrc  r,  la  mer  Delambrcct  ses  environs;  la  letlre^  la  mer 
Maraldi.  Dans  le  dessin  dn  "^i  mai.  on  voit  en  mu  une  scparalion,  qui  esl 
assez  curieuse,  observée  également  le  2-2  mai.  Cette  division  existe  également 
sur  deux  dessins  de  187."),  faits  le  20  juillet.  Sur  le  dessin  du  20  mai  1873,  ou 
aperçoit  en  eh  la  passe  de  Nasmytli. 

En  1871  et  1873,  la  tacbe  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  elîacer  les  configurations  el 
interdire  tout  dessin. 

Plusieurs  dessins  de  1875  offrent  également  un  intérêt  particulier.  Le  pre- 
mier, du  1  i  juin  [fig.  125,  A),  fait  à  1 1 ''30'",  montre  en  m  une  dentelure  et  en 

Fig.  12:.. 


li  juin,  il  ]1''30" 


1 1  juin,  .'1  minuit. 


17  juillet,  a  Oi-lO" 


20  juillet,  il  Oliio™.  20  juillet,  il  10i'20"'.  24  juillet,  ii  8'''S0"' 

Croquis  de  Mars,  par  M.  Terby,  en  187j. 

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"'  [Voir  plus  haut,  p.  7i, 
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  lo  voit  sur  la 
figure  suivante,  faite  par  M.  Terby  une  demi-heure  plus  tard.  On  distingue 
alors  la  partie  inférieure  que  l'on  n'avait  pas  aperçue  plus  tôt,  et  l'on  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  l'axe  vertical  de  cette  mer. 


|86r.  C.  l'LA.MM.MUON.  —  M  f- TKOHOf.Ofil  l-    MARTIENNI-.  100 

Le  troisième  montre  à  gaiirlie  de  la  mer  du  Sablier  [d)  une  dentelure  m  et 
une  lan.que  do  terre  en  n,  rappelant  la  séparation  signalée  tout  à  l'heure  pour 
18715,  et  que  nous  avons  remarquée  aussi  dans  les  dessins  de  Franzenau 
(p.  193) .  Cotte  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  18G4,  et  un  de  Secchi  du  16  novembre  18G2 
IP.  1171. 

Le  dernier  croquis  montre  la  mer  Maraldi  et  la  baie  de  Iluggins  et 
rappelle  une  observation  de  Schrœter, 

Ces  observations  de  M.  Tcrby  conduisent  aussi  à  notre  conclusion  perpé- 
tuelle :  permanence  des  taches  fondamentales,  mais  variations  réelles  dans 
les  détails. 

Si  l'on  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,  à  travers  la  mer  Flammarion. 
L'ensemble  des  observations  donne  l'impression  que  ces  eaux  ne  doivent 
pas  être  très  profondes. 

LXi.  1865.  —  C.  Flammarion.  Recherches  sur  la  planète  }Iars  ('). 

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  Fespérance  de  voir  bientôt  une  mappemonde  méridienne  complète 
deMars  succéder  aux  projections  polaires  de  Béer  et  Miidler  ( Cosmos,  1863, 1. 1, 
p.  751).  En  1865,  revenant  sur  le  même  sujet,  nous  constations  que,  d'après 
les  observations  de  186  i,  la  ligne  isothernie  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  Icau  terrestre  et  de  cristallisation  de  notre  neige 
soit  celui  auquel  se  produisent  sur  cette  planète  les  mêmes  phénomènes?  On 
pourrait  plutôt  penser  le  contraire,  puisque  l'ébullition  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.  3151. 

V)Co!<nios  des  G,  20  septembre  et  11  octobre  ISGô. 


200  I.\    PI.AM'Th;   MARS. 

LMI.  1!^('>T.   —  ITuor.ixs,  Src.nin  :   inalyne  spectrale  de  ralmnaphcrc  de  Mars. 

Nous  avons  vu  plus  liant  (I8G2,  p.  182),  les  premières  recherches  sur  le 
spectre  de  Mars,  faites  par  Rutherfurd,  Iluggins,  Miller  et  Yogel.  M.  Iluggins 
y  constata  la  présence  des  principales  lignes  du  spectre  solaire,  et  Rutherfurd, 
notamment,  les  raies  C,  D,  E,  ^  et  G  de  Fraunhofer.  A  la  séance  de  la  Société 
royale  astronomique  de  Londres  du  8  mars  18G7,  M.  ^\'illiam  Iluggins  pré- 
senta sur  ce  sujet  un  nouveau  mémoire  dont  voici  le  résumé. 

"Mars  ne  hrille  que  par  la  réflexion  de  la  luniiùre  solaire.  Son  atmosphère 
ahsorbe  une  partie  de  celte  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  parles  mesures  du  micromètre.  A  partir  de  cette  ligne 
jus  ju'à  l'extrémité  la  moins  réfrangible  du  spectre,  on  aperçoit  un  grand 
nombre  de  raies  sombres.  Une  ligne  très  forte  a  été  mesurée  micrométri- 
quemcDt  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 
de  l'absorption  causée  par  l'atmosphère  de  la  planète.  Les  autres  raies  dans 
le  rouge  peuvent  être  identifiées,  au  moins  en  partie,  avec  C  et  a,  ainsi  qu'avec 
les  lignes  voisines  du  spectre  solaire. 

Le  14  février  1867,  l'observateur  remarqua  des  raies  faillies  des  deux  eûtes 
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  l'absorption  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  à  une  absorption  élec- 
tive, c'est-à-dire  à  une  absorption  de  certains  rayons  seulement  qui  produi- 
raient des  intervalles  sombresdans  son  spectre.  D'ailleurs,  il  n'est  pas  probable 


ISG7  IIL'(;(W.NS,    SKCnil      -    SPrCTROSCOI'IK.  201 

que  cette  coloration  si  cai-acti-ristique  ail  son  origine  dans  l'atmosphère  de 
la  planète,  car  la  lumière  réflèciiic  des  régions  polaires  reste  blanche,  quoi- 
qu'elle ait  traversé  une  plus  longue  épaisseur  d^atmosphcre  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  photomélriques  de  Seidcl  et  Zolluor  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  l'accroissement  ou 
le  décroisscment  de  la  phase,  et  également  pour  le  plus  grand  éclat  des  régions 
marginales  du  disque.  De  plus,  Zullncr  a  trouvé  (  p.  196)  que  l'albedo  de  Mars, 
c'est-à-dire  le  pouvoir  réfléchissant  des  diflerentes  parties  de  son  disque, 
est  seulement  une  fois  et  demie  plus  grand  que  celui  de  la  surface  lunaire.  Ces 
caractères  optiques  s'accordent  avec  l'observation  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  de  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  albcdo  quatre  et  cinq  fois  plus 
grand  que  la  Lune. 

En  même  temps  que  Iluggins  s'occupait  de  cette  question  en  Angleterre, 
et  Zollner  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  ('). 

«  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 
atmosphère  analogue  à  la  nôtre.  »  L'auteur  donne  plus  loin  deux  observa- 
tions, des  1  r  février  et  28  avril  18G9,  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 
notre. 

L'atmosphère  de  Mars  paraît  faible  et  raréfiée  :  '<  La  sua  atmosferac  assai 
piccola  e  sotile.  » 

La  même  recherche  a  été  reprise  en  187'2  par  Vogel  en  Allemagne,  et  les 
résultats  ont  confirmé  ceux  de  Huggins  et  Secchi,  quant  ii  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  même  sujet. 

{'}  Sufjli  Spetlri  iirismalici  di  Corpi  celoiti.  !  lu-.  in-S;  Rome,  1SG8.  1  lu-,  n-'i, 
Home,  1S72. 


20Î  Ï-A   PLANÈTE   MAHS. 

LXIil.   180)7-1873.  —  John  Browning,  Darnes,  Johnson,  Elger, 
Grover,  Knight,  Backhouse,  Noble  et  Williams. 

Le  premier  de  ces  observateurs,  John  Browning,  excellent  constructeur 
d'instruments  d'optique  à  Londres,  a  publié  dans  The  Intellcctual  Observer 
huit  chromo-lilhographios  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  do 
parler),  faits  par  lui,  du  29  décembre  1866  au  24  février  1867,  à  l'aide  d'un 
télescope  à  verre  argenté  de  8  pouces  ^,  construit  par  Barnes.  La  colora- 
lion  du  disque  varie  depuis  le  rose  jusqu'à  l'ocre,  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  l'équateur. 

Le  31  mars,  à  7  heures,  on  a  fait  un  dernier  dessin  qui  correspond  exacte- 
ment à  celui  qui  avait  été  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  [Hour-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  Brov^^ning.  Dans  cette  double  série,  on 
retrouve  également  deux  vues  identiques  cà  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  Mâdler. 

Browning  a  construit  en  1868  un  globe  de  la  planète  Mars,  d'après  la  carte 
de  Proctor,  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  mômes  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- 


18(iT  WH-MA.MS.  —  PIlOCTOIl.  203 

son,  Klger,  Grovcr  cL  Kiiight en  Angleterre.  Un  trouve  dans  The  Aslronomical 
Rcgiatcr  des  études  faites  pendant  l'opposition  de  18G7  parles  observateurs 
dont  nous  venons  de  ciler  les  noms.  La  conclusion  des  premières  est  que, 
près  du  pùle  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'elîacent  vers  ces  bords,  liien  de 
nouveau. 

La  bande  australe  que  M.  Joynson  croit  continue  est  celle  que  nous  avons 
remarquée  dans  les  dessins  de  M.  Terby,  de  187.5.  Elle  est  formée  par  la 
presque  continuité  des  mers  Maraldi,  Hookc,  Flammarion,  du  Sablier,  océan 
Dawes,  océan  de  la  Rue,  mer  Gottignez  et  mer  Schiaparelli  (voy.  p.  G9). 

Signalons  encore  pour  cette  époque  les  observations  de  T.-W.  Backhouse, 
faites  pendant  les  oppositions  dç  18G7.  1809,  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.  12G. 


Croquis  de  Mars,  par  Williams,  le  11  janvier  ISC7  a  11'' 40, 

pris  cette  mcrfte  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'iîcrschel,  corres- 
pondant probablement  à  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.-.V.  Pnor/roii. 

Nous  devons  à  Richard-Anlhony  I'uoctou,  né  en  1837,  mort  en  1888,  de 
1res  importants  lravau.\  sur  l'Aréographio.  11  coinmença,  en   18G7,  par   ron- 


204  i.A  PI  A.NKTi:  M  \ns. 

struiro  une  carte  (')  d'après  les  dessins  de-  Dawes  dont  nous  avons  piésenlc 
plus  haut  (p.  1 86- 187)  les  principaux. 

Nous  avons  vu  (p.  107)  le  premier  essai  de  carlographic  de  la  planèlc 
^lars  dil  aux  travaux  de  Béer  cl  de  Madler,  d'après  leurs  observations  de 
1830  h  1837,  en  Allemagne,  et  plus  tard  (p.  181),  le  planisphère  construit  par 
Kaiser  d'après  ses  observations  faites  en  Hollande  en  1862  et  186-'i.  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  l'hémisphère  le  mieux  connu  de  ^lars,  dans  la  deuxième 
édition  de  notre  ouvrage  sur  la  Pluralilé  des  Mondes  habiles  (1864). 

Les  dessins  de  l'astronome  anglais  Dawes  ayant  apporté  une  précision 
nouvelle  dans  la  connaissance  du  monde  de  Mars,  Proctor,  son  compatri'otc, 
voulut  les  appliquer  à  une  cartographie  aussi  complète  que  possible,  et 
construisit,  d'après  eux  exclusivement,  la  carte  que  nous  reproduisons  ici 
(fig.  127),  et  qui  est  la  première  carte  publiée  avec  un  système  de  nomen- 
clature déterminé. 

Une  nomenclature,  des  dénominations  fixes,  s'iuiposaient  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  b,  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'cspriu 

C'est  d'ailleurs  ce  qui  arrive  également  en  Géographie.  L'indication  d'une 
contrée  par  une  lettre,  par  un  chiffre,  par  sa  position  précise  même,  est 
tellement  insuffisante  pour  l'esprit,  que,  dès  sa  découverte,  l'île  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  1 

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  xv!!!*"  siècle,  pour  Vénus,  est  extrè- 

C)  Cliavt  of  Mars,  from  27  drawinrjs  by  M'  Dawes.  —  Ilalf-hours  witli  Ihe  téle- 
scope, London,  18C9,  pi.  YI.  —Ollier  Worlds  Ihan  Ours,  London,  1870,  p.  92.—  Tkeorbs 
around  us,  London,  1872,  frontispice.  —  Essays  on  Aslronomy,  London,  1872,  p.  GI.  - 
Flowers  oftheShy,  p.  107. 


I 


ISG7-IS77 


H. -A.  puocron.    -  A  lu:  0  G  II  Al' Il  11-:. 


20b 


mcmcnt  inoerlain,  cl  Mars  cf.1  la  seule  planète  dont  on  connaisse  assez  sûre- 
ment les  ronfi.iiîurations  géographiques  pour  on  dresser  la  carte.  Il  a  semblé 
(ju'en  donnant  (\^ia  noms  aux  continents  ot  aux  mers  de  cette  planète  pour  les 
distinguer,  les  reconnaître,  les  limiter  et  en  étudier  les  formes  exactes,  on 
devait  choisir  de  préférence  ceux  des  astronomes  célèbres  et  ceux  des  sa- 
vants qui  se  sont  le  plus  occupés  de  l'étude  de  la  planète,  sans  distinction 
de  nationalités  terrestres,  naturellement. 
On  a  reproché  à  Proctor  d'avoii-  fait  la  part  un  peu  trop  largo  aux  astro- 


Kig.    127. 


CarLe  de  la  planète  Mars,  par  R.-A.  Proctor,  en  1867. 


nomes  de  son  pays,  et  d'avoir  répété  les  mômes  noms.  Le  premier  reproche 
serait  excusable.  Mais  ce  qui  n'est  pas  sans  inconvénient  pour  la  clarté,  c'est- 
à-dire  pour  le  but  même  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  Strait,  Dawes  Isle,  Dawes  Bay)  ;  Ccer  deux  fois  (Bccr  Sea  et  Bcer 
Bay);  Lockyer  deux  fois  (Ijockyer  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, 
llalley,  Lalande,  Lambert,  Leverrier,  ou  d'observateurs  de  Mars,  tels  que 
Galle,  Schmidt,  Lassell,  Knott,  Green,  Franzenau,  Yogel,  etc.  Ces  défectuo- 
sités dans  la  nomenclature  expliquent  que  plusieurs  astronomes  aient  été 
liorlos  à  la  niodiller. 
Mais  c'est  l;i  une  considération  insignifiante  au  point  de  vue  de  la  géo- 


•206  LA   Pl.ANKTH    MARS. 

graphie  intrinsèque  de  la  planèle,  autrement  dit  de  raréographic.  Proctor 
a  rendu  un  service  émiuent  à  la  science  en  construisant  la  première 
carte  aréographique  bien  délimitée,  en  jetant  pour  ainsi  dire  les  bases  de 
rAréographic,  et,  ne  serait-ce  que  pour  ce  progrès  —  auquel  se  joignent 
un  nombre  considérable  d'autres  travaux,  —  le  nom  de  Proctor  restera  in- 
scrit en  caractères  ineffaçables  dans  l'histoire  de  la  première  des  Sciences. 
Ce  laborieux  astronome  s'est  occupé,  dès  l'origine  de  ses  travaux  sur  Mars, 
d'obtenir  une  détermination  aussi  précise  que  possible  de  la  durée  de  rolaUon  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,  Herschel,  Schrœter,  Béer  etMadler,  Kaiser,  etc., 
et  comparant  entre  elles  les  vues  dessinées  par  Dawes,  il  trouve  pour  cette 
durée 

88  643  secondes,       ou       2i''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  Ilooke,  et 
trouve  définitivement 

2'ih37'"22s745rr0s005. 

79  révolutions  sidérales  de  la  Terre  sont  égales  à  42  de  Mars,  à  deux  jours 
près. 

Le  même  auteurest  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  Hooke  du  12  mars  1666  {voij.  p.  27, 
firj.  lô),  il  trouve  : 

Correction 
Intervalle        pour  la  longitude  Correction  lutervallo  Nombre  Période 

en  secondes.         géocentrique.  pour  la  phase.  corrigé.  de  rotations.  résultante. 

1  5999524200  0'  —12-  5999ô2124Gs  67682  88642%737 

2  6270050760  —248  G  G270589696  70740  88642,734 

3  G34I394300  —273  ^     3  6341320590  71538  88  642,73-1 

Le  nombre  qui  résulte  de  ces  comparaisons,  comprenant  201  années  d'in- 
tervalle, est  donc  la  moyenne  des  trois  périodes  ainsi  conclues,  c'est-à-dire  de 

88642,735        ou        24^37'°  22»,  733. 

L'erreur  probable  de  ce  calcul  ne  dépasse  pas  0%00o. 


1807-1877  11. -A.    PUOCTOIl.    —   PKIllODK    DK    UOTATION.  •207 

Ueprenant  encore  la  même  queslioii  en  18U'J,  le  même  auteur  trouve, 
à  l'aide  d'un  dessin  l'ait  spécialement  dans  ce  but  par  Browning,  le  4  fé- 
vrier 186'J, 

241' 37'»  2-2%  730. 

11  en  conclut  que  le  premier  nombre  doit  être  adopté. 

Kaiser  avait  trouvé  24''37'"  22%  G2  ;  mais  cette  dilTérencc  de  0' ,  1 15  produirait 
pour  l'année  IGGG  un  diiïércncc  de  2''20"',  ce  qui  aurait  éloigné  la  mer  du 
Sablier  à  50"  du  centre,  tandis  que  sur  le  croquis  de  Ilooko  elle  n'en  est 
qu'à  18"  :  celte  mer  n'aurait  pas  été  visible  du  tout  sur  le  cro(]uis  de  llookc 
cl  aurait  été  perdue  dans  la  brume  des  bords  du  disque. 

Proctor  reprit  encore  la  morne  question  en  1873.  Cette  différence  de -,V  de 
seconde  a  été  l'objet  d'une  recherche  nouvelle.  Il  a  trouvé  qu'elle  est  due  à 
une  légère  erreur  de  calcul.  En  comptant  le  nombre  do  jours  écoulés  entre 
le  13  août  1G72  et  le  1"  novembre  i8G2,  le  directeur  de  l'Observatoire  de  Lcyde 
a  trouvé  6947G  jours  :  c'était  deux  jours  de  trop,  parce  que  l'auteur  avait 
oublié  que  les  années  1700  et  1800  n'ont  pas  été  bissextiles. 

De  plus,  Kaiser  aurait  écrit  pour  l'observation  de  Hooke  14  mars  au  lieu 
de  13  mars.  L'auteur  reproduit  la  figure  de  Iluygens  que  nos  lecteurs  ont 
vue  à  sa  date  (13  août  1672,  p.  32)  ainsi  que  celles  de  Hooke  (12  et 
13  mars  1GG6,  à  minuit  20'"  et  minuit  40°",  p.  27).  les  considère  de  nouveau 
comme  pouvant  tout  à  fait  servir  de  base  sérieuse  pour  la  détermination  de 
la  rotation  par  la  mer  du  Sablier  qu'elle  représentent,  et  conclut  que  la  durée 
de  la  rotation  diurne  de  la  planète  est  certainement  comprise  entre 

24''37>"22s71 
et 

24ii37in22s  7  "2. 

Nous  pouvons  donc  adopter,  comme  période  très  approchée  de  la  réalité, 
cl  en  nous  bornant  aux  dixièmes  de  seconde  : 

24'' 37"' 22%  7 

11  s'agit  là  du  jour  sidéral,  de  la  vraie  durée  de  rotation,  cl  non  du  jour 
solaire.  Le  jour  sidéral  terrestre  étant  de  23''5G"4',  09,  on  voit  que  la  période  de 
rotation  de  Mars  est  de  41'"  18%  G  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  plus  loin. 


20S  I.A    PLANKTK   M  A  II  S. 

I.W.   I8TI-I873.  —   Lkiiardelav,  Croslly,  Glediiim.,  J^urtun,   Denning, 

WiLSOX,  GUVON,   LOWDON.    JOYNSON,   Sl'EAll. 

M.  Lehardclay,  observateur  à  Fontenay  (Normandie),  a  lait  en  celle  année 
1871,  si  troublée  d'ailleurs,  un  certain  nombre  d'observalions  à  l'aide  d'un 
objectif  de  Steinlieil  de  lG-2'""'  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  (le  Mars  par  M.  Lehardclay,  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  deu.x  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  (-)\  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.  G9)  et  celui d'/.s-^/i me  sur  les  dessins  de  Secclii  [voy.  p.  138). 
X  l'Observatoire  d'Halifax,  M>L  Crosley  et  Gledhill  se  sont  consacrés  à 

Fis.  129. 


Mars  le  4  avril  1871,  a  W^.  Dessin  de  M.  Gledhill. 

l'observation  de  Mars  pendant  cette  opposition  peu  favorable  de  1871  et  en 
ont  publié  six  croquis  dans  The  Astronomical  Register  ('').  La  tache  polaire 

(')  Bulletin  de  l'Associntion  Scientifique  de  France,  ^\  décembre  1871,  p.  2VJ. 
{')  Aréographie,  PI.  III. 
{')  Octobre  1871,  p.  233. 


I871-IS73  CHOSLFV.  (iLKDllll.l.,   111  HTON.  —  OESSINS.  200 

iiiléncurc  ou  Ijoréalo  est  relevée  vers  la  Terre  et  se  nioiUre  ronde  et  bril- 
lante. (Ml  reconnaît  la  mer  du  Sablier,  et  la  région  circumpolaire  australe  se 
nioiilrc  enlourcc,  vers  le  30*  degré  de  latitude,  d'untî  bande  sombre,  doù  trois 
langues  descendent  vers  le  Nord.  Sur  deux  croijuis  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  IJurlon  du  23  mars  1871,  (^ue  l'on  verra  tout  à  l'iieure,  celle  de  Gled- 
hill  est  du  même  jour  et  de  la  môme  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 
ncwlonien  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. 

.V  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  {fi(j.  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  mt-ine  forme,  notamment  M.  Terby,  à  Louvain, 
le  12  mai  1873,  et  l'auteur  l'a  revue  constamment  pendant  les  observations 
de  1873.  Celte  tache,  remarque-t-il,  était  aussi  apparente  et  aussi  caractéris- 
tique que  la  mer  du  Sablier. 

(')  Transactions  of  Ike  royal  Irisli  Academu,  vol.  XXVI,  p.  Vil. 

Klammaiuux.  —  M-tr.t.  li 


•:io  I  A  iM.  \m:ti:  m  a  us. 

M.  lUirloii  a  cgalcmcul  dessine  l;i  iiior  du  S;ihliri'  eu  ircxccUontcs  ciicoii- 
slances,  par  exemple  dans  ses  vues  du  7  avril  et  du  i  mai  1871.  (]iuMiousrepro- 


Dessins  de  Mars,  par  UurLon.  La  mer  Tycho  en  1871  et  1873. 

duisons  aussi  [fifj.  132.  133).  On  remarque  dans  la  première,  à  gauche  de  la 
mer  du  Sablier,  une  région  variable  sur  laquelle  l'attention  sera  appelée  plus 

l-'ig.  i:;-2,  i:]3. 


•--  ■  •■■     —    ""S,  par  Burton.  La  mer  du  Sablier  un  \x.'ii 

lard,  et  adroite,  un  cap  très  pointu  (le  cap  Banks)  qui  se  présente  générale- 
ment sous  l'aspect  figuré  sur  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  firj.  134,  une  tache  blanche  extrêmement 
brillante.  L'auteur  pense  quxdlc  indique  la  présence  d'un  plateau  très  élevé, 
situé  non  loin  du  tropique,  et  couvert  déneiges.  «  Summilsofaclusterof  loftv 


IR7 1-1873 


lu'irroN,  wii.soN,  —  dhssins. 


211 


iiioiiiilaiiiï;,  or  au  liiL;li  Tahlc-laiitl  ».  (le  iilaloau  alpestre  serait  situé  dans  la 
zone  lr()[)icale. 


* 


\      ;3c£?ïf^^^^K-      / 


Fig.  [o'i.  —  CrO(iuis  ilc  Mai-s.jiar  IJurton,  2i  mai  1.S7.5,  iinliiiuaut  la  posilioii  d'un  idateau  neigeux 

sous  les  troi)ique.'5. 

Signalons  encore  le  dessin  du  29  mai  1873  (/Ig.  130),  sur  lequel  ou  constate 


Fig.  lob.  —   Vue  de  Mars,  le  i'i  mai  1873  (  Ijurton  ),  iiiuutranl  le  banc  de  sable 
au-dessus  de  la  mer  du  Sablier. 

une  ligne  de  séparation  entre  la  mer  du  Sablier  et  la  mer  Ilooke,  à  travers  la 
mer  Flammariofi.  Nous  avons  déjà  parlé  de  cette  ligne  à  propos  des  dessins 
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  l'ait  en    1871  à  lûbservatoirc  de  Rugby  un  certain  nombre 


Fig.  ioG.  —  Mars  le  i  mai  1871,  à  'J^-M"'.  Dessin  de  M.  NVilson. 

de  dessins  fort  intéressants  aussi.  Nous  reproduisons   [/iy.  130)  celui  du 


2i2  LA    IM.  Wr.Tl'.    M  AHS. 

•I  mai  187 L  à  0''30"',  à  raide  i.raii  réfracteur  de  8  4-  pouces,  nimii  (ruii 
grossisscmcnldeSOO.M.Wilsonafailpendantcoltcopposilion.ainsiqu'eu  1877, 
plusieurs  dessins  de  Mars,  qui  rappellent  surtout  ceux  de  Béer  et  Miidlcr. 

A  ces  éludes  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  celte  même  opposition,  les  observations  de 
M.  John  Joynson  à  Waterloo,  près  Liverpool,  et  celles  de  M.  J.  Spear,  à  Ghur- 
krata,  au  Bengale  (').  Le  premier  remarque  que  la  neige  polaire  boréale  était 
beaucoup  moins  étendue  qu'en  1867  et  offrait  à  peu  près  l'aspect  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.  » 

.\u  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  187'2-1873,  —  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  résultais  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  ime  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  qai  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  2G2. 

(')  Untersuchungen  ucber  die^[jeclra  der  Planeten,  verfassl  von  D'  H. -G.  Vogkl. 
SlerriMarle  zu  Bolhkamp.  Leipzig.  1874. 


IS73  C.   KI.A.M.MAHION.   -  OUSF.  |{  V  A  TIONS.  Î13 

Vocel  pense  avoir  idenliné  \o^  lignes  suivantes  du  spcctro  do  Mars  avec 
celles  du  speclre  solairo,  ronimo  litrnes  d'absorption  ducs  à  l'atmosphère, 
dites  lignes  telluriques. 

Longueurs  U'omlcs. 

^■'O  :  /       •      .    .     ,. 

roA     \  près  0  (le  IJrewstor. 

5oO  :  ) 

*'    [  ''Pnes  telluriques  près  U. 

G28,0  a. 

G48,8  raie  assez  sombre. 

055,  G  iiffiies  telluriques  près  C. 

G87,8  B. 

Nous  continuerons  l'examen  de  ces  recherches  speclroscopiques  sur 
l'atmosphère  de  Mars  en  1877.  Elles  seront  plus  complètes  et  plus  précises. 

L.W  II.  1873.  —  C.  Flammarion.  Observations  de  la  plaucte  Mars. 

L'opposition  qui  a  eu  lieu  pendant  le  printemps  de  l'année  1873  a  placé  la 
planète  en  de  bonnes  conditions  d'observation.  Voici  le  résultat  des  études 
que  nous  avons  faites  nous-nième  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  1.50,  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  de  s'écouler,  la  planète  Mars 
nous  a  découvert  son  hémisphère  septentrional,  qui  est  moins  connu  que 
son  hémisphère  sud.  Le  pùle  nord,  fortement  incliné  vers  nous,  se  décèle 
lui-même  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  astronomiijue).  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  GO*"  degré.  Les 
variations  des  neiges  australes  paraissent  plus  grandes  encore. 

[')  Comptes  vendus  des  séanci's  de  l'.\r:i<li''iiiie  des  ^Sciences,  t.  LXWII,  p.  278. 
séance  du  28  juillet  1873. 


■:\\ 


I   \    Pl.AM-.TI'    M  AHS. 


Il  y  a  très  proliablenicnl  une  mer  polaire  autour  du  pôle  nord,  car  une  taclic 
sombre  y  esl  constamment  visible,  quelle  que  soit  la  face  que  la  rotation  do 
Mars  amène  devant  nous.  Cette  mer  polaire  paraît  s'étendre  jusque  vers  le 
45°  degré  de  latitude,  et  nirine  au  delà,  en  ecrtains  points;  mais  elli'  doit 
être  partagée  on  deux  par  une  langue  do  lorro  (jni  s'étendrait  du  G 5"  au 
iy  degré.  Ouclle  que  soit  cette  terre  intermédiaire,  que  l'on  distingue  à  peine, 
la  mer  s'étend,  d'une  part,  jusqu'à  la  glace,  c'est-à-dire  jusqu'au  80"  degré  au 
moins,  et,  d'autre  part,  jusqu'au  4.5". 

l'ne  méditerranée  longue  et  iHroito  cour!  du  nord  au  sud,  ol  rejoint  une 


Fi-'.'i:,7. 


^'lle  de  la  planète  Mars,  le  29  juin  IsTli,  à  10''  tki  soir. 


vaste  mer  qui  s'étend  au  delà  de  l'équateur  dans  l'hémisplière  sud.  Entre 
l'extrémité  septentrionale  de  celte  méditerranée  et  la  mer  Ijoréalc  dont  je 
viens  de  parler,  il  y  a  une  autre  énigme.  Ordinairement  cette  méditerranée, 
cette  passe,  semble  réunir  les  deux  taches.  Parfois  on  croit  distinguer  à 
l'extrémité  septentrionale  une  solution  de  continuité,  et  môme  un  retour 
à  angle  droit.  Ce  détail  n'empêche  pas  la  physionomie  générale  d'être  telle 
qu'elle  vient  d'être  décrite  :  pôle  nord  marqué  par  une  pclile  tache  très 
blanche,  mer  boréale  s'étendant  dans  le  .sens  des  latitudes,  large  fdct  d'eau 
s'étendant  dans  le  sens  des  longitudes,  et  mer  australe  considérable. 

Mars  est  actuellement  dans  la  saison  d'automne  de  son  hémisphère  nord. 
La  plus  grande  partie  des  neiges  polaires  boréales  sont  fondues,  tandis 
qu'elles  s'amoncellent  autour  du  pôle  austral,  invisible  pour  nous.  La  région 


I 


I.ST;"!  •■.     II.A.M.MAIIIO.N.   —   OUSK  U  \  A  IIONS.  -215 

sud  csL  \  isiitli'un.'iil  inarcjiK'c  iruiie  traînée  lilaiicho  près  des  bords.  Ksl-ce  la 
neige  qui  descendr.iil  jus(ju"au  iO"  degré  di-  latiliidc  sud?  Il  csl  plus  pro- 
bable que  ce  sont  dos  nuages. 

L'étude  détaillée  de  la  planète  montre  (|uc  sa  surface  est  bien  dllFércnte 
de  la  surface  terrestre,  au  point  de  vue  du  partage  des  teri-cs  et  des  mers. 
Chez  nous,  les  trois  (juarts  du  globe  sont  couverts  d'eau;  sur  Mars,  au  cor.- 
traire,  il  y  a  plus  de  surface  continentale  que  de  surface  maritime.  Toute- 
fois, l'évaporation  y  produit  des  effets  analogues  à  ceux  ijui  constituent  la 
météorologie  terrestre,  et  l'analyse  spectrale  montre  que  l'atmosphère  de 
Mars  est  chargée  de  vapeur  (rcau  comme  la  nôtre,  cl  (]ue  ces  mers,  ces  neiges, 
ces  nuages  sont  récUonicnl  composés  de  la  même  eau  i\iu'  nus  mers  et  nos 
météores  aqueu.\. 

Il  m'a  seml)lé  que  la  coloration  rouge  des  continents  est  moins  intense 
celle  année  qu'en  général.  On  a  souvent  discuté  la  cause  de  cette  coloration, 
et  d'abord  on  l'a  attribuée  à  l'atmosphère;  mais  cette  explication  a  été  rejetéo 
puisqu'il  est  constaté  que  les  bords  du  disijue  de  la  planète  sont  moins 
colorés  que  lo  centre:  ils  sont  presque  blancs.  Ce  serait  le  contraire  si  la 
coloralion  était  due  à  l'atmosphère,  car  elle  croîtrait  en  raison  de  l'épaisseur 
d'atmosphère  traversée  par  les  rayons  réfléchis.  Est-elle  due  à  la  couleur  des 
matériaux  constitutifs  de  la  planète?  On  pourrait  Tadmettre  si  des  raisonne- 
ments d'analogie  ne  nous  engageaient  à  penser  que  les  continents  do  Mars 
n'ont  pu  rosier  à  l'étal  de  déserts  stériles,  mais  que,  sous  l'influence  de  l'at- 
mosphère, des  pluies,  de  la  chaleur  fécondante  du  Soleil  et  des  éléments  qui 
ont  amené  sur  la  Terre  la  production  du  moudo  végétal,  ils  ont  dii  se  re- 
couvrir aussi  d'une  vcgéiation  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. Il  est  vrai  que,  quoique  les  saisons  de  celle  planète  soient  à  peu  près 
de  même  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  l'année. 

Ouoi  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  rA.sfronomie  physiijue  sur 
la  connaissance  de  cette  planète  : 

I"  Les  régions  polaires  se  couvrent  alternativemonl  de  neige  suivant  les 
saisons  et  suivant  les  variations  dues  à  la  forte  excentricité  de  l'orbite;  ac- 


?I6  I.  V   ri. ANf^TI-    MARS. 

tiicllemonl  les  glaces  du  pûle  noi-il  no  dépassent  pas  \o  80''  doirri''  de  l.ilitndo. 

2°  Des  nuages  et  des  courauls  atmospliénqucs  y  cxislcnt  comme  sur  la 
Terre  ;  ratmosphère  y  est  plus  chargée  eu  hiver  (]u'en  été. 

3°  La  surface  géographique  de  Mars  est  plus  également  partagée  que  la 
nôtre  en  continents  et  eu  mers;  il  y  a  un  peu  plus  de  terres  que  d(^  mers. 

1°  La  météorologie  de  Mars  est  à  peu  près  la  môme  que  celle  de  la  Terre  ; 
l'eau  y  passe  par  les  mêmes  états  que  sur  noire  propre  globe,  mais  sans 
doute  à  des  degrés  de  température  différents. 

5°  Les  continents  paraissent  recouverts  d'une  végétation  rougeàtre. 

G"  Enfin  les  raisons  d'analogie  nous  montrent  sur  cette  planète,  mieuT 
que  sur  toute  autre,  des  conditions  organiques  peu  difTérenles  de  celles  qui 
ont  présidé  aux  manifestations  de  la  vie  à  la  surface  de  la  Terre. 


L.W m.  Même  année.   1873.  —  F.  Hoefer,  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  couleur  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  celte  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  Tannée  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 
différence  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  jSord,  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  des  prés  et  mille  espèces  végétales  ne  varient  guère. 
Pourquoi  donc  rejeter  une  explication  si  simple,  quand,  sur  la  Terre  môme, 


I 


I>!73  r.    IIŒFEH.    STAN.    MKL'MKH.    —  VÉGÉTATION.  MKUS.  ÎIT 

nous  avons  les  mêmes  exemples  et  (iiiaiid  les  différences  de  conditions  de  la 
vie  sur  Mars  et  sur  la  Terre  ne  peuvent  pas  avoir  dévelopi)é  sur  celte  planète 
la  même  végétation  qu'ici! 

L'ne  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.  11  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  : 

«  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  cette  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  des  passes  longues  et  étroites,  et  des  mers  en  goulot  de  bon- 
tcilte.  Cette  disposition  dilfère  essentiellement  de  tout  ce  que  l'on  connaît  sur 
la  Terre. 

»  Or,  si  Ton  prend  une  carte  marine,  telle  que  celle  de  l'océan  Atlantique 
boréal,  et  que  l'on  trace  les  courbes  horizontales  successives  pour  des  profon- 
deurs de  plus  en  plus  grandes,  ou  reconnaît  que  ces  courbes  tendent  j»rogres- 


•21S  I  A  iM. am;  I  i:  mai; s. 

sivcment  à  limiler  des  zones  donlla  forme  est  de  plus  en  pins  allongée.  A 
4000  nièlres,  par  exemple,  on  obtient  des  formes  comparables,  de  tous  points, 
à  celles  des  mers  de  Mars.      * 

i  II  en  résulte  que,  si  Ton  suppose  l'eau  de  l'Atlantique  absorliéo  par  les 
masses  profondes  actuellement  en  voie  de  solidificalion,  de  façon  que  le 
niveau  do  cet  océan  s'abaisse  do  4000  mètres,  on  aura  à  la  fois  une  bien 
moins  grande  surface  recouverte  par  l'eau  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,  l'orograpbie  n'offre  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.    Mrme  année.   1873.  —  Xathaniel  Grt.kn. 

Cet  artiste,  avec  lequel  nos  lecteurs  ont  déjà  faii  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  IG  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  (fig.  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  [ftg.  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  chiffres.  Si  l'on  compare  ce  planisphère  à  notre 
carte  (p.  69_i,  on  reconnaîtra,  en  A,  la  j)ointe  de  la  mer  Maraldi,  en  13,  la  mer 


1,^73  N  ATIl.\Mi:i.   (ilU'HN.   -    DKSSINS   KT   C  MITES.  UO 

Flammarion,  en  H.  la  nior  Main,  en  K.  la  nior  dn  Sablier,  en  f'i,  la  mer  Lassell. 


2S  mai.   il  Si' 


•io  mai,  à  11''. 


IC  m.ii,  il  O'-lô"-. 


Fiff.  138   -  Dessins  ilc  Mars,  par  :M.  Grccn.  en  1873. 

en  II.  la  mer  Knobel  supérieure,  en  I,  la  baie  Ghrislie  et  en  .1  la  mer  Tycho. 


1 


Fi'T.  139.  —  Planisphère  de  Mars,  par  .M.  Grccn,  d'après  ses  observations  de  1873. 

On  voit  en  D  une  traînée  grise  parallèle  à  la  mer  du  Sablier,  qui  n'existe  pas 


220  I- A    IM.ANKTi:  .MARS 

sur  notre  carte;  «  tliis  was  thc  most  délicate  î>lrcak  observcd  in  any  of  ihc 
drawings  »,  écrit  l'observateur;  cependant  il  paraît  certain  de  son  existence. 
Cet  aspect  n'est  sûrement  pas  durable.  Rcniar(juons  aussi  le  roiiflcmeuL  F, 
qui  ne  se  voit  presque  jamais. 

La  mer  du  Sablier  était  très  sombre  près  de  la  lettre  K. 

^  On  regarde  généralement,  ajoute  l'auteur,  le^  taches  sombres  comme  des 
mers;  mais,  dans  ce  cas,  no  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  l'on  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  mcrne  question 
derimagesolaire.il  trouve  -.V  de  seconde  de  diamètre  pour  celte  image,  dans 
les  plus  grands  rapprochements,  tels  que  celui  de  1877,  'y  septembre  (Phil- 
lips avait  trouvé  un  chiffre  analogue  :  ..V)  ^^  une  intensité  lumineuse 
2  100  000000  fois  inférieure  à  celle  du  Soleil,  pour  la  distance  1,  c'est-à-dire 
à  la  distance  de  la  Terre  au  Soleil.  Zollner,  dans  ses  recherches  photomé- 
triques (1865,  voy.  p.  196),  a  déterminé  la  quantité  de  lumière  solaire  effecti- 
vement réfléchie  par  le  disque  entier  de  Mars  en  son  opposition  moyenne,  et 
a  trouvé  699»o^ououo  d®  ^^  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  j^ôtïïôttûv  ^g  celle  du  Soleil  à  la  distance  1.  Donc,  l'image  lumi- 
neuse du  Soleil  réfléchie  par  les  mers  martiennes  aurait  dû,  en  celte  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  de  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  4*9,  nous  avons  donc,  en  nombre  rond,  j^.  L'intensité  de  l'image  solaire, 
vue  par  réflexion  des  mers  martiennes,  devient  donc 

de  celle  du  Soleil. 


21  X  lU'" 


Dans  l'ouvrage  précité,  Zollner  donne  pour  la  lumière  de  l'étoile  «  Cocher 

] 
(Capella)  £-^1= 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. 


isT.î  (iREFN.  im\(;k  sof.aihi:   —  KNoni:i.   <>nsi:itv\TinNS.  2îi 

C-L'lti;  image  pourrait  donc  ôlrc  visililc,  sur  le  fond  sombre  des  mers  mar- 
tiennes et  malgré  l'éclat  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.  I/i  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  (jue  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.  Crreen.  Nous  retrouverons 
cet  observateur  aux  travaux  de  l'année  1877. 

LXX.  Même  année,  1873.  —  E.  B.  Knobel,  ^^'E»B,  fliiovER. 

Pendant  celte  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'",2l),  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  Proclor,  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  [voij.  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 

,'j  Moiilhlij  .\olices,  1.^7:!,  i>.  ITC. 


•:•:•:  i  \  pi.  a  m:  ri.  ma  us. 

sur  le  lorniinatcur,  la  blancheur  éclatante  ilcpassail  \r  (iistjuc,  et  aurail  [ni 
èlrc  prise  pour  la  neige  polaire.  Cette  noiye  devait  se  Irouver  vers  l'inlcr- 
seclion  du  25''  deirrê  de  lonj^ilude  avec  le  50'-'  deiiré  de  lalilude  Lorcalc 

Cette  mer  Knobel  est  celle  que  Ton  voit  dans  la  région  droite  du  quatriùmc 
dessin  de  Green,  reproduit  plus  haut. 

Dans  ces  croquis,  la  continuation  oblique  de  la  mer  du  Sablier,  la  passe  de 
N'asmylh,  est  également  très  marquée;  mais  la  mer  Lassell  ne  l'est  pas, 
taudis  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  riiémisphère  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  roncée. 

L'astronome  anglais  regretté  T. -AV.  Webb.  Tauleur  apprécié  de  Celeslial 
objccts  for  Common  télescopes,  afait.de  1839  à  1873,  ([ualrc-vingt-cin(|  dessins 
de  Mars,  dont  il  nous  a  communiqué  les  principaux  ;  nous  en  avons  déjà 
parlé  plus  haut,  en  1856,  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.  Gro- 
ver  a  pris  cinq  dessins  en  1873,  à  ajouter  à  ceux  de  1867,  dont  nous  avons 
parlé  plus  haut,  et  qui  étaient  au  nombre  de  douze. 

LXXl.  Même  année,  1873.  —  Jlles  Schmidt  :  période  de  rolation  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  Mildler,  d'Herschel  et  de  Iluygens.  Le  résultat  général  de 
ce  travail  conduit,  pour  la  période  précise  de  celle  rotation,  au  nombre 

24"  37"' 22»,  6027. 

Laissons  de  côté,  comme  d'un  intérêt  purement  arithmétique,  les  dix-miU 
lièmes  de  seconde,  et  môme  les  millièmes,  et  môme  les  centièmes,  et  inscri- 
vons :  24*37'"22',6. 

Nous  avons  vu  plus  haut  que  cette  même  durée  de  rotation  a  été  très  soi- 
gneusement fixée  par  Proctor  à  24^ 37"', 22%  7.  Elle  est  donc  connue,  très 
certainement,  à  un  dixième  de  seconde  près. 


is:;:  sciiMinr.  ikuaiion.       thoin  i;i.(>  r.  dessins.  223 

(les  deux  séi-ies  ilc  Proriur  el  SchiiiiiU  paraissent  faites  toutes  deux  avec 
la  même  rigueur  et  avoir  une  valeur  égale.  Le  chillre  réel  doit  être  compris 
entre  22',  G  et  22\7.  En  portant  l'approximation  au  centième  de  seconde, 
nous  pouvons  dès  maintenant  proposer  le  cliillVe  22', 65  comme  très  rapproché 
de  la  réalité,  sinon  peut-être  même  comme  absolument  précis. 

C'est  la  rotation  sidérale.  L'année  de  Mars,  tiui  est  composée  de  G69  -1  de 
ces  rotations  a,  par  conséiiuent  668  f  jours  solaires  dans  son  année, 
puisqu'il  y  aune  rotation  de  moins  causée  par  la  révolution  annuelle,  qui 
s'exécute  dans  le  même  sens  que  la  rotation.  Le  ji'xir  sohiirc  est  donc,  sur 
Mars,  de 

24''3T"'3ô'. 

Pondant  l'opposition  de  187;i,  Jules  Schmidt  a  lait,  à  l'aide  du  réfracteur  de 
9  pouces  de  l'Observatoire  de  Berlin,  une  importante  série  d'observations  cl 
de  dessins,  qui  ont  été  publiés  dans  le  tome  Ides  Publicationen  des  Aslrophy- 
sikalischen  Observatorium  zu  Polsdam  (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. 


LXXll.  Même  année.  1873.  —  Thouvelot  :  Dessins  de  Mars  (' 


M.  Trouvelot  a  publié  dans  le  tome  VIII  des  Annales  de  l'Observatoire  de 
Harvard  Collège  (1876)  les  quatre  dessins  de  Mars  que  nous  reproduisons  ici, 
faits  à  l'équatorial  de  lô  pouces  de  cet  établissement.  Le  premier  est  du 
23  mai,  à  1 1''30'",  le  second,  du  lendemain,  à  lt''30'",  le  troisième,  du  26  mai. 
à  8''3Û"',  et  le  quatrième,  du  29  mai,  à  9''8"'.On  peut  reconnaître,  sur  les  deux 
l)remiers,  le  détroit  d'ilerschel  II  et,  dans  ses  deux  échancrures,  la  baie  du 
Méridien  et  la  baie  Burton;  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  Noiicc  générale  à  propos  dd 

(')  A)inalsof  Ihc  aslrononiiatlUbscrvalonj  ofllurvard  Collège,  Cainbridçjc,  t.  VIII, 
t87G. 


•224  LA   rLANKTK   MAKS. 

la  piibliontioii  de  ses  eran'ls  dessins  aslroiioiiii(jucs  ;'\  dans  la(|iicllc  ilcx- 


23  ir.ai,  à  11    30™. 
FiL'.  l'iO.  —  Dessins  de  Mars,  par  M.  Trouvclot,  cii  1870. 

prime  les  opinions  au.xquelles  ses  observations  l'ont  conduit  sur  les  diffé- 


Fîg.  Ul.  —  Dessins  de  Mars,  par  M.  Trouvelot,  en  1S73. 

rentes  planètes  de  notre   système.  Son  étude  sur  Mars  peut  être  résumée 
dans  les  termes  suivants  ; 

(';  The  Trouvelot  astvonornical  Drawings  rnanuul.  New- York,  1882. 


1873  TROUVELor.      -   DKSSINS.  lib 

Les  tucUcs  sombres  offrent  dillcreuts  tons,  depuis  le  fj:ris  pâle  Jusiin'au  noir 


•2G  mai,  à  8''  :>'. 
Fig.  14Q.  —  Dessin  de  Mars,  par  M.  Trouvclot,  en  1873. 

loncé.  L'auteur  n'y  a  jamais  remarqué  de  coloration  verte  ou  bleue  et  croit  qu'il 


•J'J  mai,  ;i  'J*" b. 
Fig.  l'tO.  —  Dessin  de  Mars,  par  M.  Trouvelol,  en  IS/O. 

n'y  a  là  qu'un   oiTet  optique  de  couleur  complémentaire  avec  le  ton  roux  des 
continents, 
riusieurs  changements  sont  certains,  notamment  celui  de  la  mer  représentée 
FLAXiMAnioN.  —  Mars.  15 


•2% 


I   \    IM  ANKTi:    MAKS. 


par  n«>t'r  rt  Madlor  î-ur  loin-  hc-tnisphère  siul,  par  '210°  do  longitiulc,  au-dessous 
de  la  mer  eiroulaire  d  {voij.  p.  1U7).  C'est  le  lac  que  Ton  voit  sur  notre  carie, 
p.  GO.  au-dessous  de  la  mer  Terl'v.  au  OO»  de  longitude.  I/auteur  écrivait  en  1882  : 
«  En  1877,  pendant  l'une  des  oppositions  les  plus  favurables  de  la  idaiiète,  cette 
tache  n'était  pas  visilde;  mais  en  1881  et  188-2  on  voyait  fort  bien  là  une  tache 
foncée.  Il  n'y  a  pas  le  moindre  tloutc  à  avoir  sur  ce  changement.  »  Cette  opinion 
vient  confirmer  celle  que  nous  avions  exprimée  en  I87G  dans  /es-  Terres  du  Ciel. 

Mais  nous  retrouverons  la  conliuualiou  des  observaliuiis  de  M.  Trouvelul 
en  1882-I884,  et  nous  reviendrons  sur  l'ensemble  de  ses  déductions. 

LX.Xll!.  Même  année.  1873.   -  Osw.  Luiisl;.  ,'i. 


A  l'Observatoire  de  butbkamp,  cet  observateur  a  l'ail  une  série  d'eludes  cl 
de  dessins  d'où  vraiment  il  semblerait  que  l'on  doive  conclure  à  des  varia- 
lions  considérables  dans  l'asjiect  pbysiijue  de  la  planéh.'.  Six   dessins  sont 


v\''.  [',:>. 


licssin  liu  .^].■lr^,  [lar  (J.  Lolise,  k- 'J  mai  Islu. 

présentés,  dont  aucun  ne  ressemble  aux  aspects  connus.  Nous  en  reprodui- 
rons trois,  plus  un  tracé  schématique  qui  explique  le  premier. 

Le  premier  de  ces  dessins  (fig.  144)  a  été  fait  le  9  mai  1873,  à  10''  10"'.  Le 
tracé  qui  l'accompagne  [fig.  145)  indique  pour  les  tons  :  .7  =  fond  gris, 
dr  =  rouge  foncé,  r  =  rouge  clair,  h  —  blanc,  hli  =  très  blanc.  La  tache 
polaire  sud  hh  n'est  pas  diamétralement  opposée  à  la  boréale. 

Le  second  îfig.  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'ofrcl 
de  la  Lune  se  cachant  derrière  un  nuage. 

(')  Pablicationcn  de-^  aslrophysikalisGhen  Ob<ert:alorinms  zu  Potsdam,  1878. 


I 


IS7-2-IS80 


I  uu.Mi;  i)i;  I,  \  i'i..v.M;ri;  ma  lis. 


•227 


L(.'  tntisiénie  [fuj.  147)  oslilii  L'jaiu,.'i  '.)•' i5.  Oii  y  icli-ouve  encore  un  cercle 
sniiilirc  (|iii  niitiH.'Ur  raïuirau  de  la  preiiiiérc'  lii:iin'. 
HiiL'  conclure  de  ces  représentalions  de  la  plaiiùle.  sinon  rjui,-  rjunjuc  ob- 


Fig.  lie. 


Imk.  i;:. 


iJcssius  du  Mars,  par  0.  Lolise,  les  Jj  mai  et  2  juin  ISTJ. 

servaleur  a  vraiment  sa  manière  de  voir  un  peu  personnelle  et  que  l'on 
donne  de  la  précision  à  des  aspects^ vagues  et  incertains? 


LXXIV.   187-2-1880. 


A.NliGuËS,  Hen'n'essv.  g. -H.  Darwin.  Fl.amm.vhion. 
Forme  de  la  planète  Mars. 


La  plupart  des  valeurs  trouvées  pour  l'aplatissement  de  Mars  sont  trop  fortes 
pour  la  théorie  de  l'attraction.  Le  glol)C  de  Mars,  tournant  moins  vite  que  la 
Terre  et  étant  plus  petit,  ne  développe  à  son  équateur  qu'une  force  centrifuge 
beaucoup  plus  faible  que  celle  qui  est  développée  par  le  mouvement  de  rota- 
lion  de  la  Terre,  et  son  aplatissement  polaire  devrait  être  plus  faible  que  celui 
de  notre  globe,  qui  est  de  ^J-r. 

Laplace  rendait  compte  de  cette  discordance  en  supposant  que  des  soulè- 
vements 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  celte  explication  en  répondant  que  la  forme  de  ^fars  semble  très 
régulière  :  tout  paraît  semblable  au  nord  et  au  midi  de  l'équateur;  ses  me- 
sures de  diamètres  à  iô  degrés  lui  ont  donné  des  longueurs  intermédiaires 
entre  ceux  des  pôles  et  de  récjualeur,  comme  l'exige  la  forme  elliptique; 
cependant  Schrœter  avait  admis,  d'après  ses  observations,  qu'il  y  a  dans 
rhémisphère  méridional  des  montagnes  plus  élevées  que  dans  l'hémisphère 


228  LA  n  \m:ti:  m  au  s. 

norJ.  M.  Aniigiie.^  a  propose  ;i  rAcadomic des  Sciences  (')  uiicexiilicalion  dillV'- 

rcnle  et  fort  originale,  fondée  sur  l'analyse  gconii-lriiiue  de  la  ijucslion. 

Imaginons  un  corps  placé  à  Téquateur  d'une  planète.  Appelons  F  l'allrac- 

lion  du  corps  par  la  planète.  V  la  force  centrifuge  causée  par  la  rotation.  On 

sait  que  le  rapport  —  est  le  même  pour  tous  les  corps  placés  à  lÏMjuatcur  d'une 

même  planète  :  Laplace  le  représente  par  la  lettre  9.  Le  nombre  -f  change  de 
valeur  d'une  planète  à  l'autre,  mais  il  est  toujours  assez  petit. 

Les  géomètres,  partant  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  Olro  compris  entre 

1  r  ^^  T  i- 

Ces  prévisions  se  trouvent  justiliées  par  les  observations.  Il  y  a  pourtant 
une  exception  pour  la  planète  Mars,  dont  l'aplatissement,  admet  l'auteur. 
dépasse  |  -f .  On  a  vu  dans  cette  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  à  sa  surface  comm.e 
un  torrent  de  lave.  Voilà  un  sphéroïde  dans  lequel  les  couches  superflcielles 
pourront  être  plus  denses  que  les  couches  centrales. 

L'auteur  présente  le  problème  général  des  sphéroïdes  sous  la  forme 
suivante  : 

ti  Une  masse  sphéroïdalc  dont  les  parties  superficielles  sont  fluides  tourne  autour 
dua  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,  on  la  suj)- 
pose  fluide,  homogène  et  de  densité  p'.  Dans  ces  conditions,  supposé  qu'il  y  ait  une 
figure  d'équihbre  peu  diff'érente  de  la  sphère,  on  demande  de  trouver  cette  figure. 

(')  Comptes  rendus  da  séances  de  l'Académie  des  b'cicncei,  1874,  t.  I,  p.  1657. 


1872-1830  API. ATIsSI:MI;.\  I    l>l.    M  MIS.  i»29 

Ce  problèino  est  (^videniiiK'iit  imlctoriiiiiK',  et  l'on  voit  .sans  peine  que  la  figure 
cherchée  dépeutl  de  la  disposition  de  la  matière  dans  rintorieur  de  la  sphère.  On 
peut  faire  disjjaraîtro  cette  inddtormination  incomplôtemcnt  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  avan- 
tages :  \o  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;  3°  elle  donne  lieu  ;\  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-^^)* 

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 

P 
trop  grand. 

Discussion  : 

i"  Pour  p'=  ,:,  on  obtient  |  o,  résultat  de  Newton. 
2°  Pour  p'  — 0,  on  obtient  |'f,  résultat  d'Huygens. 

S''  Quand  0  ^  '^  -;  1,  l'aplatissement  est  compris  entre  l 'f  6t  f  y  :  c'est  ce  qui 

arrive  dans  le  cas  traité  par  Laplace  et  la  plupart  des  géomètres. 

4"  Quand  ^  >  I,  l'aplatissement  dépasse  { 'f  :  tel  est  le  cas  qui  n'a  pas  encore 

été  examiné. 

Appliquons  la  formule  à  la  planète  Mars.  Son  aplatissement  probable  est  3';,  :  il 
est  assez  faible  pour  qu'on  puisse  faire  cette  application.  La  valeur  de  cp  relative 
;\  la  planète  Mars  étant  d'ailleurs  0,001  J86G,  nous  obtenons  la  relation  suivante  : 

1  _  0.00458fifi 

Nous  avons  ainsi  une  équation  du  premier  degré,  qui  donne  sans  peine 

Les  conclusions  de  M.  .Vmigues  sur  la  forme  de  Mars  sont  les  suivantes  : 
1»  la  planète  s'est  formée  en  deu.v  ou  plusieurs  fois;  -2°  la  densité  moyenne 
des  couches  superficielles  est  1 ,  54  de  la  densité  moyenne  du  noyau,  c'est- 
à-dire,  en  somme,  de  la  planète. 


'23(1  1-A  im..\m:ti-:  m. mis. 

Le  k'Ul  est  lie  savoir  si  les  prémisses  iln  raisoiiui'iuiMil  sont  cxacles,  si 
raplalissemcnt  de  Mars  est  vraiment  de  .J^. 

Mais  cet  aplatissement  est  très  difficile  à  mesurer.  Il  pctil  rlro  inrérieur, 
et  de  beaucoup,  à  ^V  Nous  avons  pour  mesures  jusqu'en  1877  : 


1862 

1861 Main 

1871 

1875 


1784 Uerschel ^\. 

1797 Schrœter ^\. 

1798 K.L'lher ,,', . 

1811  à  1847..    Arago .,\. 

1830àl837..     Besscl Insensible. 

1852 OuderaanSjd'a-                        j    1864 Kaiser y^ï- 

près  Bessel.  Id.         j    1864 Dawes Insensible. 

1855...  .     Main t'î-  i    '^~'' Young jfy. 


'  •  •  •  3  B  • 

185G Winnecke Insensible. 


(La  dernière  valeur  est  probablement  la  plus  sûre.) 

Un  géomètre  anglais,  M.  Ilennessy,  a  répondu  (')  à  la  communication  qui 
précède  en  faisant  remarquer  que  les  résultats  obtenus  par  M.  Amigues  pa- 
raissent vérifier  complètement  ceux  au.xquels  il  était  arrive  lui-môme,  depuis 
longtemps. 

M.  Amigues,  dit-il,  s'est  proposé  de  lever  la  grande  objection  (l'objection  à 
riiypothèse  de  la  fluidité  primitive  des  astres,  en  raison  de  la  grandeur  exception- 
nello'de  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,  et 
précisément  par  la  même  méthode,  savoir  l'application  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  OulUnes  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. 
I  Proceedings  of  thc  Royal  Irish  Acaderay,  t.  IV.  p.  33.3. 


I>!7MS8it  .\1M. ATISSF-MRNT   01-    MARS.  231 

Les  résultais  obtenus  par  l'autour  ne  conlirmcnt  pas  cette  théorie,  car  la 
l)lus  grande  ellipticité  que  la  Terre  puisse  avoir,  en  tant  quo  surface  de 
frottement,  ne  peut  dépasser  ,i;,  fraction  qui  s'écarlo  considérablement  de 
ce  qui  est  admis  comme  résultat  des  observations. 

Kn  1804,  écrit  l'autour,  j'avais,  pour  la  première  fois,  appliqué  mes  calculs  i  la 
question  de  Mars,  dans  une  communication  à  l'Association  Britannique,  et  un 
court  extrait  de  mon  travail  fut  publié. 

En  février  1870,  jo  publiai  un  mémoire  dans  VAllaniis  sur  la  configuration 
de  la  planète  Mars,  et  j'appliquai  à  Mars  les  résultats  mathématiques  de  mes 
recherches  précédentes.  Je  trouvai  une  équation  donnant  l'ellipticité  en  fonction 
de  la  donsité  moyenne  Di  et  de  la  densité  D  de  la  surface  de  la  planète 


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  'f,  et  D'  par  o'.  D  par  p,  ce  qui  donne 


10  -  6  ^'      î  (  I  -  ^  ) 

formule  qui  est  précisément  celle  que  donne  M.  Amigues. 

J'ai  aussi  déduit  de  ma  formule  cette  conclusion  que,  si  le  plus  grand  aplatis- 
sement 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  hidépendante  et  sans  qu'il 
ail  eu  aucune  connaissance  do  mes  recherches. 

La  conformité  complète  des  calculs  de  M.  llenuessy  avec  ceux  de  M.  Amigues 
le  coniirmc  donc  dans  son  opinion  soutenue  précédemment,  en  opposition 
à  la  tiiéorie  de  Playfair.  Ilerschel  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.  {Voir  plus 
haut.  p.  91. 


CSC  i.A  pi.am-:tk  mars. 

l/auttuiv  ost  ilo  nouveau  rcvomi  ?ui"  celto  inriiic  (|ucsli(>n  on  IS80  ('  . 

\I.  l'..-A.  Yoiing,  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  laites  avec  le  plus  grand  soin  et  dans  les  circonstances 
les  plus  favorables;  les  observations  étant  réduites  et  corrigées  dos  légères 
influences  d'aberration,  on  a  la  valeur  linalc  de  r  ou  de  raplatisscmeiil  polaire 

_  J^ 

Il  est  facile  de  démontrer,  dit  M.  Hennessy,  que  cette  valeur  s'accorde 
mieux  avec  l'iiypothèse  d'une  fluidité  antérieure  de  la  planète  qu'avec  l'hy- 
pollièse  d'une  érosion  superficielle  par  l'action  d'un  océan  liquide  ayant  la 
même  densité  que  l'eau. 

Si  la  planète  Mars  avait  été  primitivement  dans  uu  état  de  lluidilé  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  F  (a'), 

où  Q'  est  le  rapport  de  la  force  centrifuge  à  la  gravité  à  l'équatour  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 


et,  conséquemment, 
pour  la  Terre,  nous  avons 
do  là 
et,  par  conséquent, 


An'n'  ,      M' 

Q    —  irr. — ;'  H   ~  -r 


Q'       '-'''" 


T^  M" 


TTT —        et        g  =  —] 


ry  -  0 


M' 
M 


{']  Comptes  rendus  des  séances  de  l'Académie  des  Sciences,  1880,  t.  I,  p.  l'ilO. 


I872-I8S0 


API.ATISSFMRNT   HI-    M  AHS. 


233 


Los  astronomes  admottont  généralement  que  ^  —  54  environ. 

r  —  ,S6lGi%  T'   -  24''37"'2-2\7  ou  886  i27«.  Si  nous  àilmcttons  pour  les  masses  de 
Il  Terre  et  de  Mars  les  valeurs  détcrmindes  par  Le  Vi-rricr,  nous  aurons 


par  suite 


M 


324i39 


^^      ^^' ~ -imm^  -  l¥y 


Q'  -  .1 


1 


'224,07 


Tour  la  Terre,  e  =  ^-j  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. 
0' 


n'       Q' 

-  =  --  ou  e 

«       Q 


Q 


1 


Mais,  comme  la  dernière  détermination  de  c  donne  e  ~  „„.,  ,    >  le  calcul  con- 

293,4b 

^"■'^^^*''=  2-27^701  • 

Comme  la  planète  Mars  olTre  ù,  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  suppose  une  érosion  de  la  surface  combinée  avec  la  force  centrifuge  qui 
résulte  de  la  rotation  autour  de  l'axe  planétaire.  Cette  théorie  a  été  soutenue  par 
sir  Charles  Lyell. 

En  ce  qui  regarde  la  théorie  de  l'érosion  par  un  li(iiiide  en  mouvement  sur  la 
surface  d'une  planète,  j'ai  trouvé,  pour  l'ellipticité  du  liquide  enveloppant, 

_  5QD-+-6(D'— !)£ 
^~"       Q(5D-3)        ' 

£  étant  l'ellipticité  de  la  surface  solide,  D  la  densité  moyenne  et  D'  la  densité  de 
ses  matériaux  solides  à  la  surfaco;  la  plus  grande  valeur  que  c  puis-se  prendre 
correspond  à  e  —  e,  et  alors 

^ 5QD 

^  ^'giôU  — 3)-(J(D'— n' 

Pour  ce  qui  regarde  la  T(M're,  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,G  et  D'  =  2,0.  Avec  ces  nombres,  il  est  évident  que  e  ne  peut  excé- 
der 


41' 


La  plus  petite  valeur  que  l'on  puisse  donner  à  D  dans  le  présent  état  de  nos 
connaissances  est  î\  peu  près  égale  A  deux  fois  D';  et  par  suite 

L'auteur  conclut  que  la  lliéorie  de  l'orosion  ne  peut  rendre  compte  de  la 


•::u  I-  \  iM  \Nr:TF  m  Ans. 

Ilgiiro  de  la  ToiTO  irmio  niaiiièrc  aussi  salisfaisanl'*  ([iii'  la  ihcorio  il(^  ['(Miliorc 
nnidilo  iirimitivo  : 

a  Si  Mars  ctail  un  solide  homogène,  la  lliéorie  de  rrrosiou  rendrait  aussi 
bien  compte  do  rolliplicité  observée  que  s'il  s'agissait  d'un  lluidc  lioniogcne, 

car,  dans  l'un  et  l'autre  cas,  c  serait  alors  '-  0',  d'où  c'  —  pïTpv  '  valeur  qui 

est  sensiblement  plus  grande  que  le  résultat  ol)teuu  par  les  observations. 

))  Les  recherches  de  divers  astronomes  ont  récemnieul  déniouli'é  (juc  la 
surface  de  Mars  ofTre  une  distribution  jjien  définie  de  matière  solide  et  de 
matière  liquide.  Les  terres  paraissent  lormcr  des  groupes  d'îles  et  non  do 
grands  continents. 

«  Si  la  figure  de  la  planète  diirérait  de  celle  qui  est  déduite  de  l'hypothèse 
de  la  Uuidité  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  l'équa- 
leur;  avec  un  aplatissement  minime  ou  une  figure  sphérique,  les  terres  for» 
nieraient  deux  continents  circumpolaires  ayant  un  océan  équalorial  intcr- 
médiaire.  Tous  les  observateurs  récents  s'accordent  à  donner  à  la  planète 
une  distribution  différente  de  celle  qui  aurait  lieu  dans  ce  dernier  cas.  ^> 

Pour  nous,  il  nous  paraît  probable  que  les  anciennes  déterminations  do 
l'aplatissement  de  Mars  (sur  lesquelles  le  raisonncmcnl  de  Laplacc  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,  riiabile  mathématicien,  a 
examiné  et  discuté  en  187G  (')  les  formules  de  Laplace  sur  la  densité,  la  rota- 
tion et  l'aplatissement  des  planètes.  Appelons  tp  le  rapport  de  la  force  centri- 
fuge produite  par  la  rotation  (à  rextrémité  du  rayon  moyen  de  la  ]danète)  à 
la  pesanteur;  Mars  tourne  en  24^ 37'" 22%  6  ou  1 ,02.5950  jour  sidéral  uKjyen  ;  la 
densité  adoptée  par  M.  G. -II.  Darwin  est  0.9i8  de  celle  de  la  Terre;  le  jour 
sidéral  martien  est  0, 997271).  Ou  a  pour  la  Terre 


^       289,  G(j 

et  pour  Mars 

_  _  J_  ,'0,097-270  >  "-       1 
^"948  1.1,025950/    289,00 

=  0,0034409:.^-^^. 

;*;  On  an  oy.ersiQhl  in  Ihe  Mécanique  céleste,  and  on  tlio  inlernal  densitios  oj  lin 
planeli^.  {Monlhhj  Notices,  Dec.  187C.  p.  77.) 


IS7-2-I8SI) 


Al'LATlSSi:  MI'NT   01-    NfAllS. 


Les  mesures  de  l'aplatissemenl  doivent  avoir  élé  influencd-cs  par  dos 
cireurs  d'observations.  Eu  adnictlant  que  la  loi  de  la  densité  intérieure  soit 
la  iiiéii)<'  pour  Mars  que  pour  la  Ti'rre,  l'aplatissement  qui  en  résulterait 
serait  .3t. 

Mais  l'auteur  a  cerlaincment  adopl<'  une  densité  beaucoup  trop  forte,  car 
cUe  n'est  guère  (jue  de  0,70. 

Nous  avions  nous-mêmc  cberché,  en  1872  ('),  quel  est  le  rapport  de  la  pe- 
sanlriir  à  la  l'orcc  centrifuge,  à  l'équateur  delà  planète  Mars.  Adoptant  pour 
la  rolalion  sidérale  "2 i'' 37"' 2?', 7  ou  88643%  nous  avons  : 


Vitesse. w  = 


3^=0,0000709. 


w'  =  0,0000000050239, 
a  -  6371000""  x  0,53  -  337tiC30. 
Force  centrifuge.  w=«  —  0,01G96. 
Pesanteur g  =  9'»,8088  x  0,370  =  S^.CSS. 

r/ 


I 


Sur  la  Terre,      — ^ 
Aplatissement 


=  217,5. 

_    0.808S 
(ù'a  "  0,033858 

292" 


-289. 


Le  rapport  de  la  force  centrifuge  à  la  pesanteur,  qui  est  :^  à  l'équateur 

terrestre,  est  ■:rpi--  à  l'équateur  de  Mars.  L'aplatissement  ne  doit  pas  dif- 

férer  beaucoup  de  cette  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 

.  .     ,      I 
être  voisin  du  -pr-r- 

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  1'' iO"'.  Il  faut 
inultixjlier  ce  chiffre  par  1  i,77  pour  former  la  durée  réelle  de  la  rotation  de 
la  ijlanète.  Ce  nombre  est  en  même  temps  la  racine  carrée  du  nombre  217,5 
trouvé  plus  haut,  rei)résentanl  le  rapport  de  la  force  centrifuge  à  la  pesan- 
teur à  l'équateur  de  Mars. 

Nous  avons  la  relation 


dans  laquelle  T  —  la  durée  de  rotation   réelle,   ji  la  i»ériode   de  rotation 
(,';  Eludeii  sur  l'Aslronomic.  t.  Itl.  1872. 


?36  I.A    PI  ANÈTn:   MARS. 

thôoritino  do  «gravitation,  fj  la  j)csantciir  à  la  suii'are.  o  la  vitesse  angulaiie 
et  a  le  rayon. 
Mais 

9r  ,       lit' 

Nons  avons  donc,  pour  toutes  les  i)lanéles,  l'équation 

ou 

tjui  lie  le  rayon  de  la  planète  à  la  i)ériode  satellitaire. 

LX.W.  1874.  —  Teiu5V.  Aréogmpliie. 

Le  savant  astronome  de  Lonvain  a  présenté,  le  G  juin  1874,  ;i  l'Académie 
des  Sciences  de  Belgique  une  «  Elude  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  élude  minutieuse  de 
l'aréographie  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,  on  effet,  le 
plus  progresser  la  connaissance  générale  de  la  planète  Mars. 

Signalons  encore,  en  cette  rnêmeannée  1874,  une  excellente  élude  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  l'Académie  royale  des  Sciences  de  Belgique,  t.  XXXIX,  1875. 
(')  Xalure  of  12  and  19  feb.  1874. 


1875 


KTUDIiS   KT   DKSSINS. 


23" 


des  points  particuliers  de  cotte  étude  est  l'assertion  de  Kaisor,  que  les  dill(> 
ifucos  de  tons  (|ui  distinguent  les  diverses  tarlies  sombres  et  1(.'  man'iue  de 
netteté  de  leurs  (•onl<iurs  conduiscnl  à  penser  ijiie  ces  mers  ne  ressendjlent 
pas  aux  nôtres.  Huant  à  leur  coultiir  vrrl  IiIlmi.  Webl)  la  considère  comme 
rcelle  el  non  dm'  au  cimlraslc  des  conlint.'nls  jaunes. 


LXXVl     1875. 


HOLDEN,    HeRNAERTS,    Kr.LERV,    Fl.A.M.MAHION. 


X  l'Observatoire  national  de  Washington,  M.  Holden  a  fait,  pendant  l'op- 
position de  1875,  à  l'aide  du  grand  éqnatorial  de  26  pouces  (O^'.Gô),  le  plus 
grand  instrument  d'optique  existant  alors,  un  certain  nombre  de  dessins, 
dont  six  ont  été  communiqués  à  la  Société  Royale  astronomique  de  Lon- 
dres (').  Ils  ont  été  pris  aux  dates  des  14,  IG,  21,  23  juin,  2  et  5  août.  Gros- 
sissement employé  :  iOO.  Malgré  les  dimensions  de  l'instrument,  ces  vues 


Fi?.  l'iS. 


Fi'.'.  IV.». 


Mars,  i»ai-  .M.  llnlacn,  a  W  ashinLjton,  les  lGct2J  juin  1875. 

s'accordent  mal  avec  les  aspects  connus  de  la  planète.  On  en  jugera  par  les 
croquisdesi6juin,del0''40'"à  llMo",  et  23  juin  {fig.  148  et  149),  de  10»'20'" 
à  il»" 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  qui  se  rapproche  le  plus  de  celle  des  continents  de  Mars,  et  en 
même  temps,  remarque  assez  inattendue,  de  celle  de  la  principale  bande  de 
Jupiter,  dont  plusieurs  dessins  au  pastel  ont  été  faits  au  même  moment  : 
le  niL'me  crayon  a  dil  servir  pour  les  deux. 

Le  12  août  1875,  Mars  a  été  occulté  par  la  Lune,  et  l'observation  en  a  été 


[')  Monthly  Xolices,  nov.  Is7j. 


•:3S  1  \  n.AM'.ri;  m  a  us, 

faite  en  plein  jour,  à  "^''^H'",  ù  rubservaloiic  de  Windsor  (Nouvelle-Cialles  du 
Sud)  par  M.  John  Tebbult.  Aucune  renianîuc. 

Pendant  la  même  opposilion,  M.  Dernaerts  a  l'ail  à  Malincs  une  série  d'ob- 
servalions  et  de  croquis  ;'\  (jui  n'ajoulenl  à  tout  ce  (jui  précède  aucune 
donnée  importante. 

Nous  nous  sommes  occupés,  pendant  l'année  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  pied  fixe,  en  amenant 
en  contact  deux  astres  dilTérenls  ou  un  astre  avec  un  bec  de  gaz  (  -K  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  l'horizon,  à  environ  un 
kilomètre  au  sud  de  l'Observatoire  de  Paris.  Il  n'y  a  là  qu'un  essai  provisoire, 
l'épaisseur  atmosphérique  tendant  à  accroître  les  rayons  de  rexlréniilé 
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 J:uinc  orant^e. 

Antarès Orange. 

Gaz Orangé  rougeàtre. 

11  y  a  des  contrastes  Un-l  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. 

Gaz  et  Mars Orange  et  citron. 

Gaz  et  Lune Rouge  cerise  clair  et  argent  éclalanl. 

Ainsi,  cette  planète  qui  parait  comme  Antarès,  sa  rivale  étyniologi(jue  et 
historique,  si  rouge  h  l'œil  nu.  est  moins  rouge  (pi'un  bec  de  gaz  vu  à  un 
kilomètre  de  dis  lance. 

Nous  avons  pris  également  cette  année-là  plusieurs  dessins  de  la  pla- 
nète. 

LXXMl.  I87G.  —  C.  Flammarion.  Les  Terres  du  Ciel. 

La  première  édition  de  cet  ouvrage  a  été  publiée  au  mois  de  novembre 
1876  (^i;  le  Livre  VI  (p.  307  à  440)  est  consacré  à  la  planète  Mars. 

[')  Bullelin  de  l'Académie  de  BcUjiqne,  2"  série,  t.  XLV,  p.  3J. 

'')  Voy.  Bulletin  delà  Société  Astronomique  de  France,  l"  année,  1887,  p.  ÔO'. 

1=^  l  vol.  in-8%  librairie  académique  Didier  et  C'". 


IS7G       C.  FL  \.M.M  AinoN.   -   G  ÉO(i  l{  A  l>  Il  I  K  |;t  CLIMATS  l)I-   MAIIS. 


239 


Nous  y  donnions  d'iiltord  la  ligure  suivanlc  [ftij.  JJU),  qui  sera  tout  à  fait  à 
sa  [ilaceici  pour  ri'suincr  le  cycle  antérieur  à  1877  e.t  nous  préparera  roiii)Osi- 
tion  [)ériliéli([ue  de  1.S77.  0  est  le  centre  de  lorbile  de  Mars,  1'  le  point  du  i)éri- 
hrlic  de  Mars,  a  raitliclic  île  la  Terre,  p  le  périhélie  de  la  Terre,  Q  la  ligne 
d'inlerseclion  des  deux  orbites.  Un  Aoit  (jne,  depuis  1869.  chaque  opposition 


J/.     Afiir 


Fis.  IJÛ.—  Relation  cutre  l'orbite  de  Mars  et  celle  de  la  Terre,  de  18G7  à  1877 

ramiMiait  Mars  un  peu  [ilus  près  de  la  Terre,  et  que  le  plus  grand  rapprodie- 
ment  se  préparait  pour  1877. 

Nous  avons  mari]ué  sur  cette  orbite  les  [)oinls  des  solstices  et  des  e(|ui- 
iio.ves  de  Mars.  A  propos  de  la  climatologie  martienne,  nous  écrivions  : 

Ce  monde  présente  coinine  le  nôtre  tr(/is  zones  bien  distinctes  :  la  zone  tori'ide, 
la  zone  tempérée  et  la  zone  glaciale.  La  première  s'étend  de  part  et  d'autre  de 
réquateur  jusqu'à  28''42',  la  zone  tempérée  s'étend  depuis  cette  latitude  jus- 
qu'à Glo|8',  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  tlevant  les  constellations  zo- 
diacales. Seulement,  au  solstice  d'été  de  riiénnsphère  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  nous,  pouvons  ap- 
peler les  tropiques  de  Mars  tropiques  du  Verseau  et  du  Lion. 

L'existence  de  l'atmosphère  martienne  est  démontrée.  Lorsque  les  taches  de 
la  surface  sont  au  centre  de  l'iiciuisphère,  on  les  distingue  nettement;  mais  lors- 


•MO  i.\    n.ANKII':    MAHS. 

que,  emportées  par  la  rotation,  elles  arrivent  vers  les  bords  (.lu  disque,  non  scu- 
lenicut  elles  se  présentent  en  raccourci  suivant  la  perspective  géométrique  de 
leur  position  sur  la  sphère  tournante,  mais  encore  elles  perdent  leur  netteté, 
devieuueut  pdles,  et  cessent  d'être  visibles  avant  d'atteindre  le  bord.  Cet  eiTet 
est  cause  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  deau  dans  cette  atmosphère. 

La  géographie  martiemio  forme  Tobjel  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 
cette  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 méditerranées.  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  dccoui)écs  eu  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  (jue  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,  Ijrett,  Trou- 
velot,  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'étatde  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. 

11  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.  2.51).  On  pourrait  penser  que  les 
moins  sombres  sont  parsemées  d'îles  que  nous  ne  distinguons  pas  à  cause  de  leur 


1876       C.  FLAMMAIIION.   -  r,  flOO  H  A  PIII I-    ET  CLIMATS   DF-    MARS.       211 

petitesse,  et  qu'en  certains  jxjints  uK'ine  l'eau  n  est  pas  très  profonde,  comni(;  il 
arrive  chez  nous,  par  exemple,  pour  le  Zuyderzf'e.  Ces  difTdrences  m'ayant  sur- 
pris, j'ai  cherclK'  à  les  expliquer,  mais  sans  y  parvenir,  par  des  variations  de 
transparence  dans  l'atmosphère  de  Mars  ;  elles  sont  ruelles,  mais  n'en  avons-nous 
pas  une  image  dans  les  eaux  terrestres  elles-mêmes"?  La  coloration  des  eaux  de 
la  mer  est  loin  d'être  la  même  à  toutes  les  latitudes;  la  dilTérencc  est  énorme 
pour  les  fleuves  :  la  Marne  est  jaune,  la  Seine  vert  pâle,  le  Rhin  vert  foncé,  etc. 
De  plus,  il  scmlile  que  ces  mers  ne  soient  pas  invariables,  car,  depuis  1S30, 
certains  changements  paraissent  incontestables,  par  exemple  le  golfe  Kaiser,  qui 
présentait  alors,  comme  à  la  fin  du  siècle  dernier,  l'aspect  d'un  fil  terminé  par  un 
disque,  et  qui  depuis  18G2  est  beaucoup  plus  large  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  de  couleur  de  l'eau,  qui  n'existent  pas 
sur  la  notre. 

Tel  est  le  résumé  des  connaissances  qui  résultaient  déjà  de  l'ensemble  des 
observations  physiques.  Pour  la  première  fois  (187G),  les  variations  dans  les 
mers,  comme  ton  et  comme  étendue,  sont  établies  sur  un  nombre  suffisant 
de  faits  observés. 

A  cette  longue  série  de  travaux  qui  constituent  notre  deuxième  période,  on 
pourrait  encore  en  ajouter  quelques  autres,  dus  à  :  Gapocci  (1862) ,  Schultz  (id.), 
Vada(1863),  Michez  (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  intrin- 
sèque, assurément;  mais,  en  arrivant  à  la  clôture  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  à  cette  troisième  et  dernière  section  de  notre  examen, 
résumons  les  progrès  qui  viennent  d'être  acquis  pendant  celle  seconde  pé- 
riode, de  1830  à  1877. 


Fl.vmmarion.  —  Mars.  !6 


COiNCLUSlOiNS  DE  Li  DEUXIÈME  PÉRIODE. 

1830-1877 


Ueporlons-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  dévclop 
pés.  De  nouvelles  lumières  sont  apportées. 

1  i.  La  durée  de  la  rotation  diurne  est  désormais  fixée  avec  précision  à 

24''37'"2-2S65, 

à  quelques  centièmes  de  seconde  près  :  la  valeur  est  sûrement  enti'c 

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  piincipaux. 
Plusieurs  cartes  ont  été  construites,  d'abord  par  Béer  etMiidler  en  1840,  puis 
par  Kaiser  en  1864,  Phillips  la  même  année,  Proctoren  1867,  Grecn  en  1873. 
A  ces  tracés  géographiques  on  peut  ajouter  l'essai  que  nous  avons  publié  en 
1864  sur  l'hémisphère  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  Schrœtcr,  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,  sou 
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  ny  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. 


CONCLUSIONS  1)1-    LA  DEUXIÈMK  PÉUIODL  (1830-1877).  243 

17.  Néanmoins,  de  toute  celle  variél»':  reste  un  fond  certain,  celui  qui  est  re- 
présenté sur  notre  Carte  générale  de  la  page  69.  D'autre  part,  les  causes  de 
diversité  attribualjles  aux  observateurs  n'cxpli(|uenl  pas  certaines  diver- 
gences, qui  doivent  être  considérées  comme  réelles,  .\insi,  la  mer  du  Sablier 
varie  certainement  de  largeur  et  de  ton  ;  sa  rive  gauche,  surtout  en  haut,  à 
la  péninsule  de  Ilind,  paraît  indiquer  des  terrains  tantôt  secs  et  tantôt 
inondés;  la  mer  circulaire  Terby  a  tout  autour  d'elle,  et  surtout  au-dessous, 
des  régions  tantôt  claires  et  tantôt  foncées;  la  mer  Flammarion  est  quel- 
quefois traversée  par  une  sorte  de  banc  de  sable;  la  baie  du  Méridien  a  paru 
parfois  ronde,  parfois  carrée,  parfois  allongée  et  fourchue,  etc. 

18.  Ces  aspects  et  ces  variations  conQrment  l'interprétation  déjà  faite  pen- 
dant la  première  période,  savoir  :  que  les  taches  sombresreprésentent  des  éten- 
dues liquides,  des  mers,  des  lacs,  et  les  taches  claires  des  étendues  solides, 
des  continents,  des  lies. 

19.  Les  variations  des  neiges  polaires  conGrment  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  cette  deuxième  période,  établit  que 
ces  eaux  sont  analogues  aux  nôtres  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  (V). 

22.  L'atmosphère  est  moins  troublée  que  la  nôtre,  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 
observe  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,  l-'i7) 
à  d'assez  grandes  distances  des  pôles,  notamment  sur  la  terre  de  Lockyer, 
que  Ion  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,  au  lieu  d'occuper  les  trois  quarts  du  globe,  n'en  occupe  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  (jui  doivent  être 
regardées  comme  très  plates. 

24.  L'hémisphère  supérieur  ou  austral  de  Mars  est  surtout  aquatique  ;  l'hé- 
misphère boréal,  surtout  continental.  Le  sol  de  celui-ci  estdonc  à  un  niveau 
supérieur  à  celui  du  premier.  Les  causes  géologiques  qui  ont  agi  dans  la 
formation  de  la  planète  ont  élevé  l'hémisphère  boréal  et  déprimé  l'hémisphère 
austral.  Remarque  digne  d'attention,  il  en  a  été  à  peu  près  de  même  pour 


'2ri  LA   PLANf/rK   M  A  US. 

la  Terre:  les  i:raiuls  couliMeiils,  l'Asie  el  riùiropc,  rAmérique  du  Nord,  la 
Minilié  di'  l'Afrique,  occupcut  l'hruiisphère  boréal;  l'austral  a  rAniériijUc 
(lu  Sud.  l'Afrique  du  Sutl  cl  l'AusIralit',  donl  la  surface  est  de  beaucoup 
inférieure. 

Celle  dilTérence  peut  provenir  tic  raelion  de  rallractiou  solaire  sur  l'iié- 
misphére  marlien  le  plus  rapproché  du  Soleil,  pendant  la  demi-période  de 
révolution  de  la  liiine  des  apsides,  à  l'époque  critique  de  la  consolidation  de 
l'ècorce  de  la  planète;  celte  attraction  aura  eu  pour  ellel  de  surélever  léiiè- 
rement  et  obliquement  rhéniispliére  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  [)cu  près  les  Karpalhes  et  leur 
antipode.- 

25.  L'aplatissement  polaire  de  Mars  est  certainement  plus  faible  que  ne 
l'avaient  cru  Ilersclicl,  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 
YrTJ-  L'aplatissement  polaire  doit  peu  différer  de  cette  valeur. 

20.  11  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 
ses  reliefs  orographiques,  il  semble  cependant  qu'il  y  ait  quelques  montagnes 
assez  élevées,  quelques  plateaux  supérieurs.  Ainsi  les  deux  îles  dessinées  sur 
notre  carie  aux  47'  et  297'-  degrés  de  longitude  sont  tantôt  visibles  et  tantôt 
invisibles  :  ce  sont  sans  doute  des  montagnes  parfois  couvertes  de  neige.  II 
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  PERIODE. 

LE  CYCLE  MARTIEN   DE   1877   A  1892. 


Notre  troisième  période  comprend  le  cycle  martien  do  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 
Terre  en  365  jours  e*"  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. 

Distaiicp  minimum  à  la  Terre. 

Rayon  orbite  Diamètre 

Dates.  Ô  étant  1.  en  kilomètres.       maximum. 

1877.      5  septembre 0,3767  55.532.000  30' 

187'J.     12  novembre 0,/i824  71.877.000  23 

1881.     20  décembre 0,0028  80.817.000  18 

1884.     31  janvier 0,6691  99.000.000  16 

1880.      6  mars 0,6699  99.830.000  14 

1888.     11  avril 0,6050  90.145.000  18 

1890.    27  mai 0,i8i9  72.265.000  23 

1892.      4  août 0,3773  56.217.000  30 

En  raison  de  l'ellipticitc  des  deux  orbites,  ces  oppositions  diffèrent  sensi- 
blement quant  à  la  distance  qui  sépare  les  deux  plauctcs.  Quand  la  ren- 
contre arrive  à  l'époque  du  périhélie  de  Mars,  lequel  a  lieu  à  la  longitude 


Î48 


LA   PLANKTE   MARS. 


334",  où  la  Terre  passe  le  27  août,  la  tlislance  est  réduite  à  son  minimum. 
La  position  la  plus  favorable  revient  tous  les  quinze  ans.  Les  années  1877  et 
1802  représentent  des  oppositions  périhéliques.  Nous  avons  calculé  les  dis- 
tances en  kilomètres  pour  la  parallaxe  solaire  8". 81  cl  la  dislance  moyenne 
de  la  Terre  de  149  millions  de  kilomètres. 

Ce  n'est  pas  exactement  le  jour  de  Topposilioii  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'orbile  terrestre  les  jours  qui  précèdent  ou  qui  suivent  cette 


Fig.  151. 


o^''' 


E     DK 


M  ^  ; 


Cycle  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  55  et  presque 
1 00  millions  de  kilomètres,  entie  1 4  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  auire  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 


1877  C.   FLAMMAHiON.  —  CAUTI-    K T  OUSKU V ATIONS.  249 

;i  ouvert  vraimcnl  pour  nous  l'élude  géographique  et  climatologique  de  la 
planète  Mars,  l'opposition  de  1877  a  inauguré  l'ère  dune  analyse  assuré- 
ment plus  intime  que  l'on  n'aurait  jamais  osé  l'espûrer. 
Nous  allons  passer  successivement  en  revue  tous  les  travaux  accomplis. 

Maintenant  (juc  les  ohsorvations  deviennent  plus  détaillées  et  plus  pré- 
cises, et  qu'(.'ll(_'S  peuvent  nous  mettre  sur  la  trace  des  effets  des  saisons  à  la 
surface  de  la  planète,  nous  prendrons  soin  d'inscrire  en  tète  de  chaque  oppo- 
sition les  dates  des  solstices  et  des  cquinoxes  corres^jondant  aux  époques 
des  observations 

lfi77 

Opposition  :  5  septembre. 
Pôli'  incliné  vevfi  la  Terre  :  austral. 

(]\r.ENDBIER  DE  MaRS. 
IK-mispliiTe  austral  ou  supérieur.  llémispliiTe  burûal  ou  inférieur. 

1"  mai  1877 Équinoxe  de  printemps.  Équinoxe  d'automne. 

27  septembre Solstice  dV-té.  Solstice  d'hiver. 

G  mars  1878 Équinoxed  'automne.  Équinoxe  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  Proctor,  laissaient  beaucoup  à  désirer,  et  nous  avons  essayé  de  faire 
un  peu  mieux,  surtout  pour  aider  les  observateurs  à  identiûer  leurs  dessins. 

LXXVIII.  1877.  —  C.  Fla.mm.\rion.  Cai-le  de  la  planète  Mars  et  observations. 

Voici  cette  note  avec  la  carte  {fig.  152),  présentée  d'ailleurs  comme 
«  provisoire  »  et  destinée  à  de  grands  perfectionnements  (*). 

Au  moment  où  la  planète  Mars  passe  à  sa  plus  grande  proximité  de  la  Terre, 
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  ce  monde 
voisin.  J'ai  l'honneur  de  présenter  à  l'Académie  une  carte  que  j'ai  commencée  il 
y  a  bien  longtemps  déjà,  en  18G3,  époque  à  laquelle  je  travaillais  à  la  seconde  édi- 
tion de  mon  ouvrage  sur  La  pluralité  des  viandes  /la^i^és.danslaquellejepubliai 
un  premier  croquis,  comme  comparaison  avec  la  géographie  de  la  Terre,  carte  que 

(')  Voy.  Cornplcs  rendus  de  l'Académie  des  iSciences,  séance  du  'Zl  avril  1877, 
p.  476. 


•:r,0  I  A   PI.ANftTl-    MARS. 

j'ai  souvent  rccommonrc'O  depuis,  qui  a  seulement  ét(.^  terminée  l'année  dernière, 
et  qui  ne  doit  encore  être  eonsidérée  toutefois  que  comme  un  trncc  provii^oirc 
des  taches  permanentes  de  cette  planète. 

Nous  possédions  déjà  trois  essais  principaux  de  représentation  c:éo£:raphique 
de  Mars.  Le  premier  date  de  quarante  ans,  et  a  été  donné  par  Beor  et  Madler,  pour 
résumer  leurs  observations  faites  en  Allemagne  de  1830  à  1839;  le  second  est  dû 
à  Kaiser,  do  Leyde,  qui  traça  une  carte  de  Mars,  après  les  oppositions  de  1SG\Î  et 
ISilî.  pendant  lesquelles  il  observa  assidûment  la  planète;  le  troisième  est  dû  ;\ 
M.Proctor  qui,  en  1800,  dessina  une  carte  remarquable,  beaucoup  plus  complète 
que  les  deux  précédentes,  d'après  les  observations  faites  en  Angleterre  par  Dawcs, 
en  180 î.  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  l'ensemble  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 
(  iG3G),  et  dont  les  principaux,  indépendamment  des  trois  séries  précédentes,  sont 
dus  à  Iluygens,  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  Mildler,  méridien  remarquable  par  une  petite  tache  très  sombre,  signalée 
vers  1T9>  par  Schrœter,  remarquée  de  nouveau  en  1822  par  Kunowski,  prise 
comme  origine  en  1830,  par  Madler,  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  -iô*  degré.  Il  m'a  paru  préférable  de  conserver  l'ori- 
gine précédente,  déjà  adoptée  par  Madler,  Lockyer,  Proctor,  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  partons  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- 


1877 


C.    Kr.AM.MAIUON.   —  CAUTK    KT   OUSKH  V  ATFONS. 


251 


Icuro  désignation  i\  doiuu'r  ;\  cette  mer  soit  de  lui  conserver  son  nom  déjà  véné- 
rable de  mer  du  Sablier.  Aucune  dénomination  n'a  jamais  été  si  légitime.  Le 
1*.  Secchi  a  propos('  le  nom  de  mer  Atlnntique,  et  M.  Proctor  celui  de  mer  de 
Knii^er.  Or,  d'une  part,  elle  est  bien  étroite  pour  mériter  le  nom  il  A  tlnnlique,  et 
d'autre  part,  si  elle  devait  porter  un  nom  d'astronome,  ce  serait  celui  d'IIuygens, 
qui  l'a  découverte.  Pour  toutes  ces  raisons,  il  nous  a  paru  logique  de  lui  conserver 
le  nom  de  mer  du  Sablier. 
Klle  est  généralement  plus  sombre  et  mieux  marquée  que  la  plupart  des  autres 

Fiff.   152. 


Ucfr^,.l'S  ljn.Uu<li- 


iil^^^Éfe^MAlllj>^>^UAjaiMfeë^^^f^^^ 


Carte  géographique  provisoire  de  la  planète  Mars,  par  M.  Flammarion,  en  1876  ('I. 


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  Newton,  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  ù,  celles  de  Jupiter.  Ilooko  l'a  dessinée  en  1606,  et 
Maraldi  en  170i.  Le  P.  Secchi  lui  avait  donné  le  nom  de  Marco  Polo,  mais  il  est 
évident  que  celui  de  Maraldi,  proposé  par  M.  Procter,  lui  convient  à  tous  les  titres. 

Le  golfe  Kaiser,  dont  l'extrémité  orientale  forme  la  baie  fourchue  (longitude 
zéro),  est,  comme  la  mer  du  Sablier  et  les  mers  Maraldi,  Hooke  et  Huygens, 
l'une  des  configurations  géographiques  de  Mars  les  plus  anciennement  dessinées. 
On  en  trouve  un  vestige  dans  deux  dessins  de  Huygens  de  1650  et  de  1683.  Herschel 

(')  Cette  carte  est  la  mf'ine  que  celle  qui  a  été  publiée  dans  la  première  édition  des 
Terres  du  Ciel  (novembre  187C)  et  dont  il  a  été  parlé  plus  haut. 


?.V2  LA    rLANKTi:   M  A  H  S. 

a  dessiiu'  le  même  ^'olfo  on  1777  et  1783,  notanimeut  le  fer  à  cheval  formé  par  le 
golfe  d'Arago  avec  celui  ilo  Kaiser,  et  il  est  nuMiie  le  premier  qui  ait  bien  figuré 
ces  détails;  mais  il  a  été,  en  18G'2,  l'objet  de  l'étude  la  plus  soignée  de  la  part 
lie  Kaiser. 

A  l'est  du  golfe  de  Kaiser,  on  rencontre  :  1°  une  baie  émergeant  au  nord  de 
lùcéau  Kepler;  "2'^  une  Ma)ichc  conduisant  de  cet  oc('an  à  la  mer  Mildlcr.  Cette 
Manche,  comme  cette  mer,  sont  également  connues  depuis  fort  longtemps. 

Le  bras  de  mer  qui  s'étend  de  l'océan  Kepler  i\  la  mer  Madler,  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  Madler  paraît  se  prolonger  vers  le  Nord  et  devenir  d'abord  plus  claire,  puis 
plus  foncée,  et  jeter  uu  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  Madler,  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  lim'ite 
orientale  ne  dépasse  pas  le  274«  degré.  On  la  reconnaît  aussi  en  18G0,  dans  les 
dessins  de  Schmidt,  d'Athènes,  isolée  aussi.  En  18ri2,  le  P.  Secchi  l'a  prise  pour  un 
cyclone,  à  cause  de  la  forme  circulaire  de  sou  entourage.  La  même  année,  le 
même  jour  (18  octobre),  elle  était  dessinée  en  Angleterre,  par  M.  Lockyer,  et  il 
la  nommait  «  mer  Baltique  x.  Les  dessins  de  Lassell  lui  donnent  la  forme  d'un 
œil  et  on  la  nomme  aussi  «  Oculus  ». 

Les  mers  de  la  Hue,  Dawes,  Airy,  Faye  et  Iluygens  ne  sont  pas  aussi  exacte- 
ment connues.  Il  eu  est  de  même  des  terres  de  Laplace,  Fontana,  Cassini,  Secchi, 
Schrœter,  Tycho,  Webb,  et  des  golfes  Arago  et  Foucault. 

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  afTranchi  de  répé- 
titions. 

Très  certainement  il  reste  encore  bien  des  points  douteux,  surtout  à  partir  du 
00*  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  lorsqu'on  regarde  la  planète,  le  Sud  en  haut. 

Telle  est  la  noie  par  laquelle  nous  résumions  alors  nos  connaissances 
aréographiques.  En  même  temps,  à  l'aide  d'un  télescope  de  0'°,20,  muni  de 


1877 


C.    l-LAMMARIOX.   —  CARTF-   KT  (  )  BSI- H  V  ATIONS. 


253 


gro.ssisseincnls  dt;  JIO  ol  3U0  fois,  nous  pi-ciiions  un  .ur-iud  iioniltre  de  des- 
sins de  l;i  planète.  Nous  en  reproduisons  d'abord  ici  quatre  [fig.  153),  réduits  à 
rcclielle  de  1"""  pour  1",  qui  montrent  exactement  l'aspect  et  la  grandeur  du 
disque  aux  dates  indiquées.  Le  premier  a  été  fait  le  30  juillet,  à  11''0™;  la  mer 

Ki"    I-.:;. 


Crotiuis  (le  Mars,  les  oO  juillet,  1.)  août,  li  septembre  cl  --  'njlabro  l.s^7. 

du  Sablier  est  à  peu  près  au  centre  du  disque  et  l'a  léirèrement  dépassé  (lon- 
gitude du  méridien  central:  312»).  Le  second  est  du  23  août,  à  IPSO";  la  mer 
circulaire,  ou  l'OEil,  a  sensiblement  dépassé  le  méridien  central,  dont  la  lon- 
gitude était  alors  de  105°.  Le  troisième  est  du  14  septembre,  à  10''10";  il 

Fig.  iri4. 


Mars,  le  'J7  septembre  1877. 

laisse  deviner  la  mer  Maraldi  ri  la  mov  llookc  (longitude  .'du  méridien  cen- 
tral :  240°).  Le  quatrième  est  du  2G  octobre,  à  7'' 55'",  et  esquisse  vaguement 
la  figure  de  deux  ailes  ouvertes  d'un  grand  voilier,  qui  paraît  formée  par  la 
réunion  des  mers  Schiaparelli  et  Maraldi  (méridien  central  à  190°).  A  cette 
dernière  date,  la  planète  était  déjà  fort  éloignée  de  la  Terre. 


'2o\  I.A    l'LANKTK   MA  US. 

Ces  quatre  croquis  imailrent  en  uièinc  temps  d'une  manière  frappante  la 
diminution  de  In  neige  polaire  supérieure  ou  australe.  Le  Sdlsliee  dété  tle 
riiémisplière  austral  de  Mars  est  arrive,  en  1877,  le  i?7  seplemluv. 

A  ces  croquis,  (jui  représentent  la  cireonfcrcnce  totale  de  la  planète, 
nous  pourrions  en  joindre  ici  un  certain  nombre  dautres  faits  durant  cette 
opposition.  Nous  nous  ])oruerons  ù  reproduire  celui  du  27  septembre,  à 
8'' 35"'  (ftg.  154),  sur  lequel  le  lac  circulaire  se  dctaclic  comme  un  point  noir 
bien  net.  Lu  mer  (]ui  l'environne  ne  paraissait  pas  se  continuer  au-dessous, 
comme  dans  le  croquis  du  23  août.  L'océan  de  la  Rue  et  la  baie  Ghrislie 
étaient  bien  liniilés. 

Remarque  digne  d'attention  :  pendant  toule  celle  période  de  juillet  à  oc- 
tobre 1877,  riiémisplière  visible  de  Mars  s'est  pres(jue  coiislamment  montré 
très  pur  cl  sans  nuages. 

LXXIX.   1877.  — Paul  et  Prosper  Henry.  Dessins. 

A  l'Observa loire  de  Paris,  MM.  Henry  frères  ont  fait  un  certain  nombre 
de  dessins  de  la  planète,  pendant  la  même  opposition,  à  l'équatorial  de 

Fi?,  l.-j.-, 


Crociuis  de  .Mar.^,  les  ~-l  aoul  1x77,  .'>  »e|.tt;iiibi-o.  lu  sei'lcmljre,  â'J''iO™,  et  mcuic  jour  u.  11'' 4J"' 

par  M.M.IIcnry  frères. 

0'",24  du  jardin.  Ces  dessins  concordent  d'une  manière  rcmaiqua])le  avec 
la  carte.  Quelques  particularités  cependant  sont  à  signaler.  Ainsi,  la  mer 
circulaire  paraît,  dans  plusieurs  dessins,  presque  rattachée  à  une  traînée 
légère,  comme  si  la  mer  Scbiaparelli  se  continuait  en  un  mince  filet  jusqu'à 
elle.  Tel  est,  par  exemple,  celui  du 22  août,  à  11 ''50'".  Un  beau  dessin  du  5  sep- 
tembre, à  minuit,  montre  nettement  la  baie  du  M(!;ridien  et  la  baie  Burlon, 
mais  l'océan  Lawes  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. 


1H77 


ASAIMI    HALL.    —    Df- (H  •  l  \  I.  H  I  i;    DliS   S  ATliLLITKS. 


coninio  un  poiil  gigaiiL(;st]uu  tle  nuagos  rrciiligiics  ou  uu  l)anc  de  sable;  tel, 
par  exemple,  le  dessin  du  10  septembre,  ;i  'J''rjO'°.  La  rive  droite  de  la  mer 
du  Sablier  était  très  loncée.Deux  heures  après,  cette  mer,  amenée  parla  ro- 
tation du  globe,  se  présentait  ilaus  toute  son  ampleur.  Ces  quatre  dessins, 
Tort  curieux,  sont  reproduits  ici  {fly.  155).  Un  les  comparera  avec  intérêt 
avec  notre  carte  complète  de  la'p.  69. 

A  ces  dessins,  nous  ajouterons,  des  mêmes  observateurs,  celui  du  27  août 
(fig.  15G),  qui  reiu'i'scnlc  la  prciuicre  observation  faite,  en  France,  de  l'un 

Fier.  r.n. 


Mars,  le  27  aoiit  1677.  Premièro  observation  faite  en  France  d'un  sateUite  de  Mars 

des  satellites  de  Mars.  Ces  satellites  ont  été  découverts  à  TObservaloire  de 
Washington,  par  M.  Asapli  Hall,  le  plus  éloigné,' le  11  août  1877,  le  plus 
proche,  le  17  août  suivant.  La  nouvelle  fut  télégraphiée  en  Europe,  no- 
tamment à  Le  Verrier,  directeur  de  l'Observatoire  de  Paris  (qui  ne  devait 
pas  tarder  à  quitter  cette  terre  :  il  est  mort  le  23  septembre  suivant),  et  l'on 
s'eilorra  de  vériticr  cette  découverte,  aussi  curieuse  qu'inattendue.  Le 
27  août,  MM.  Henry  réussirent,  en  masquant  la  planète,  à  apercevoir  le 
satellite  le  plus  éloigné.  Mars  tournait  alors  vers  nous  riiémisphcre  ayant  la 
mer  circulaire  à  peu  près  à  son  centre. 

Avant  de  continuer  notçe  étude  de  la  planète,  c'est  ici  le  lieu  de  rappeler 
cette  étonnante  découverte  des  satellites. 


L.\X.\.  1877.  —  AsAiMi  Hall.  Dccouvcrlc  des  satelliles  de  Mars  ('). 

La  découverte  des  deux  satellites  de  Mars  est  assurément  l'une  des  plus 
curieuses  et  des  plus  intéressantes  des  tom[is  modernes.  On  peut  dire  qu'elle 


(')  Observations  and  orUits  of  llic  salcUilcs  of  Mars,  by  Asai'H  II.\ll.  Washington 
1678. 


'256  I.A   PLANT. TE   MARS. 

a  été  faite  exprès, —  oc  qui  ii  est  pas  h^  cas  i^cnéral  dans  les  (Iceouvertes. — 
et  qu'elle  est  le  résultat  de  la  plus  louable  persévérance.  Nous  venons  de 
voir  que  l'année  1877  a  été  particulièrement  remarquable  à  cause  du  rap- 
prochement maximum  auquel  Mars  devait  se  trouver  de  la  Terre,  l'opposi- 
tion des  deux  planètes  ayant  été  fix^'C  par  le  calcul  pour  le  5  septembre  do 
cette  année-là.  Le  professeur  Asaph  Hall,  astronome  de  l'Observatoire  de 
"Washington,  pensa  que  ce  serait  là  une  circonstance  extrêmement  favorable 
pour  véritier  le  voisinage  de  Mars,  à  l'aide  du  grand  équatorial  de  cet  Ob- 
servatoire (•).  Il  se  disait  avec  raison  que,  quoique  plusieurs  observateurs 
eussent  déjà  été  déçus  dans  leurs  espérances  en  cherchant  un  satellite  à 
celte  planète,  ce  n'était  pourtant  pas  là  une  raison  suffisante  pour  y  renon- 
cer délinitivement,  surtout  en  considérant  que  les  conditions  actuelles  de 
la  recherche  étaient  exceptionnellement  favorables.  Il  se  mil  donc  à  l'œuvre 
des  les  premières  soirées  du  mois  d'août,  scruta  les  environs  de  la  i^lanète 
avec  un  soin  minutieux,  et,  pour  ne  pas  être  gène  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 
l'astronome  renonçait  à  continuer  sa  recherche,  lorsque  M""* Hall,  secrétaire 
de  son  mari,  insista  vivement  pour  qu'il  y  consacrât  «  encore  une  soirée  ». 
C'était  le  11  août.  M.  Hall  se  mit  à  ré<]ualorial,  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 
de  la  rivière  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'étant  éclairci,  l'astronome  se  précipita  à  sa  lunette,  retrouva  le  petit 
point,  ne  le  perdit  plus,  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  en  ce  moment?  On  consulta  les  éphémérides  et  l'on  trouva 
qu'en  effet  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 


(')  Celle  lunette,  alors  la  plus  puissante,  a  pour  objectif  une  lentille  de  26  pouces 
anglais  =  O^iCG. 


1877  ASAPIl   IIAI,L.   —  DÉCOUVERTE  DES  SATELLITES.  257 

originale;  tandis  que,  si  c'était  la  planète  Europa,  elle  devait  se  trouver  le 
soir  même  un  peu  au  sud-est  de  Mars. 

Cette  nuit  du  17  fut  merveilleusement  claire,  et  à  peine  Mars  était-il  levé 
au-dessus  des  hrumesde  l'horizon, que  l'équatorialfut  impatiemment  pointé 
sur  lui.  Aucun  satellite  n'était  visible,  ce  qui  était  de  bon  augure.  A  4'' 
du  matin,  l'astronome,  radieux,  vit  le  petit  point  lumineux  émerger  tran- 
quillement des  rayons  de  la  planète,  comme  le  calcuU'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  la  planète! 

La  nouvelle  fut  télégraphiée  aux  principaux  astronomes  du  globe,  et, 
malgré  le  scepticisme  qu'elle  excita  d'abord,  elle  ne  tarda  pas  à  être  confir- 
mée par  toutes  les  observations  ultérieures. 

Ces  deux  petits  satellites  ont  été  suivis,  à  l'aide  des  grands  instruments, 
pendant  les  mois  de  septembre  et  d'octobre  1877;  puis  on  les  perdit  de  vue, 
à  mesure  que  Mars  s'éloigna  de  la  Terre.  On  les  retrouva  en  1879,  lorsque  la 
planète  revint  dans  notre  voisinage,  et  l'on  put  même  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 
a  encore  retrouvés  pendant  l'opposition  de  1881,  et  depuis  on  les  suit  pep- 
dant  toutes  les  oppositions. 

Ces  deux  petites  lunes  ont  reçu  de  leur  découvreur  les  noms  de  Deimos 
(la  Terreur)  et  Phobos  (la  Fuite),  en  souvenir  de  deux  vers  de  l'Iliade  d'Ho- 
mère (Liv.XV),qui  représentent  Mars  descendant  sur  la  Terre  pour  venger 
la  mort  de  son  fils  Ascalaphe  : 

Il  ordonne  à  la  Terreur  et  à  la  Fuite  d'atteler  ses  coursiers, 
Et  lui-même  revêt  ses  armes  étincelantes. 

Phobos  est  le  premier,  le  plus  proche;  Deimos  le  second.  Voici  les  élé- 
ments de  leurs  orbites  : 

Demi-diamètre  de  Mars  =  3  304  kilomètres. 

Distance  de  Phobos        =2,77  demi-diamètres  de  Mars. 

=  9  321  kilomètres- 
Distance  de  Deimos        —  0,92  demi-diamètres  de  Mars. 

=  23  281  kilomètres. 

Ces  distances  sont  comptées  du  centre  de  la  planète.  Si  nous  en  retran- 
chons le  demi-diamètre  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  20000  pour  le  second. 

Flammarion.  —  Mars.  17 


25S 


i.A  pi,.\m:ti-;  m.mjs. 


Li'  (liamètiv  aiii^ulairc  de  Mars  riant  ilcO",  T)".  l<'s  plus  i^raiidcs  oldiiualions 
ne  sont  que  do  13"  pour  le  proinior  rt  de  '^-r  pour  le  second. 

La  révidutiiui  du  [U'cniier  s'clTeelardaiis  la  pi'riddc  (■iraugiMiicnl  rajiide 
de  7''30m  !">',  et  ecUc  du  second,  dans  la  période  également  très  rapide  de 
30''  17"'."vi',  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  iilan  de  r('((iialeur  martien,  et  incli- 
nées l'une  et  lautre  de  26"  environ  sur  l'écliptique.  —  Nous  avons  repré- 
senté ce  petit  système  sur  notre  fig.  157  :  c'est  ainsi  ([u'ils  circulent  actuelle- 
ment dans  le  plan  de  l'équateur  d(^  Mars. 

\  cause  de  rexiguïté  de  ces  satellites  d  de  leur  voisinage  de  la  planète, 


Orbite  apparente  des  satellites  de  Mars,  pour  une  lunette  astronomique. 

il  faut  (rexcellents  instruments  pour  les  distinguer.  Toutefois,  comme  un 
objet  qu'on  sait  exister  est  plus  facile  à  d('Coiivrir  qu'un  objet  dont  on 
ignore  l'existence,  des  inslninKMits  fort  inb'.M'icurs  à  l'iMpialorial  de  W'asbing- 
ton  sufTisent  aujourd'lini  pour  permettre  d"o]jS(_!rver  ces  deux  })oints  lumi- 
neux, et  môme  pour  mesurer  leur  position. 

L'analogie  avait  déjà  fait  soupçonner  l'existence  de  ces  satellites,  et  plu- 
sieurs astronomes,  W.  Ilerschel,  d'Arrest,  etc.,  avaient  même  passe  de 
longues  heures  à  les  chercher.  On  avait  dit  :  la  Terre  a  un  satellite,  .Tupiler 
en  possède  quatre,  et  Saturne  huit  ;  Mars,  f[ui  se  trouve  entre  la  Terre  et 
.Jupiter,  pourrait  bien  en  avoir  un  ou  plulùl  deux.  C'est  Kepler  lui-même 
qui,  le  premier,  a  tenu  ce  raisonnement,  dès  1  ann(''e  1610,  et  Voltaire  a  suivi 
cette  tradition  dans  Micromégas. 

Ces  deux  globules  célestes  sont  si  petits  qu'il  est  impossible  de  leur  trou- 
ver aucun  diamètre  appréciable,  et  qu'on  no  peut  oJjtenir  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  Harvard- 
Collège,  par  le  professeur  Pickering,  et  il  résulte  de  ces  mesures  photomé- 
triques, confirmées  du  reste  par  les  estimations  des  autres  observateurs, 


1877  ASAl'll    IIALI..    —    DKCOUVKU  ri-;    |)i:s   s  A  I  i;i.MTi:S.  250 

(]u'('ii  aJinellaiil  (juc  leur  surface  soit  aualo-ue  a  ojlle  do  la  plauèlu  elle- 
même,  leurs  diauiètrcs  ue  sur])asseut  pas  dix  à  douze  kilumùtres.  Le  premier, 
Pliobos,  est  \r  plus  Itrillaiil  ri  jimhablement  le  plus  gros  des  deux;  il  n'offre 
que  le  faible  tl-clat  d'une  étoile  de  10°  ^^randeur,  et  le  second,  seulement 
celui  d'une  étoile  de  12";  cependant  le  second  est  plus  facile  à  découvrir, 
parce  qu'il  est  plus  éloigné  de  la  planète  et  moins  éclipsé  dans  ses  rayons. 
II  n'en  est  pas  moins  bien  remarquable  que  ces  deux  points  lumineux, 
dont  le  diamètre  ne  surpasse  (juère  relui  de  Paris,  soient  visibles  à  quinze  et 
vingt  millions  de  lieues  de  distance  dans  les  instruments  dus  au  génie  de 
l'homme  (')  ! 

Les  mouvements  apparents  de  ces  satellites  dans  le  ciel  de  Mars  sont  par- 
ticulièrement curieux.  Le  satellite  extérieur  tourne,  avons-nous  dit,  autour 
de  sa  planète,  en  30  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'Ouest  dans  le 
ciel  de  Mars. 

La  différence  entre  la  période  du  satellite  extérieur  et  la  rotation  de  Mars 
étant  de  5  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  lieures,  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  (-).  C'est  là  un  exemple  uni(|ue  dans  le  système  du 
monde. 

Quelle  est  la  grandeur  apparente  de  ces  deux  lunes,  vues  de  la  planète? 

Chacun  sait  qu'un  objet  éloigné  à  la  distance  de  57  fois  son  diamètre, 

(')  «En  admettant  pour  le  satellite  extérieur  un  diamètre  do  0",031,  écrivait  M.  Hall 
lui-même  {Monthly  Notices,  fév.  1878,  p.  207),  cet  angle  correspond,  à  la  distance  de 
notre  Lune,  à.  un  cercle  de  187  pieds  (  =  57  mètres),  de  sorte  que  la  proposition  d'éta- 
blir un  système  de  signaux  lumineux  pour  communiquer  avec  les  haliilants  de  la  Lune 
n'est  pas  du  tout  un  projet  chimérique  :  «  Is  by  no  means  a  chimerical  project.  » 

(')  «  En  observant  les  passages  de  cette  lune  au  méridien,  écrit  M.  Hall  {Monthly 
Notices,  id.,  p.  208),  les  astronomes  de  Mars  ont  une  méthode  très  exacte  de  déter- 
miner les  longitudes  martiennes,  puisqu'au  lieu  du  facteur  29,  qui,  dans  le  cas  de 
notre  Lune,  multiplie  l'erreur  d'observation,  les  Martiens  ont  un  facteur  inférieur  à  |. 
Cependant,  on  ne  peut  guère  douter  que  les  astronomes  martiens  aient  aussi  leurs 
difficultés,  dues  peut-être  surtout  à  une  dense  atmosphère  et  à  une  forte  réfraction  ; 
et  puis,  ce  n'est  pas  une  sinécure  que  d'observer  trois  passages  au  méridien  par  jour!  » 


«60  LA   rLANËTH  MARS. 

apparaît  avec  uiio  grandtnir  apparente  de  1  dcirré,  et  (lu'an  ol)jct  éloigné  à 
570  fois  son  diani»''lre  sous-tend  un  angle  dix  fois  i)lus  petit,  ou  do  G  mi- 
nutes. Le  premier  satellite  de  Mars  étant  à  0000  kilomèlres  de  la  surface  de 
la  planète  et  ayant,  selon  toute  prolialdlité,  1"2  kilomètres  de  largeur,  est 
éloigne  à  500  fois  son  diamètre  et  oITre  par  conséijucnt  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  20  000  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  -^  et  -^  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  ^V  et  -^.  de  l'intensité  de  notre  clair  do  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,  âTsi-ôû)  ce  qui  donne  relativement  à  la  Terre  :  0,105  (•), 

Jje  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 


(')  Los  principales  déterminations  do  la  masse  de  Mars  antérieures  à  la  déduction  très 
précise  tirée  du  mouvement  des  satellites  étaient  : 

1802.  Delambre,parlesperturbationsdelaTerre  (valeur  adoptée  parLaplace).  ^^/p  ■,...: 

1813.  Burckhart,  par  le  même  procédé .,,.^,..,-, 

1828.  Airv,  en  corrigeant  Delambrc  par  les  observations  de  Greenwich ^^o,  .•»»• 

'                 "                             ^  3/34b02 

1853.  Hansen  et  Olufsen,  toujours  par  les  perturbations  de  la  Terre a^  ,      • 

1858.  Le  Verrier,  par  le  même  procédé ^q»,  -„■. 

1870.  Le  Verrier,  par  les  perturbations  de  Jupiter 9«i'2S2fi 

On  voit  que  la  valeur  la  plus  approchée  était  celle  de  Hansen  et  Olufsen. 


1877  ASAl'II    HALL.   —  DÈCOUVIîHTK    DES   SATELLITES.  261 

de  l'étendue  de  la  voûte  céleste,  ot,  vu  de  Deimos,  environ  ,',.  Sa  siufacf 
apparente  surpasse  dans  ht  i)remier  cas  de  6i00  fois  celle  de  la  Pleine  Lune, 
et  dans  le  second  cas  de  1000  fois,  sa  lumière  de  2000'  oÀ  iOO  fois. 

Une  remarque  de  cosmogonie  à  propos  des  satellites  de  Mars. 

L'hypothèse  qui  rend  le  mieux  compte  de  la  formation  des  corps  célestes 
est  celle  qui  les  considère  comme  dos  condensations  d'une  matière  diffuse  pri- 
mordiale (Kantct  Laplace).  Le  Soleil  proviendrait  d'une  nébuleuse  immense 
et  les  planètes  seraient  des  condensations  partielles  dans  celle  nébuleuse; 
leur  mouvement  de  révolution  autour  du  foyer  central  aurait  pour  origine 
l'ancien  mouvement  de  rotation  de  la  nébuleuse. 

II  en  serait  de  môme  des  satellites  relativement  à  leur  planète  :  la  Lune 
proviendrait  de  la  nébuleuse  terrestre  ou  se  serait  détachée  de  l'équateur; 
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  cette  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.  Déjà,  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  dislances  1,36  à  1,57  de  l'anneau  transparent,  5*'50'° 
à  T*"!!",  et  pour  le  bord  intérieur  du  large  anneau  central,  7''12'"  (').  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  celle  atmosphère  supérieure  très  raréfiée 
a  néanmoins  opposé  une  résistance  au  mouvement  du  satellite  et  qu'il  s'est    . 
graduellement  approché  de  la  planète.  Cette  approche  croissante  a  eu  pour 
résultat  l'accroissement  de  son  mouvement.  Il  est  probable  qu'il  se  meut' 
maintenant  dans  un  vide  parfait,  dans  l'élher  pur,  et  que  sa  période  est   ( 
stable.  Un  satellite  qui  graviterait  à  l'équaleur  même  de  Mars,  tout  près  de    W'^ 
la  surface,  dans  le  vide,  effectuerait  sa  révolution  eu  l''40'",  comme  nous   ^'-'iv-t 
l'avons  déjà  vu  (p.  235).  iLr^n^ 

Mais  continuons  notre  étude  comparative  des  observations  de  Mars. 

...-^ 

•)  Voy.  nos  Études  sur  iAslronomic,  t.  III,  1872,  p.  30. 


26-2  I-A   rLANKTl-    MAIUS. 


LXXM.  1877.  —  NiESïEN.  Observations  et  dessins  ('). 

M.  L.  Nicsten,  astronome  à  l'Observatoire  de  Bruxelles,  a  fait,  du  21  août 
au  10  novombrc  1877,  un  grand  nombre  d'observations  à  l'aide  de  l'équato- 
rial  de  0'",lôiî,  muni  do  grossissements  de  90  à  450,  ceux  do  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  Tcrby;  2°  la  mer  du  Sablier;  3°  la  mer  Maraldi  et  la  mer  Hooke, 
réunies  par  l'islbnic  de  Niosten  ;  4°  la  mer  Maraldi  et  la  mer  Hooke  isolément. 

Voici  le  résumé  que  l'auteur  donne  lui-même  de  ses  observations. 

Tache  polaire.  —  L'iiémispbère  méridional  de  Mars  étant  dans  son  été, 
a  présenté  sa  tache  pulaire  pendant  tout  le  cours  des  observations.  Ovale  le 
21  août,  cette  tache  s'arrondit,  devient  plus  petite  à  partir  du  14  septembre, 
pour  s'aplatir  de  nouveau  vers  le  20  octobre.  Sa  couleur  était  d'un  blanc 
franc.  Son  éclat  a  varié  sensiblement  d'un  jour  à  l'autre,  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  26  août  et  du  2  novembre. 

l/V;-5.  —  Dans  toutes  les  observations,  la  tache  poliirc  est  entourée  d'une 
mer,  peu  marquée  sous  le  méridien  150°,  plus  sombre  vers  les  méridiens 
0°,  90°  et  180°. 

La  mer  ZoUner  est  plus  apparente  que  la  mer  Lambert,  le  II  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  [fig.  158)  représentent 
l'extrémité  orientale  de  la  mer  Maraldi,  à  laquelle  se  joint  la  mer  Hooke. 
La  terre  de  Burckliard  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  ïerby  (que  nous  avions  donné 
à  une  autre  mer  sur  le  premier  dessin  delà  carte  précédente,  Terres  du  Ciel). 
1  L'aspect  de  nos  dessins,  écrit  le  savant  astronome  belge,  se  rapproche 

(')  Arnia/e.s  astronomiques  de  l'Observatoire  royal  de  Bruxelles,  t.  II,  1878. 


\^" 


MKS  ri-N 


>usi:it\-  \  iKiNs  i:  r  dkssins. 


263 


Itoauciiiiii  iUi  l;i  n''<^'ion  rorrespoiidaiilr  sur  la  carlt,'  de   M.   Flammarion.» 
Eu  l'Il'i'l,  la  cailo  (h'  M.  l'ioci^r  [voij.  p.  20."))  est  cerlaiiioinonl  trùs  loin  do  la 


FiLT.  r.s. 


Observalions  Uo  Mars,  par  M.  Nicaten  on  IS77. 


vc'i'ilé  pour  la  «  Dawcs  sea  »  rnninio  pour  le  long  ruban  de  nier  (jui  s'élève 
sur  celte  carte  le  long  du  240*-"  méridien. 

Le  détroit  d'IIerschel  II  se  montre  tel  que  le  représente  notre  carte  de 
la  page  60,  mais  sans  trace  de  l'Ile  Phillips. 

Les  taches  ont  présent»'  une  couleur  d'un  gris  hleuàlrc  plus  ou  moins 
foncé;  les  plus  sombres  ont  t'l('  b'  lac  cirrulaire.  la  réL^ion  nord  et  la  région 
centrale  de  l'océan  de  la  Une  et  l'extrémité  orientale  de  la  mer  Maraldi.  Le 
disque  de  la  planète  était  généralement  d'un  jaune  très  pâle,  parfois  jaune 


'264  LA    rLAMlTK   MARS. 

orangi'.  ocrousc  le  '^1  août.  Notons  aussi  des  rellets  rougeàtres  lo  long  de  la 
mer  Marakii  et  parfois  au  sud  de  l'océan  Dawes,  ainsi  qu'aux  environs  du 
lac  circulaire  et  du  dolroit  d'IIerschcl.  lis  ont  clé  surtout  sensibles  sur  la 
terre  de  Burckhard. 


LXXXII.  1877.  —  F.  Terby.  Éludes  sur  la  planète  }[ars  ('). 

Le  savant  astronome  de  Louvain  a  communiqué  à  rAcadémic  de  Belgique 
le  résumé  de  ses  observations.  Nous  en  extrairons  les  points  les  plus 
importants.  (Lunette  de  9''"'  d'ouverture;  grossissements  de  120  à  1-iO  fois). 

La  tache  polaire  méridionale  a  été  constamment  visible,  comme  il  fallait  s'y 
attendre  ;  sa  forme  légèrement  ovale  attestait  bien  souvent  qu'elle  était  tournée 
du  cùté  de  la  Terre.  Cette  tache  a  été  la  plus  brillante,  la  plus  blanche,  la  plus 
étendue  lors  des  observations  faites  à  la  fin  du  mois  d'août,  tandis  que  le 
détroit  d'IIerschel  II  apparaissait  sur  le  disque  (fig.  1).  Elle  a  été  plus  faible  et 
moins  étendue  pendant  mes  observations  du  milieu  de  septembre  {fig.  2,  3,  4  et  5), 
tandis  qu'on  observait  les  mers  llooke  et  Maraldi.  A  partir  du  21  septembre,  elle 
fut  vue  de  nouveau  plus  blanche  et  plus  brillante,  tandis  que  l'on  observait  l'extré- 
mité occidentale  de  la  mer  ?*L^raldi  j'jf,  l'océan  de  la  Rue,  la  mer  Lockyer,  le 
détroit  d'IIerschel  II  et  la  mer  du  Sablier.  Pendant  la  période  qu'embrassent  ces 
observations,  et  qui  s'étend  du  30  août  au  20  octobre,  Fauteur  n'a  pas  observé 
de  neiges  septentrionales. 

Fig.  1.  Le  30  août  1877,  de  lOi'30'n  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  IL  En  c,  on  aperçoit  deux  baies  ;  en  b  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 
coté,  dans  le  voisinage  du  bord  de  la  planète. 

Fig.1.  Ee  11  septembre,  de  10''5"'  à  10'' 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  Hooke  mr,  la  mer  Maraldi  f,  la  terre  de  Bur- 
ckhard P;  la  mer  Zollner  /  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,  t.  1,  P-  33. 


i,S77 


F.  ri;iti{Y. 


l'iTUDES  SIH   I.A    l'LANKTK. 


>C5 


Fi'j.  ;î.  Lo  \'i  septoiiibi-o,  de  10''  ;"i  10'' J.")'",  L'iinajjp  est  admirablomont  nette, 
grâce  au  passage  de  légères  vapeurs.  La  tache  neigeuse  semble  entièrement 
tournée  vers  nous,  mais  elle  n'est  pas  franclieinent  blanche  ni  brillante.  La  mer 
Ilooke  mr  apparaît  avec  une  forme  dill'érente  de  celle  de  la  carte  de  M.  Procter, 
La  cote  qui  longe  la  terre  do  Burckhanl  mérite  toute  confiance  et  pourra  être 

FiL'.  i:.!t. 


4-. 


7  8.  9. 

Uessius  de  Mars,  par  M.  Terby,  en  1877. 

corrigée.  La  terre  de  Burckhard  est  plus  large  au  nord  qu'au  sud  et  présente 
une  courbure  qu'on  ne  soupçonnait  point.  On  voit  aussi  que  la  mer  llooke  ne 
longe  pas  celle  de  Maraldi  jusqu'à  l'extrémité  la  plus  occidentale  de  cette  der- 
nière. Entre  la  petite  zone  sombre  qui  entoure  la  tache  polaire  et  les  mers 
Ilooke  et  Maraldi,  on  voit  une  bande  foncée. 

Fitj.  A.  Le  17  septembre,  de  8'' 30""  à  8'' 35'".  On  voit  la  nier  Maraldi  /"  la  zone 
sombre  présente  une  baie  hf.  «  J'ai  vainement  cherché,  en  7,  à,  l'est  de  cette 
baie,  la  langue  de  terre  que  j'ai  proposé  de  nommer  Terre  de  A\'cbb,  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  ».  Entre  la  mer 
Maraldi  et  la  tache  polaire,  on  voit  encore  distinctement  une  bande  sombre  La 
tache  polaire  est  toujours  plus  petite  et  moins  brillante  que  le  30  août. 


•266  LA   PI.ANKTI-    M  A  II  S. 

Fij.  Ti.  Le  17  septembre.  ;\  10'»  ir.'».  La  lâche  polaire  semble  eiuoro  plus  petite, 
mais  est  devenue  plus  brillante  qu'à  8'' 30"'. 

Fiij.  6.  Le  '21  septembre,  de  8''ir»'»  à  Si" 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'estrémitù  hf  à  pf  de  la  mer  ^laraldi  est  conformée  autrement  que 
ne  l'indique  la  carte  de  M.  Proctor.  La  région  septentrionale  du  disque  était  évi- 
demment grisâtre. 

Fiij.  7.  Le  '27  septembre,  à  S^» !."»"'.  La  tache  polaire  est  blanche  et  brillante  ; 
on  voit  l'océan  de  la  Hue  6,  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/)/',  la  mer  Maraldi. 

Fig.  8.  Le  27  septembre,  de  8'>i0'"  ù,  8'' 05'".  Cette  observation  porte  à  admettre 
une  communication  entre  l'océan  de  la  Rue  et  la  mer  Maraldi. 

Fi'j.  'J.  Le  28  septembre,  de  S^b"'  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  ol  a  publié  encore 
si.\  autres  dessins.  Ces  résultats  sont  remarquables,  surtout  si  l'on  considère 
rinstrumcnt  à  l'aide  duquel  ils  ont  été  obtenus  :  0'",09  seulement  d'ouver- 
ture. Objectif  excellent  de  Sccrétan.  Sans  aucun  doute,  cxccUentc  vue  et 
excellente  méthode  d'observation. 


LXXXIII.  1877.  —  0.  Van  EuxuonN.  Observations  et  dessins. 

Ces  observations  ont  été  faites  également  en  Belgique,  à  Acrtselaer,  près 
d'Anvers.  M.  le  baron  Octave  Van  Erlborn  a  commencé  ses  études  de  Mars 
dés  l'année  18G0  et  en  a  fait  plusieurs  dessins  presque  à  chaque  opposition. 
En  1877,  il  a  publié  dans  les  Mémoires  de  l'Académie  de  Belgique  (')  -C  des- 
sins faits  du  15  août  au  3  novembre,  à  l'aide  d'une  lunette  de  108""°  montée 
en  équatorial.  Grossissements  125,  205  et  255. 

L'hémisijhère  austral  de  la  planète  a  présenté  généralement  d'une  manière 
très  nette  le  contours  de  ses  continents  et  de  ses  mers,  tandis  que  ceux  de 
l'hémisxjhère  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  iopposilion  de  1877.  (Mémoires  des 
Savants  étrangers,  t.  XLH,  1879). 


1877 


VAN  BUTBORN.   —  OBSEIIVATIONS   ET  DESSINS. 


267 


été  impossiblf  de  voir  la  uht  Dawi'S.  Il  iiuil  ausi^i  avoir  rciuarijiié  un  lilfjt 
roliant  la  mer  circulain;  à  l'acéau  voisin.  Les  mers  Iluuke  et  Maraldi  sont 
admirables  de  iiettelé.  La  mer  du  Sablier  est  un  pou  courte.  Le  cap  polaire 
est  Tort  brillant  sur  lous  lus  dessins,  très  remanjuablcs  pour  l'instrument 
employé. 

Alin  d'oblL'uir  un  rijuilibrr  de  température  pariait,  la  coupole  a  été 
ouverte  plusieurs  beures  avant  le  commencement  des  observations,  l'objec- 
tif découvert  et  le  tube  de  l'instrument  ouvert.  L'équatorial  est  mû  jiar  un 


Kig.    KiO. 


Kig.  liil. 


Dessins  Je  yi  Van  Erthorn.  5  et  20  septembre  is7'/. 

mouvement  d'horlogerie  parfaitement  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  affectont  la 
rétine.  La  situation  à  la  campagne  est  aussi  de  la  plus  haute  importance 
pour  le  calme  et  la  netteté  des  images.  L'auteur,  ayant  été  aidé  dans  ses 
observations  par  plusieui's  personnes,  ajoute  ; 


LVimI  de  l'observateur  joue  un  rôle  capital  dans  l'observation  des  objets  très 
petits  ou  très  faibles.  Il  est  un  fait  que  l'on  ne  peut  perdre  do  vue  et  que  l'on  a 
né^'liiré  jusqu'ici,  c'est  de  faire  faire  les  observations  délicates  par  des  personnes 
dont  la  vue  ne  soit  pas  fatiguée.  Il  est  des  rétines  dont  la  sensibilité  et  la  définition 
sont  telles  que  leur  rule  doit  être  supérieur  ;V  celui  des  meilleurs  instruments. 
Mon  neveu  aperçoit  qiiator/c  Ph-iades  à  l'o'il  nu;  les  étoiles  et  les  planètes 
lui  apparaissent  dépourvues  de  rayons.  Il  aperçoit  ;\ '.V?  mètres  do  distance  des 
points  blancs  de  I  centimètre  carré  sur  fond  noir.  Le  5  septembre  |S77,  il  vit  à 


268  l.A    P1.ANKTI-:   M  A  US. 

l'aide  de  mon  quatre  pouces  le  conipaij:iioa  de  ;xd'Anilroiiiède,  dont  il  n'avait  jamais 
entendu  parler  et  qui  est  un  test  très  sévère,  môme  pour  les  objectifs  de  huit 
pouces. 

Nous  reproduisons  ici  deux  des  iiieillcurs  dessins  de  M.  Van  Erlborn, 
faits  par  une  excellente  atmosphère.  Le  premier,  du  5  septembre  à 
11''30™  (fig.  160),  montre  les  océans  Dawes  et  de  la  Hue,  la  mer  du  Sablier, 
le  détroit  d'Hcrschel  IL  Le  second,  du  29  septembre  à  7'', 45  [fig.  161), 
montre  l'océan  ;de  la  Rue,  sans  doute  la  baie  P.urlon  dans  le  ruban  infé- 
rieur, la  mer  circulaire  Tcrby  rattachée  par  un  fil,  el  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.  —  C.RULs,  Observations,  dessins,  durée  de  rotation. 

On  doit  à  M.  L.  Cruls,  alors  astronome  à  TObservaloire  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 

(•)  Cruls,  Mémoire  sitr  Mars.  Taches  de  la  plani'tc  et  durée  de  sa  rotation.  1  vol 
in-8*.  Rio  de  Janeiro;  1878. 


1877 


CRULS.   —  OBSEF{VATK)NS   ET   DESSINS. 


269 


à  des  étendues  d'eau;  plusieurs  représcateraicnt  des  terrains  couverts  de 
végétation. 

Les  taches  sombres  voisines  des  rcp:ions  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  de  vapeurs,  tem- 
pérant l'excessive  lumière  de  la  planète,  accroît  la  netteté  des  taches. 

Une  belle  série  de  21  dessins  photographiés  accompagne  ce  Mémoire. 
Lun  deux  est  reproduit  ici,  celui  du  16  septembre  (fig.  162).  Nos  lecteurs 

Fig.  162. 


Dc'iîin  de  Mais,  par  M.  Cruls,  le  10  septembre  1377. 

y  reconnaîtront  tout  de  suite  la  mer  Maraldi,  la  mer  Hooke,  la  mer  Flam- 
marion et  la  mer  Zôllner,  ainsi  que  le  continent  Herschel,  la  terre  de 
Burckhard,  lilc  Drcyer,  les  terres  de  Webb  et  deCassini,  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  le  retour  de  la  pointe 
occidentale  de  la  mer  Maraldi,  les  16  août  et  27  septembre,  et  a  trouvé  pour 
cette  durée,  correction  faite  des  positions  de  la  Terre:  24''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  :  1"  l'analyse 
spectrale;  2"  les  neiges  polaires,  qui  varient  avec  les  saisons:  3"  les  voiles  de 
vapeur  parfois  étendus  sur  de  vastes  coutrées;  4°  les  nuages,  rares,  mais 


i:o 


LA    l' LA  m:  II';   M  Alt  s. 


cxislaiiL  Ur,  CL'llr  v.ii)ciir  lie  pciil  provenir  (]uu  ir(Jlenihi(.'S  d'eau;  (■c:i  élcii- 
(liics  d't'aii  (loivcnl  [taraîlre  plus  foncées  ([iic  les  coulincnls  puisqu'elles  ab- 
sorbent plus  la  lumiiTc  iiicidciilc.  ri  ce  sont  plulôl  les  Liclies  sduihi-es  (|ue 
les  taches  claires  qui  les  nqiréseiilenl.  Kiisuile,  leur  mobililc  est  un  indice 
de  leur  nature  ;  innis  avons  d('jà  ct)nslal(',  et  nous  reconnaîtrons  plus  loin, 
plus  sûrement  encore,  (juc  plusieurs  taches  sombres  varient  de  lar;,'eur  ;  or, 
l'eau  ii'est-elle  pas  l'élémentmobile  par  cxcellencey  11  nous  semble  donc  que 
les  taches  foncées  représentent  les  étendues  d'eau  (|ui  existent  incontes- 
tablement à  la  surface  de  la  itlanète. 

Affirmer  qu'il  n'y  a  pas  autre  chose,  —  peut-être,  connue  l'indiquent 
MM.  Liais  et  Cruls,  des  forêts,  des  prairies,  etc.  —  serait  dépasser  les  limites 
d'un  raisonnement  motivé.  T/est  fort  possible,  et  cest  même  vraisemblable. 
Nous  avons  uous-mème  bien  souvent  remarqué,  dans  nos  voyages  en  ballon, 
que  des  prairies,  des  marécages  couverts  de  joncs,  jtaraissent  plus  foncés 
que  les  fleuves.  Mais  l'eau  doit  y  jouer  le  rôle  fondamental. 


LXXXV.  1877.  —  .I.-L.-E.  Diieyeii.  Observations  et  dessins. 
A  l'Observatoire  de  lord  Rosse  à  Parsonstown,  M.  ,T.-L.-E.  Drcyer  a  appli- 

Fig.  1G3.  Fig.  IC. 


Dessins  de  Mars  par  M.  Drcyer,  7  septembre  et  .3  octobre  1877. 

que  le  télescope  de  trois  pieds  à  l'observation  de  la  planète.  Oculaires  gros- 
sissant 160  et  21.5  fois.  Le  télescope  de  six  pieds  n'a  pas  donné  d'images 
meilleures. 

L'observateur  a  publié  douze  dessins  (M-  î^'ous  reproduisons  ici  les  deux 
plus  intéressants,  le  premier  du  7  septembre  à  IPSO'"  {fig.  163),  le  second  du 
3  octobre  à  11'' 10"'  (fig.  164).  Dans  le  premier,  on  remarquera  le  détroit 

(«)  Notes  on  the  pliynical  appearaiicc  of  tho  planet  Mars.  The  scientifîc  Transac- 
tions of  tlie  royal  Dublin  Society,  1878,  t.  I,  p.  64. 


1 


1877  LOIISE.   -  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  Knott, 
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 
l'Est  à  l'Ouest.  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  de 
taches,  dans  tous  les  croquis,  excepté  pour  la  mer  du  Sablier. 

La  longue  bande  verticale  nommée  Bessefs  Inlel  sur  la  carte  de  Proctor  n'a 
pas  été  vue  une  seule  fois. 


LXXXVL  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  dilTèrences  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  Q^SS"".  La  longitude  du  méridien  central 
devait  être  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 
recoîirbée  et  retournée  vers  lui.  Dans  un  dessin  fait  la  veille,  la  communica- 
tion est  même  complète.  Comparer  ce  dessin  à  celui  de  M.  Schiaparelli,  que 
l'on  verra  plus  loin,  pris  le  même  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  avous  devant  les  yeux,  c'est  la 
baie  Christie. 

Ces  observations  ont  été  faites  avec  un  équatorial  de  5  pouces  {. 

(«)  Beobachliingen  uml  L'nlersuchungen  ùber  die  phijsische  lieschaffenhcit  des 
Jupiter  und  Beobachtungen  des  Plancten  Mars.  Observatoriwn  :u  Potsdam,  1878. 


n-2  i.A  rLANKTi:  M  A  us. 

De  rcnscmblc  des  observations,  l'auteur  tire  les  conclusions  suivantes  : 
Le  disque  de  Mars  devient  plus  Idanc.  plus  clair  à  mosuro  que  l'on  ap- 

Fig.i  165. 


6  se|iteu»l>ri'.  à  &''34;i«'  (heure  »lf  IKrliu 


21  septcnibri-,  iiO*-»;!". 


i>',  -rptemtire,  à  9'>2:».  3  octobre,  h  n'-.'ÎC"'. 

Dessins  de  Mar.'.  par  M.  Lohse.  en  1S77. 

proche  des  bords,  et,  sur  tous  les  dessins,  les  taches  ?ont  effacées  par  cette 
clarté  circulaire.  Le  disque  de  Jupiter,  au  contraire,  diminue  d'éclat  du 
centre  vers  les  bords,  comme  on  le  constate  perpétuellement  par  les  passages 
des  satellites,  qui  paraissent  brillants  lorsqu'ils  passent  sur  la  zone  péri- 
phérique, et  sombres  lorsqu'ils  arrivent  sur  les  régions  centrales.  L'atmo- 
sphère de  Mars  diffère  donc  essentiellement  de  celle  de  Jupiter. 
Les  Grandes  différences  observées  dans  les  dessins  de  Mars  doivent  pro- 


1877  N.-i:.   GREEN.   —   DESSINS  ET   CARTE.  273 

venir  en  partie  «le  ce  que  celte  atmosphère  n'est  pas  absolument  transpa- 
rente. Il  semble  que  cette  transparence  soit  soumise  à  des  oscillations, 
comme  l'indiquent  les  variations  de  la  coloration  roU"ge,  vue  à  travers  cette 
atmosphère.  Il  paraît  exister  là  des  vapeurs,  des  brumes  qui,  pour  une 
cause  quelcunijue,  ne  se  condensent  pas  en  nuages  analogues  aux  nôtres. 
Ce  brouillard  léger, de  distribution  inégale,  est  plus  ou  moins  transjjarent  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  bord  qu'au  centre. 

Quant  à  la  cause  qui  empêche  les  nuages  d'être  aussi  denses  que  sur  la 
Terre,  l'auteur  déclare  qu'il  considère  comme  raisonnable  l'opinion  d'un 
observateur  anglais,  M.  Brett,  dontnous  parlerons  plus  loin,  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  ijourraient  être  dues,  non  à  des  neiges,  mais  à  des  nuages  fort 
élevés  dans  les  régions  supérieures  de  l'atmosphère.  Cette  opinion  est  en 
contradiction  avec  celle  qui  est  généralement  reçue,  mais  l'éclatante  blan- 
cheur de  ces  taches  jjolaires,  qui  paraissent  même  parfois  dépasser  lô  bord 
du  disque,  est  favorable  à  cette  appréciation. 

Nous  examinerons  bientôt  ces  assertions,  en  arrivant  aux  observations  de 
M.  John  Brelt. 

LXXXVII.  1877.  —  X.  E.  Green.  Dessins  et  Carte. 

M.  Nathaniel  Green,  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  2200,  avec  un  téles- 
cope de  13  pouces,  du  système  newtonien.  dans  le  but  d'obtenir  les  meil- 
leures 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  difûculté  par  l'œil  même  le  plus  exercé. 

L'auteur  a  présenté  à  la  Société  Royale  astronomique  de  Londres  (')  et 

(•)  Itoyal  astronomical  Society.  Mcmoirs,  t.  XLIX,  1877-1879,  p.  123,  et  Monthly 
Notices,  t.  XXXVIII,  1S78,  p.  38. 

Flammarion.  —  Mars.  18 


174 


LA   rLAM/n-    M  A  H  S. 


publio  douze  de  ses  dessins  en  litlio.u'niphic,  plus  dvn\  dessins  du  [.ôl."  sud, 

et  a  tire  de  cet  ensemble   une  Carte  izénérale,  la    jdus   coniplèle  ([ui  ait 

jusqu'alors  étô  publiée.  Cette  carte  est,  pour  ainsi  dire,  devenue  classique. 

Nous  reproduisons  ici  [fig.  166)  d'abord  quatre  de  ces  vues,  représentant; 


n-.  Kv,. 


Jjessins  de  Mars,  par  M.  Greea.  à  Madère  en  1877. 

l'ensenJjle  de  la  planète,  in-hes  :  l»  le  1«' septembre  à  lOMO-"  (heure  de 
Greenwich),  longitude  7°;  2'  le  29  septem.bre  à  ^^0"",  longitude  94%-  S"  le 
18  septembre  à  ll''45'^  longitude  232»;  4<'  le  15  septembre  à  IIMO",  longi- 
tude 250'.  Le  méridien  central  traverse  dans  la  première  la  baie  Burton,  à 
droite  de  la  baie  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  Sablier  arrive  par  la  droite. 
L'ensemble  des  dessins  faits  du  19  août  au  5  octobre  (26  nuits  favorables, 


,i  •       =_i — â i   !••■  il. 


-    ^ 


,:■■■  LA  rLANKTK   MARS. 

vl  iiiiUiles)  a  condiiil  Ihabile  ubsorvaleui"  à  conslruii'c,  coiiiiiic  nous  lavons 
dit,  une  Carie  générale  que  nous  reproduisons  également  ici  {ftg.  167).  Elle 
mérite  d"ètre  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. 
.\insi,  malgré  l'attention  la  plus  soutenue,  il  a  été  impossible  de  constater 
l'existence  de  la  longue  passe  appelée  Bessellnlet.  (Nous  l'avions,  d'ailleurs, 
déjà  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  différents; 
ce  lac  circulaire"  est  une  tache  sombre  nettement  définie  :  on  l'a  observé  dix- 
huit  fois  à  Madère  sans  apercevoir  la  mer  Dawes,  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  Schiaiiarelli  et  l'île 
neigeuse  de  Hall. 

La  mer  Maunder,  tracée  sur  cette  carte,  au-dessus  de  la  mer  Maraldi, 
entre  la  terre  de  Webb  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  ouest-est,  du  112^  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  même  temps  par  M.  Maunder  à  l'Observatoire  de  Greenvvich 
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. 

«  Neiges.  —  En  dehors  des  neiges  polaires,  on  en  remarque  sur  plusieurs 
points  des  continents.  Dans  le  dessin  du  20  avril  1850,  de  M.  Warren  de  la 
Rue  [voy.  plus  haut,  p.  128),  tout  le  continent  au  sud  de  la  mer  du  Sablier 
est  évidemment  couvert  dé  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  /ig.  3 
et  4  imbliées  par  l'auteur  en  1873  dans  Y Astronomical  Regislcr  [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 


1877  N.-E.    GKKEN.   —  DESSINS   KT  CAUTE.  277 

bords  (lu  conlincnl  Béer,  près  de  Téqualcur,  el  il  n'y  a  aucune  témérité  ù 
supposer  que  ce  continent  soit  borné  jiar  des  cliaînes  de  montagnes  d'une 
grande  hauteur  coinnie  les  continents  américains  sud  et  nord,  sur  leur  côte 
occidentale,  par  les  Andes.  Ces  lignes  claires  ne  sont  pas  confinées  aux  Ijor- 
dures  du  continent  Heer,  on  en  voit  aussi  en  d'autres  régions,  telles  que  la 
terre  de  Kepler,  au  sud  de  la  mer  Terby,  à  la  péninsule  de  Ilind,  et  à  l'île 
neigeuse  de  Dawes. 

»  Nuages.  — Les  nuages  de  Mars,  écrit  aussi  M.  Green,  sont  évidemment 
beaucoup  moins  denses  que  ceux  de  la  Terre,  à  ce  point  qu'aucun  nuage 
proprement  dit  ne  parait  exister  dans  les  régions  équatoriales,  M.  Brett  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  définis  auxquels  les  neiges  se  réduisent  en 
fondant,  et  que  l'on  voit,  après  plusieurs  années,  occuper  les  mêmes  places, 
Mais,  s'il  n'y  a  pas  de  nuages  proprement  dits,  il  y  a  sûrement  des  vapeur:; 
suffisantes  pour  voiler  souvent  complètement  de  vastes  étendues  continen- 
tales. Dans  le  dessin  du  29  septembre,  par  exemple  [voy.  plus  haut,  p.  274), 
non  seulement  l'océan  de  la  Rue  est  voilé,  mais  encore  sa  partie  orientale, 
vue  nettement  définie  en  seize  fois  différentes,  était  ce  jour-là  cachée  par  un 
nuage.  Dans  le  dessin  du  18  septembre  [voy.  aussi  p.  274),  la  zone  qui  envi- 
ronne le  pôle  sud  est  devenue  très  nette,  tandis  qu'elle  est  indistincte  sur 
d'autres  dessins.  En  1877,  à  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  l'apparition  de  masses  blanches, 
rivalisant  d'éclat  avec  celles  du  pôle,  observées  sur  le  limbe  près  du  pôle  nord 
et  spécialement  du  côté  oriental;  l'une  d'elles  est  représentée  sur  un  dessin 
publié  par  l'auteur  en  18G5.  Ces  masses  blanches  ont  été  observées  sur  le  bord 
seulement,  et  n'avançant  pas  avec  lui;  donc  elles  n'étaient  pas  attachées  à  la 
surface  et  la  seule  explication  à  en  donner  est  de  les  considérer  comme  def. 
nuages  ou  des  vapeurs,  qui  furent  dissipés  par  le  soleil  levant,  comme  il 
arrive  assez  souvent  aussi  dans  nos  climats. 

»  Atmosphère.  —  Le  témoignage  principal  de  l'atmosphère  de  Mars  consiste 
dans  l'affaiblissement  constant  des  aspects  géographiques  et  des  colorations 
à  mesure  que  l'on  approche  du  bord.  M.  Noble  a  remarqué  que  cet  affaiblis- 
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'est  présentée  le  20  septembre  :1c  blanc  l)leuàlre  de  cet  an- 


LA   rLAMlïK    M  A  US. 


ncau  oirrail  un  coiilrasle  très  grand  avec  le  ton  orange  de  la  région  auslralo, 
contraste  (jui  s'accroissait  considérablement  lorsque  des  nuages  passaient 
devant  la  planète.  I/héniisphère  nord  n'a  pas  montré  de  taches  géogra- 
phiques :  l'alraosphère  y  était  peu  transparente.  Il  semble  que  les  environs 
du  pôle  nord  devaient  être  au  loin  chargés  des  vapeurs  destinées  à  se  con- 
denser bientôt  pour  former  les  neiges  polaires. 

»  Une  observation  intéressante  a  été  faite  le  '21  août.  Une  série  de  lignes  a 
été  vue,  convergeant  vers  le  pôle  nord,  indiquant  sans  doute  un  courant  d'air 
froid  vers  l'équateur. 

»  Mers. —  Les  mers  ont  présenté  un  ton  gris  vcrdâlre,  qui  peut  être  dû  en 


Fier  les. 


Aspect  ilo  Mars  le  2  seplembre  1877.  Dessia  de  M.  Green. 

partie  au  contraste  des  continents  jaunes  presque  orangés,  mais  qui  peut 
être  en  partie  réel,  si  l'on  en  juge  par  les  variations  de  tons  observées.  Si 
l'intensité  de  ces  tons  foncés  correspond  à  des  profondeurs  d'eau,  la  mer  du 
Sablier  et  la  mer  Terby  doivent  être  très  profondes. 

»  Cette  dernière  mer  a  des  contours  bien  nets,  et  se  montre  légèrement 
allongée  de  l'Est  à  l'Ouest.  Cette  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  Ton  distingue  très  nettement,  comme  on  le  voit  ici  {fig.  168) 
sur  le  dessin  fait  par  l'auteur  le  2  septembre  à  1''  lO""  du  malin.  » 

Ce  petit  lac  est  désigné  sur  ce  dessin  par  la  lettre  a.  La  lettre  b  indique 
la  position  de  l'île  neigeuse  de  Hall. 


1877 


N.-l'.  CIIHKN.   —   DKSSINS   KT  CAUTK. 


270 


L'observateur  rcmarqiio  à  oc  propos  que,  lorsqu'une  tache  allongée  est  vue 
inqiarfaitemont,  on  a  une  tendance  à  la  tcrniinor.cn  pointe,  et  que  cette 
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  nier  Terby  à  l'océan  de  la  Iluc. 

Neiges  polaires.  —  M.  (Ircen  a  fait  sur  ce  sujet  de  fort  intéressantes  observa- 
tions. Tout  d'abord,  on  peut  remarquer  sur  le  premier  des  dessins  que  nous 

Fier.  IW. 


Les  ueiges  du  pôle  sud  de  Mars,  le  l»--  septembre  1877. 

avons  reproduits  (p.  274),  celui  du  l"  septembre,  à  l'ouest  du  cap  polaire, 
un  point  blanc,  qui,  selon  toute  probabilité,  représente  de  la  neige.  On  le 

Fi-.  170. 


Le  même  pôle,  le  8  septembre. 

voit  mieux  encore  sur  le  dessin  ci-dessus  {fig.  IG'J).  .Mais  laissons  parler 
l'auteur. 


«  Selon  toute  probabilité',  écrit  l'observateur  lui-même,  c'Jtait  \\  de  la  neige 
restant  encore  sur  un  sol  élevé,  tandis  qu'elle  avait  fondu  tout  autour,  t\  des 
niveaux  inférieurs. Ce  point  brillait  comme  une  étoile  et  il  était  impossible  de  ne 


•:S0  LA   PLANKTF,   MARS. 

pas  le  roinarqucr.  Le  S  septembre,  ;\  ininuit  30'",  j'eus  do  n«»Livcau  l'occasion  de 
robscrvcr;  mais  alors  on  distinguait  parfaitement  deux  points  sdparés,  et,  deux 
jours  plus  tard,  de  10''  à  il'»30'",  on  en  distinguait  encore  d'autres  concentriques 
h  la  zone  des  neiges,  comme  on  le  voit  {fig.  170).  Ces  altérations  de  formes  étaient 
sans  doute  dues  ;\  la  perspective,  ces  diverses  taches  neigeuses  s'étant  présen- 
tées presque  de  profil  lors  de  l'observation  du  1"  septembre.  On  ne  les  a  jamais 
vues  ;\  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 
raj'ons  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  Mitcliel;  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  an  auxillarypalch.  C'est 
une  confirmation  de  Tobservation  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, 
aOn  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  [fuj.  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  transijarenle  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 


1S77  N.-H.   GIIEKN.   —  DKSSINS  KT  CAUTK.  281 

spécialement  par  Ilrowiiinix  pour  l'oljservalion  de  Mars,  fini  .'ivcc  le  plut 
grand  soin,  grossissant  iUÛ  lois  en  diamètre.  Autour  du  cap  polaire,  se 

Ki!,'.  171. 


Vues  lélescopiques  de  Mars,  par  M.  Grecn,  le  10  septembre  à  il'' 20™,  et  le  8  à  minuit  30". 

voyaient  plusieurs  flaques  de  neige  isolées.  La  région  occidentale  de  la  mer 


Fig.  172. 


Diagramme  explicatif. 

w  =  Montapnes  de  Milchci  ;  —  r  =  Terre  <lo  Lockyer  ;  —  ij  =  Ile  ilc  Ilirst  ;  —  t  =  Cap  Ilaiiks  ;  —  »  =  Continent 

BciT;  —  7  =  Mer  du  .'Jablier;  —  s  =  Mage  inondée  entre  la  mer  Main  et  la  mer  Flammarion; 

j-  =  Péninsule  de  Ilind. 

du  Sablier  monire,  à  l'endroit  de  la  mer  Main  et  de  la  péninsule  de  Hind,  une 
demi-teinte,  qui  n'est  ni  continentale,  ni  maritime,  et  qui  donne  Tidée  de 


2S-:  I.  A  n.  A  Ni:  ri':  m  vu  s. 

terres  inondées  ou  do  marais.  Nous  l'avons (ir'jA  roniarqur  sur  les  dossinsdc 
Dawes,  el  nous  rcvienilrons  jilus  tard  sur  ces  inondations  apparentes —  cl 
peul-rlro  réelles. 

Sur  les  rives  orientales  de  la  même  mer,  à  l'angle  du  détroit  d'IIerschcl, 
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.  15anks  à  KaliuLr  (voy.  Thr  Aslronomical  Rcgislcr).  L'auteur  a 
distingué  aussi,  enlro  la  mer  du  Sablier  et  la  lerrc  de  Lockyer,  une  sorte 
d'île  triangulaire,  à  peine  différente  du  fond  (jui  l'entoure;  cette  île  a  été 
vue  et  dessinée  le  3  août  de  la  même  année  par  M,  Ilirst  à  Sydney  et  par 
M,  Trouvelot  à  Cambridge,  le  10  sipicinhre. 

La  secondi'  vue,  pris(»  le  8  soiilcmlire  à  iniiiuil  et  demi,  complète  la  précé- 
dente, surtout  pour  It^iute  la  région  orientale  de  la  mer  du  Saljlier,  jusqu'à 
la  baie  du  Méridien. 

Remarquons  enfin  (jue  l'oljservateur  constate  qu'il  n'a  vu  aucun  des  ca- 
naux signali's  jiar  M.  Schiaparelli,  el  dont  nous  parlerons  bientôt.  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'iiisloire. 


LXX.W'III.  1877.  —  IIarkxess,  Noble,  Pratt,  Jonx  Brett,  G.-D.  IIirst, 

Bredichix,  Berxaerts,   IIartwig,   ScnuR,  Ellerv,  de  Koxkoly,  Boeddiker, 

\\'eixek,  Klein,  Duval,  etc.  Observations  diverses. 

Avant  d'arriver  aux  plus  importantes  obscrvalions  de  cette  précieuse 
oijposition  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  de  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"',  6G  de  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  l'oculaire  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  IIARKNESS.   NOBLE,   PIIATT,    lolIN   UUHTT,   ETC.  283 

Ces  huit  dessins  ont  donné  pour  résultat  le  planisphère  ci-dessous 
(fig.  173)  (*),  construit  dans  la  projection  de  Mercator. 

C'est  là,  comme  l'observateur  l'avoue  lui-mrmo,  un  assez  maigre  butin. 
C'est  à  peine  si  Ton  reconnaît  la  mer  du  Sablier,  la  mer  Maraldi,  la  mer 
Terby  et  l'océan  de  la  Rue.  Tout  cela  aurait  pu  se  voir  avec  une  lunette 
de  108""°! 

Le  seul  résultat  intéressant  de  ces  observations  a  été  une  détermination 


Fi-'.  i:n. 


E  Hellé.  Si. 


Carte  de  Mars  faite  en  ls77  a  1  Observatoire  de  Washinsrton. 


de  la  position  du  centre  de  la  neige  polaire  australe,  par  M.  Hall.  11  a  trouvé 
pour  cette  position:  Longitude,  20°, 6G;  distance  au  pùle.  S'il'  (*). 

A  la  Société  Royale  astronomique  de  Londres,  le  capitaine  Noble  a  pré- 
senté, à  la  séance  du  9  novembre  1877,  une  série  de  dessins  faits  à  son 
observatoire  de  Forest  Lodge,  Maresfield  (Uckfîeld)  à  l'aide  d'une  lunette 
équatoriale  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  à  l'étude  de  Mars  —  car  il  avait  commencé  ses  obser- 
vations dès  l'année  1858,  —signale  que  les  taches  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  près  du  bord  suivant 
«  following  limb  »  ou  oriental  que  du  bord  précédent  ou  occidental.  Il  en 

(')  On  Ihc  physical  Configuration  of  Mars,  Monthly  Xulices,  nov.  1870,  p.  13. 
(")  Astronomische  Nachrichten,  t.  X(^,  1878,  p.  223. 


2S4  I-A   PLANlITli   .MARS. 

conrliil  que  sur  Mars  le  lover  du  Soleil  est  plus  clair  que  le  coucher.  Les 
matinées  seraient  plus  }iures  que  les  soirées.  Il  en  est  de  mémo  ici,  du 
moins  dans  nos  climats:  h\  soleil  est  jilus  fn'Mjuent  le  matin  (juc  le  soir,  et 
tous  les  phcMoeraphes  ont  remarijué  (jUc  la  lumit-re  du  malin  est  meilleure 
que  celle  de  l'après-midi. 

A  la  même  Société,  à  la  séance  suivante,  de  décembre.  M.  II.  Pralt  a 
présenté  d'aulre  part  une  série  de  dessins  faits  à  l'aide  d'un  équatorial 
newtonien  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  i)aru  plus  pâle  que  dans  les  oppositions  précé- 
dentes. 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  cette  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  (ï obscurcissements  locaux 
provenant  d'une  condition  nuageuse  de  cette  atmosphère  paraît  sufûsante 
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  jjouces  de  browning,  à  rextrémité  sud  de  l'Angleterre, 

(')  Monthly  Notices,  t.  XXXVIII,  p.  58. 


1877  ruAi  1.  JOHN  iniKiT,  hic.  28 J 

prés  de  Lizard.  Ses  résultats  ne  sont  pas  eiicouragcaiils,  ils  sont  plutôt  con- 
tradictoires. 

Le  disque  de  Mars  s'est  toujours  montré  beaucoup,  moins  net  que  Jupiter 
et  Saturne  :  c'est  un  «  mauvais  objet  télcscopique  »  :  l)ad  tcloscopi(tol)ject. 

L'observateur  pense  que  ratniosphère  de  la  planète  est  tellement  opa(]ue 
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'atmosphère  proprement  dite.  «  Le  disque  de  Mars  est  très  blanc  sur  ses 
bords  :  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 
sa  surface;  Mars,  au  contraire,  est  un  corps  solide,  sa  topographie  générale 
étant  permanente,  avec  une  atmosphère  considérable.  Pourtant  il  n'a  pas 
de  nuages.  Du  2  août  au  8  octobre,  l'auteur  a  observé  la  planète  sans  en 
découvrir  un  seul.  Les  principales  taches  ont  été  reconnues.  Ce  ne  sont  pas 
des  mers,  car  elles  donneraient  nécessairement  naissance  à  certaiïies  éva- 
porations,  par  conséquent  à  des  nuages.  Qu'un  hémisphère  entier  puisse 
être  tout  à  fait  dépourvu  de  nuages  pendant  plus  de  deux  mois,  c'est  fatal 
à  l'hypothèse  des  mers.  Personne  ne  peut  prétendre  que  l'atmosphère  de 
Mars  ne  soit  pas  assez  dense  pour  soutenir  des  nuages,  car  cette  densité 
saute  aux  yeux.  » 

Ainsi  parle  M.  John  Brett.  Et  les  neiges  polaires?  «  Les  taches  blanches  des 
pôles,  dit-il,  sont  généralement  regardées  comme  des  neiges,  mais  il  y  a 
une  ou  deux  objections  contre  cette  assimilation,  outre  l'absence  de  nuages 
pour  les  former.  D'abord,  la  tache  polaire  australe,  actuellement  en  vue, 
est  entourée  d'une  teinte  sombre,  qui  est  du  même  ton  qu'une  prétendue 
mer  qui  la  continue  jusqu'à  l'équateur,  et  dont  elle  n'est  séparée  par  aucun 
détroit.  Donc,  si  la  tache  blanche  est  de  la  neige,  elle  rej)Ose  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,  cette  suspension  blanche 
porte  ombre  à  l'Est  lorsque  la  planète  a  passé  son  opposition,  comme  on  le 
voyait  notamment  le  28  septembre  à  9^  meilleure^soirée  de  l'année.  «  Ce  n'est 
pas  de  la  neige,  mais  un  nuage  énorme,  qui  se  forme  au  seul  endroit  de  la 
planète  où  il  puisse  s'en  former,  au  pôle.  C'est  la  seule  région  assez  froide 
pour  condenser  de  la  vajteur,  car  le  reste  de  la  planète  est  très  chaud.  » 

Voilà  assurément  du  nouveau,  et  nous  avons  déjà  vu  que  plusieurs  obser- 
vateurs semblent  accepter  ces  conclusions.  Mais  toutes  ces  assertions  sont 


iîSG  l.A    IM  AM-Ti:    MA  US. 

di?culaMes.  cl  il  iiost  iin'nio  p;is  (liflicilo  de  les  renverser.  D';ibord,  il  n"es 
pas  e.xaot  (jiie  ralmosiilière  île  Mars  soit  d'nuo  telle  opaeitr.  car.  au  contraire, 
presque  tous  les  observateurs  s'aeconlent  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  distiniLruor  s\ir  la  Terre 
autant  de  dôlails  que  sur  Mars,  même  par  les  journées  les  plus  pures. 

L'absence  absolue  de  nuages  est  également  une  erreur.  S:ins  doute,  ils  sont 
très  rares;  mais  il  nous  a  suffi  de  comparer  les  excellents  dessins  de 
Lockyer  et  de  drcen,  dès  18G"2,  pour  reccmnaitrc  leur  existence  et  leurs 
mouvements,  La  vaprur  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.ijuoi  qu'en  dise  l'auteur,  ne  planent  pas  au-dessus  du  niveau  (hi  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'autour  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  v.  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.  Rredichin  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.  Tcrby. 
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 

(')  Monthlij  Xolices  of  the  royal  nstronomical  Society,  décembre  1877,  p.  5S. 
{')  Annales  de  l'Observatoire  de  Moscou,  t.  IV,  1878. 
(')  Bulletin  de  l'Académie  de  Belgique,  1878,  t.  I,  p.  33. 


1877  Hi;ilNAEUTS,   IIA  151  W Hi,   SCIILU,    Kl.LKKV,    hTC.  287 

dessins.  Le  point  le  plus  intéressant  de  ces  cnxiiiis  csl  (juils  font  conmm- 
niquerles  mers  Zollncr  et  Lambert  avec  la  mer  polaire  australe,  comme  on 
le  voit  sur  notre  carte  de  la  page  G9. 

Le  diamètre  de  la  planète  a  été  l'objet  do  nouvelles  mesures,  notamment 
à  rObservatoirc  de  Strasbourg,  par  M.  Hartwig  (').  Cet  observateur  a  trouvé  : 

Diamètre  équatorial 0\\1l  ±:0',012. 

Diamètre  polaire 9  ,300  rh  0  ,011. 

Aplatissement .  J . 

A  l'Observatoire  de  Breslau,  M.  Scliur  a  trouvé,  pendant  la  même  opposi- 
tion: 

Diamètre  équatorial 9",2G2  ±  0",01G. 

Diamètre  polaire 9  ,108=^0  ,018. 

Aplatissement ^'j. 

L'ensemble  [des  mesures  d'Arago,  Besscl,  Kaiser  et  Main,  comliiné  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.  Ellery  a  fait  une  série  de  mesures  des  diamètres  polaires  et  équatoriau.x 
de  Mars  (-).  Résultat  assez  bizarre  :  tantùt  le  premier  est  plus  petit  que  le 
second  (ce  qui  devrait  être  constant),  et  tanlùl  il  est  plus  grand.  E.xemxjles  : 

27  août.  Diamètre  polaire  =  24",  185;  Diamètre  équatorial  =  24°,  550. 

29  »  »                    24,918;  »                     25,488, 

30  »  »                    25,172;  »                     25,082. 
G  sept.  »                    23,002;  »                      25,287. 

A  son  observatoire  de  0  Gyalla  en  Hongrie,  M.  de  Konkoly  a  fait  de  son  cùlé 
une  série  d'observations  intéressantes  (')  et  a  publié  notamment  lôdessins 
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.  Weinek,  auquel  on  doit  de  si  charmants 
dessins  des  cratères  lunaires,  a  pris  trois  vues  de  Mars,  les  8,  -21  et  29  sep- 
tembre, qui  n'oll'rent,  remarque  assez  étrange,  aucun  délail  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  lKi])iles  (*). 

(')  Untcrsnchungcn  ùbcr  die  ilurchmcsser  des  jolanclcn  Venus  uud  Matw  Publ 
der  Ast.  Geselhchaft.  Leipzig  ;  1879. 

(')  Monthlii  Notices,  t.  XXXVllI,  1878,  p.  409. 

(')  Beobachlungen  aïKjcstellt  an  aslrophysihaliscJien  Ohservalorium  in  OGyalla  in 
Ungari,  I.  Bond,  1878. 

(*)  Berichte  der  K.  Sachs.  Gesellschafl  der  Wissenschaflen,  15  déc.  1877. 


-28!^  l.A   PLANÈTE  MARS. 

A  rObservaloire  de  rioltiniruo,  M.  lUcddikor,  (|iii  dopuis  a  poursuivi  ses 
études  à  l'Observatoire  île  IJirr  Castlc  eu  Irlaude,  a  observé  lOppositidu 
de  1877  et  pris  dix  vues  de  la  plauète  (').  Xous  regrettons  de  ne  pouvoir 
publier  tous  les  dessins.  Ils  ont  ebacun  leur  valeur,  sans  contredit,  mais  il 
nous  parait  indispensable  d(?  eoncenln-r  toute  celle  nionograpbie  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  ({u'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  5t>iws. 
En  France,  plusieurs  observateurs  amateurs  nous  ont  envoyé  un  assez  grand 
nombre  de  croquis,  parmi  lesquels  nous  signalerons  principalement  ceux 
de  M.  E.  Duval,  agriculteur  à  Saint-Jouin  (Seine-Inférieure)  (^). 

Nous  pourrions  encore  signaler  les  travaux  de  Dreyer  (^),  Grover  {*)  avec 
six  dessins  de  septembre  et  octobre  1877,  Lamcy  (^),  Fergola  C'),  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.  —  ScHi.'V.PARELLi.  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- 

(•)  Verôffentlichunjen  von  dcr  KiJiiirjl.  Stcvnwarte  zu  Guttingen.  1877. 

{')  Ils  ont  été  publiés  dans  le  journal  hebdomadaire  La  Nature,  déc  1877,  p.  80. 

(')  The  aspect  of  Mars  in  1877,  Ast.  Nacli.,  t.  XCIII,  1878. 

{')  EnglistiMechanic,  t.  XXVI.  1878. 

('■)  Considération  sur  un  essaim  d'astéroïdes  autour  de  Mars.  Autun,  1877. 

(»)  Osservazioni  di  Marti.  Naplcs,  1879. 

(')  Beobachtungen  des  Mars,  Lund,  1878. 


1S77        SCllIArAUKLLI.   —  UHS  KK  V  ATION.S  I:  T  TU  I  AMi  L  LA  IION  .         2S'.i 

quée  par  des  recherches  considérables  de  hi  part  de  l'éniinent  astronom<'. 
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"',218  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  4G8. 

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  cin(i  sections  :  l"  nou- 
velle détermination  de  la  direction  de  l'axe  de  rotation;  2"  triangulation 
topographique  des  points  fondamentaux  de  la  surface  de  Mars;  3'  descriptipn 
des  diverses  régions  de  l'hémisphère  austral  et  d'une  partie  du  boréal;  4"  la 
tache  polaire  australe:  5"  l'atmosphère  de  Mars.  Nous  allons  examiner  avec 
soin  tout  cet  ensem])le. 

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  (*).  Cette  déter- 
mination donne,  pour  1834  : 

Ascension  droite  :  317"'34';        Déclinaison  :  -t-50°5'. 

La  variation  annuelle  due  à  la  précession  terrestre  est  de-i-0',485  et 
+  0',247.  Les  coordonnées  pour  1877  deviennent  donc  : 

Ascension  droite  :  317° 55';        Déclinaison  :  -+-50"  16'. 

L'origine  des  longitudes  géographiques  a  été  placée  au  point  a  de  la  carte 
de  Béer  et  Miidler,  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  aslronomichc  e  fisiche  .su//'  asse  di  rotazione  e  siilla  topografla 
del  pianela  Marie.  Reale  Accadeuiia  dei  Lincei.  Un  vol.  gr.  in-8  de  136  pages  et  plan- 
ches. Rome.   1878. 

{']  Aslronomisckc  Nacln-ichle.i,  n' 838.  Voy.  plus  haut.  p.  l'2l. 

■   ;  Yoy.MonUilij  Notices,  1875,  p.  305;  1877,  p.  .301,  etc. 

l''LA.MM.\niON   —  Mars.  19 


■290  I, A  iM.A Ni:! i:  M  vus. 

c'est-à-tlire  île  r(Hic>l  à  l'i;>t  [nnir  l'observalrur  (]ui  loganlo  Mai'S.  ou  tic  1  Ksi 
à  rdiiost  iiour  un  liaiùtaiil  de  Mars,  aulremenl  «lit  encore,  les  longitudes 
vont  en  croissant  du  bord  précédenl  au  boni  suivant . 

Pour  calculer  la  longitude  areograplii(iue  du  point  central  du  cirfjue, 
M.  Marth  adopte  88G-i'2,7  secondes  de  temps  solaire  moyen  terrestre  pour 
la  durée  dune  rotation  complète  de  Mars  relativement  aux  étoiles.  C'est  ce 
(jue  M.  Schiaparelli  adopte  également. 

66  observations  de  la  position  de  la  tache  neigeuse  [macchia  ncvosa)  ont 
donné,  pour  la  position  du  point  austral  de  Taxe  de  Mars  vu  do  la  Terre  ; 
164'\90.  pour  la  date  du  27  septembre,  à  O*"  de  Greenwich.  qui  correspond 
à  la  moyenne  des  observations. 

En  adoptant  le  diamètre  polaire  déterminé  par  Kaiser  (9",  387  et  8". 80 
pour  la  parallaxe  horizontale  équatorialc  du  Soleil,  on  trouve  qu'un  degré 
d'arc  de  grand  cercle  du  globe  de  Mars  équivaut  à  0°,533  de  léquateur  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  l'axe,  et  a  remis 
cette  vérification  précise  à  l'opposition  suivante,  de  1879. 


TKiANiiLLAllO.N'    AUÈOGKAPHIUUi;    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  aréographiqued'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  micrométriqtiement  sont  au  nombre  de  62.  Nous 
les  avons  inscrits  au  Tableau  suivant,  avec  les  noms  nouveaux  (]ue  M.  Schia- 
parelli leur  a  donnés. 


1877         S(;illAl'.VI{i:i,l.l.    -  unShllVAllONS  l'T  TUIANijLLATION.  JM 

N*  DcnuiMinntinii  r.oii^'itude 

1  Verticu  d'A  ryn 0%  00 

2  Secondo  conio  dcl  golfo  Sabcu 3.,ôi 

3  Istmo   dcll.'i  Terra   di  Dciicalionc 17  ,82 

•i  Ombra  deiristiiio  stessu 17  .83 

5  (iolfo  «lellc  Perle,  bocca  dcir Indu..   .    .  23,59 

(j  Docca  dcir  Idaspc 27  ,38 

7  Capo  dej,'Ii  Aroini 38  ,40 

8  Capo  délie  Ore  in  Arj,'yrL' 30,78 

9  Capo  délie  Grazie  in  Arf^yrc 51  ,86 

10  Golfo  delTAiirora,  bocca  del  Gange. .   .    .  55,74 

11  Puuta  dell'Aurea  Cherso GI  ,'i9 

12  I*rimo  puntu  di  Tliaumasia GG  ,30 

13  Ccinlluente  dci  Clirysorroas  col  Milu 84  ,16 

li  La,<,'0  del  Suie,  centre 90,24 

15  \jiitro  délia  Fenice,  centro 106  ,45 

10  Hocca  del  Fasi 100,93 

17  Colonne  d'Ercole,  bocca  eslerna 119,81 

18  Centro  d'Icuria 1 19  ,02 

19  Primo  piinto  del  Mare  délie  Sirène 131  ,37 

20  Primo  punto  di  Thyle  1 134,12 

21  Colonije  d'Ercole,  bocca  interna 138  ,02 

22  Centro  di  Thyle  J 151,86 

23  Base  australe  d'Atlantide  T 159  ,80 

21  Primo  punto  del  Mare  Cimmerio  ......  165  ,80 

25  Golfo  d(,'l  Titani 174,24 

26  Ultime  punto  del  Mare  dellc  Sireuc 176  ,52 

27  Stretto  d'U  lisse,  mezzo 187,08 

28  Punto  délia  riva  australe  deU'Oceano.   .  188  ,15 

29  Fiume  dei  Lestrigoni,  bocca  suli'Oceano.  200,19 

30  Golfo  dei  Lestrigoni,  ultimo  seno 201  ,79 

31  Scamandro,  bocca  sul  Mare  Cronio 202,52 

32  Scamandro,  punto  di  mezzo 202  ,57 

33  Fiume  dei  Ciclopi,  bocca  suli'Oceano...  205  ,05 
3i  Base  australe  d'Esperia 211  ,10 

35  Capo  boréale  di  Thyle  I  i  221  ,61 

36  Centro  di  Thyle  II 223,53 

37  Golfo  dei  Ciclopi 22'i  ,98  ' 

38  Primo   punto   del  Mare   Tirreno 22G  ,il 

39  Centro  d'Esperia 231  ,62 

40  Bocca  australe  délie  Xunto 234,11 

41  Ultimo  punto  del  Mare  Cimmerio 238  ,87 

42  Esperia,  base  settcntrionale.  .•  .  250,28 

43  Piccola  Sirte .  256,94 

44  Capo  Circeo,  m  Ausoniu 266,59 

45  Punto  délia  costa  d'Ausonia.         .  266  ,79 

46  Lago  Tritone 267,15 

47  Primo  punto  dell'Ellade 270,74 

48  Lago  Merido 277  .09 

49  Biforcazione  d'Ausonia •  •    282  ,32 

50  Congiunzione  del  Nci)ente  col  Milo 286  ,25 

51  Cran  Sirte  et  Ijoccu  del  Nilo •  290,45 


Latitu<lu. 

-  4-, 

56 

—  2 

37 

_   0 

52 

4  , 

56 

-  4  , 

90 

-  •'«  , 

41 

•-   «  ; 

,30 

-+-  39 

,38 

-+■  53  , 

,84 

-•-  2 

,32 

--  25  , 

,26 

-t-  2.5 

,79 

-  18 

,88 

-^  25 

,22 

-  19 

,42 

-4-  .ii 

,88 

-  44 

,88 

-^  37 

,86 

-  31 

,32 

T-  65 

,08 

-+-  65 

,08 

H-  37 

,54 

-r-  37 

,49 

-i-  18 

,17 

-1-  25 

,34 

-h  74 

,08 

—  7 

,12 

—  4 

,50 

-h  18 

,01 

-i-  55 

,41 

+  48 

,98 

—  15, 

77 

-+-  62 

,28 

-+-  69 

,93 

+  12 

,43 

-h   37 

,81 

-f-  22 

,79 

-r-   51 

,13 

-+-  9 

,85 

--  13 

,22 

-'-    6 

,24 

-r-  15 

.08 

-i-  22 

.70 

-  20 

,38 

--  49 

,i9 

H-  13 

.33 

-26 

,26 

-  17 

,09 

?92  I,  V  PI.  vm;  1 1:  MAKs. 

N*  nénomiiintioii.  Longituilc.  I.atituilc. 

52  l'imio  pii'i  australe  doU'Ellailc -f-  57  ,99 

53  Centro  doir  Ellade 29i  ,12  h-  'lO  ,30 

")4       Piinlo  piii  boréale  dell'ElIade.. .  -    30  ,38 

55  Ultinio  punto  del  Marc  Tirreno i'JO  ,0'J  —    0  ,G7 

56  Ultimo  punto  dell'ElIade 315  ,07  -;-  i4  ,08 

57  Corne  d'Ammone 318  ,:)2  h-  10  AQ 

58  Scilla  e  Carridi 324.17  -^  20  ,31 

59  EUesponto.  punto  di  mezzo 320  ,1 1  -+-  i8  .22 

60  Primo  punto  délia  Noachidc 334,82  -4-18,40 

61  Bocca  del  Phison,  nel  golfo  Sabeo 338,85  -+-    5,05 

62  Primo  corno  del  golfo  Sabeo 357  ,27  —    2  ,37 

Ces  noms  sont,  comme  on  le  voit,  tirés  de  rancienne  géographie  et  niriiic 
quelque  peu  mythologiques.  Un  grand  nombre  sont  d'une  euphonie  fort 
agréable.  ^ L'auteur  expose  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  pour  son  usage 
personnel.)  Le  méridien  initial  a  été  nommé  verlicc  d'Aryn  «  sommet  d"A- 
ryne  »,  en  souvenir  d'une  opinion  légendaire  du  moyen  âge.  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  Sabajus,  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.  Grreen 
passe  à  droite  de  la  Jjaie  du  Méridien;  cette  différence  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.  S.\XTARE.M,  Essai  sur  l'histoire  de  la  Cosmographie  an  moyen  âge,  t.  \, 
pp.  94,  368,  et  tome  IIJ,  p.  310. 


'.  ii.'iiii  j  'ir, 


^Tn 



•  _ 

SUOIJ() 


•:9i  I.  \    PI.  ANKTl-    M  AKS. 

précité.  On  y  trouvcM-a  les  tlO  points  précédonls.  l'.'o^t  là  uu  travail  [oui  à 
fait  remarquable,  et  dont  aiu-un  des  anciens  ol)servateiirs  (1(>  Mars  n'aurait 
soupçonné  In  possiliilité.  11  a  fallu,  pour  y  réussir,  une  inébranlable  per- 
sévérance, un  œil  excellent,  une  niétlunle  d'observation  rigoureuse  et  un 
bon  instrument. 

Si  l'on  compare  ce  planisphère  à  notre  carte  de  la  page  09,  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'Herscliel  II  s'appelle  «  Sinus  Sabious  ».  la  mer  circu- 
laire Terby  s'appelle  «  Lac  du  Soleil  »,  la  terre  de  Kepler.  '(  Thaumasia  Fœ- 
lix  »,  le  continent  Huygens,  «  Memnonia  ».  la  mer  Maraldi.  «  Cimnierium 
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  l'a  complétée  dans  les  oppositions 
suivantes. 

Remarquons  que  l'auteur  place  l'Ouest  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  rapportent  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.  Celte  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  «  Granges  ». 

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  «  Ge- 
hon  ».  Nous  avons  vu  plus  haut  (p.  188)  qnCn  18G4,  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 
a  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  li  octobre,  les  longitudes  du  méridien 
central  étant  respectivement  18°,  8.5».  181"  et  298°.  La  latitude  du  centre  est. 
en  movenne.  de  —24°. 


(■s.,  SCIIIAI'AIU-I.i.l     -  OUSI-UVAlKiNS  Kl  CAini:.  595 

Lg  second  da  ces  dossins  semble  en  coiilnnliclion  avec  les  caries,  en  c- 

.luil  présonlo  un  appendice  blanc  à  gauche  de  la  terre  de  Kepler  .|ui  ru- 

toure   le  lac  circulaire.  C'était,  écrit  lobservaleur;  une  niasse  de  nuùes 

Fig.  i::.. 


20  octobre. 


2C^scpteinbre. 


H  octoliri-. 
j><  septcmbr'-. 

Dessins  de  Mars,  par  M.  Schiaparclli,  en  1877. 

éclairées    inia  massa  di  nubi  iUuminatc  i').  Dans  le  premier  dessin,  le  môme 
désaccord  se  montre  pour  la  grande  «  île  d'Argyre  ».  et  l'explication  est  la 

même. 

L'auteur  arrive  ensuite  ù  la  description  générale  de  la  planète. 

,)  Uemarquc   mléressante.  M.  Grcen  a  observé  un  clïct  analogue  le  Î9  septembre 
V'oy.  p.  271;. 


•:%  1    \    IM.ANLTi:    M  MIS. 


DESCnil'TION    DK    LA    SI  RIAOE    DK    MAlli^. 

M.  Schiaparelli  commence  par  l'aire  remaniuer  (|ue,  lors(]u'il  s'agil  d'in- 
scrire rapidement  ce  que  l'on  observe  dans  une  lunellc,  l'imporlant  est  do 
ne  pas  perdre  de  temps  en  périphrases  et  que  les  désignalions  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  l;i  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  ()[»inion  précisée 
La  voici  : 

«  Sur  la  nature  des  taches  sombres,  on  peut  faire  un  nombre  infini  d'iiypo- 
thèses  plus  ou  moins  arbitraires.  Pourtant,  nous  n'en  voyons  que  deux  qui  juiis- 
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  do  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  hypotbèsc, 
quoique  non  entièrement  impossible,  ne  réussit  pas  à  expliquer  les  faits  obser- 
vés, à  moins  qu'on  ne  la  cumpliquc  d'autres  bypotbèses  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  cotte  circu- 
lation se  fit  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,  on 
d'autres  elles  doivent  se  condenser  sous  l'orme  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- 


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1877  SCIII  \l'AI<i:i.M.    —   nUSI-UVATlONS   l'T   CAini:.  207 

lions  doviouneiit  inutiles  du  iiionicnl  que,  sur  la  ijlauèlc,  on  voit  d(;s  apparences 
précisément  semblables  à  celles  que  présenterait  à  un  observateur  placé  sur 
Mars  la  circulation  des  vapeurs  de  l'atmosphère  terrestre.  » 

Ce  raisonnement,  piihlié  par  M.  Schiaparclli  en  1878,  est  du  même  ordre 
que  celui  que  l'on  peut  lire  dans  la  première  édition  des  Terres  du  Ciel  (  1870, 
p.  420).  El  comment  pourrait-il  en  être  autrement?  L'analogie  est  trop  évi- 
dente ici  pour  ne  pas  être  notre  guide,  tout  en  nous  gardant  de  toute  con- 
clusion trop  étroite,  trop  «  géomorphiquo  »,  pourrions-nous  dire.  Nous 
demanderons  à  nos  lecteurs  la  permission  de  reproduire  ce  passage. 

«  La  météorologie  martienne  est  une  reproduction  très  ressemblante  de  celle 
de  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 
résultats  analogues  à  ceux  qui  existent  ici.  La  chaleur  vaporise  leau  des  mers 
et  l'élève  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  do  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,  déjà  photographié  ces  variations  météoriques.  Si  l'on  ne  voit 
pas  encore  précisément  lapluie  tomber  suv  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.  Il  y  a  plus  :  quoique  nous  devions  nous  tenir 
solidement  en  garde  contre  toute  tendance  à  créer  des  mondes  imaginaires  à 
l'image  du  nôtre,  cependant  celui-là  nous  présente,  comme  dans  un  miroir,  une 
telle  similitude  organique,  qu'il  est  diflîcile  de  ne  pas  aller  encore  un  peu  plus 
loin  dans  notre  description. 

y  En  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  dépressions.  Il  y  a  eu 
des  affaissements  et  des  soulèvements  modifiant  la  croûte  primitivement  unie  du 
globe.  Par  conséquent,  il  y  a  des  montagnes  et  des  vallées,  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.  Ain;^!,  il  est  difficile  de  ne  pas  voir  sur  .Mars  des 
scènes  analogues  à  celles  qui  constituent  nos  paysages  terrestres  :  ruisseaux 


•298  I>  A    PI,  A  ni:  11-    M  Ali  S. 

oourautdans  leur  lit  de  railloux  dorés  parle  soleil;  rivières  traversant  les  idaines 
ou  tombant  en  casca<les  au  fond  dos  vallées;  fleuves  descendant  lentement  à  la 
mer  i\  travers  les  vastes  campa?:nes.  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  reprodiii!  ce  ]ins?ngc  que  pour  inoiilrcr  l'aceoid  des  ilcux 
raisonnements.  Pour  notre  part,  nous  conlinuerons  à  penser  que  les  lâches 
foncéesdu  globede  Mars  représentent  des  mers.  Nous  verrons  pins  loin  (  1879] 
que  M.  Schiaparelli  a  changé  d'avis  et  est  redevenu  fort  sceptique  à  cet  égard. 

Mais  continuons  l'exposé  de  l'œuvre  de  cet  éminent  observateur.  Il  arrive 
ensuite  à  l'examen  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  différente  des  mers  terrestres  détermine,  ajoute  l'astronome  de 
Milan,  de  grandes  différences  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  ajouta'  encore  : 

Cl  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 
même  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,  flit  encore  M.  Schiaparelli,  que  Thypothèse  d'une  constitution 


IS77  si;iii.\i'.\i{i;i,i.i.       ni{si;i{\  A  iinNS  i:t  CAin  i:.  -29'.) 

inaritiiiie  et  ooutinoiitalc  du  la  surface  do  Mars  est  douée  de  la  plus  grande  pro- 
babilité. Kilo  deviendrait  presque  une  certitude  si  l'on  réussissait  à  affirmer 
tl'uno  manière  indubitable  la  disparition  réelle  de  l'émissaire  oriental  du  lac  du 
Soleil.  Ce  canal,  qui  a  été  vu  par  Mildler  en  1830,  par  Kaiser,  Lockyer,  Rosse  et 
Lassoll  en  ISGC,  ainsi  que  par  Kaiser  et  Dawes  en  18G'i,  n'a  pu  être  retrouvé  en 
1877,  malgré  les  recherches  les  plus  diligentes,  qui  ont  conduit  à  découvrir  des 
détails  bien  jikis  minutieux.  Si  cette  variation  est  constatée  dans  l'avenir,  il  sera 
dilTlcile  de  trouver  une  explication  plus  simple  et  plus  naturelle  qu'un  changement 
de  rdgimo  hj'draulique  en  cotte  région,  analogue  sans  doute  à  ce  qui  est  arrivé 
en  Chine  dans  le  cours  du  fleuve  Jauno 

Lo  lecteur  a  certainement  deviné  qu'il  s'agit  ici  de  ce  que  nous  pourrions 
appeler  la  queue  de  la  poire  dans  les  dessins  suivants  :  page  107,  Béer  et 
Miidler,  au  point  d  de  l'hémisphère  de  gauche  ;  page  151,  Lockyer,  fig,  89  et 
90;  page  lG-2,  id.,  fig.  104;  page  16G,  lord  Rosse,  fig.  3;  page  177,  Kaiser, 
fig.  115;  page  18G.  Dawes,  fig.  119  et  120,  c'est-à-dire  de  l'appendice  de  la 
merTerby,  lequel  n'a  pas  été  représenté  sur  notre  carte  de  la  page  69,  parce 
que  nous  le  considérons  précisément  comme  essentiellement  variable. 

En  1879,  M.  Schiaparelli  l'a  retrouvé  :  il  était  redevenu  visible.  Il  lui  a 
donné  le  nom  de  «  canal  du  Xectar  ». 

En  1877,  M.  Green  a  signalé  là  un  petit  lac  [voy.  p.  278,  fig.  168  a),  auquel  il 
a  donné  le  nom  de  «  lac  Schiaparelli  )'.  Il  croit  que  ce  petit  lac,  formant  un 
point  intermédiaire  entre  l'océan  de  la  Rue  et  la  mer  Terjjy,  fait  croire,  par 
des  images  indécises  comme  elles  le  sont  le  plus  souvent,  à  un  canal  réunis- 
sant les  deux  mers. 

pour  nous,  il  se  passe  là  des  changements  certains  d'une  année  à  l'autre, 
et  l'explication  basée  sur  des  variations  liquides  est  juslitiée. 

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? 

a  Si  l'on  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  oftYir  toutes  les  gradations 
de  tons  et  toutes  les  colorations  possibles.  Mais,  si  nous  attribuons  cette  variété 
de  clair-obscur  à  des  couches  liquides,  nous  trouverons  une  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  jiar  la  couche 
liquide,  et,  dans  ce  cas,  les  régions  grises  dont  il  s"agit  seront  des  bancs  sous- 
marins  ou  des  bas-fonds.  On  voit  sur  la  mer  Erytrée  les  nuages  se  condenser  là 
de  préférence,  ce  qui  s'accorderait  avec  une  température  plus  basse,  due  précisé- 
ment à  des  bas-fonds  ou  à  ries  bancs.  L'isthme  de  rilospéiio.  à  l'endroit  où  la  mer 


300  !.  A    PI  ANKTi:   MAIJS. 

Tyrrhénioune  et  la  mer  Cimmrricnno  sont  \o  plus  rapprochées,  doit  laisser  place 
à  une  coiimninication  possible  entre  les  deux  mers.   )> 

Il  s'ngil  ici  de  risthmc  de  Mcsleii,  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  (juand  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  même  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. 
(Juelquefois  le  voile  est  si  épais  que  l'on  ne  dislingue  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 
biouillards. 

Entrons  maintenant  dans  les  détails  de  la  géographie  de  Mars. 

Continent  Béer  ^- Grand  diaphragme,  contenant  Aoia,  Arabia, 
Corne  d' Ainnwn. 

(11  est  nécessaire,  pour  suivre  ces  détails  de  l'aréographie,  de  placer  devant 
soi  notre  carte  de  la  p.  69  et  la  carte  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  — Golfe  Sabœus.  Phison.  Baie  dît  Méridien. 
Uiddehel  et  Gehon. 

A  l'opposé  du  continent  Béer,  la  région  qui  s'étend  au  sud  du  détroit  est 
non  pas  lumineuse,  mais  gri.se.  C'est  ce  qui  fait  que  ce  détroit  ne  doit  pas 


1S77  sciii Ai'\in:i.i.i        KTL'Ki:  (;r:Nf:iiAi.i:.  m 

ùtrc  détaché  comiiic  sur  les  anciens  dessins.  In  petit  golfe,  la  baie  dr 
Sclunidt,  reçoit  un  cours  d"eau,  le  Phison,  di-jà  apeivu  par  Kaiser  le  22  no- 
vembre 18Gi  (rojrplus  haut,  p.  17G).  M.  Schiaparelli  l'a  vu  s'étendant  jus- 
([u'au  Nil.  On  voit  ensuite,  à  la  baie  du  Méridien,  deux  Meuves  ou  canaux, 
riliddekel  et  le  Gehon,  le  premier  parallèle  au  Phison,  le  second  coudé. 
L'IIiddekel  a  été  découvert  seulement  le  28  février  1878,  alors  que  la  planète 
était  toute  petite  et  qu'on  ne  distinguait  plus  les  deux  pointes  do  la  baie  :  ce 
n'est  qu'au  juger  que  Tobscrvateur  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  —  Goll>  des  Pci-lfs.  —  Baie  Burton  =  Bouch's  'Ir  r Indus. 
Continent  Màdler    --Chrijsc.  Hydaspe. 

Le  détroit  Arago  est  une  mer  assez  sombre.  Quand  les  images  sont  incer- 
taines et  que  l'on  ne  s'est  pas  sûrement  orienté,  ou  peut  le  prendre  pour  la 
mer  du  Sablier,  ce  qui  est  arrivé  plus  d'une  lois.  L'Indus.  large  fleuve,  s'y 
jette,  après  être  venu  du  Xil  en  formant  un  coude.  Ce  cours  n'a  ])u  être  suivi 
jusqu'au  Xil  qu'à  partir  du  24  février  1878,  car  auparavant  ce  continent 
était  couvert  de  nuages:  mais  alors  on  l'a  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. 

Manche  =  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  l'Aurore,  lac  du  Phénix.  Icarie,  Champs 
Elysées.  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 
[dupart  des  observateurs.  Là,  se  jette  le  Gange,  '  l'un  des  canaux  les  plus 
larges  et  les  mieux  visibles  de  toute  la  planète.  »  L'auteur  l'a  vu  en  toute 
circonstance,  depuis  le  28  août  jusqu'au  25  février.  11  va  jusqu'au  Nil.  C'est 
la  Manche  de  noire  carte.  En  1858  [coy.  p.  138),  le  P.  Secchi  l'a  admirable- 
nienj;  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  Chrysorrlioas,  et  qui 


30-:  I    V    l'I.AM'.Ti;    M  \|{S. 

joint  un  cours  deau  non  moins  léger  :'),  tracé  do  1  Ksi  à  rnuesl  au-dessous 
du  L:ic  circulaire  ou  nier  Terhy. 

Mer  Terby      Lar  du  Soleil. 
Terres  de  Kepler  et  de  Copernic  -;  Thaiimasia. 

Nous  arrivons  à  ce  lac  circulaire,  que  l'on  a  aussi  C(tmparc  à  un  d'il  donl 
il  formerait  l'iris.  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  l'une  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. 

(Celte  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  :  Xectaris  fons,  .luventœ  fons,  Aurea  Cherso,  Aga- 
thodcTmon,  Eosphoros,  Chrysorrhoas,  Lacus  Phenicis,  ne  paraissent  pas 
stables. 

Terre  de  Jacob  —  Terre  de  Noê  el  Argyrc. 

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.  Poui'tant  elle  paraît  quelquefois  entièrement  claire, 
comme  le  montre  le  dessin  du  20 octobre  1877  (p.  295\  Mais,  en  général,  elle 
offre  Uaspect  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  ivoy.  p.  187  .  représente  cette  île  blanche,  que 
Ton  a  appelée  aussi  «  île  neigeuse  de  Dawes.  » 

Ile  Phillips  =  Terre  de  Deucalion. 

N'ous  en  avons  déjà  parlé  tout  à  l'heure.  Elle  offre  l'aspect  d'une  péninsule 
submergée.  <c  La  terra  di  Deucalione,  c  tutti  le  altre  simili,  écrit  l'auteur, 
siano  continenti  sottimarini,  »  selon  toute  apparence.  Nous  avons  vu.  dans 
presque  tous  les  dessins  anciens,  cette  presqu'île  aussi  blanche  que  le  con- 
tinent auquel  elle  aboutit  et  le  détroit  d'Herschel,  terminé  par  la  baie  du 
Méridien,  se  détacher  nettement  en  noir  sur  ce  fond  clair.  Sur  la  carte  de 
Proclor    p.  205',  faite  d'après  les  dessins  de  Dawes.  la  baie  du  Méridien 

;','  Et  non  moins  variable,  prùbablement. 


\><"  SCIII  AI' Al{i:i.l.l.   --    KTUDI-:  (if-NÈUALK.  303 

communiqiK.'  avec  Ir  détroit  Araj^o,  cl  l'ail  de  la  rcgioii  dont  il  s'a^'it  une  ile 
complète  (île  Phillips).  Il  en  est  de  incme  des  dessins  de  Secchi,  de  1858 
(p.  139).  M.  Tcrhy  paraît  incliné  à  conclure  que  c'c'St  là  la  vraie  conligura- 
lion,  et  que  le  rattachement  de  celte  île  au  continent  est  une  illusion  pro- 
duite par  des  nuages  LlanT;hissant  ce  passage. 

La  terre  doPyrrha  est  dans  le  même  cas. 

Ne  pourrail-il  se  faire  ({ue  l'eau  prit  un  état  intermédiaire  entre  l'état 
li(]uide  et  l'état  nuageux  et  se  condensât  au-dessus  de  la  surface  sous  forme 
de  nappes  de  hrumes  visqueuses,  foncées,  très  denses  Vj 

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  hlanc  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  observe  en  1877  dans  tout  l'hémisphère  austral  de  Mars,  excepté  des 
nuées  sur  la  terre  de  Jacob. 

Ile  de  Hall  ~  Terre  de  Protêe. 

C'est  une  île  isolée  dans  locéan  de  la  Rue,  presque  sur  la  même  latitude 
que  la  mer  Terby.  Nous  l'avons  vue  sur  les  dessins  et  sur  la  carte  de  Green 
p.  275  et  278).  Elle  est  plus  rapprochée  de  l'équateur  que  l'île  neigeuse  de 
Dawes.  Observations  rares.  M.  Green  l'a  dessinée  le  2  septembre  à  T'IO™  et 
2'' 20'",  très  blanche;  M.  Schiaparelli  l'a  vue  le  2  octobre  et  le  4  novembre; 
il  pense  que  le  26  septembre  et  le  4  octobre  il  a  observé,  non  l'île  elle-même, 
mais  son  image  météorique,  une  nuée  blanche  indiquant  sa  forme. 

Mer  Schiaparelli  —   Mer  des  Sirènes.  Colonnes  d'Hercule,  Araxes, 

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  IJessel,  l'autre  qui  monte  vers  le  Sud  jusqu'à  la  mer 
Gottignez.  Le  premier  de  ces  deux  bras  porte  le  nom  d'Araxes  sur  la  carte 
(le  M.  Schiaparelli,  et,  au  lieu  d'être  rectiligne,  est  sinueux  (')  ;  le  second 
[)orlc  le  nom  de  Golounes  d'Hercule;  le  lac  est  uommé  lac  du  Phénix.  La  pé^ 

';  «  Alla  sua  curvalura,  dit-il,  clie  e  mollo  évidente,  e  custituisce  un  caso  piutosto 
laro  nei  canali  onde  è  sparso  il  i)ianeta,  ho  posto  particulare  attenzione.  »  Il  y  a  eu  là 
aussi  quelque  changemenl.  Voir  i)Ius  loin  les  observations  ultérieures. 


301  I  A    IMAM-TI-    MAHS. 

ninsule  de  Lagrangc  s'appelle  Icarie.  (-elle  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.  16:2). 

Le  canal  des  Sirènes  a  été  vu  à  dater  du  18  septembre,  mais  la  partie  inlc- 
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  l'équateur  (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  rEosphoros,  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. 
Dans  ce  cas,  l'eau  s'écoulerait  là  du  Sud  vers  le  Xord,  de  la  mer  des  Sirènes 
vers  le  fleuve  Océan  :  il  y  aurait  une  pente  du  Sud  au  Xord. 

Mer  Maraldi    -^  Mer  Cimmêrienne.  Baie  Huggins.  Fleuve  des  Cyclopes. 

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  canal  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  Tyrrhênienne.  Petite  Syrtc. 

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  cl  (|ue  M.  Schiaparelli  appelle  Petite  Syrie.  Il  y  fait 


1877 


sc.iii  \1'A1m:i.i.i        ktude  gknkiiau:. 


;'o: 


aboutir  .leiix  llcuves.  le  Léllic  cl  le  Triton.  Cours  singuliers  et  douteux.  Très 
difficiles  à  distinguer.  Non  loin  de  là.  on  voit  aussi  le  ileuve  des  Ethiopiens. 

Mer  du  Sablier  -  Grande  Syrie.  Ml.  Lilnjc.  .\vpcnllics. 
Lac  Trilon.  bic  .Mœrls. 

C'est  la  région  la  plus  anciennement  connue  de  la  planclc,  et  .son  premier 


Ki-.  170. 


■^-^' 


v^-â:m-l  '^ 


^  /  .- 

■•><  ' 


- -4  ,.- 


'^i'^^i. 


L'Jiomisphcrc  austral  .!.■  Mars,  eu  1877.  Dessin  île  M.  SchiaparclU. 

dessin  date,  comme  nous  l'avons  vu,  de  l'année  1659  (p.  IC).  M.Srhiaparclli 
a  donné  à  la  mer  du  Sablier  le  nom  de  Grande  Syrte,  qui  nous  paraît  moins 
h^ureu.x  que  ses  autres    dénominations.   îl    donne  le    nom  de  Xil  à  sa 
l"i,\MMAr.iuN.  —  -l/ar.s.  "-^^ 


306  1.  A    IM.ANKTI-    M  A  H  S. 

réjrion  inl'erieuiv  (|ui  tourne  vers  la  tlroilt^  on  un  long  canal,  el  iiui,  sur 
notre  carte,  s'appelle  Pas^se  de  Nasmylh. 

A  gauche  de  la  mer  du  Sablier,  vers  la  petite  mer  Main,  loltservaleur  a 
dessiné  un  canal,  le  Népenlliès,  qui  aboutit  à  un  lac,  le  lac  Triton,  el  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  Syrte  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  plages  de  la  mer.  Voyez  les  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.  1761,  Lockycr,  3  oc- 
tobre 1862  (p.  157  et  158). 

La  mer  du  Sablier  est  beaucoup  plus  étroite  sur  la  carie  de  M.  Schiaparelii 
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  )>,  qni  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  \",o  de  côté  (environ  8" 
ou  480  kilomètres).  Si  c'était  de  la  neige,  on  en  devrait  conclurai  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  Ton  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.  LAusonie 
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  =  Hellade.  Fleuve  Alphée. 

Région  singulière  aussi.  Ile  ronde,  légèrement  allongée  du  sud-est  au 
nord-ouest,  dont  le  diamètre  ne  mesure  pas  moins  de  30»  ou  de  1800  kilo- 
mètres. Coloration  jaune  comme  les  continents,  mais  parfois  blanche  comme 
la  neige.  Cette  île  s'est  montrée,  en  1877,  partagée  du  sud  au  nord  par  un 
canal  auquel  l'auteur  a  donné  le  nom  de  fleuve  Alphée. 


IS77 


sciiiAi'AiJKij.i.  —  rrirni.  (jknkij  mj-:. 


:{(IT 


Mer  polaire  australe. 

Si  l'on  l'ail  ubslraftion  des  deux  îles  do  Tiiulf.  la  f:aIotte  polaire  dr  Nfars 
limitée  au  GO"  parallèle  de  latitude  australe  est  eulièremcnt  maritime.  Ji'O]»- 
position  de  1877  a  été  extrêmement  favorable  pour  l'exanicn  de  cette  région  : 
l'axe  était  incliné,  en  octobre,  do  65"  seulement  sur  notro  rayon  visuel,  de 
sorte  que  toute  la  nei^^e  polaire  est  restée  conslainuient  en  vue,  entourée  par 
la  mer  sombre.  L'atmosphère  a  paru  sans  nuages. 

Tel  est  le  résumé  des  observations  géographiques.  Muehjues  mots  encore, 
sur  les  neiges  polaires. 

La  position  du  centre  de  la  neige  polaire  australe  a  été  trouvée  à  : 

Longitude  :  29°,47;  Distance  au  pOle  :  (1°, l.'i. 

M.  Asaph  Hall  a  trouvé,  en  même  temps  (p.  283)  20" GO  et  ô'1 1.  La  moyenne 
des  deux  déterminations  donne  25'',06  et  5',63.  La  moyenne  des  mesures 
laites  par  Kaiser,  Lockyer  et  Linsser  en  18G2  avait  donné  lô'\51  et  4°,  26: 
en  1830,  liessel  avait  trouvé  21%  55  et  G»,  59.  M.  Schiaparelli  conclut  que,  dans 
les  divers  solstices  méridionaux  de  Mars,  la  tache  polaire  australe,  lors- 
qu'elle est  réduite  à  son  minimum,  occupe  toujours  à  peu  près  la  même  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.  Schiaparelli 
[flg.  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  : 


nate. 

Jours 

avant  ou   après 

le  solstice. 

Uiaiuotre 

(le  la 

lu'ige  i)olairc'. 

nate. 

Jours 

avant  ou   après 

le  solstice. 

Diamètre 

•le  !a 

neigre  polaire. 

23  août. 

-  34 

28",  6 

22  septembre. 

—    4 

14%  7 

28      » 

—  29 

23,  9 

24           » 

0 

13,  8 

3  septembre. 

—  23 

20,  0 

25           » 

-     1 

11,  5 

10           <; 

-  IG 

23,  9 

26           » 

0 

II,  5 

10           » 

-  IG 

18,  5 

30           » 

--     .', 

12,  5 

11 

—  15 

20,  2 

1  octobro. 

-       5 

13,  7 

12 

-  14 

17,  4 

0             „ 

--     6 

11,  8 

13 

-  13 

16,  9 

4 

-     8 

12,  7 

14            » 

—  12 

17,  4 

10 

-+-  14 

10,  4 

15            » 

—  11 

14,    1 

12 

-:      16 

9,  5 

15            » 

-  11 

Kl,   1 

i;i 

17 

9,  3 

16            » 

-  10 

16,   1 

14         » 

^  18 

7,  0 

18 

-    8 

19,   1 

27          X 

+    31 

7,  0 

20 

—    (i 

is,  r. 

'i  novembri'. 

39 

7.  0 

oUS  1.  A    rLANKTI';   M  A  11  s. 

A  travers  les  lliictiialioiis  iiiévilables  dans  des  mesures  aussi  dil'liciles,  on 
constate  la  diminution  rapide  de  ces  nci.ues  polaires,  de  28°  à  7".  En  les 
voyant  se  réduire  à  ce  point,  l'observateur  s'attendait  à  les  voir  disparaître 
tout  à  fait.  Il  n'en  fut  rien. 

Les  observations  n'ont  pu  èlrc  continuées  (jue  dillicilement  après  la  der- 
nière date,  à  cause  de  la  grande  obliquité  de  la  vue,  de  l'invasion  graduelle 
delombrcet  delaformation  des  nuages  en  ces  régions.  Au  commencement  de 
décembre,  les  neiges  parurent  croître  de  nouveau.  Le  solstice  d'été  était  arrivé 
le  26  septembre.  Le  minimum  des  neiges  l'a  donc  suivi  d'environ  deux  mois. 

En  ce  minimum,  la  neige  présente  une  forme  triangulaire. 

M.  Schiaparelli  termine  son  admirable  travail  par  des  considérations  sur 
la  météorologie  et  la  géologie  martiennes.  Nous  reprendrons  ces  questions 
plus  loin.  X'avions-nous  pas  raison  de  dire,  au  début  de  cet  exposé,  que  le 
progrès  accompli  par  l'illustre  astronome  de  Milan  dépasse  d'un  bond  tous 
les  précédents?  Nous  retrouverons  la  suite  de  ces  recherches  dans  toutes  les 
oppositions  qui  vont  suivre. 

XC.  Même  année,  1877.  —  Mauxder.  Analyse  spectrale  de  )lars  ('). 

Pendant  (|ue  les  belles  observations  physiques  qui  précèdent  étaient  faites 
par  d'habiles  observateurs,  d'autres  investigateurs  continuaient  les  recherches 
d'analyse  spectrale  déjà  commencées  dès  1862  et  1864  par  Huggins,  Miller, 
Rutherfurd,  Vogel  [voy.  p.  182),  continuées  en  1867  par  les  mêmes,  plus 
Secchi  [voy.  p.  200),  et  en  1872  par  Yogel  (p.  212).  .V  l'Observatoire  de  Grcen- 
wich,  M.  Maunder  a  trouvé  pour  le  spectre  de  Mars  les  longueurs  d'ondes 
suivantes,  exprimées  en  décimètres. 

RAIES   DAlisURPTIO.N   DANS  LE  SPECTRE  DE  MARS. 

23  août.  21  sept.  26  sept. 

_      ,         ,  .      j    T.         ,      \  premier  bord ôG40       5639 

Bande  ô  du  spectre  de  Brewstcr.  ,  ,      ,  ro,.,        r-n- 

(  second  bord oGfjl        571/ 

,     ,.  .^  \  premier  bord 5889        5887 

Groupe  de  lifc'nes  vers  D 

'  /  second  bord o90/        jh'.t/ 

Faible  bande.  Milieu UUIU       0022 

Bande  a.  Milieu C287        6287        0208 

Très  faible  bande.  Milieu 6511 

,     ,.  ,,  i  premier  bord 63  ii        0537        0544 

Groupe  de  lignes  vers  L. •  ,  _,  ^^  — 

^  "  /  second  bord Oo/2        6ob7        Oo/o 

Très  faible  bande.  Milieu 0695 

Très  faible  bande  (Bïj.  Milieu 6852        ....        6895 

Si  nous  comparons  ces  lignes  d'absorption  avec  celles  trouvées  en  1867 
p.  213  ,  nous  constatons  une  correspondance  remarquable. 

',  Montltlij  Polices,  '.  XXXVIII,  riûveinbre  1877.  p.  3'i-.38. 


1877  MAUNDI-U.    -  ANALYSE  SPliCTIt  A  LK.  300 

De  ces  bandes,  les  trois  plus  marquées,  la  baiule  a  et  les  groupes  près  D 
cl  C  du  spectre  solaire,  ont  été  observées  en  mémo  temps  sur  la  Lune,  qui 
était  à  la  même  liautcur  au-dessus  de  l'iiorizon;  mais  elles  étaient  plus 
élroites  sur  la  Lune  que  sur  Mars. 

On  a  essayé  do  reconnaître  une  dilTérence  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  contraste  étant  très  marqué 
dans  le  rouge  et  le  jaune  et  moins  dans  le  violet.  On  n'a  remarqué  aucune 
ligne  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,  variant  insensiblement  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.j 

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'Exposition  de  Philadelphie  ('),  qu'il  a  réussi  à  obtenir 
la  photographie  de  84  objets  célestes,  parmi  lesquels  Mars,  .lupitcr  et  Saturne. 
Les  principaux  tons  clairs  ou  foncés  sont  reconnaissables  ;  mais  ces  photo- 
graphies ne  peuvent  pas  encore  supporter  d'agrandissement. 

Opposition  de  1879. 

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. 

SITL-ATION   DE   LA   PLA.NKTi:. 

Opposition  :  11  novembre.  Diamètre  :  19", 3. 
Pôle  incliné  ccrs  la  Terre  :  austral,  mais  moins  qu'en  1877. 

Phase 
Latitude  Diamètre  (  zone  Angle 

Dates.  ilii  centre.  apparent.  manquant).   Soleil-Terre. 

12  août —  1J»,2  11", 'i  r,7  4G" 

12  septembre —  10  ,'>  li  ,2  1   ,7  -il 

12  octobre —    9,8  17,8  0,9  2fi 

12  novemb. (op7i.\  —  l'i  ,5  19  ,3  0  ,0  0 

12  décembr..' —  18  ,2  lô  ,3  0  ,G  23 

12  janvier —17,2  11   ,0  1   ,o  35 

12  février —  12  ,7  8  ,1  0  ,'.i  38 

i^)  Address  of  prof.  GoiiM  {Tlu.'  Obsi-rvatorii,  mai  1878.  p.  19. 


;^I0  I.A   IM    \M:T1'.    MAHS. 


Hoinisplirro  au-tr.il   imi  >ii|H-ri<>nr.  lliini-pluTi'  boréal  ou  infériiMir. 

li  aortl  1879 Solstice  d'été.  Solstice  d'hiver. 

21  janvior  I8S0 Kquinoxe  d'automne.  Éqiiinoxe  de  printemps. 

XC.l.  1S70.  —  X.-K.  CiHEivN.  Obnervalions  '/]. 

L  autour  oxpose  d'abord  (]ue  le  liut  de  ses  obsorvalions  a  été  surtout  d'iden- 
tifier les  aspects  observés  en  1877  et  de  voir  si  rfuelrfuescbanpfements  seraient 
arrivés  dans  l'intervalle. 

L'atmosphère  de  IWngleterre  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  configurations  de  la  carte  (p.  275),  à  l'excep- 
lion  seulement  de  quelques  détails.  MM.  Niesten  à  Bruxelles,  Burton  près 
Dublin  et  Denning  à  Southampton  ont  pris  des  dessins  portant  les  mêmes 
vth-ifications. 

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  l'est  de  l'île  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  Mâdler  en  1830, 
Lockyer  en  1862  et  Kaiser  en  1864,  tandis  qu'à  Madère,  en  1877,  cette  partie 
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  Bnrton  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  Pioctor  a  été  dessinée  par  Dawes,  Lockyer  et  Kaiser  ;  mais  elle  était  cer- 
tainement invisible  en  1877.  M.  Green  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  M.  Schiaparelli,  Tauteur  croit  en  avoir  aperçu 
quelques-uns,  mais  «  il  ne  pense  pas  que  ce  soient  là  des  marques  géogra- 
phiques permanentes,  car  si  toutes  les  lignes  sombres  vues  par  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 

^')  O/i  some  changes  in  the  markings  of  Mars  {Monthly  Notices,  mars  1880, 
p.  331).  Voy.  aussi  The  Aslronomical  Register,  déc.  1879,  p.  295. 


IS79  N.-K.   GUE  EN.    —  OBSEH  V  A  TIONS.  311 

très  faibles  el  pour  ainsi  dire  invisibles,  ou  bien  des  espaces  entre  des  voiles 
atmospliériqiies.  Dans  les  deux  cas,  leurs  positions  varieraient. 

»  Ces  observations  nous  conduisent  à  regarderies  grandes  taches  sombres 
comme  les  configurations  les  |)lus  permanentes,  niais  sujettes  h  dr s  oblité- 
rations partielles  ou  môme  à  de  longues  disiiaritions,  par  l'interposition  de 
quelque  voile  atmospbérique  plus  clair.  » 

A  la  séance  de  la  Société  astronomique  de  Londres  du  12  mars  1880,  on 
remarque  (  ')  une  intéressante  discussion  sur  la  difûcultéde  dessiner  sûrement 
certains  détails  douteux  des  aspects  de  Mars,  entre  les  observateurs  Green, 
Brelt,  Knobel  et  Clirislie.  La  conclusion  est  qu'il  est  souvent  impossible 
d'être  sûr,  et  que  l'atmosphère  de  Mars  aussi  bien  que  la  nôtre  produisent 
des  variations  plus  ou  moins  grandes  dans  ces  aspects.  Quant  à  des  change- 
ments réels,  M.  Oreen  n'y  croit  pas  :  «  The  changes  that  I  speak  of  I  do  nol 
suppose  for  a  moment  lo  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  même  séance  de  neuf  dessins  faits  par  M.  Brewin 
pendant  l'opposition  de  1879. 

XCII.  1879    —  D'  Terbv.  Observations  et  dessins  (^). 

Ces  observations  ont  été  faites,  comme  les  précédentes  du  môme  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^\i)"'  à  10''  (flg.  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  Z 
l'Œnotria  de  ^L  Schiaparelli.  Le  détroit  d'IIerschel  justifie  parfaitement  ici  l'épi- 
tliète  de  SchlangenfOnnig  qui  lui  a  été  donnée  autrefois.  Cette  observation  est 
très  bonne  et  très  exacte. 

Le  25  novembre,  de  8i»45™  à,  9''  1.')'"  {flg.  177,  B).  —  Très  bonno  image.  La  grande 
tache  est  très  faible  (océan  de  la  Rue).  La  tache  a  est  la  plus  noire,  plus  noire 
que  le  ir»  octobre  (mer  Tyclio);  vient  ensuite  la  Mer  circulaire,  moins  fonce'e, 
mais  le  15  et  IG  octobre,  elle  était,  au  contraire,  très  foncée.  A  '.»''!/",  blancheur 

('^  The  Obseriulory,  avril  1880,  p.  309. 

['■,  Aaperl  (hr  la  planète  Mars  pendant  l'opposition  de  1870  {Bulletins  de  l'Acadé- 
iiùe  de  lielijiqup,  mars  1880). 


312  1.  A  i'lam:ti;  m  a  us. 

polaire  boréale;  la  tache  n  semble  disparue.  La  pusition  du  taches  .1.  b  et  q  a  él('' 
relcvde  avec  beaucoup  de  soin  et  se  rapporte  à  Iheuro  ino\  oune  de  l'observalioii 

11  est  très  iutéressant  de  noter  que,  le  '^ri  novembre,  la  nier  Tycho  était  beau- 
coup plus  noire  que  le  16  octobre.  Cet  elTot  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  îô  novembre. 

Le  29  novembre,  do  G*»  à  Gi'30'»  (fig.  177,  C).  —  Très  bonne  image.  On  voit  en  l 
l'Œnotria  (Schiap.),  en  /  la  mer  Lambert  très  faible.  Le  Sinus  Saba-us  Z/.  est 
bordé  de  blanc  jusqu'à  la  ligne  pointillée.  11  en  était  de  même  à  8''  'lO"".  Une 
ombre  très  légère  apparaît  en  ;.  Les  deux  taches  polaires  sont  tout  à  fait  cer- 
taines cette  fois  :  la  supérieure  est  extrêmement  petite,  comme  eu  1877,  mais 
moins  brillante.  L'inclinaison  progressive  du  pôle  sud  vers  la  Terre  rend  donc 
enfin  visi'ole  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 ('  K  11  est  diftîcile  d'indiquer  la  limite  de  la  grande  tache  sombre  du  côté 
du  Sud.  L'image,  d'abord  excellente,  devient  très  ondulante  à  rapproche  d'un 
nuage  qui  s'élève  de  l'horizon  est  h  la  fin  de  l'observation. 

Le  6  décembre,  de  5''41"'  à  C'I'»  (fig.  177,  B),  et  à  6»»11'".  —  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  j3  et  de  Cassini  -,  l'Iapygia  <l, 
la  mer  Zôllner  t  sont  devenues  beaucoup  plus  certaines.  0  =  terre  de  Lockyer. 
Le  continent  .Eria  p,  très  brillant,  très  blanc.  L'attention  soutenue  avec  laquelle 
on  a  examiné  ces  détails  a  introduit  quelque  doute  dans  la  position  précise  des 
taches  sur  le  disque.  Néanmoins  on  peut  dire  que  la  position  de  la  mer  ZOllner 
/  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  de  Louvain  a  présenté  la  même  année  (6  décembre  1879) 
à  l'Académie  de  Belgique  un  mémoire  (*)  ayant  pour  but  d'établir  que  les 

{')  14  août  1870,  solstice  d'été  pour  l'hémisphère  sud;  21  janvier  1880,  équinoxe  d'au- 
tomne. 

{")  Mémoire  à  Vappui  des  remarquables  observations  de  M.  Schiaparelli  sur  la 
planète  Mars.  Bruxelles,  18S0. 


HTll 


I  i;i{in 


(>usi:i!\  A  riiiNs  !■;  r  iti;ssi.\s. 


3i; 


«■.iiKitix  découverts  par  M.  Schiapan'lli  <'!i  1H77,  l't  mis  en  doulf  pai  un  coi- 
taiii  noiiilnc  d'aslroiiuines,  pciivenl  Olrc  relrouvOs  surdes  dessins  antérieurs. 


Fi--.   177. 


A.  —  27  u.tolir.' 


i:.  —  2'.>  iMivfinbrc.  I).  —  G  (lèconiliri.'. 

Des8iiif5  <le  Mars,  par  M.  Teiljy,  les  27  octobre,  2b  et  29  novembre  et  G  décembre  187'.'. 

notamment  sur  ceux  faits  [lar  M.  Holden  en  1870,  au  grand  équatorial  de 
•JG  pouces  de  l'Observa  luire  de  Washington. 

M.  Holden  a  fait  cette  année-là  six  dessins,  dont  nous  avons  reproduit 
plus  haut  (p.  237)  les  deux  meilleurs.  Nous  ne  partageons  pas  roptimismc 
deM.Tcrhy  sur  la  correspondance  de  ces  vues  avec  la  carte  de  M.  Schiaparelli. 

M.  Terlty  croit  également  retrouver  la  conlirmalion  des  canaux  dans  les 
dessins  de  Knott  et  Schmidt  en  1862,  Secchi  en  18G4,  Ciledhill.  Lehardclay, 
Vogel  et  Lohsc   en    1871.   Knoljel,  Lohse  et   Trouvelot   en   1873.  Cruls  et 


3H  I  A    l'I.ANKTI     M  VUS. 

NiesltMi  on  1877.  ('.fltt'  cnn'i'siiond.-iiicc  m-  iimis  |);\i';iîl  pas,  non  plus,  abso- 
lnin<'nt  snro...  loin  de  là  ! 

XCIU.  187'.).     -  XncsTKN.   Observations  cl  dessins  (H. 

Les  observations  de  M.  Niosten.  pendant  celte  opposition,  s'étendent  du  3  oc- 
tobre au  26  janvier  et  ne  comprennent  pas  moins  de  quarante  dessins,  faits 
à  l'équatorial  de  6  pouces  anglais  (0"',15)  de  la  tourelle  orientale  de  l'Obser- 
vatoire de  Bru.xellos.  Grossissement  variant  de  00  à  ir)0.  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  Grcen  et  Scbiaparelli.  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 
Scbiaparelli  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  (/(^.  178,  A),  on  remarque  au  centre 
la  baie  Ghristie  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,  B),  du  19  décembre,  à  0^  du  soir,  la  mer 
Scbiaparelli  se  développe  dans  toute  son  étendue.  Sa  réunion  avec  la  mer 
Maraldi  produit  l'aspect  bien  connu  de  deux  ailes  ouvertes  pour  le  vol. 

;';  O  hue  rv  a  lions  sur  ia^pecl  physique  de  la  planéle  Mars  pendant  l'opposition 
de  1879-80  (Annales  de  iOhservaloire  de  Bruxelles,  t.  VII.  1890). 


1879 


MI'STKN.    —   OBSERVATIONS   KT   HKSSINS. 


315 


I>;iiis  lo  Iroisièmt' dessin  (/îr/.  178,  C),  du  0  iiov.'inbn;  à  miimil  iJfr.  la  terni 
de  Hurdvhardt,  (]iii  sépare  la  mer  Maraldi  de  la  mer  Ilooke,  est  au  centre. 
Isthme  de  Niesten.  Terres  de  Wehb  et  do  Cassini.  Ile  Dreyer.  Ombre  grise 
contournant  la  calotte  polaire  boréale  :  UEnostos  et  Astajius. 

Dans  le  quatrième  dessin  (/îpf.  178,  D),  du  27  octobre  à  10'' 15"',  on  reconnaît 

Fig.  178. 


^' 


A.  —  CI  octobre. 


11.  —  lit  décembre. 


C.  —  0  novembre.  D.  —  27  octobre. 

Vnc-s  iJc  !\[ars,  par  M.  Niesten.  los  29  octobre,  10  décembre,  9  novembre  et  27  octobre  IS79. 

la  mer  du  Sablier,  le  détroit  «l'Herschel,  très  sinueux,  bordé  de  blanc,  nuages 
ou  neiges?  La  même  bordure  blanche  est  visible  sur  les  dessins  de  M.  Terby 
du  29  novembre.  Les  terres  australes  ressortent  sur  le  fond  gris.  En  bas. 
l'ombre  grise  suit  la  trace  du  Nil. 

Ces  quatre  vues  donnent  une  idée  de  l'ensemble.  «  Les  taches  les  plus 
l'oncées  (bleuâtres)  ont  été  le  détroit  d'Herschel,  la  baie  de  Schniidl,  la  baie 
du  Méridien,  l'océan  de  la  Rue,  la  baie  Ghristie,  la  mer  Terby,  la  mer  Ma- 
raldi, la  mer  Flammarion,  la  mer  du  Sablier.  Une  légère  teinte  grise  s'éten- 
dait sur  les  terres  inondées  de  Jacob  Land.  Au  nord  des  taches  grises  qui 


3IG  I.A   Pl.ANtTi:  M  A  II  S. 

forment  Hcrscliol  Stiail,  Maraldi  Son  cl  Flammarion  Soa,on  ioniai-(juait  une 
zone  blanche.  Continent  Secclii,  jaune-orange;  continent  llcrschel,  jaune; 
terre  de  Lockyer.  jaune;  continent  Béer,  jaune-orange;  continent  Miidler,  id., 
terre  de  lliowning,  jaune-orange;  terres  de  Fontana  et  de  Rosse,  blanches. 
Un  a  reconnu  les  traces  correspondantes  aux  canaux  (^-hrysorrlioas,  IMiasis, 
Agathodœmon.  Gangcs,  Indus.  Araxes,  La^slrigon,  Astapus,  Alphée,  Nil  et 
plusieurs  autres,  souvent  plutôt  comme  délimitations  de  grandes  taches  de 
teintes  dilTérentes  que  comme  lignes  détachées.  » 

XCIV.  1879.  —  C.-E.  lUivrox.  Observations  et  dessins  ('1. 

Les  observations  de  M.  lUirlon  continuent  celles  que  nous  avons  analy- 
sées en  1871  et  1873  (p.  209).  Elles  embrassent  une  période  de  trois  mois, 
du  5  octobre  1879  au  5  janvier  1880,  et  ont  été  faites  à  l'aide  d'un  réfracteur 
équatorial  de  G  pouces,  de  Grubb,  d'un  réflecteur  newtonien  de  8  pouces, 
de  John  Brett,  et  d'un  autre  télescope  de  12  pouces;  grossissements  :  220  à 
514  fois.  Le  mémoire  de  M.  Burtou  est  accompagne  de  2i  dessins  cL  d'une 
carte.  L'observateur  emploie  la  nomenclature  de  la  carte  de  Green. 

Aucune  comparaison  avec  les  résultats  des  autres  observateurs  n'a  été 
faite  avant  que  les  dessins  ne  fussent  entièrement  terminés.  C'est  là,  à  notre 
avis,  la  meilleure  méthode.  Elle  évite  les  illusions  provenant  d'idées  pré- 
conçues. 

Les  conditions  atmosphériques  ont  été  habituellement  bonnes,  et  la  plus 
grande  altitude  delà  planète  en  1870,  relativement  à  l'année  1877,  paraît 
avoir  compensé  l'accroissement  de  la  dis  lance  et  la  diminution  du  dia- 
mètre. 

L'auteur  pense  que  l'on  peut  attribuer  presque  toutes  les  différences 
d'aspects  à  la  projection  variable  de  la  planète  et  à  l'obscurcissement  tempo- 
raire et  partiel  dû  aux  brumes,  bouillards  ou  neiges,  dépendant  des  saisons. 

M.  Burton  a  été  aidé  dans  ces  observations  par  M.  J.-L.-E.  Dreyer,  qui  a 
fait  un  certain  nombre  de  dessins. 

Il  ne  nous  semble  pas  nécessaire  de  donner  ici  les  dessins  de  M.M.  Burton 
et  Dreyer,  car  leur  ensemble  se  trouve  réuni  sur  la  carte  suivante  {fig.  170/, 
construite  par  ces  deux  observateurs.  On  remarquera  certains  aspects  d'au- 
tant plus  surprenants  qu'ils  ont  été  mieux  observés.  Ainsi,  par  exemple,  la 
mer  du  Sablier  offre  une  forme  à  laquelle  nous  ne  sommes  pas  accoutumés  ; 
de  plus,  elle  se  détache  comme  une  jambe,  entièrement  séparée  du  détroit 
d'Herschel.  On  ne  reconnaît  pas  la  mer  Schiaparelli-  L'entourage  de  la  mer 

['■  j  Physical  observations  of  Mars,  1879-80  {Scienlific  Transactions  of  the  royat 
Dublin  Society,  1880).  Voy.  aussi  The  Astronomical  Register,  mai  1890,  p.  IIG. 


1879 


r. -K.  minoN 


{)i{si:u\  ATiuNS  i:i  dessins. 


:h: 


'rerhy  n'est  pas  assez circiilain-.  C'est  encore  là  presque  une  cailo  nouvelle, 
quoique  le  i'ond  suit  MfU  niarlicii. 
Un  V  remarque  plusieurs  canaux  :   I'  à  la   j.aie.ilu  Méridien,  rappelant 


riliddekel.leSchiaparclli:  •2"  à  la  baie  Ikirton,  rappelant  Tlndus  ou  l'Hy- 
daspe:  3"  à  la  baie  Chrislie  :  la  Manche  ;  4"  au-dessous  de  la  mer  Terby,  sans 
doute'  r.Vraxo,  coupé  par  la  longue  train.-c  descendant  obli(iuement  sur  notre 


318  I.  A    l'LANKTI-:    M  A  US. 

carte  [[).  69'  et  ijui  correspond  an  l'yriphiégeloii.  On  croil  reconnaître  ensnile 
le  Gigas  ^niais  incomparablement  plus  large),  puis  1(>  Titan  et  le  Tartare,  mais 
bien  différents,  par  leur  position  même,  de  ceux  delà  carte  de  Milan  ;  à  lex- 
trémité  de  la  mer  Maraldi,  la  baie  lluggins,  très  contournée,  Aiendrait  re- 
joindre la  mer  Oudenians  :  l'auteur  lidentilie  avec  le  canal  des  Cyclopes; 
ce  n'est  pas  être  exigeant.  Enfin,  vers  la  baie  Gruithuisen,  un  autre  canal  . 
pourrait  correspondre  au  Léthe.  —  (les comparaisons  conduisent  àpenser  que 
l'on  voit  bien  mal,  que  l'on  ne  dessine  pas  les  choses  où  elles  sont,  ou  que 
tout  cela  change  singulièrement,  comme  s'il  s'agissait  de  formations  atmo- 
sphériques, de  condensations  glissant  à  la  surface  du  sol!  Pourtant  Tauteur 
assure  avoir  ncltemcnl  et  sûrement  vu  et  dessiné  la  baie  Huggins  (méri- 
dien 2  lO^.  Comparez  avec  la  carte  (p.  293). 

M.  Burton  pense  que  ces  canaux  sont  identiques  en  nature  avec  les  mers  : 
tt  I  bave  little  doubt  that  thèse  canals  are  identical  in  nature  with  the  seas, 
though  the  connexion  between  them  is  occasionally  singularly  complex 
and  difficult  to  define  accurately.  » 

La  neige  polaire  boréale  s'est  montrée  dans  toutes  les  observations  beau- 
coup plus  brillante  et  jjIus  vaste  que  l'australe,  quoique  le  pôle  nord  ait  été 
au  delà  du  bord,  sur  l'hémisphère  invisible,  et  le  pôle  sud  au  contraire,  en 
deçà,  sur  l'hémisphère  visible.  L'auteur  estime  qu'à  la  date  du  10  décembre, 
les  neiges  boréales  s'étendaient  sur  un  cercle  ayant  90°  de  diamètre.  Le  cap 
polaire  austral  se  montrait  évidemment  excentrique  au  pôle.  Les  nuages, 
nuées  ou  brouillards  qui  voilent  de  temps  eu  temps  certaines  régions  ne 
sont  pas  blancs  comme  les  neiges,  mais  de  la  couleur  des  continents,  c'est- 
à-dire  jaunâtres,  et  ne  ressortent  pas  en  blanc.  Le  ô  janvier,  la  neige  polaire 
australe  n'était  plus  blanche  ou  brillante,  mais  jaunâtre,  mal  définie. 
Peut-être  était-elle  en  partie  fondue,  remplacée  ou  couverte  par  du  brouil- 
lard, celte  région  étant  depuis  plusieurs  mois  exposée  aux  rayons  du  Soleil. 

XCV.  1879.  —  Observations  diverses.  D' 0.  Lohse,  Xicolaus  von  Konkoly, 

E.  Hartwig,  etc. 

M.  Lohse,  dont  nous  connaissons  déjà  les  observations  antérieures,  a  fait 
une  nouvelle  série  d'études  ('),  du  17  septembre  au  2  décembre.  Ces  études 
se  résument  en  six  dessins  et  une  carte.  Nous  reproduisons  ici  cette  carte 
^fig.  180),  qui  ne  ressemble  pour  ainsi  dire  à  aucune  des  précédentes. 

Entre  autres  divergences,  le  fameux  lac  circulaire  que  nous  voyons  depuis 
longtemps  passer  sous  nos  yeux,  n'est  pas  rond,  ni  ovale,  mais  carré  (Cette 

^\  Bcobachtungen  und  iintersuckungen  iXber  die  pliynisclte  Be^chaffenheit  der 
planelen  Jupiter  und  Mars  {Publ.  des  aslr.  Observ.  zu  Polsdurn,  t.  IX,  1882j. 


IS7',) 


n.  i.oiisi;,  N.  VON  KoNKoi.^.  i:.  iiaimuk;. 


319 


loriiie  sorail-clle  <liie  à  une  vision  confuse  des  canaux  (jui  y  aboutissemy)  la 
mer  duSal)licr  est  à  ijcii  près  arrèlôc  au  milieu  do  son  élendue:  on  norecon- 


JSiZ 


SfC 


I.   w: 


KARTE    DES   PLANETEN    MARS. 
NACH    ZEICHNUNGEN   AUS    DE.N    JAHREN    1877  1 
ENTWORFEN   VON.'O'Il'OHSE 


zm:. 


3e: 


-W 


I-'ig.  180.—  Carto  de  Mais,  i.ar  ."M.  I.nhso,  en  I87'.l. 

naît  pas  la  mer  Maraldi,  qui  est  traversée  par  un  sillon  hlanc  Le  détroit 
d'IIerschel  et  la  baie  double  du  Méridien  représentent  à  peu  près  tout  ce  qui 


l-'ig.  181.  —  Croquis  de  Mars,  par  M.  do  Konkoly,  les  19  et  29  octobre  [RIO. 

reste  de  la  configuration  générale,  avec  la  terre  de  Lockyer,  (|ui  se  devine 
au-dessus  de  la  mer  du  Sablier  écourtée. 

Les  observations  ont  été  faites  à  l'Observatoire  de  Potsdam,  au  grand 
équalorial  de  298""".  Grossissements  de  120  à  350. 

M.  de  Konkoly  a  fait  un  certain  nombre  d'observations  de  Mars  pendant 
lu  même  opposition  et  a  publié  trois  dessins,  des  19  octobre  à  ll'':?0"',  29  oo^ 
lobre  à  9'''t0"'  et  t3  novembre  à  8''5G'"  (ftg.  181).  Le  dernier  est  très  vague,  et 
il  est  difficile  de  s'y  reconnaître.  Les  deux  premiers,  le  second  surtout,  sont 
meilleurs,  el  nous  les  reproduisons  ici  par  la  pbologravurc.  Les  observations 


3:o 


I.A    l'I.ANKT!.    M  \I{S. 


«ml  Ole  faites  à  laide  d'un  réfracleur  do  (>  iioucos.  aniu'  d'un  lirossissoiiionl 
de?ir.. 

On  roconiiail  sur  la  proniioro  la  moi"  cii'oulairo  do  Toiby,  mais  doultloo 
ou  »iucl(juo  sorte.  11  y  a  cvidciiimont  ici  uno  j;raiidc  érjuation  pcrsonnoUo. 
Le  second  monlre  avec  évidence  la  nier  du  SuMior  et  toutes  lerj  configura- 
lions  adjacentes. 

M.  E.  Ilarlwig  a  pris  de  nouvelles  mesures  micromélriqucs  du  diamètre 
de  Mars  (''.  Ces  mesures  ont  donné,  combinées  avec  celles  d'Arago,  Bossel, 
Kaiser  cl  Main  : 

Diamètre  polaire  —  0",3i9.  —  l"lllipticité  douteuse. 

.Mesures  de  llartwii;  : 

Diamètre  polaire 9  ",  3 1 1 

»         équatorial 9,519 

Aplatissement  (combiné  avec  lea  résu liais  de  Encke  et  Galle)  :  ^\. 

Le  30  juin  1870,  les  planètes  Mars  et  Saturne  se  sont  rencontrées  en  pcr- 

Fitr.   182. 


Conjonction  de  Mars  avec  Saturne,  le  30  juin  1870. 

spective  dans  le  ciel  [fig.  182),  leur  moindre  dislance  a  été  rt-duitc  à  87".  centre 
à  centre.  Le  phénomène  a  été  observé  par  un  grand  nombre  d'observateurs 
'quorum  pars  minima  fui '.  La  remarque  capitale  qui  a  été  faite  en  celte  cir- 
constance a  été  celle  du  contraste  frappant  entre  la  coloration  rouge  de  Mars 
et  le  ton  plombé  de  Saturne,  qui. paraissait  vert  par  contraste.  L'aspect  de  ces 
deux  astres  dans  le  champ  de  la  même  lunette  était  tout  à  fait  merveilleux. 

[^;  A-^li'onomi<'cho  Gesellschaft.  Leipzig,  1879. 


1^7'j  .1.-11.  sciiMicK.  —  i:rui)i;.s  slu  .maus.  3-2I 

Les  caps  polaires  sud  ul  nord  dt;  Mars  élaiciiL  d'mic  cclalaiilc  blan- 
cheur. 

Il  y  avail  déjà  eu  une  conjoncliou  dus  deu.x  planèLes  le  3  novembre  1877, 
mais  elle  avail  élé  moins  (M  roi  Le,  et  les  deu.v  aslrus  n'avaient  pas  élé  réunis 
dans  le  même  champ  d'une  lunette  astrononiiipn,'. 

Le  plus  yrand  rapprochenit'ul  a  <;u  lieu  vers  7'';iU"'  du  soir. 


1879.   —  .I.-IL  Si:iimk:k.   EIkcIcs  sur  Mars  ('). 

L'auteur  de  cet  opuscule  a  pris  principali'nienl  pour  but  de  résumer  les 
observations  faites  par  M.  Schiaparelli  en  1877.  Son  travail  est  divisé  en  six 
Chapitres  dont  voici  1<_'S  titres  : 

I.  —  La  i)l;inèti'  Mars  considérée  comme  membre  de  la  famille  des  mondes 
de  notre  système  solaire. 

II.  —  L'observation  de  Mars  dans  les  instruments  astronomiques. 

III.  —  Ce  que  révèle  l'observation  spéciale  de  Mars  :  —  (-^O  au  point  de  vue 
des  régions  neigeuses;  —  ((>]  au  point  de  vue  des  régions  foncées;  —  (c)  au 
point  de  vue  de  l'anneau  lumineux  qui  entoure  le  disque. 

IV.  —  Résultats  de  l'étude  de  Mars  au  point  de  vue  de  la  surface  solide  de 
la  iilauèle. 

V.  —  Qnc  nous  révèle  la  connaissance  actuelle  de  Mars  sur  le  développe- 
ment de  la  Terre  y 

M.  —  (Continuation  du  même  sujet. 

Le  Chapitre  I  expose  la  situation  cosmographique  de  Mars  et  ses  mou- 
vements, réels  et  apparents. 

Le  Chapitre  II  est  consacré  aux  taches,  à  la  rotation,  aux  neiges  et  à  l'at- 
mosphère. 

Dans  le  Chapitre  III,  l'auteur  passe  en  revue  les  variations  des  taches  po- 
laires, les  elfets  des  saisons,  et  expose  les  résultats  des  observations,  princi- 
palement celles  de  M.  Schiaparelli.  Les  régions  foncées  sont  considérées 
comme  des  mers. 

Les  taches  claires  ou  continentales  font  l'objet  du  Chapitre  suivant.  L'au- 
teur partage  l'opinion  que  la  planète  a  perdu  une  partie  de  ses  eaux,  et  fait 
remari|uer  la  [)rédominance  continentale  de  l'hémisphère  nord.  11  pense  que 
le  [)ùle  nord  doit  avoir  un  Jjassin,  connue  le  pôle  sud,  mais  plus  petit. 

Enlln,  dans  les  deux  derniers  Chai)itres,  l'auteur  examine  si  les  observa- 
tions faites  jusiju'alors  sont  favorables  à  la  ihôorie  d'Adlniiiar  et  de  Croll 
sur  les  périodes  glaciaires  et  conclut  négativement. 

(')  Dur  Pluncl  Mars,  ciiu:  cwcilc  Krdc,  nack  Scliiuiiarclli.  Leipzig,  167'J. 
I"'(..\MMAKiON.  —  Mars.  21 


322 


LA    I"  LA  m;  II';    ALVIIS. 


1870.   —  (1.   Flammaihon.   I^ludcs  .sur  Mars  ('). 

Exposant  (laiib  ÏAslroiiomic  jioiiiilalir  nos  connaissances  sur  la  planèto 
Mars  et  reprenant  surtout  nos  arguments  déjà  émis  dans  les  Terres  du  Ciel 
{voy.  plus  liant,  p.  241),  nous  insistions,  comme  caractéristique  do  la  consti- 
tution de  ce  monde  voisin,  sur  les  diflerences  do  Lons  eiilrc  les  mers  cl  sur 
les  variations  de  ces  tons,  ainsi  que  sur  certains  changements  de  ibrincs  et 
d'aspects  qui  nous  paraissaient  dès  lors  établis  avec  certitude  par  l'obser- 
vation. —  Nous  avons  remarqué,  non  sans  curiosité,  que  plusieurs  astro- 
nomes qui  auraient  dû  ne  point  parler  de  ce  qu'ils  no  connaissaient  pas,  cri- 
li(|uèreut  avec  une  grande  désinvolture  ce  résultat  acquis  par  notre  étude 
spéciale  de  la  planète.  —  Parmi  les  régions  de  Mars  les  plus  variables,  nous 
signalions  surtout  le  détroit  d'IIerschel  II  et  la  mer  Terby.  Voici  un  extrait  de 
ce  Chapitre. 

Une  autre  diflféreuce  avec  la  Terre  paraît  être  ollerte  par  ia  variabilité  de  quel- 

Fig.  183. 


Variations  dans  les  mers  de  Mars,  Le  détroit  d'Herschcl  II  en  1830,  18U2  et  1877. 

qucs-unes  de  ses  configurations  géographiques.  L  étude  conslantc  du  détroit 
d'IIerschel  II  pourrait  conduire  sur  ce  point  à  des  résultats  fort  curieux.  En  1830, 
Madler  l'a  plusieurs  fois  très  nettement  et  très  distinctement  vu  tel  qu'il  est  repré- 
senté ci-dessus  (fUj.  183).  En  1862,  Lockyer  l'a  vu  avec  la  même  netteté  comme  il 
est  dessiné  à  coté,  et,  en  1877,  Schiaparelli  l'a  observé  tel  que  nous  le  voyons  sur 
le  troisième  dessin.  Ce  point,  vu  rond,  noir  et  net  eu  1830,  si  net  en  réalité  que 
Miidler  le  choisit  pour  origine  des  longitudes  martiennes  comme  étant  le  point  le 
plus  noir,  déjà  vu  sous  la  même  forme  par  Kunowsky,  en  1821,  et  inditpié  aussi 
dès  1798  par  Schrceter  comme  globule  noir,  n'a  pu  être  distingué  en  1858  par 
JSecchi,  malgré  la  recherche  spéciale  qu'il  en  a  faite.  Ce  même  point  a  été  vu  bi- 


(')  Astrononile  populaire,  première  édition,  IbT'J,  p.  484. 


187'.)      C.    KLA.M.MAinoN.   —    VA  K  I  ATIO.NS  ()  US  i;  Il  V  K  H  S    SUK    MAKS.        -il-i 

furquô  par  Dawes  eu  ISGi,  (.-t  il  l'csL  ccrlaiuemcut;  mais  la  rét,'ion  «jui  reuvirouue 
au  sud  paraît  couverte  de  marais  et  variable  d'aspect  suivant  les  années^;  tous 
les  dessins  do  1877  ne  montrent  plus  le  même  point,  comme  un  disque  noir  sus- 
pendu i\  un  111  serpentant,  mais  le  fil  s'est  dlai-gi  au  [toint  do  ne  plus  pouvoir  sou- 
tenir cette  comparaison  :  le  golfe  est  aussi  large  au  centre  et  à  l'origine  qu'à  son 
extrdmitd  orientale. 

»  Actuellement,  la  tache  la  plus  noire  et  la  plus  nette,  celle  que  l'on  choisirait 
de  prc'fcreuce  pour  marquer  l'origine  des  méridiens,  serait  la  mer  circulaire  de 
Terby  :  on  la  choisirait  certainement  de  préférence  ù,  la  première.  En  1830,  la 
préférence  a  été  donnée  à  la  précédente,  et  sur  plusieurs  dessins  on  voit  les  deux 
faire  exactement  pendant  de  chaque  côté  de  l'océan  (//;/.  I8'i  ).  Ces  dessins  ne  pour 

Fil,'.  18'i. 


1830  laei  1077 


Variatious  daus  les  mers  de  .Mars.  La  mer  circulaire  de  'IVrby  en  1830.  18G2  et  1877. 

raient  plus  être  faits  aujourd'hui.  Voilà  une  première  variation.  Une  deuxième  est 
présentée  par  l'aspect  même  de  la  tache  :  en  18G2,  les  différents  observateurs  l'ont 
vue  allongée  de  l'est  à  l'ouest;  en  1877,  on  l'a  vue  au  contraire  parfaitement 
ronde  (correction  faite  de  la  perspective)  et  certainement  non  allongée  dans  le 
premier  sens.  Troisième  variation  :  elle  paraissait,  en  1862,  réunie  à  l'océan  voisin 
par  un  détroit,  et,  en  1877,  instruments  de  même  puissance  et  observateurs  delà 
même  habileté  n'ont  rien  vu  de  ce  détroit  et  en  ont  distingué  un  autre  au  nurd- 
est.  Autre  exemple  do  variabilité  :  d'excellents  observateurs  ont  aperçu  en  1802 
et  iSGi,  dans  l'océan  de  la  Rue,  un  point  lumineux  ([ui  aurait  pu  être  formé  par 
une  ile  couverte  de  neige  et  que  j'ai  cru  devoir  indi(iuer  sur  ma  première  carte. 
Personne  ne  l'a  jamais  revu  depuis. 

»  Sans  doute,  il  ne  faudrait  pas  prendre  pour  des  changements  réels  toutes  les 
diirérences  qui  existent  entre  les  observateurs.  Ainsi,  par  exemple,  en  1877,  plu- 
sieurs ont  vu  réuiùes  à  l'occident  les  mers  de  llooke  et  de  Maraldi,  tandis  que  la 
séparation  est  restée  visible  pour  les  autres;  l'œil  est  dilleremment  impressionné 
et  l'on  pourrait  jiresque  dire  que  pour  certains  détails  il  n'y  a  pas  deux  yeux  ((ui 
voient  identiquement  de  la  même  façon,  même  les  deux  yeux  d'une  même  per- 
sonne. Mais,  lorsque  l'attention  s'est  tout  spécialement  lixée  sur  certains  points 
remarquables  ([ui  auraient  dû  être  rendus  parfaitement  visibles  dans  les  iustru- 


3-24  LA   PI.AM-TH  M  A  US. 

mctUï;  ciiipli'vcs,  et  que  l'on  constate  ainsi  des  différences  qui  paraissent  incom- 
patibles avec  les  erreurs  d'observation,  la  probabilité  penche  en  faveur  de  la 
réalité  cITective  des  changements  signalés. 

u  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.  Eu  une  année  entière,  du  mois  d'août  1878  au  même 
mois  1879,  nous  avons  eu  à,  Paris  1G7  jours  pendant  lesquels  il  a  plu,  et  seule- 
ment 37  jours  de  ciel  pur  ou  peu  nuageux,  37  jours  faits  pour  les  astronomes.  Sur 
l'hémisphère  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  Ijoau  chez 
nous.  11  ne  faut  pas  oublier,  en  elTet,  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  qa  il  fasse  beau  sur  Mars,  autrement  nous  ne  pourrions  pas  mieux  per- 
cer sa  couche  de  nuages  que  nous  ne  pouvons  en  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  counuis.sances  géographiques  r{uc 
nous  Voulions  avoir  de  ce  monde  voisin. 

I)  Nous  nous  trouvions  en  septembre  et  octobre  1877  au  milieu  de  l'été  de  l'iié- 
misphcre  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  (jue  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'Horschel  II;  mais  on  n'y  remarque  pas  de  zones  constamment  nuageuses  et 
pluvieuses  analogues  à  celle  des  calmes  équatoriaiix  terrestres,  où  il  pleut 
toute  l'année. 

M  Quant  à  l'épaisseur  de  cette  atmosphère  relativement  au  disque  de  la  planète, 
elle  est  inévitablement  trop  mince  pour  être  visible  d'ici,  lors  même  quelle  serait 


IST!)  c    ri.AMM A  itrox     -  ciiKis  rii:.  .lîo 

l)(\'iiiciiiip  plus  (''Icv('o  1(110  l;i  iii'ttrc.  Va\  lui  .sup|io.saiit  SO  kiloiiuHres  de  liruitciir, 
cette  épaisseur  ne  formerait  encore  que  U'i^lorsque  la  planMeest  la  plus  rappro- 
eht'e  (lo  nous;  la  r^'^fraction  y  serait  donc  insensiltlo.  » 

Toi  était,  en  1870,  ronsomblc  des  idées  auxquelles  nous  avait  conduit  l'ilude 
des  observations  faites  sur  la  planète  Mars.  En  cette  même  année,  la  revue 
astronomique  T/ie  Ohscfvatnry,  dirigée  par  M.  Oliristic,  astronome  de  l'Obser- 
vatoire de  Grcenwicb,  dont  il  est  maintenant  directeur,  a  pris  soin  de  tem- 
pérer l'opinion  qui  considère  les  taches  foncées  de  Mars  comme  des  mers  et 
les  claires  commodes  continents.  «  Ces  prétondues  mers,  dit-il,  ne  sont-elles 
pas  aussi  imaginaires  que  dans  le  cas  do  la  Lune? Les  «  continents  »  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  mémos  idées.  Il  ne  nous 
semble  pas  douteux  cependant  que  les  taches  foncées  représentent  les  eaux 
de  Mars.  Dans  l'ouvrage  dont  il  vient  d'être  question  (Aslronomie  populaire), 
nous  avons  publié  une  seconde  carte  de  Mars  (-). 

(')  Tlie  Obxervntonj,  novembre  1870,  p.  200. 

(*)  Les  détails  suivants  peuvent  intéresser  coux  d  entre  les  lecteurs  de  ce  livre  qui 
s'occupent  plus  particulièrement  delà  cartographie  de  Mars.  Nous  avons  construit  sur 
l'ensemble  des  observations,  après  la  carte  tirée  par  M.  Procfor  des  seules  observations 
de  Dawes,  noire  première  carte  géographique  de  la  planète  en  187G.  Nous  ne  parlons 
pas  du  croquis  de  18G2,  reproduit  p.  1 Î3,  puisqu'il  ne  représente  qu'un  liémisphère  et 
ne  constitue  pas  une  véritable  carte.  Elle  a  été  publiée  dans  la  première  édition  des 
Terres  du  Ciel,  1876,  p.  42'i,  et  dans  les  Comptes  rendus  de  iAcadémie  des  Sciences, 
27  août  1877,  p.  178.  Nous  en  avons  donné  une  seconde  en  1879.  Astronomie  populaire, 
première  édition,  p.  480;  une  troisième  en  1882,  Revue  d'Astronomie,  1882,  p.  170-171, 
une  quatrième  en  188i,  les  Terres  du  Ciel,  grande  édition,  frontispice.  Nous  avons 
publié  cette  môme  année  un  globe  de  Mars  contenant  l'aréographie  la  plus  sûre.  Enfin, 
nous  avons  construit  en  1889  notre  dernière  carte  {Astronomie  populaire,  centième 
mille)  publiée  également  ici,  p.  GO,  corrigée  d'après  les  plus  récentes  observations,  et 
dans  laquelle  nous  avons  adopté  la  nomonclature  de  Green  (  voij.  p.  29).  Ce  n'est  pas 
sans  regret  que  nous  avons  renoncé  aux  dénominations  de  nos  anciennes  cartes,  qui 
avaient  paru  dignes  de  l'histoire  de  l'Astronomie  et  de  ses  apôtres,  Copernic.  Galilée, 
Kepler,  Newton,  Huygens,  Cassini,  Hooke,  Maraldi,  Lacaille,  Lalande,  J^aplacc,  La- 
grange,  Herschel,  Sclirœlcr,  Béer,  Madler,  Arago,  Secchi,  Le  Verrier,  Faye,  etc.  Mais 
la  carte  de  Green  étant  généralement  adoptée,  et  celle  do  M.  Schiaparelli  ayant  fait  double 
••m|tIoi  avec  elle,  nuus  avons  pensé  qu'il  importait  d'éviter  toute  complication  et  toute 
confusion  dans  un  sujet  qui  est  d'ailleurs  encore  assez  loin  d'être  complètement  élucidé, 
et  qu'il  était  préférable  de  ne  laisser  en  présence  que  deux  systèmes  d<>  nomenclature, 
celui  de  M.  (îreen  et  celui  do  M.  Schiaparelli. 


3Î6  1  V  pi.\m":ti:  mars. 


XCVIIl.   1870.  —  Hrr.r.iNs.  Photor/raphir  du  sprc/rr  iJc  Mura  ('). 

Lo  savant  physicien  a  roussi  à  ulitonir  dos  iiliolo.m'aphios  dii-oclcs  des 
spectres  des  oloilcs  principales  ainsi  que  dos  planoles  Mars,  Jupilor  et  Vénus. 
La  fente  do  l'appareil  ;\  l'aide  duquel  ces  photographies  ont  été  prises  a 
doux  volets,  de  sorte  que,  lorsque  le  speelre  d'un  astie  a  été  photographié  sur 
une  plaque,  un  volet  peut  èlre  fi'nné  et  l'autre  ouvert,  et  un  second  spectre 
peut  èlre  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  clément  lerrestre. 

Dans  h\  photogra^ihie  des  spectres  planétaires,  l'auteur  opérait  avant  la 
nuit,  de  sorte  qu'il  ohtcnait  le  spectre  du  ciel,  puis  celui  de  la  planète.  Par 
celte  méthode,  toute  difTéroncc  entre  la  lumière  de  la  planète  et  celle  du 
ciel  aurait  pu  être  reconnue.  Il  a  obtenu  do  col  le  manière  les  s])octrcs  des 
trois  planètes  signalées  plus  haut,  mais  on  n'y  i-emarque  aucune  difrérence, 
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.  Nouvcllcs  observations  (-). 

Le  lahorieu.x  astronome  de  Milan  a  continué,  pendant  l'opposition  de  1870, 
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  môme  instrument  qui 
a  .servi. 

Ces  nouvelles  ohservations  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,  permettant  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'effet  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 

(')  The  Ohseriatory,  février  1880,  p.  295. 

(»)  Osservazioni  astronomiche  efisichestdiasse  di  rotazione  e  snlla  lopografia  del 
pianeta  Marte.  Reale  Accademia  dei  Lincei.  Memoria  seconda.  1  vol.  grand  in-S°  de 
110  pages  et  planches.  Rûme;  1881, 


IS70  sciii  \r Ain-r.i.i.  —  nouvf-ijj-s  orsfhv axions.  327 

à  l'oculairo  que  le  tomps  nécossairc  [loui-  Iii<'ii  voir  cl  se  l'cposail  de  temps 
en  temps,  ce  qui  permettait  de  Iravaillrr  plusieurs  heures  consécutives, 
quand  l'atmosphère  était  excellente.  Enlin.  il  trouva-  avantaj,'cu.\  de  placer 
devant  l'oculaire  un  verre  colorié  jaune  routre.  I/oJtJectif  est  parfaitement 
achromatique  pour  les  rayons  roup;es,  ce  qui  est  également  avantageux  pour 
l'observation  de  Mars. 

Ces  observations  nouvelles  complètent  et  modifient  celles  de  1877. 

Le  diamètre  apparent  de  la  planète  n'a  jjas  atteint  2.")",  comme  en  1877, 
mais,  au  maximum,  19", 3  au  moment  de  l'opposition  (  12  novembre).  Il  était 
descendu  à  5",0  à  la  lin  de  mars.  Lincliuaison  de  la  planète  était  de  9%.')  au 
commencement  des  observations,  de  18\5  à  son  inaximum  (20  décembre)  et 
de  3"  seulement  à  la  lin  df  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  do  Mars  sur  la  sphère  céleste,  le  point  suivant 
(équinoxe  1880)  : 

^^  31807', 8;        (î)-}-53".37',l. 

L'inclinaison  de  l'équateur  de  Mars  résultant  de  cette  position  est  la  sui- 
vante : 

Sur  l'orbite  de  Mars 2i'52'.() 

Sur  l'orbite  de  la  Terre 20  20  , G 

Sur  l'équateur  terrestre. ."lO  22  .0 

William  llerschel  avait  trouvé,  pour  l'inclinaison  de  l'axe  de  Mars  sur  le 
plan  de  son  orbite,  28°42',  et  Bessel  27"  10'. 

D'après  cette  nouvelle  détermination  de  M.  Schiaparclli,  l'inclinaison  nesl 
que  de  24°52',  ce  qui  rapproche  davantage  encore  les  cniiditiim-;  climatolo- 
giques  et  saisonnières  de  Mars  de  celles  de  la  Terre. 

La  jilanrte  passe  à  son  périhélie  quand  sa  longitude  héliocentrique  est  de 
333" 49'  et  à  son  solstice  austral  quand  cette  longitude  est  de  356" 48'.  L'in- 
tervalle du  premier  au  second  est  de  3G  jours. 

Les  dates  des  solstices  doivent  être  retardées  de  huit  jours  sur  les  déter- 
minations anciennes  et  d'^'iennent  : 

Dnte  (l\i  fiolfftici'  austral. 

1830 18  septembre. 

1862 9  septembre. 

1877 26  septembre. 


3:8  I  A  pi.am:!!:  mars. 


TRIANC.rLATION    AnKOr.RAriIIOlE    Di:s    POINTS    FONDAMKNTAUX. 

Nous  avons  vu  plus  haut  (p.  290-292)  les  mesures  micromi'lriques  de  1877. 
Rt^commtMirant  ces  mesures  el  les  comparant  aux  précédentes,  l'auteur  ob- 
tient les  résultats  inscrits  au  Tableau  ci-dessous,  plus  précis  encore  que  ceux 
de  1877. 


\-»                                                   ni-nomiiiatioiis.  I-ongitiidc. 

1  Vertice  d'Aryn 0%92 

2  Secondo  corrio  de!  Golfo  Sabeo 4  ,'i'J 

4  Canale  di  Deucalione,  punto  di  mezzo 1 1  ,91 

ô  Golfo  délie  Perle,  bocca  dcir  Indo 22  ,07 

5  a  Divisione  deirindo  e  deirO.xo 14  ,0G 

5  b  Bocca  del  Gehon  nel  Nilo 10  ,70 

5  (-•  Bocca  del' Indo  nel  Nilo 27,33 

C  Bocca  dcir  Idaspe  nel  Golfo  délie  Perle 24  ,4i 

G  a  Gorno  d'Oro 19,31 

G  h  Bocca  deir Idaspe  nel  Nilo 34,92 

7  Capo  degli  Aromi 38  ,00 

7  a  Bocca  délia  Jamunanel  Golfo  dell'Aurora .Jl  ,40 

7  b  Boca  délia  Jamuna  nel  Lapfo  Niliaco 41  ,74 

8  Capo  délie  Ore  in  Argyre 40  ,40 

8  a  Centro  d'Argyre 29,12 

8  b  Canale  fra  Argyre  e  Noacliide  (2°)  l.ô  ,77 

9  Capo  délie  Grazie  in  Argyre 47  ,10 

9  a  Centro  d'Argyre  II : 00  ,80 

10  Golfo  dell'Aurora,  bocca  del  Gange ôG  ,20 

11  Punta  deU'Aiirea  Clierso 00,99 

lia  Bocca  delTAgatodemone (iO  ,12 

12  Bocca  del  Nettare  nei  Mar  Eritreo OG  ,42 

12  a  GonfluentedeirAgatodemoneedel  Glirysorrlioas.  78,57 

12  6  Confluentedi  AgatodemoneedelFdellaFortuna.  82,38 

13  Lago  délia  Luna,  centro 05  ,98 

13  a  Isola  Sacra 08,04 

13  b  Golfo  Ceraunio,  parle  austraie 97  ,27 

14  Lago  del  Soie,  centro 90  ,87 

14  a  Bocca  dell'Ambrosia  nel  Mare  austraie 89  ,05 

15  Lago  dell  Fenice,  centro ...  107  ,9 'i 

IG  Bocca  del  Fasi 111  ,70 

IG  a  Divisione  del  Fasi  e  deU'Arasse 112,09 

17  Colonne  d'ErcoIe,  bocca  esterna 124  ,33 

18  Centro  d'Icaria 120,89 

19  Bocca  deir  Arassc  nel  Mare  dell  Sirène 129  ,15 

19  a  Bocca  australe  del  canale  dell  Sirène 131,80 

19  6  Confluentc del  canaledell  Sirène  Icon  Eosforo  11 .  130,97 

19  c  Nevc  Olimpica,  1879 129,41 

19  d  Canale  Flegetonte,  mezzo 127  ,20 

20  Primo  punto  di  Tliyle  1 141.81 


Distance 
.111  pôle 
austral. 

Nombre 

(les 

oliservations 

90%98 

8 

95  ,77 

G 

86  ,92 

3,4 

95  ,80 

7 

112  ,10 

3,2 

120  ,13 

0,  » 

125  ,G3 

1 

88  ,2G 

3 

90  ,75 

1 

120  ,80 

3 

80  ,05 

7 

82  ,45 

3 

112  ,77 

3 

50  ,20 

8 

43  ,17 

2 

42  ,73 

1 

38  ,78 

7 

2'i  ,08 

2,5 

84  ,58 

7 

variabiie 

0 

variabiie 

5 

07  ,94 

G 

80  ,38 

5 

77  ,35 

1 

117  ,00 

7 

118  .13 

1 

119  ,45 

0 

07  ,00 

12 

44  ,74 

5 

73  ,70 

8 

51   ,47 

G 

05  ,70 

1 

42  ,89 

8 

52  ,80 

6 

Cl  ,14 

9,8 

59  ,98 

1 

77  ,27 

1 

110  ,03 

C 

122  ,31 

1 

28  ,XU 

3 

1877         SCIIl  \IV\lti:i.I.I.    -    THIANCri.  \T|iiN    A  It  l'.i  Xi  U  A  l'Ill  (  )Ur- .  3i') 


NO  Mi-iioiniiiiitiuiis.  I.diigUiicIc. 

-M  Colonne  il'ErcoIc,  bocca  interna 135  ,87 

'Il  .1  Bocca  del  Termodonle  ne!  Mare  dcU  Sirène 139  |74 

'.M  h  iJocca  del  Termodonte  ne!  Marc  Cronio 137  ,83 

22  t:<>iilro  di  Tliyle  1 158  ,57 

23  Base  australe  di  Atlantide  1 lôG  ,00 

2'i  Bocca  dol  Simocnta  ncF  Mare  Ciinnicrio lf;8  ,70 

2'i  .(  Primo  punto  dcl  Mare  (ùimnierio IGI  ,15 

2'i  h  Bocca  del  Simoenta  del  Marc  (Ironin 172  ,10 

25  Golfo  dcl  Titani 170,17 

25  a  Bocca  del  F.  dell  (iorgoni  ncd  Marc  dello  Sireno.  152  ,08 

25  b  Punto  dcITErebo 102  ,00 

20  Ultime  punto  del  Marc  délie  Si rcno 175,80 

26  a  Base  inferiore  d'Atlantide  1 180,30 

27  Strctto  d'Ulisse,  mezzo 180  ,30 

29  Principio  délia  paludc  Stigia 198  ,7 'i 

29  a  Bocca  délia  palude  Stigia  ncl  Mar  Boréale 300%83 

20  b  Gapo  di  Buona  Sperauza 205  ,73 

30  Bocca  del  canaledeiLestrigoni  ncl  Marc  Cimmerio  199  ,95 
30  a  Gûlio  (Ici  Lcstrigoni,  nel  1879 183  ,55 

30  0  Base  d'Atlantide  II,  ncl  1879 187,92 

31  Bocca  dello  Scamandro  snl  Marc  Cronio 203  ,'i3 

31  a  Bocca  dello  Scamandro  sul  Mare  Cimnicrio. . . .  202  ,00 

31  Base  australe  d'Espcria 213  ,GS 

35  Capo  boréale  di  Thylc  II 221,51 

30  Centro  di  Thylc  II 223,13 

30  a  Ultimo  punto  di  Thylc  II 212  ,00 

37  Golfo  e  bocca  del  canale  dci  Ciclopi  ncl  1877...  221  ,01 

37  a  Golfo  di  Ciclopi  nel  1879 229,81 

37  b  Bocca  del  canale  dei  Ciclopi  ncl  1879 223  ,50 

38  Primo  punto   del  Mare  Tirreno 227,00 

■10  Bocca  del  Xanto  ncl  Golfo  di  Promctco 234  ,89 

40  a  Bocca  del  Xanto  nel  Mare  Tirreno 236  ,17 

41  Ultimo  punto  del  Mare  Cimmcrio 239,97 

41  a  Bocca  dcl  canale  degli  Etiopi  ncU'Eunosto 212  ,49 

4i  Base  settentrionale  d'Esperia 249  ,23 

43  Piccolo  Sirtc 257,29 

43  a  Bocca  del  Golfo  Alcionio  nel  Mar  Boréale 225  ,09 

44  Capo  Circeo,  in  Ausonia 260  ,72 

45  a  Primo  punto  dell'Adria 204,49 

40  Lagd  Tritone 205,21 

40  a  Ncvc  Atlantica 269  ,00 

A6  b  Bocca  dcl  Thoth  nel  Golfo  Alcionio 201,23 

40  r  Bocca  dell'Eunosto  nel  Golfo  Alcionio 258  ,13 

47  Primo  punto  deirElIadc.  1877 270,48 

47  a  Bocca  del  Peneo  nel  M;ire  Adriatico,  1879 280  ,11 

48  Lago  Meride 275  ,72 

49  Bifurcazionc  d'Ausonia 278  ,'M 

50  Congiunzione  dcl  Nepente  col  Nilo  1877 286  ,15 

50  a  Bucca  del  Nepente  nclla  Gran  Sirte,  1879 285  ,0.5 

51  (;ran  Sirte  et  bocca  dcl  Nilo.  IS77 2!U)  .31 


nut.'iîii-c 

Noinlire 

:iii  ix'ili' 

lie» 

iiustral. 

observations 

52  ,08 

7,5 

54  ,04 

1 

38  ,15 

1 

20  ,58 

2 

53  ,04 

4 

52  ,09 

5 

50  ,37 

4 

37  ,2s 

5 

70  ,07 

8 

.59  ,01 

3,4 

143  ,84 

2 

03  ,25 

8 

60  ,58 

5 

24  ,27 

2 

108  ,01 

7 

131%  05 

5 

128  ,98 

l 

08  ,49 

11 

00  ,09 

4 

39  ,04 

4 

35  ,53 

5,1 

51  ,31 

l 

52  ,20 

3,2 

30  ,72 

1 

23  ,07 

1 

12  ,02 

1 

80  ,57 

1,2 

70  ,'û 

2,3 

73  ,48 

4 

53  ,07 

7 

38  ,0i 

6,5 

50,91 

4 

79  ,48 

6 

121  ,92 

2 

79  ,48 

5,4 

83  ,29 

8 

132  ,90 

1 

74  ,90 

8 

48  ,51 

4 

100  ,32 

8,8 

107  ,00 
1  -l 'i    1  "> 

o 

1 
1.0 

43  ,11 

40  ,49 

5 

95  ,57 

2,1 

71  ,77 

4 

121  ,26 

1 

100  ,10 

3 

110  ,0:) 

6,5 

330  I  A    PI.ANKTi;    MA  US. 

\*  nônominations.  I.niipituili'. 

51  a    Punta  australe  di  Mcrso.  187'.) 2!fO  .08 

51  />    Hocca  «IcH'Astabora  nella  (îran  Sirto '2'.t'.i  .Ui 

51  c    Divisioiie  dcl  Nilo  c  dell'Astapo '.'81  .72 

52  Bocca  australe  deU'Alfeo 

53  Centro  0  croce  (IcirEllaile Î9i  .'.r» 

5i        Bocca  settentrionale  dell' Alfen 208  .81 

55  Ultimo  punto  del  Mare  Tirreno 297  .37 

56  Ultimo  puuto  doIl'EIlade,  1877 31  'i  ,07 

5G  .T    Bocca  del  Penoo  nel  Marc  Australe 315  ,99 

57  Corno  d'Ainmone 317  ,99 

57  a    Bocca  del  Tifone  nella  (iran  Sirte 300  ,2G 

57  b    Palude  Sirbonide 327  ,22 

58  Scilla  e  Cariddi 323,46 

59  a    Novissima  Tliyle 355,10 

CO  a    Centro  dello  Noachide 34j  ,93 

61        Bocca  del  Phison  nel  Gollb  Sabeo 336  ,28 

Gl  a    Uscita  del  Phison  dalla  palude  Goloe 302  ,52 

Gl  b    Ingresso  del  Nilo  nella  palude  Goloe 303  ,59 

61  c    Bocca  dell'Eufrate  nel  Golfo  Sabeo 337  ,88 

61  d  Divisione  dell'  Eufrate  e  dell'  Oronte 330  ,93 

61e  Bocca  dell'Eufrate  nel  Nilo 334,30 

02  Primo  corno  del  Golfo  Sabeo 357,17 

02  a  Golfo  di  Edoni 345,24 

62  6  Canale  ed  istmo  di  Xisutro  (mezzo) 347,90 

Soit  il4  points  détermin(''S  par  482  ohservalions. 

On  voit  par  ce  Tableau  que  la  baie  du  Méridien,  appelée  par  M.  Schin- 
parelli  vertice  d'Aryn,  comme  nous  l'avons  vu,  a  pour  longitude  U°,92, 
au  lieu  deO-.OO.  Si  donc  on  veut  ramener  toutes  les  autres  positions  à 
un  méridien  initial,  il  faut  soustraire  de  tontes  leurs  longitudes  ce  petit 
nombre  0%92. 

Par  ces  positions,  et  à  l'aide  de  30  disques  complets  et  de  104  esquisses 
partielles  obtenues  pendant  cette  période,  l'éminent  observateur  a  construit 
la  carte  reproduite  ici  (fifj.  185),  dessinée  non  plus  seulement  par  traits, 
mais  par  tons,  et  dont  l'objet  est  de  représenter  plus  fidèlement  que  la  pre- 
mière les  aspects  martiens  tels  qu'on  doit  les  voir  à  la  surface  môme  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  C0^  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  aune  réalité. 
Elles  ne  doivent  signifier  rien  déplus  que  pour  la  Lune.  Elles  servent  àindi- 


nistaiiop 
iiii  111)1. ■. 
aiistiiil.       ' 

Nombro 

(ll'S 

iilistM-vatioii: 

lO.T    .10 

r.,4 

101    ,01 

1 

128  .3'. 

3,4 

3,^  .01 

0,1 

40  .;!8 

( 

01   ,70 

1,3 

96  ,70 

6,5 

48  .02 

4,3 

44  .05 

3 

81   .21 

13,11 

94  ,0!) 

1 

lOi  ,01 

2 

00  .75 

3 

19  ,25 

1 

53  ,24 

3 

85  ,24 

0,5 

128  .29 

3,4 

134  .29 

^,1 

82  ,74 

3 

105  ,60 

2 

132  ,38 

4 

96  ,30 

8 

85  ,98 

2 

81  ,48 

4 

IS70         >^(:ill  \I' \F{FI.I.I.    -   TItl  WCl'I,  \TlON    A  H  (":<  ir;  K  \  l'IUOUE.  331 

«jucr  les  o])S('rvations,  voilà  Iniit.  Clioirhor  ce  qu'elles  représenlcnt  serait 
sortir  de  la  science  pour  entrer  dans  l'hypothèse,  et,  cette  fois-ci,  l'auteur 
s'en  df'fcnd  a])snlumcnt.  Nous  prenons,  non  sans  q^ielque  regret,  acte  de  sa 
déclaration.  Il  est  juste  d'ajouter,  toutefois,  que  le  rôle  de  V observateur  s'ar- 
n^te  strictement  là,  en  effet.  Celui  du  chercheur  va  plus  loin  et  consiste,  au 
contraire,  à  se  servir  des  ohservalions  iiour  raisonner. 

Quant  à  la  nomenclature,  M.  Schiaparelli  continue  celle  qu'il  a  adopt(';e, 
en  rétendant  aux  formations  nouvellement  oltservécs. 

Les  résultats  génrraux  ohtcnus  sont  de  trois  sortes.  D'ahord,  tous  les  aspects 
ohservés  en  1877  ont  été  revus,  nirme  les  plus  minutieux,  à  l'exception  do 
deux  :  le  «  canal  Hiddekel  »  et  la  «■  Fontaine  de  Jeunesse  ».  On  a  cru  seule- 
ment distiniiuer  quelquefois  le  premier,  mais  avec  confusion  et  ineerti- 
tude.  La  Fontaine  de  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 
ohjets  sont  donc  absents  de  la  carte  nouvelle. 

Un  second  résultat,  qui  modifie,  mais  qui  ne  détruit  pas  le  précédent,  c'est 
que  les  configurations  observées,  tout  en  restant  les  mêmes,  avaient  pour  la 
plupart  change  d'aspect,  de  ton,  de  degré  de  visibilité,  et  môme  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'ilellade.  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  prolialdo  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  18G4,  entre  autres  d'avoir  retrouvé  la  passe  de  Bessel{i).  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  de  Franklin  de  Sccclii,  identifié  d'abord 
avec  le  Gange.  Telle  est  aussi  l'opinion  du  D'  Terby. 

Le  lac  ilu  Soleil  a  offerl  un  peu  la  l'orme  d'une  poire,  par  l'adjonction 
du  canal  du  Nectar,  déjà  dessiné  par  Màdler  en  18."50,  Kaiser  et  Lockyer 
en  18G2,  Dawes  en  180i,  etc.,  mais  absolument  invisible  en  1877.  Celte  sorte 
de  canal  étroit  et  léger  faisait  un  angle  de  15°  à  30°  avec  le  parallèle  de 
latitude. 

Ce  nouveau  témoignage  de  variation  réelle,  absolument  incontestable,  con- 
firme ce  que  nous  avons  dit  plus  haut  (p.  3-23,  fig.  184). 


33?  i.A  im,\m:tk  ma  h  s. 

IjO  canal  i\o  l'Ambroisie  s'est  numtiv  mince  ot  noir  pondant  toutes  les  oli- 

«P        XWP        TfO        £f«      fSO      SJX)       tSe      SS9        BTf        S90       tSO        300        3/0-      320      330       340        3SJ        0 


::j      c-.o      c^?       0 
Deuxième  cartf-;  de    Maus 


servations  de  1879,  tandis  qu'il  s'était  montré  larp:e  et  gris  X'cndaat  tontes 
celles  de  1877.  Autre  exemple  de  variation  certaine. 

Nous  avons  vu,  sur  la  carte  de  1877,  l'Araxe  se  détacher  du  Phase  pour  se 
rendre  à  la  mer  des  Sirènes  par  un  cours  sinueux  dessiné  avec  une  atten- 


IS79         SCIllAl'AUhLLI.    -   TUI ANG  UL  ATIUN    A  Ilf- OGU  AIMIIQUIÎ.  3:i3 

tion  spcJcialc  \mi'  r<)l)?orv;itoiir.  Ce  cours  )i'ex!ste  fihis  en  1879  :  cette  ligne,  au 

$0  JO  ^  C'J  CJ  7J  C3  OO  ISJ  /fO  tXO  fSO  tiO  tto  W>  '70  '^  '"'  "" 


:3  ^  47         C3  CO  70         CO  Zi         IM         110        tgO        f30        lAO        IS3        ICO        173  tCO        iSO       COO 

M.  ScHi\rAiiEi.i,i,  d'après  ses  observations  ue  I87'.i. 

lieu  (l'èlrc  courbe,  est  pi-esque  droii»^,  et  légèreuiout  concave  vers  ricarie. 
Comparer  le  dessin  du  1 1  novemiirc  1879  {fuj.  189)  ou  celui  du  22  décembre 
de  cette  même  année  \li<j-  187)  à  celui  du  2j  seplemin-e  1877  [fi(j.  180).  Entre 
1877  et  1870,  le  cours  do  ce  lleuve  a  donc  été  reclilié  vers  la  merdes  Sirènes. 


334 


LA    PLAMiri-    M  A  II  S. 


L'observateur  afliriuc  la  précisiou  de  ses  dessins,  ces  soirées  d'obsorviilioii 
ayant  été  particulièrement  excellentes  et  les  vues  parfaiteuienl  nelles. 

Cours  reclilié?  Comment?  Par  quels  agents?  C'est  ce  tiu'il  faudra  cliorchcr. 
Mais  le  fait  est  là. 

Le  lac  du  Phénix  a  ull'ert  les  changements  que  l'on  constate  également  ici 
par  la  comparaison  des  dessins. 

Mais  la  découverte  la  plus  imporlante  faite  en  ces  contrées  pendant  ro[)posi- 


Fig."  ISO. 


Kiir.  187. 


ê 


L'Araxe,  le  25  septembre  1877.  L'Araxe,  le  22  dccembrc.1879. 

tion  de  1879  est  peut-être  encore  celle  du  canal  de  l'Iris  (Koy.  la  carte,  à  la  lon- 


Fig.  188. 


Fijr.  189. 


Mars,  le  20  décembre  1879,û  i^il-".  Mars,  le  11  novembre  1879,  â5''3j"'. 

Dessins  de  Mars   par  M.  Schiaparelli. 

gitude  105*),  absent  en  1877.  Sa  première  observation  est  du  11  novembre  1879 
(fig.  189  j  et  est  représentée  sur  le  dessin  ci-dessus.  C'est  ce  canal  vertical  que 
l'on  voit  sur  la  gauche  du  disque,  descendant  du  petit  lac  situé  à  droite  et 
au-dessous  delà  mer  Terbv  ou  lac  du  Soleil.  Il  était  net  et  noir,  11  fut  observe 


1879         SCIIIAI'AIU-LM     —   TUIA  .\(j  UI.  A  I K  ».\    A  U  KOii  H  \  IMI  inUli.  335 

jusqu'au  20  décembre,  alors  moins  noir  et  plus  large,  M.  Schiaparelli  pense, 
comme  on  l'a  vu  plus  haut,  ({u'il  peut  rtrc  iJentilie  avec  la  passe  de  Besscl  de 
la  carte  de  l'roctor. 

Pendant  les  observations  de  1871),  la  région  du  Tharse  a  olïert  plusieurs 
fois  des  voiles  blancs  passagers,  qui,  s'ils  ne  sont  pas  dus  à  qucLjuc  précipi- 
tation météorique  ou  quelque  efflorescence,  ont  été  causés  par  des  troubles 
atmosphériques.  Des  blancheurs  analogues  se  sont  montrées  sur  un  grand 
nombre  d'autres  régions.  Elles  n'étaient  pas  aussi  blanches  (]ue  les  neiges 
polaiies  «  niolti  inferiore  a  quello  dclle  nevi  polari  ».  Le  "20  décembre,  par 
une  atmosphère  calme  et  pure,  l'observateur  a  découvert  une  traînée  blanche, 
de  8"  à  10"  de  largeur,    traversant  cette  région  du  Tharse,  allant   du  lac 


I9U. 


Traînée  blanche  traversant  le  canal  rurluua  et  les  deux  Nils. 

du  Phénix  au  Xil  double  et  paraissant  se  rattacher  à  un  rameau  des 
neiges  boréales  (indiqué  en  pointillé  sur  la  carte,  vers  le  G5°  degré  de  longi- 
tude). Comme  la  vision  était  excellente,  l'observateur  chercha  avec  soin  si 
cette  traînée  blanche  passait  sur  les  Nils  en  les  interrompant,  ou  si,  au  con- 
traire, elle  était  interrompue  par  eux,  comme  de  la  neige  fondue.  Les  Nils 
n'étaient  pas  interrompus,  mais  leur  largeur  était  notablement  diminuée, 
réduite  à  deux  filets  presque  imperceptibles,  comme  on  le  voit  sur  le  dessin 
i/i'J-  190). 

L'auteur  ne  cherche  pas  à  expliquer  le  phénomène  observé. 

Il  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  Xil  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  cliuiiniié  en  apparence  la  largeur  de  ce  cours  par 
irradiation?  Ou  bien  encore,  cette  eau  n'est-elle  pas  la  même  que  la  noire":' 
Mais  l'analyse  spectrale  paraît  prouver  cette  identité^  Voilà  éviden^ment 
des  questions  (|ui  peuvent  être  posées. 


336 


i.A  im.am:ii;  maks. 


rendant  celle  opposiliou  de  KsTlK  surloul  on  ukus.  Ai\u\  re  1  cl  AiLiyrc  II 
onl  Ole  éclalanles  de  blancheur,  rivalisant  avec  la  neiL^e  polaire  ahsolumenl 
comme  si  ces  deux  régions  eussent  été  couvertes  de  neige. 

A  gauche  de  la  région  de  Deucalion,  on  a  revu  la  forme  scrpenLiiio  des- 
sinée par  les  anciens  observateurs,  notamment  par  Lockyer en  18G2  (p.  155), 
Kaiser  la  même  année  (p.  174  et  181  :.  Cet  aspect,  qui  nexisle  pas  sur  la 
carte  de  1877,  est  reconnaissable  sur  celle  de  1871). 

Sur  celte  même  carte,  au  point  G-2  n,  le  détroit  illlcrschel  est  resserré  par 
un  singulier  étranglement. 
•     On  peut  remarquer  sur  le  l-.'O"-'  degré  de  longitude  de  la  caite,  au-dessous 


Fitr.  101. 


Fi-.  10-2 


/ 


Mari,  le  28  octobre  l^i'.'J,  a  T'-U". 


Mars,  le  -28  novembre  1870,  à  8'' ■40"'. 


Dessius  de  M.  Scliia)iarelli. 

d'une  traînée  grise  à  laquelle  M.  Schiaparelli  a  donné  le  nom  d'Océan,  un 
petit  cercle  désigné  par  la  qualification  de  neige  olympique.  C'est  un  point 
blanc,  qui  a  été  observé  neuf  fois,  minuscule'(une  demi-seconde),  mais  aussi 
blanc  que  la  neige  polaire.  Tin  voit  ce  point  Ijlanc  représenté  plus  haut  dans 
le  dessin  du  1 1  novembre. 

Le  canal  des  Ltestrigons,  sur  le  200'^  degré  de  longitude,  ne  païaîLpas  avoir 
changé  de  place,  mais  son  embouchure,  qui  en  1877  aboutissait  à  l'extrémité 
de  la  mer  détachée  de  Mare  Cimmerium  par  .Vtlantis  II,  aboutit  en  1879  à 
Mare  Cimmerium  elle-même.  Ce  sont  les  rivages  et  les  plages  qui  paraissent 
avoir  subi  là  une  variation  considérable  :  comparez  les  deux  cartes.  Entre  le 
21  octobre  1877  et  le  10  novembre  1879,  le  canal  des  La-slrigons  est  passé  de 
la  gauche  d'Atlantide  II  à  la  droite,  par  suite  de  la  variation  des  rivages  ! 

De  tels  changements  sont  d'une  importance  capitale  pour  nous  éclairer 
sur  la  vérilable  nature  des  taches  foncées  et  claires  de  la  planète. 


^    K 


Klammahiun.  —  .V/.ir,s. 


388  lA  im.anCti:  m  vus. 

Le  Simoïs,  très  difficile  h  disi'iM-nor  en  1877,  a  élc'  en  1870  run  des  canaux 
les  plus  évidents.  Sa  courbure  est  restée  la  même. 

L;i  péninsule  de  l'Ilespério  a  été  moins  facile  à  o])server  en  1870  qu'on 
1877.  Elle  paraissait  légèrement  ombrée. 

Le  canal  des  Ethiopiens  et  le  Léthé  ont  élé  pai-faiteintMit  visibles,  lundis 
qu'en  1877  ils  ne  l'avaient  été  que  difficib'ment  :  «Ils  aboutissent  sûrement 
tous  deux,  comme  la  carte  l'indique,  au  golfe  des  Alcyons,  ainsi  que  l'Eu- 
noslos  :  ce  tracé  est  le  véritable,  celui  de  la  première  carte  n'était  pas  sûr.  >- 
Toutefois,  nous  trouverons,  sur  les  cartes  à  venir,  que  cette  forme  de  TAlcyo- 
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  l'avaient  déjà  observé 
Lockyer,  Kaiser,  Rosse,  Schmidt  et  Hurton. 

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  nuire  élude  de  la  planète,  pour 
les  idées  que  nous  pouvons  nous  former  sur  sa  constilution  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. Celle  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  représentenl  des  mers,  ces  accroissements 
d'étendue  correspondent  à  des  inondations  et  conduisent  à  ponscr  que  ces 
rivages  (la  gauche  surtout  de  la  mer  du  Sablier,  le  long  de  la  mer  Flamma- 
marion)  sont  très  plats. 

Ces  inondations  durant  plusieurs  mois  ne  sont  pas  dues  à  des  marées. 

Pour  éviter  ces  conclusions,  il  nous  faudrait  admettre  que  les  taches  de 
Mars  ne  sont  pas  des  mers.  Ijien  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  de  Cassini  et  à  l'île  Dreyer,  s'est  mon- 
trée, le  26  et  le  28  octobre,  traversée  par  une  traînée  grise  (l'Euripe)  variable 
de  ton  et  de  largeur.  C'est  là  aussi  une  formation  variable,  qui,  la  plupart 


ISTlt  SCIII  M'AiU-IM     ^     ()H^i;U  VA  I  IONS.  3;{'.) 

ilii  temps,  n'exisle  pas.  M.  Schiaparclli  ne  l'avait  pas  vue  une  seule  fois  «mi 
1877.  Toutefois,  M.  Green  l'avait  vue  une  fois,  le  10  soplomhro. 

L'IIollade  a  paru  très  brillante,  parfois  aussi  ficlalante  (juc  la  neige,  (l'ol 
«  1  une  tics  régions  destinées  à  donner  les  lurilleures  infornialicjns  sur  les 
changements  apportés  par  les  saisons  dans  les  aspects  de  la  planète  ». 

Neige  polaire  oiislrdh'rn  1879.  —Les  observations  de  la  lâche  jiolaire  aus- 
trale ont  donné  pour  sa  position  5",0di'  (lisUinceau  pôle  géographi(iiit*  *.'l  V.)"~ 
de  longitude.  Kn  comparant  cotte  détermination  aux  pi-cc<'denlcs.  on  a  : 

Distance  iiu  pi'ilc.  I.niiu'itiKlL'.  (ibservuti-iirs. 

1830 G°,G  '^l',')                       Bessel. 

186"^ i  ,3  1.3  ,5  l\;iiser.  Lockyer,  Linsseï-. 

1877 5  ,G  2.T  ..î              Hall.Schiaparelli. 

l.ST'.i .'■)  ,0  V.)  ,7                  Schiaparelli. 

Malgré  les  différences  en  longitude,  on  voit  que  la  neige  polaire  australe. 
lorsqu'elle  est  réduite  à  son  minimum  après  l'été,  occupe  sensiblemeni  l,i 
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 (i")  dans  la  seconde  moitié  de  novembre,  c'est-à-dire  trois  mois  un 
quart  après  le  solstice  d'été,  qui  était  arrive  le  14  août.  Plusieurs  irrégula- 
rités ont  été  observées  dans  son  conloiir.  iiolaiument  le  :2-i  octobre,  par  une 
atmosphère  admirable. 

En  admeltantque  la  diffraction  augmente  du  doul)le  le  diamètre  delaclif^ 
aussi  brillantes  que  les  neiges  polaires  de  Mars,  ces  4",  réduits  à  -2",  repr(.'- 
sentent  120  kilomètres. 

Xeige  polaire  boréale  en  1879.  —  Pendant  la  durée  des  observations  de 
celle  opposition,  du  30  septembre  au  24  mars,  les  neiges  boréales  paraissent 
avoir  ])assé  par  un  maximum  d'étendue,  avec  certaines  fluctuations  curieuses. 
Elles  ont  envoyé  six  ramilications  au  cercle  leruiinalour. 

Le  premier  rameau  a  été  observé  au-dessous  du  Xil,  à  la  longitude  zéro, 
Sa  distance  au  pôle  paraissait  inférieun^  à  20°. 

Le  deuxième  a  été  observé  également  au-dessous  du  Xil,  vers  0.")"  de  lon- 
gitude. Il  paraissait  s'étendre  jusqu'à  30"  du  pôle  noid. 

Le  troisième  a  été  vu  vers  la  longitude  UQ^età  la  dislance  poLiire  de  30". 
Paraît  n'être  pas  sans  connexion  avec  la  neige  olyuqiique. 

Le  ({uatrième  se  trouvait  à  la  longitude  155"  et  atteignait  le  30"  cercle  de 
distance  polaire. 

Lecinquième  avait  jiour  longitude  |89"  et  pour  ilislance  au  pôle  ■29". 


o-,."  l.A    lM.ANi;ii:    MAIJS. 

Lr  M\i''iiii- «1.111  !«•  plus  large  de  tous,  s'tMoiidaiU  du  i^lK  au  .'100"  méri- 
dien, soit  sur  70  deirrés  de  Ioni:iludc,  jusqu'à  '.W  d(\c:i-os  environ  de  dis- 
tance au  pôle  nord. 

Ces  six  ramifications  allongeaient  donc  les  neiges  polaires  boréales,  en 
certains  points  jusqu'à  3(1»  cl  même  8(5  "  de  distance  polaire,  c'est-à-dire  jus- 
qu'au 6W  et  au  54''  degré  de  latitude.  Les  neiges  polaires  terrestres  peuvent 
être  considérées  comme  se  prolongeant  aussi  parfois  jusque  là,  en  hivei-, 
en  Sibérie. 

D'après  ces  mêmes  observations,  c'est  au  milieu  de  novembre,  soit  trois 
mois  après  le  solstice  d'biver  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  même  temps, 
comme  la  théorie  semblait  naturellement  l'indiquer  d'ailleurs. 

Telles  sont  les  splendides  observations  faites  sur  Mars  parl'éminent  astro- 
nome de  Milan  pendant  l'opposition  de  1879  et  les  conclusions  qui  peuvent 
en  être  déduites.  I/opposition  suivante,  de  1881-1882,  sera  plus  riche  encore. 

('-.  1879.    -   Satellites  de  Mars.  Observations  et  mesures. 

A  la  séance  de  l'Académie  des  Sciences  du  10  novembre  1879  (').  M.  Asapb 
Hall  a  fiiit  part  de  ses  observations  nouvelles  des  satellites  de  Mars.  En  compa- 
i-ant  les  positions  mesurées  à  celles  qu'il  avait  calculées  d'après  ses  éléments 
de  1877  [voy.  p.  2.58),  il  trouva  pour  Phobos  une  différence  légère  de  —  l\07'i 
dans  sa  période,  qui  devient  ainsi  : 

7'' .^g-"  1.3%  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  Téclat  d'Encelade.  Phobos  paraît  un  peu  plus  brillant 
que  Téthys.  Mais  le  caractère  de  la  lumière  e.st  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.  ff.  p.  lit;.  —  ')  Monttibi  Notice^,  mars  1880,  p.  272.  — 
{=)  /'/.,  <Jéc.  1S79,   p.  95. 


IS7'J  SATI:LI,I  I  KS    l)K    M  A  us.  3il 

Mars,  Deiiiios  paraît  légèrement  bleuàti-.-;  IMioltos  |»r(;s(|uc  blaiic.  Ils  m;  ii.ir- 
tagent  pas  la  coloratidii  de  Mars. 

M.  ('omnion  a  essayé  de  photograpliicr  Mars,  mais  sans  oIil"iiir  aucun 
détail  l'j. 

A  rObservaluiic  du  (Injenwicl),  ou  a  pu  observer  le  sreoud  satellite,  à 
l'aide  du  grand  équatorial  de  IJ  pouces  j  d'ouverture,  mais  jamais  le  pre- 
mier [■  .  Ou  a  pris  quelques  dessins  de  la  planète. 

Ou  connaît  le  ;4rand  télescope  de  l'Observatoire  de  Melbourne,  dont  le  mi- 
roir ne  mesure  pas  moins  de  l'",.?0.  Dirigé  sur  Mars  en  iH77,  il  fut  impos- 
sible de  découvrir  aucmi  satellite.  En  1879,  cependant,  on  a  pu  observer  le 
satellite  le  plus  éloigné  ^';. 

Kn  novembre  1879,  à  l'Observatoire  d'Oxford.  M.  PI  mu  mer  a  pu  observer 
le  satellite  e.xtérieur  à  l'aide  de  l'équatorial  de  12  pouces  -;,  armé  d'un  gros- 
sissement de  125  (■•). 

.\  Princeton  (Etals-Unis),  MM.  Youuj.j  et  brackett  ont  pris  des  mesures  mi- 
crométriques des  deux  satellites  (^;.  Équatorial  de  9  pouces  h  A  l'Observa- 
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 eu  1879  qu'en  1877,  et  plus  brillant  sur  le  côté  suivant  ou  oriental  de 
son  orbite  que  sur  le  côté  précédent  ou  occidental.  Il  va  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. 

CI.  1879.  —  G.  11.  D.xKwiN.  1).  KruKwoon,  K.  Ledgei;     -SalellUes  de  Mars, 
marées  et  période  de  rotation 

Une  planète  lluide  prendrait  une  forme  sphéroïdale  sous  riniluence  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  (jue  le  sphé- 
roïde sera  déformé  en  un  ellipsoïde  à  trois  axes  inégaux,  le  plus  grand  axe 
de  ICquatcur  restau!  toujours  dirigé  vers  le  satellite. 

.Vinsi  la  figure  de  la  planète  tourne  avec  le  satellite,  tandis  que  chaque 
nxtlécnle  du  fluide  tourne  av(,'(;  la  planète.  Il  en  résulte,  par  ronséciuent. 

[')  Monlhly Notici's.  février  1880,  p.  '2-26.  —  (0  /(/.,  janvier  I88U,  p.  l(Jl.  —  (')  Id.,  fé 
vncr  1880,  p.  V,l.  —  /)  /((.,  mars  18S0,  p.  292.  —  {■')  The  06.s<'riMMn/,  janvier  1881», 
p,  270.  -  ;M  Aali'on.  Nnrltrirlilci.  ii"  2312.  —  (')  AnnuU  of  Ihii'caril-Collcijc  Obser- 
rnlonj,  t.  XI,  part.  II.  —  ('     The  (Jhseraitovu,  juillet  187'.».  \>.  7'.i. 


34Î  1-A  im.\m:ti;  .mah>. 

une  élévation  ri  un  abaissement  deux  l'ois  par  cha(|ue  rc'vulution  do  la  pla- 
nele  relativement  au  satellite. 

Maintenant,  supposons  que  le  fluide  soit  soumis  à  un  frottement.  Alors, 
les  particules  de  lluide  qui  arrivent  à  cet  instant  à  former  hi  protubérance 
équatoriale  ne  peuvent  pas  retomber  aussi  vite  qu'elles  le  faisaient  avant 
(jucle  frottement  cxislàl.  Le  plus  grand  axe  do  ré(iuateur  se  met  <mi  avance 
sr.r  le  satellite. 

La  Terre  a  commencé  par  être  Uuidc,  et,  dans  le  cours  de  son  refroidis- 
sement, elle  est  devenue  vis(|ueuse  et  a  donné  naissance  aux  frottements 
dont  nous  venons  de  parler.  MaiuliMianl.  elle  esl  probablement  pâteuse, 
presque  solide,  et  n'a  sans  doute  plus  de  marées  internes. 

Si  le  lluide  formant  la  Terre  avait  été  sans  frottement,  les  protubérances 
équatoriales  causées  par  l'attraction  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  protul)érances,  qui  tendent  à  les  ti- 
rer en  arrière.  Depuis  (jue  l'axe  protubéranliel  de  l'équateur  pointe  toujours 
•  •a  avance  de  la  Lune,  celle-ci  exerce  un  frein  sur  le  mouvement  de  rolation 
diurne,  et,  réciproquement,  la  Terre  a  pour  tendance  d'accélérer  le  mouve- 
ment de  la  Lune.  Le  premier  résultat  est  un  i-alentisseraent  du  mouvement 
(b-  rotation  de  la  Terre.  Le  second  est  une  accélération  de  la  vitesse  linéaire 
de  la  Lune  sur  son  orjjite  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  l'attribuant  qu'au  frottement  des  marées  extérieures,  des  marées  océa- 
niques. 

M.  G. -M.  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  I  fois  plus  grand  que  le  dernier,  le  jour  et  le  mois  auraient  été  réduits 
autrefois  dans  la  même  proportion.  On  trouve  que,  lorsque  le  jour  était  de 
1.5  heures  et  demie,  le  mois  devait  être  de  19  jours. 

L'auteur  calcule  qu'à  une  certaine  époque,  le  jour  a  dû  être  de  GT^U'",  et 
qu'alors  le  mois  n'était  que  de  1 1  jours  et  14  heures.  Cet  énorme  changement 
aurait  pu  s'effectuer  en  5G  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  80U0  kilomètres  seulement,  d'une  surface 


IS70  SATKI.I.ITKS    DK    M  VUS.  ;ii:î 

à  l'autre.  Anléricuremenl,  elles  oui  pu  »Hre  presque  en  contact.  En  fait,  1.» 
Lune  sorait  née  de  l;i  Toitc.  par  la  force  centrifuge  de  rotation,  s<.'lon  la 
lliéoric  lie  Laplacf. 

Si,  au  lieu  de  remonter  dans  le  passé,  nous  anticipons  sur  l'avenir,  nous 
tn)uvons  que,  d'après  les  mêmes  principes,  le  mois  et  le  jour  tendent  à  de- 
venir égau.x  et  à  durer  50  de  nos  jours  actuels. 

L'auteur  termine  son  mémoire  en  remarquant  que  le  "  satellite  anormal  « 
de  Mars  —  le  plus  proche  —  qui  tourne  plus  vite  que  la  planète  «  olîre  une 
confirmation  de  ces  vues,  car  il  semble  probable  (lue  sou  extrême  petitesse 
l'a  conservé  comme  un  témoignage  durable  de  la  période  |iriniitive  de  la 
rotation  de  Mars  autour  de  son  axe  ». 

.V  cette  théorie  du  mathématicien  anglais  sur  l'(;v<dutioii  des  satellites  el 
surtout  à  son  application  au  premier  satellite  de  Mars,  M.  Iiaiiiid  Ivirkwood. 
l'astronome  américain,  a  répli(j[ué  dans  les  termes  suivants  ('   : 

La  masse  du  satelHtc  intérieur  de  Mars  est  à  celle  de  uotre  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 
((ue  ^L  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  réjiondu    '-)  : 

Mon  mémoire  n'est  qu'un  extrait  d'un  long  travail,  actuellement  sous  presse. 
Je  puis  cependant  répondre  à  la  questioa  posée  par  M.  Kirkwood,  conunent  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  propos  de  cea  satellites,  M.  E.  Ledger  a  étudié  les  marées 
et  les  éclipses  qu'ils  peuvent  causer  à  la  surface  de  la  planète  (^).  «  L'exiguïté 
de  leur  nuisse,  dit-il,  nonojjstant  leur  proximité,  interdit  la  formation  de 
marées  sensibles,  et  ils  ne  jouissent  pas  de  la  propriété  (jui  leur  a  été  ima- 
ginée d'empêcher  la  stagnation  des  mers  martiennes.  »  Ouant  à  leur  lumière, 
im  peut  estimer  à  ^\,  de  celle  de  la  Lune  celle  du  premier  satellite,  et  celle 
du  second  à  une  clarté  vingt  l'ois  plus  faible,  soit  «i^.  C'est  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  Observalorij,  seplemhw:  187'J, |i.  Ii7.  ■;/'/..  novembre  187'J, p. iO'i  —v'^ /(/.,  no- 
vembre 1879,  p.  l'Jl. 


;U4  LA    PI.AM-TK    m  a  II  s. 

CM.    187'.).  —  .l.-C.  Adams.   I'.  TlssiciiAM)    —    liirUnnisnn    (Irs   siihllilis  ^'). 

Lct^  orlnles  des  deux  satellites  do  Mars  soûl  légeieiueiit  iacliiiées  sur  le 
plau  de  lôquatcur  de  la  plauète.  Le  professeur  Adams  s'est  demandé  si  cet  état 
de  choses  est  peruiaueut.  Le  plau  de  l'orbite  de  Mars  est  incliné  de  27'  à  28° 
>ur  son  équateur.  Si  donc  les  jdaus  des  orbites  des  satellites  conserventuue 
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  l'on  prend  en  considération 
à  la  fois  l'action  du  Soleil  et  l'ellipticité  de  la  planète,  on  trouve  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  pdans,  et  que 
les  nœuds  de  l'orbite  du  satellite  ont  un  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'eiTet  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  l'ellipticité  de  la  planète  surpasse  de  beaucoup  celui  qui  peut 
être  produit  jjar  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  jjlanète  et  des  jjIus  grandes  élon- 

■  ;  Un  the  ellipticity  of  Mars,  and  ils  effect  on  tite  'inolionof  Ihe  satellites  {Monlhly 
.Vo/ices,  novembre  1879,  p.  10). 

,'   Afilronomische  Xnchrichlen,  \i°  2280. 


1870  .l.-C.    .\I)AM>.    -    INCLINAISON    l)i:S   S  ATliU-liKS.  U:^ 

f,Mlions  (les  salelliLcs,  combinées  avec  la  poriodc  de  rolatiou  de  Mars  et  les 
révolutions  des  satelliles,  on  trouve  que  le  rapport delapesanteur  à  la  force 
cnitrifu^M'  à  réqualcur  dr  Mars  est  denviinii  .^î^,^.  11  suit  du  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  sorle  que  la  diirérence  entre  l'aplatissement  et  le  rapport  entre  la 
force  centrifuge  et  la  pesanteur  soit  la  même  (jue  pour  la  Terre,  laplatisse- 
semcnt  serait  ,1^.  Selon  toute  judlKiMlité,  il  est  entre  ces  ileux  limites. 

M.  Ailams  a  calculé  la  Table  suivante  des  mouvements  aunuelsdes nœuds 
des  deux  satellites,  causés  par  l'action  solaire  et  par  l'ellipticilé  de  la  pla- 
nète, pour  les  valeurs  précédentes  de  l'aplatissement,  etmême  pourj^î  »,  trouvé 
par  jvaiser,  (juoiiiue  celle-ci  soit  certainement  trop  forte. 

Satellite  l. 
Muuvoiiieul  annuel  du  nœud  du  à  l'action  solaire  : 

Satellite  1 O.Ot).      Satellite   II O'.'îi 

Pour  l-elliplicité j|g,  jl^,  ^k' 

le  niouvemenl  annuel  du  nu-ud  dû  à  cette  ellipticité  serait 

Satellite  1 333°  lis;.!''  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  11 '27'  50'  l-TJ' 

Un  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  môme  un  jour  pourra-t-on  déterminer  l'aplatissement  par  ce 
mouvement. 

M.  Tisserand  est  arrive  aux  mêmes  conclusions  que  M.  Adams  i').  Les 
satellites  sont  maintenus  presque  dans  le  plan  de  l'équateur  par  l'ellipti- 
cité  de  la  planète.  Telle  est  aussi  l'opinion  de  M.  Hall  [*].  Voici  la  note  de 
M.  Tisserand. 

Les  deux  satellites    se    uieuvent   à  très  peu   près  dans    im    luèine  plan,  tpii 

\' )  Comptes  remlKS.  8  décembre  i.S7'J,  p    !>(il. 
']  Monthlij  Xolices.  mars  IHiSO,  p.  "278. 


;^46  I  A    l'I.ANKTI-:    MAUS. 

iliffOre  pou  du  plan  do  réquatour  do  la  plauèto.  La  prosquo  oo'nuMdeucc  do  ocs 
trois  plans  ost-ollo  fortuito.  on  liion  ddil-ello  exister  toujours?  C'est  là  une  (lues- 
tiou  intéressante  qui  a  cHé  traitée  en  partie  par  M.  Adani.s  à  la  Société  royale 
astronomique  de  Londres  (14  novembre  ITT'J).  Je  me  suis  proposé  de  reprendre 
par  une  autre  analyse  la  question  traitée  par  le  savant  directeur  de  l'Observatoire 
lie  Cambridge,  et  je  crois  être  arrivé  ;\  des  conclusions  plus  précises,  malgré 
l'incertitude  dans  laquelle  nous  nous  trouvons  encore  relativement  i\  la  vraie 
position  de  léquateur  de  la  planète  Mars.  L'analyse  dont  je  parle  m'a  déjà  servi 
dans  une  étude  relative  à  l'un  dos  satellites  de  Saturne. 

.lusqu'ici,  les  observations  n'ont  pas  permis  de  découvrir  ilans  la  planète  Mars 
un  aplatissement  sensible;  si  cet  aplatissement  était  tout  à  fait  nul,  par  le  lait  des 
perturbations  provenant  du  Soleil,  les  plans  des  orbites  de  Pliobos  et  Deimos, 
étant  supposés  coïncider  à  un  moment  donné,  finiraient  par  s'éloigner  l'un  de 
l'autre  dune  quantité  considérable.  Je  vais  montrer  qu'en  supposant  la  loi  des 
densités  dans  l'intérieur  de  Mars  la  même  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 
^'éloigneront  jamais  que  très  peu  du  plan  de  l'équateur  de  la  planète.  Pour  cha- 
cun des  satellites,  la  force  perturbatrice  R  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.  Eu  négligeant 
les  excentricités  des  orbites  des  satellites,  (jui  sont  extrêmement  petites,  sinon 
nulles,  l'intégrale  ci-dessus  peut  s'écrire 

(  I  )  K  cos=Y      K'  cos'y'  —  C, 

où  K  et  K'  ont  les  valeurs  suivantes  : 

l  K  r  :|M -, 


[i) 


aUl-eï 


1^'     ï'^ttIp-Ô-?^ 


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-graud  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  'f  le  rapport  de  la  force  centrifuge  à  l'attrac- 
tion pour  les  points  de  l'équateur  de  Mars;  enfin,  7  désigne  l'angle  que  fait  l'orbite 
du  satellite  cousidéré  avec  l'orbite  de  Mars,  et  ■;'  l'angle  de  la  même  orbite  avec 
le  plan  de  l'équateur  de  lu  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  7  —  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  do  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.  TISSKUAM».      -    I  NCI,!  N  A  1S(1N    DKS   S  ATKIJJT  KS.  347 

satellites  décrit  vino  ellipse  sphérique;  c'est  une  conséquence  de  l'équation  (  1  ). 
Cherchons  à  cvaluei*  le  rapport  -p-  ;  on  tire  de  {'l) 

en  appelant  u  cl  /ly  les  moyens  mouveiueuts  du  satellite  et  de  Mars;  no  et  eo  sont 
bien  connus;  n  et  n  ont  été  donnés  par  M.  Hall  pour  les  doux  satellites;  enfin  je 
prendrai,  d'après  un  mémoire  de  M.  Ilartwig,  où  il  est  tenu  compte  de  toutes  les 
déterminations  antérieures,  2a' = '.)',3ô2,  correspondant  à  une  distance  de  Mars 
au  Soleil  égale  à  1 . 
L'expression  (3)  me  donnera 

'  K' 

l  -T^  -  ; 3,91061)  (p—  !  ?1  pour  D-'inics, 

(4)  ^  ^ 


(  ^  =  (3,99005)  .^r,-  \<f]  |)our  Pliobos; 


(i  se  détermine  aisément  avec  les  données  ci-dessus  et  en  ayant  égard  à  la  valeur 
bien  connue  de  la  durée  de  la  rotation  de  Mars;  on  trouve 

Jusqu'ici,  il  n'y  a  rien  d'hypothétique;  je  vais  faire  maintenant  deux  iiypo- 
thèses  : 
Hypothèse  1    —  Mars  est  homogène;  alors,  p  ^  Vf.  (Ju  déduit  de  (  i)  et  (û) 

K' 
log-gr  =  l.'iijG?  pour  Dcimos, 
iv 

K' 

log -rr  =  3,52570  pour  Phobos. 

llijljothèse  II.  —  La  loi  des  densités  est  la  même  à  l'intérieur  de  la  Terre  et 
de  Mars;  ou  en  conclut 

f      », 

pi  et  'il  désignant  les  valeurs  correspondant  à  p  et  o  dans  le  cas  de  la  Terre;  il 
en  résulte 

et  ensuite 

log-rr  1, ■23000  pour  Deimos, 

log -r- 3,31654  pour  Piiobos. 

Soient,  sur  la  sphère,  D  le  pôle  boréal  de  l'orbite  de  Mars,  D' celui  de  son  équa»- 
leur,  M  celui  de  l'orbite  do  l'un  des  satellites;  soient,  en  outre,  DD'=  A  l'angle 
de  l'orbite  et  de  l'équateur  de  Mars,  et  C  un  point  situé  sur  lare  de  grand  cercle 
D'D  et  déterminé  par  l'équation 

G  tang2i-r- ; ^r  '        oi»    i  =;  CD  . 

"^  K        K  eus  2  A 


348  LA  !M..\m:  1  i;  m  a  us. 

Le  point  C  soni  le  rentre  de  l'ellipse  sphcM-jinio  ([ui  siM'a  il(*ci'itc  p;ir  li'  pùle  M  ;  (Ui 
voit  inuiiLHliatoment  (pie,  peur  les  deux  siitellitos,  dans  les  di'iix  li\  inilhèses  eoii- 

sidérdes,  -tt-  t'tant  irraiul.  le  point  C  sera  veisin  du  point  I)'. 

Soient  '?  ;'  et  '2p'  le  irrand  axe  et  le  petit  axe  de  l'ellipse  ;  en  désignant  y,,  et  y'o  les 
valeurs  initiales  de  •;  et-;',  par  HelN  des  angles  auxiliaires  ddlinis  par  les  lorniules 

(•)  sin2  n  --  T.-     ,. ,  sinA, 

K  -+-  Iv 


;8)  sin'N    ^^^^,>±]^:fi}li:! 

k  -+-  k 
i»n  aura 

cosl3  ^       cos2B 


l'J)  cosp =3,         cos2p  -  — 


La  grandeur  du  rapport  -j^  l'era  que  l'angle  H,  tiré  de  la  loruiule  (7),  sera  tou- 
jours petit;  les  formules  (9)  montrent  que  p'  et  p"  seront  pou  dilTërents.  Imi  l'ail. 
si  l'on  calcule  p'  et  p"  d'après  les  positions  assignées  à  l'équatcur  de  Mars  par 
divers  observateurs,  on  trouve  que  la  différence  p'—  p"  n'atteint  qu'un  petit  nombre 
de  minutes  d'arc.  Nous  pourrons  admettre,  en  résumé,  avec  une  précision  actuel- 
lement suffisante,  que  le  point  M  décrit  uu  petit  cercle  ayant  pour  centre  le  point 
C  défini  par  l'équation  (C)  et  pour  rayon  la  valeur  de  p'  déterminée  par  l'équation 
suivante  : 

(10)  cos2p  ^  -  '"  '"  - . 

V  (K  -T-  K')^—  'iKK'  sm^A 

Si  l'on  a  p'  ^  i,  la  valeur  de  •('  sera  comprise  entre  les  limites  p'  —  i  et  p'~  /, 
qui  diffèrent  de  2  i. 

Si  l'on  a  p'  <  (',  la  valeur  de  y'  sera  comprise  entre  les  limites  i  —  p'  et  i  -.-  p', 
qui  diffèrent  de  2p'. 

J'ai  effectué  les  calculs  en  prenant,  pour  déterminer  la  position  de  l'équateur 
de  Mars,  les  nombres  fournis  par  les  observations  de  W.  llerschel,  par  les  obser- 
vations de  Bessel  calculées  par  Oudemans,  et  enfin  les  nombres  indiqués  par 
M.  yiarth  {Monthly  Notices,  vol.  XXXIX,  p.  473)  ('  ).  Les  positions  correspondantes 
de  l'équateur  de  Mars  diffèrent  notablement;  toutefois,  dans  les  trois  cas,  j'arrive 
à  des  conclusions  peu  différentes.  Soient  •;!  et  yô  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  : 

Ilypolluise  I. 

Horscliel.  Oudemans.  MarMi. 

Y, 4", 9  2", 7  .0,1 

V, C   .r,  'r    .'(  I    .'i 

Y2-Y; 1    -  1%'  1".3 

('>  Les  nombres  d'Herschel  et  de  Bessel  sont  publiés  pins  haut;  ceux  de  M.  Martli 
sont  :  inclinaison  du  plan  de  l'équateur  de  Mars  sur  celui  de  la  Terre  ^  3G°,2G0; 
nœud  =  -'t7"/J45. 


i.-^TO  l'ASSAiiK  1)1-:  LA  ii-inu-:  i)i:v\Ni   i,i-:  soi.i-ii..  :uo 


llypollu'sr 

//. 

lIlTSi-ll.-l. 

iiii 

li-'iiaïK. 

Martii. 

.     3°, 9 

l",!) 

()•  ,2 

G  ,7 

i   ,3 

2    2 

ri— V,  2",X  2",0  2*.0 

On  voit  quo,  dans  tous  les  cas,  rinclinaison  do  l'orbite  do  Deimos  sur  IV'quatciir 
do  Mars  ne  peut  osciller  qu'entre  des  limites  distantes  seulement  de  3°  au  plus. 
Pour  riiobos,  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  07-bites  des  deux  satellites  coïn- 
cideront toujours  avec  léquateur  de  Mars,  ou,  du  moins,  ne  s'en  écarteront 
jnmais  que  do  très  petites  quantités. 

La  morne  chose  aura  lieu  évidemment  si  l'aplatissement  <]o  Mars  est  compris 
entre  los  doux  limites  qui  répondent  aux  hypothèses  I  et  II. 


cm.  1879.       Passafjc  de  la  Terre  devant  le  Soleil  pour  les  habitants  de  Mars. 

A  tous  ces  documents  martiens  nous  pouvons  ajouter  le  suivant,  qui  u(Tre 
un  intérêt  d'un  autre  genre. 

Le  jour  do  l'opposition  de  Mars  en  1879,  le  Soleil,  la  Terre  et  Mars  se  sont 
trouvés  si  parfaitement  on  ligne  droite  que  la  Terre  et  la  Lune  se  sont  pro- 
jolées  devant  le  disque  du  Soleil  pour  les  habitants  de  Mars,  comme  Vénus  ol 
Mi-rcuro  lo  font  quelquefois  pour  nous. 

Voici,  d'après  les  calculs  de  M.  Martli.  les  conditions  dans  lesquelles  ce  pas- 
sage s'est  opér('  : 


KNTRKE. 

.SORTIi;. 

12  no.-.  . 

heure  lU- 

Greenwioh. 

Aiijrlc 

de 

l>ii$itioii. 

!•.'  iiiiv. 
heuru  <lc- 
GreLMiNvich. 

Aiii.'le 

.lu 

position. 

iM'.r 

125».  7 

Contact  externe  de  C- 

!V'  40- 

225%  3 

Contact  interne  de  C  • 

1  55 

12G  .i 

■'         interne  de  C. 

'J  40 

226  .1 

externe  de  C 

'i  m 

123  .3 

externe  de  Ô- 

U  39 

225  .9 

»         interne  de  c! . 

i  37 

125  ,'.J 

interne  de  Ô. 

12   n 

228  ,5 

■>         externe  de  ô. 

Le  rayon  apparent  du  Soleil,  vu  de  Mars,  était  de  650",  5,  celui  de  la  Terre 
de  18".  I.  et  celui  de  la  Lune  de  4". 9.  Les  angles  sont  comptés  du  point  du 
disque  solaire  marquant  la  direction  du  pôle  nord  de  lorhite  de  Mars. 

Ce  passage  ne  serait  ])as  visible  à  l'œil  nu  pour  des  yeux  analogues  au.\ 
nôtres.  Quand  Vénus  passe  devant  le  Soleil  pour  nous,  son  disque  mesure 
H(i"  de  diamètre;  celui  de  la  Terre  ne  mesure  ici  que  36".  Mais  un  instrument 
d'optiijue  grossissant  1res  pou  snflirail  pour  l'apercevoir. 


3Ô0  I.  A    IM.AM-.Ti:    M  A  lis. 

lu  iiluMiomèin'  analogue  esl  ariivr  le  8  uovomlu'L'  1800  cl  se  lOjiioduiia  en 
mai  lOOô  et  en  mai  1984. 

Les  passages  de  Mercure  et  Vt^nus  devant  le  Soleil  pour  Mars  sont  beau- 
coup plus  fréquents,  mais  ils  n'ont  pas  la  même  importance  :  Vénus  est  sen 
siblement  plus  petite  que  la  Terre  (vue  de  Mars)  et  Mercure  est  plus  minus- 
cule encore. 

Au  mois  d"avril  I88G,  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'élève;- 
davantage  au-dessus  de  notre  horizon.  L'hémisphère  nord  de  Mars  se  pré- 
sentait mieux  à  notre  vue,  la  latitude  du  centre  du  disque  étant  -4-  1"  e:i 
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  de 
l'opposition.  P^n  janvier  et  février,  la  planète  se  présentait  à  peu  près  de 
face,  et  Ton  voyait  semblablement  les  deux  pôles. 

D.\TE    DE    l'opposition    :    2()    DÉCE.MBllE. 

Présentation  de  la  planète  : 

Le  pôle  austral  est  encore  incliné  vers  la  Terre,  mais  le  pôle  boréal  arrive. 
A  la  date  du  G  janvier,  le  plan  de  l'équateur  de  Mars  passe  par  la  Terre. 

Latituilf  Diamètre  Phase 

4n  rentre.  ;if)parent.         i /.one  manquant). 

•22  octobre  1881 6%7  10", 7  1",2 

26  décembre  (  0pp.  -1,5  15,5  0  ,0 

G  janvier  18«2 0,0  14.9  0,1 

1"  févric" -  2  ,0  12  ,0  0  .G 

27  »         0,0  9.4  0,8 

21  mars —.3,4  7.7  1,2 

CALENDRIER   Di:   M.VRS. 

Hémisphère  austral  Hémisphère  boréal 

ou  sui)érieur.  on  inférieur. 

1"  juillet  1881 Solstice  d'été.  Solstice  d'hiver. 

8  décembre  1881....     Équinoxe  d'automne.        Équinoxe  de  printemps. 
25  juin  1882 Solstice  d'hiver.  Solstice  d'été. 


18«l  W  l.llU      -   I,  \    IM.ANKTI-    MAUS.  3.M 

r.W.  1881 .  —  ^^'En^.  La  planète  Mars  [^\. 

Cet  observateur  snij^nciix  et  érriv.iin  distingué,  avec  leciucl  nous  avons 
déjà  fait  connaissance  (185G,  p,  130;  1873,  p.  222),  et  ijuc  la  Science  a  eu  l.i 
douleur  de  perdre  il  y  a  quelques  années,  a  consacré  un  chapitre  de  son 
excellent  Traité  à  la  planète  dont  nous  écrivons  l'hisloiro.  Ce  chapitre  est 
illustré  de  la  carte  de  Burton  et  Dreyer,  publiée  plus  liant  (1879,  p.  317). 
Il  remarque  entre  autres  l'analogie  de  ce  monde  voisin  avec  celui  que  nous 
habitons  et  le  considère,  sans  une  trop  grande  témérité,  comme  habitable 
par  la  race  humaine.  Pour  lui,  les  taches  sombres  sont  teintées  d'un  gris 
bleu  et  représentent  des  mers,  les  régions  claires  et  jaunâtres  représentent 
des  continents.  La  proportion  de  terres  étant  relativement  plus  grande  que 
sur  notre  globe,  <(  l'aire  habitable  peut  être  beaucoui»  plus  étendue  que 
le  diamètre  ne  le  ferait  supposer  ».  Les  mers  paraissent  en  communication 
les  unes  avec  les  autres  par  d'étroits  canaux,  dont  l'observation  pourtant  est 
si  difficile  que  l'on  ne  peut  encore  rien  affirmer  de  certain  à  leur  égard. 
Peut-être  sont-ce  seulement  les  bords  de  régions  faiblement  teintées.  Les 
cartes  de  Mars  ne  doivent  être  considérées  que  comme  approximatives  et 
provisoires.  Les  neiges  polaires  sont  très  éclatantes  et  varient  avec  les  sai- 
sons. Parmi  les  observations  curieuses,  Webb  en  cite  une  de  Ward,  du 
22  décembre  1879,  dans  laquelle  le  lac  circulaire  (mer  Terby)  se  mon- 
trait aussi  noir  et  aussi  nettement  défini  queTomLi-e  des  satellites  de  Jupiter, 
quoique  la  définition  générale  de  la  planète  fût,  à  cette  heure-là,  très  mau- 
vaise. Quant  aux  variations  de  tons  foncés  ou  clairs  observés,  l'auteur  pense 
que  les  nuages  vus  de  l'extérieur  doivent  toujours  réiléchir  une  lumière 
plus  vive  que  les  terres  ou  les  eaux.  C'est  là  une  question  fort  importante  et 
assez  épineuse  pour  l'explication  des  variations  observées..  11  semble  bien, 
sans  doute,  que  des  nuages  vus  d'en  haut,  éclairés  par  le  Soleil,  doivent 
toujours  paraître  blancs,  et  nous  les  avons  toujours  vus  ainsi  en  ballon. 
Cependant,  ne  pourrait-on  imaginer  des  brouillards  composés  de  particules 
sombres?  La  fumée  de  certains  charbons  de  terre  ne  donnc-t-elle  pas  nais- 
sance à  des  fiocons  gris,  parfois  presque  noirs? 

CV.  1881-82.  --  ScuiAi'ARELLi.  Ohservalions  et  dessins. 

L  habile  astronome  de  Milan  a  continué  pendant  cette  opposition  la  série 
(le  ses  étonnantes  découvertes,  et  celte  fois  il  passa  de  merveille  en  mer- 
veille, comme  nous  allons  le  voir. 

(')  Celeslial  objectfi  for  common  télescopes.  Fourth  édition.  Loiidon,  1881. 


35?  1  \  im.\ni:ti:  m  mis. 

I/cnsomble  de  ses  obsorvalions  do  colto  ép^qui'  m-  fui  imlilic  iiu'ou  188(1. 
dans  un  troisième  mémoire,  faisant  suite  aux  deux  premiers  analysés  plus 
haut.  Mais,  dés  le  milieu  de  Tannée  1882,  il  lit  connaître,  par  l'Académie  ro- 
maine des  Lincei,  le  fait  le  plus  curieux  de  cette  nouvelle  série  :  le  dédou- 
blement des  canaux  de  Mars. 

Voici  ce  premier  résumé,  tel  que  nous  nous  sommes  empressé  de  le  pu- 
blier nous-mémt^  'M  sous  la  signature  de  l'illustre  astronome,  d'api-és  l'envoi 
qu'il  avait  bien  voulu  nous  adresser. 

Rappelons  que  la  date  de  cette  opposition  était  le  "26  décembre. 

«  La  dernière  opposition  de  Mars  a  pu  être  observée  à  Milan  en  d'excel- 
lentes conditions  météorologiques.  Octobre  et  novembre  ont  été  peu  favo- 
risés, mais  nous  avons  eu,  du  26  décembre  1881  au  13  février  1882,  cin- 
quante jours  particulièrement  beaux.  Les  hautes  pressions  atmosphériques 
qui  ont  dominé  à  cette  époque  ont  produit  une  série  de  belles  journées, 
calmes  et  sereines,  extrêmement  favorables  pour  les  observations.  Pendant 
seize  jours  on  a  pu  utiliser  toute  la  puissance  de  notre  excellent  équato- 
rial  (*),  et  pendant  quatorze  autres  jours  l'atmosphère  n'a  laissé  que  fort 
peu  à  désirer.  Aussi,  quoique  le  diamètre  apparent  de  la  jjlanète  n'ait  pas 
atteint  IG",  tandis  qu'il  avait  dépassé  19"  en  1879  et  25"  en  1877,  il  a  été 
possible,  dans  cette  troisième  période  d'opposition  observée  par  moi,  d'ob- 
tenir sur  la  nature  physique  de  ce  monde  un  ensemble  de  renseignements 
qui  surpassent,  par  leur  nouveauté  et  leur  intérêt,  tout  ce  que  j'avais  ob- 
tenu précédemment. 

»  La  série  des  mers  intérieures  comprises  entre  la  zone  claire  équatoriale 
et  la  mer  australe  s'est  montrée  mieux  dessinée  qu'en  1879.  Dans  la  mer 
Cimmérienne,  on  voyait  une  espèce  d'île  ou  de  traînée  lumineuse  qui  la 
partageait  dans  sa  longueur,  ce  qui  lui  donnait  de  l'analogie  avec  l'aspect 
de  la  mer  Erythrée.  La  mer  Chronienne  a  subi  des  modifications  très  nola- 
])les  depuis  1879.  Plus  surprenante  encore  est  la  variation  d'aspeet  présentée 
par  la  grande  Syrte  qui  a  envalii  la  Libye  et  s'est  étendue,  en  forme  de  ru- 
ban noir  et  large,  jusqu'à  60°  de  latitude  boréale.  Le  Népenthès  et  le  lac 
Mœris  ont  augmenté  de  largeur  et  d'obscurité,  tandis  qu'il  restait  à  peine 
quelques  vestiges  du  marais  Coloé,  si  visible  sur  la  carte  de  1879.  Ainsi, 
des  centaines  de  milliers  de  kilomètres  carrés  de  surface  sont  devenus 
sombres,  de  clairs  qu'ils  étaient,  el.  ;'i  l'inverse,  un  grand  nomljre  de  régions 

{';  L'Astronomie,  Revue  mensuelle  d'Astronomie  populaire.  !"  année,  1882,  août. 
p.  126. 

{']  Objectif  de  Merlz.  de  Munich,  de  0'",218  de  diamètre  et  de  3"",  25  de  longueur  fo- 
cale; oculaires  grossissant  322  fois  et  '(68  fois. 


IS8I-S-2  Sr.lllAl'.VlMJ.I.I.     -  OIJSliUN  A  1  IONS   Kl   Dl-SSINS.  353 

foncées  sont  devenues  claires.  De  telles  métamorphoses  prouvent  que  la 
cause  de  ces  taclies  foncées  est  un  agent  mobile  et  variable  à  la  surface  de 
la  planète,  soit  de  l'eau  ou  un  autre  li(|uide,  soit  de  la  végétation,  qui  se 
propagerait  d'un  point  à  un  autre. 

»  Mais  ce  ne  sont  pas  encore  1;\  les  observations  les  plus  intéressantes.  11  y 
a  sur  cette  planète,  traversant  les  continents,  de  grandes  lignes  sombres 
auxquelles  on  peut  donner  le  nom  de  ca/ia(a-,  quoique  nous  ne  sachions  pas 
encore  ce  que  c'est.  Divers  astronomes  en  ont  déjà  signalé  plusieurs,  no- 
tamment Dawes  en  18Gi.  Pendant  les  trois  dernières  oppositions,  j'en  ai  fait 
une  étude  spéciale,  et  j'en  ai  reconnu  un  nombre   considérable  qu'on  ne 
peut  pas  estimer  à  moins  de  soixante.  Ces  lignes  courent  entre   l'une  et 
l'autre  des  taches  sombres  que  nous  considérons  comme  des  mers,  et  for- 
ment sur  les  régions  claires  ou  continentales  un  réseau  bien  déflni.  Leur 
disposition  paraît  invariable  et  permanente,  au  moins  d'après  ce  que  j'en 
puis  juger  par  une  observation  de  quatre  années  et  demie;  toutefois  leur 
aspect  et  leur  degré  de  visibilité  ne  sont  pas  toujours  les  mêmes  et  dépen- 
dent de  circonstances  que  l'état  actuel  de  nos  connaissances  ne  permet  pas 
encore  de  discuter  avec  certitude.  On  en  a  vu  en  1879  un  grand  nombre  qui 
n'étaient  pas  visibles  en  1877,  et  en  1882  on  a  retrouvé  tous  ceux  qu'on  avait 
déjà  vus,  pendant  les  oppositions  précédentes,  accompagnés  de  nouveaux. 
Quelquefois  ces  canaux  se  présentent  snu?  la  forme  de  lignes  ombrées  et 
vagues,  tandis  qu'en  d'autres  occasions  ils  sont  nets  et  précis  comme  un 
trait  fait  à  la  plume.  En  général,  ils  sont  tracés  sur  la  sphère  comme  des  lignes 
de  grands  cercles  :  quelques-uns  montrent  une  courbure  latérale  sensible. 
Ils  se  croisent  les  uns  les  autres,  obliquement  ou  à  angle  droit.  Ils  ont  bien 
2"  de  largeur,  ou  120  kilomètres,  et  plusieurs  s'étendent  sur  une  longueur 
de  80°  ou  4800  kilomètres.  Leur  nuance  est  à  peu  près  la  même  (jue  celle  des 
mers,  ordinairement  un  peu  plus  claire.  Chaque  canal  se  termine  à  ses 
deux  extrémités  dans  une  mer  ou  dans  un  autre  canal  :  il  n'y  a  pas  un  seul 
exemple  d'une  extrémité  s'arrètant  au  milieu  de  la  terre  ferme. 

»  Ce  n'est  pas  tout.  En  certaines  saisons,  ces  canaux  se  dédoublent,  ou. 
pour  mieux  dire,  se  doublent. 

»  Ce  phénomène  parait  arriver  à  une  époque  déterminée  et  se  produire  à 
peu  près  simullanéiuent  sur  toute  l'étendue  des  continents  de  la  planète. 
Aucun  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'équinoxc  de  prin- 
temps, qui  est  arrivé  pour  Mars  le  21  janvier  1880),  j'ai  remarqué  le  dédou- 
blement du  Xil,  entre  le  lac  de  la  Lune  et  le  golfe  Céraunique.  Ces  deux 
traits  réguliers  égaux  et  parallèles  me  causèrent,  jf  lavoue.  une  profonde 
Fi,AMM.\itio.N.  —  M;us.  i'i 


3ôi  1  A    IM  ANi:  I  I.    M  Ali  S. 

surprise.  (r.uUaiit  plus  givuiile  qii«^,  quel([U('s  Jours  au[(;iravanl.  lo  '2',i  cl  le 
•2\  (lécenibre.  j'avais  observé  avec  soin  cctlo  uiênio  région  sans  rien  décou- 
vrir de  pareil.  .T'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  môme  fait  le  II  jamirr  ISSO.  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  lin  de  février.  A  cette  même  date  du 
Il  janvier,  un  autre  dédoublement  s'était  déjà  produit  :  celui  de  la  section 
moyenne  du  canal  des  Cyclopes,  à  côté  de  l'Elysium. 

)'  Plus  grand  encore  fut  mon  iHonnement  lorsque,  le  1!)  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  Xiliaque  du  golfe  de  l'Aurore.  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  parlir  du  19  janvier,  je 
ne  fis  que  passer  de  surprise  en  surprise;  successivement  l'Oronte,  TEu- 
phrate,  le  Pinson,  le  Gange  et  la  plupart  des  autres  canaux  se  montrèrent 
très  nettement  et  incontestablement  dédoublés.  II  n'y  a  pas  moins  de  vingt 
exemples  de  dédoublement,  dont  dix-sepionl  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  Pyriphlégélon  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  paraît  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 


356  I.  A    IM.A.NKTi;    M  Ai;  S. 

spéciale  à  la  iilanète  Mars,  luoliaitleinent  radachée  au  cdiirs  de  ses  saisons. 
r  Voilà  les  faits  observés.  L'éloignement  île  la  planète  et  le  mauvais  temps 
empêchèrent  de  continuer  les  observations.  11  est  diflicile  de  se  former  une 
opinion  précise  sur  la  constitution  inlrinsè(jue  de  celte  géographie,  assuré- 
ment fort  différente  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.  I.f  1"  janvier  1884.  la  i)Osition  de  Mars  à  r<'gard 
de  ses  saisons  sera  la  même  que  celle  du  13  février  188-2,  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  l'une  de  l'autre  deux  lignes 
comme  celle-là,  écartées  de  0",5.  pourra  être  enqiloyé  à  ces  observations. 
«  Dani  Tétat  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  (jue  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  mêlée 
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  o)nbres  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  aMlronomiche  c  fisiche,  etc.  ^lemoria  terza  '  Ueale  Accademia  de 
Lincei.  Roma,  188G). 


1880-81'         SCIIIAI'AMKIJJ.      -    OUS  i;  |{  \  A  TIONS   l- T    DIvSMNS.  Xr, 

loulTcs  très  compliquéos  do  p(;tilo.s  ligues.  Alors  iili.i  (,'n  se  dévoilant  le  fait 
curieux  et  inattendu  delà  gémination  des  canaux,  lc(|uel  probablement  con- 
duira à  modifier  considérablement  les  opinions  courantes  sur  la  (•onstilulion 
pbysique  de  la  planète.  » 

L'auteur  reprit  la  détermination  de  la  direction  de  l'axe  de  rotation,  et 
trouva  des  résultats  qui  conlirmeut  absolument  ceux  ({ue  nous  avons  exposés 
plus  baut.  d'après  les  mesures  de  1877  et  1879. 

Pendant  cette  opposition  de  1881-1882,  1G2  esquisses  partielles  ont  été 
prises,  et  1.')  dessins  d'ensemble  du  disque.  11  est  bien  préférable,  lorsque 
la  vision  est  excellente,  de  ue  pas  perdre  son  temps  à  faire  des  dessins  d'en- 
semble. 

La  carte  que  l'on  trouvera  plus  loin  ifig.  195,  p.  361  )a  été  publiée  dans  le 
mémoire  de  M.  Schiaparelli,  que  nous  analysons  ici,  et  construite,  pour  la 
partie  australe  et  jusqu'au  20"  degré  de  latitude  nord,  d'après  los  observa- 
tions de  1877  et  1879,  et  pour  la  partie  boréale,  d'après  celles  de  1881,  1884 
et  1880,  qui  permirent  de  compléter  l'examen  total  du  globe  martien. 

Lorsqu'il  s'est  agi  de  construire  la  carte  de  Mars  pendant  cette  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  différentes,  il  eût  été  nécessaire 
de  séparer  toute  la  série  des  observations  en  deux  périodes  et  de  dresser 
une  carte  pour  chacune.  Mais,  pour  la  première  période,  les  observations 
étaient  insuffisantes.  Les  géminations  appartiennent  toutes  à  la  seconde  pé- 
riode, mais  peut-être  certains  aspects  remontaient-ils  déjà  à  la  première. 
L'auteur  a  construit  la  carte  ci-après  sur  l'ensemble  des  observations  de  cette 
opposition,  sans  distinction  de  temps,  et  lui  a  adjoint  une  autre  carte,  que 
nous  retrouverons  plus  loin  (à  la  seconde  Partie  de  cet  Ouvrage),  représen- 
tant l'hémisphère  boréal.  La  carte  publiée  plus  haut  (p.  355)  n'était  que 
provisoire. 

Les  lecteurs  de  ce  livre  ont  déjà  remarqué  sur  la  première  de  ces  cartes, 
et  remarqueront  aussi  sur  la  seconde  l'extrémité  inférieure  do  la  mer  du 
Sablier,  qui  se  contourne  en  forme  de  serpent.  L'astronome  italien  ayant 
donné  le  nom  de  Grande  Syrte  à  cette  mer,  et  celui  de  Nil  au  fleuve  qui  s'y 
rattache,  a  donné  le  nom  de  Xilosyrtis  à  cette  extrémité  si  singulièrement 
élargie  et  assombrie,  et  le  nomdeBoreosyrtis  à  la  continuation  de  ce  serpent. 
Le  Xilosyrtis  ressemble  à  la  queue  du  Scorpion  des  dessins  de  Secchi  en 
1858  (p.  140 ■.  Comparer  aussi  un  dessin  de  Dawes  en  1864  (p.  187),  un  de 
nous-méme  on  1873  (p.  214),  et  ceux  de  Green  la  même  année  (p.  219).  Mais 


35Ç  L  \  iM.  am;ti-:  m  mis. 

le  Boreosyilis  nous  paraît  liien  incertain  ou  signale  des  variations  plus  con- 
sidéraLles  encore  que  toutes  les  précédentes. 

L'auteur  a  ajouté  semblablement  de  nouveaux  noms  pour  les  configura- 
tions nouvellement  dessinées. 

Nos  lecteurs  saventque.dc  toutes  les  régions  do  la  planète,  l'une  des  plus 
claires  est  le  continent  Becr  de  notre  carte  (p.GOl,  (jui  s'étend  à  la  droite  de 
la  mer  du  Sablier.  C'est,  en  général,  une  région  brillante  et  uniforme.  Pen- 
dant l'opposilion  de  1881-188-2.  M.  Scliiaparolli  a  l'ait  là  des  observations  fort 
curieuses. 

Au  commencement  (0-1 -i  novembre  1.  on  ne  trouva  là  aucune  différence 
notable  avec  ce  qui  avait  été  vu  en  1879.  Les  mêmes  canaux  s'y  voyaient, 
non  tous  également  distincts,  et  l'unique  difTérence  importante  fut  l'appa- 
rition du  lac  Isménins,  que  l'on  commença  à  voir  ie  12  novembre  sous  ki 
forme  d'une  tache,  au  point  où  l'Euphrate  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  celte  région;  le  Protonilus,  qui 
d'abord  avait  l'aspect  d'une  ligne  unique,  se  montra  sépare  en  deux  cours 
parallèles,  portant  chacun  son  lac  Isménius.  Dans  la  troisième  période  d'ob- 
servations [  17  janvier- 4  février),  l'Oronte,  l'Euphrate,  le  Phison,  le  Tipho- 
nius  apparurent  tous  géminés,  i'Hiddekel,  invisible  en  1870,  reparut,  et 
rOxus  prolongea  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  'c  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 
hirgeur.  • 

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 


ISSI.8Î        sciii  \i*  \Mi:i.i.i.   -  nnsr.nv  \TioNs  i;t  DKSSiNS.  :<:.•.* 

taches  ne  sont  pas  ciitièrenient  leniiinés.  excepté  au  |innl  (rAchillc.  Ce  lac 
Niliacus  n'est  pas  noir,  mais  d'un  lu-un  jaunâtre. 

On  reconnaît  cette  tache  (lac  Niliacus  et  mer  Acidaliuni)  sur  les  dessins 
de  Knobel  en  1873,  H  IVeddicker  en  I88I-188-2. 

En  observant  le  Gange,  on  constata  maintes  fois  A  sa  droite  la  présence 
d'un  point  noir,  qui  n'était  autre  que  la  Fontaine  de  Jeunesse.  Ce  point  se 
rattachait  au  Gange  par  un  lil.  Puis  un  dédoublement  du  Gange  passa  à  tra- 
vers, du  golfe  de  l'Aurore  au  lac  de  la  Lune  [  Voy.  la  carie,  p.  3GI.) 

Au  lac  de  la  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  nettement  à  partir  du  19,  comme  des  fils  gris  à  travers  des  champs  de 
neige.  Il  en  fut  de  même  le  18  février.  Cette  gémination  du  Nil  avait  déjà 
été  observée,  comme  cas  unique,  en  1879,  le  2G  décembre,  un  mois  avant 
l'équinoxe,  qui  arriva  le  21  janvier  suivant.  En  1881,  le  phénomène  ne  com- 
mença à  se  présenter,  d'une  manière  indécise  et  confuse,  que  le  11  janvier, 
un  mois  apti-s  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  et  rigou- 
reux, mais  plutôt  par  une  relation  analogue  à  celle  des  saisons  terrestres, 
oii  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  à  celle  de  la  Libye,  ton  tout  différent  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  rhumboïdale  dessinée  par  Lohse  et  Burton  (voy.  p.  318  et  319). 
Très  foncé,  et  plus  noir  au  bord  du  disque  qu'au  centre. 

L'Araxc  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  Bossel  de  la  carte  de  Proclor. 

L'île  neigeuse  de  Dawes  (Dawes'Snow  Island)  ou  Argyre,  a  toujours  paru 
très  blanche,  comnn!  eu  1877. 

Le  détroit  d'Herschel  a  été  revu  sous  la  forme  serpentine  dessinée  par 
Kaiser  en  1862,  les  31  octobre  et  10  décembre  (p.  17-'f). 

La  Icrro  d'Ogygès,  dont  ou  n'avait  eu,  en  1879,  ([Uf  de  légers  indices,  a 
été  observée  plusieurs  fois  ou  1882,  mais  beaucoup  plus  blanche  et  plus 
brillante  au  bord  du  disque  (jue  dans  l'intérieur.  —  Nuages  y 

Dans  la  mer  Erythrée,  on  a  remarqué  certaines  régions  foncées,  mais  non 
pas  noires,  telles  que  les  terres  de  Deucalion,  de  Pvrrha.  de  Protée.  mon- 


360  l-A    PL  A  Ni:  il-;    MAHS. 

trant  avec  évidence  (juil  twist»'  sur  Mars  dos  ivyioiis  de  transition,  entre  les 
obscure?  et  les  claires. 

Le  canal  des  Titans  a  fait  l'objet  d'observations  trrs  porjdiwes  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  liaut,  du  golfe  des  Titans, 
mais  se  dirigeant  vers  l'extrémité  droite  de  la  Propontide.  Dans  une  troi- 
sième période,  les  1-2  et  13  février,  ce  second  canal  avait  disparu  et  l'on 
voyait  une  autre  ligne,  celte  fois  parallèle  à  la  première.  Quelle  part  faut-il 
faire  à  l'illusion? 
La  «  neige  olympique  »  de  1870  n'a  pu  être  retrouvée. 
Sur  sa  carte  de  1879,  M.  Schiaparelli  avait  donnr  le  nom  de  mer  Polaire 
boréale  (comme  on  le  voit  aussi  sur  notre  carte,  p.  G9)  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,  le  détroit  d'Anian,  le  Tanaïs, 
l'Alcyon,  ne  formant  pas  un  ensemble  continu  et  laissant  probablement  une 
terre  libre  au  pôle  boréal. 

La  mer  Maraldi  ou  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,  rilyblœus. 
C'est  un  cas  à  peu  près  unique,  sur  la  planète,  d'une  gémination  curviligne. 
'Comme  nous  Pavons  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  ;"i  la  région  voisine  nommée 
Boreosyrlis. 

La  Libye  présenta  une  coloration  rouge  foncé,  et  sa  surface  rappelait  l'as- 
pect d'un  tissu  pelucheux,  velu,  ou,  si  l'on  veut,  donnait  l'impression  d'être 
parsemée  de  petits  pores. 
La  «  neige  atlantique  »  a  été  visible  pendant  toute  cette  opposition.  De  plus, 


Q-      s    > 


302  l.A    l'LANKTK   MA  H  S. 

In  roLTion  d'Isis  a  montré  d'autres  taches  l)lanclios,  surloul  au  promontoire 
qui  forme  un  angle  entre  la  nier  du  Sablier  et  le  Xf'pcnllics.  Le  marais  Goloo 
n'a  plus  clé  revu. 

En  résumé,  ce  (juil  y  a  do  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  mêmes  de  l'observateur,  et  l'opération  s'est  souvent 
accomplie  en  vingt-quatre  iieures.  Si  l'on  réfléchit  qu'il  s'agit  là  de  lignes 
larges  de  cent  kilomètres  environ  et  longues  de  mille  et  davantage,  la  rapi- 
dité avec  la(}uelle  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- 


IS81-S-J  SCIII  AI' Al{i;i.l.l.    —    (Hi<i;i{V  ATIONS   KT   DF'SSINS.  363 

rembrt'  1881),  el  i^'efleclue  siuloul  dans  le  second  mois  après  cet  (''(juinoxe. 
(|irapi-ès  avoir  duré  plusieurs  semaiiK's  un  iiièiiH.'  (juolques  mois,  il  disparaît, 
de  sorte  (juil  n'en  reste  aucune  trace  à  l'époque  du  solstice  boréal.  Ces  gé- 
minations  occupent  donc  toute  la  saison  que  nous  appelons  printemps  de 
riiémisphère  boréal.  Existe-t-il  quelcjne  chose  d'analogue  en  automne  VCest 
ce  (fue  les  observations  qui  précèdent  ne  permettent  pas  de  décider. 

On  peut  remanjucr  (jue,  sur  la  planète  entière,  il  y  a  une  grande  ten- 
dance au  dualisme  el  à  la  symétrie.  Des  lacs  sont  séparés  en  deux  par  un 
isthme;  le  détroit  d'Herschel  a  été  vu  longiludinalement  blanchi  dans  sa 
région  médiane,  ainsi  que  la  mer  Maraldi;  la  mer  du  Sablier  a  son  pendant 
à  la  baie  IJurton,  la  i)aie  du  Méridien  est  double,  etc..  etc. 

Quant  à  l'cxpUcalion...  Il  n'y  a  rien  danalogue  sur  la  Terre. 

Après  la  publication  de  ces  trois  cartes  de  M.  Schiaparelli  fig.  17-i,  18.") 
et  195;.  la  revue  astronomique  anglaise  The  Observatory,  dirigée  par 
.M.M.  (Jhristie  etMaunder,  publia  un  article  spécial  sur  ces  travaux  f '),dont  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  être  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.  "  Xor  would  it  be  the  first 
time  that  a  distinguished  astronomer  has  fallen  into  that  mistake.  » 

En  général,  les  astronomes  anglais  partagèrent  le  même  sentiment  de  scep- 
ticisme à  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  Enrjlish  Mechanir,  Nature,  etc. 

A  la  séance 'de  la  Société  astronomique  de  Londres,  du  14  avril  1883  (-). 
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  »  el  leur  dédoublement, 
article  dans  lequel  il  suggérait  que  les  habitants  de  Mars  doivent  être  en- 
gagés en  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,  mais 
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,  soit 

(',  The  Obscrviitoru.  May.  1,  1882. 
[')    I<l.  1(1.  May.  1.  1882. 


3<'.i  i.A  I'l\m:ii:  mahs. 

dans  ceux  dr  iilusiours.  On  en  trouve  dans  les  dessins  de  Dawes,  mais  les 
lignes  tracées  par  Dawes  n'existent  pas  dans  les  dessins  de  M.  Schiapart'lli. 
On  retrouve,  au  contraire,  les  lignes  tracées  par  Dawes  dans  les  dessins  de 
M.  Burton.  Je  ne  pense  pas  que  ces  tracés  soient  imaginaires,  mais  il  me 
semble  que  ce  ne  sont  pas  là  des  choses  permanentes  sur  la  planète.  « 

M.  Maunder  exprime,  de  son  côté,  l'idée  que  les  canaux  dessinés  jiar  l'ob- 
servateur de  Milan  ne  sont  pas  des  lignes  réelles.  Plusieurs  peuvent  être 
ducs  à  des  illusions  d'optique:  plusieurs  paraissent  être  des  bordures  de 
districts  ombrés.  M.  Schiaparelli  paraît  prolonger  ses  lignes  au  delà  de  leur 
longueur  réelle,  par  exemple,  lorsque  deux  lignes  sombres  se  dirigent  l'une 
vers  lautre,  il  les  prolonge  jusqu'à  ce  quelles  se  rencontrent,  ce  qui  ne 
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 
(]ui  s'entrecoupent  dan?  tous  les  sens. 

CVl.  Même  opposition,  1881-1882.—  Otto  I^oegdicke-r.  Observations  et  dessins  [^). 
A  la  séance  du  17  avril  1882  de  la  Société  royale  de  Dultlin,  lord  Rosse 

Fis-  10G. 


Desoins  de  Mars,  par  M.  0.  liœddicker,  le.sj2Ù  et  20  décembre  1.S*îI. 

communiqua  les  observations  faites  à  .son  Observatoire  de  Lirr  Castle,  par 

(')  Notes  on  the  physical  appuarence  of  Ihe  planet Mars.  Birr  Ca-stle  Observalory 
Scicnlific  Transactions  0/  Ihe  Royal  Dublin  Society,  1882.) 


1881-81»  (».    lUH.DItlCKKH.  —   C-K.    mUiON.  3fi5 

M.  iHtii  IJœddickcr.  (Jes  observiiliuiis  s'éteudeiil  du  l'.l  novenibie  1881  au 
23  jauvier  188-3,  et  sont  accompagnées  de  18  dessins.  Elles  ont  été  faites  au 
grand  télescope  de  trois  pieds  d'ouverture,  grossissement  =  21G. 

En  général,  les  taches  claires  ou  continentales  ont  paru  orangées,  et  les 
taches  foncées  ou  maritimes  ont  paru  bleues. 

La  mer  du  Sablier  «  Ilour-glass  n  a  paru  bordée,  le  long  de  son  bord 
précédent,  dune  zone  claire  assez  brillante. 

Parmi  ces  dessins,  nous  en  reproduirons  deux  iflg.  19G),  remarquables 
par  leurs  détails  et  qui  montrent,  en  môme  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  à  une 
feuille  à  l'extrémité  d'un  ruban,  et  rappelle  les  anciens  dessins  de  1830.  On 
remarque,  à  sa  droite,  le  détroit  Arago  et  la  baie  Burton  descendant  à  la 
merKnobel  :  c'est  llndus  de  M.  Schiaparelli.  Sur  le  second  dessin,  du  20  dé- 
cembre, à  11'' 36'",  on  voit  la  mer  du  Sablier  présenter,  à  son  extrémité  infé- 
rieure, un  étranglement  et  un  coude  certainement  exagérés. 

CVII.  Même  opposition,  1881-1882.  —  (1.-E.  Burton.  Observations  et  dessins('). 
Ces  observations  ont  été  faites  en  février,  mars  et  avril  1882,  à  l'aide  d'un 

Fia.  197. 


Mars,  Il  |:J  mars  I88-.',  dossiu  de  M.  Durloii. 

tL'lescope  de  9  poucfs  d'ouverture,  armé  de  grossissements  de  270  et  GOO.  et 
présentées  à  la  même  Société,  le  17  avril  1882.  L'auteur  remarque  d'abord 
que  «  la  neige  polaire  boréale  a  été  vue  constamment,  et  surtout  en  deux 

(')  \olcs  0)1  llie  aspect  ofMavs  in  I8ii. {Scienlific  Transactions  of  thc  royal  Du- 
blin Societij,  1882.; 


366  I.  A    PLAN  r  ri:    M  A  II  s. 

soirées  dcxcellcnlo  ilcfinition.dc  forme  compliquée  cl  lobée,  une  échancrure 
étant  surtout  bien  visible  dans  le  contour  ellipliiiue.  vers  la  longitude  300". 
comme  si  la  matière  blanche  avait  fondu  là  plus  vite  qu'ailleurs,  sous  l'in- 
fluence d'un  Soleil  alors  presque  au  solstice  )■.  Nous  reproduisons  ici  le  dessin 
du  13  mars(/jf/.  197;,  qui  montre  cette  neige  du  pôle  inférieur  l»ilobée.  Deux 
autres  régions  blanches  sont  visibles  sur  la  planète,  l'une  voisine  de  Textré- 
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  déjcà  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'avan(;ait,  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.  18S1-8-2.    -  NrcsTEX.  Observations  el  dessins  ('^ 

L'habile  astronome  de  l'Observatoire  de  Bruxelles  a  fait  ces  observations 
du  12  décembre  au  16  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.  "\'oici 
un  extrait  de  la  description  de  M.  Xiesten.  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  (-). 

[' j  Observations  sur  l'aspect  physique  de  la  planète  Mars  en  ISSl-SL  Annales  de 
l'Observatoire  royal  de  Bruxelles,  t.  VII,  1890. 

(■•)A  propos  de  ces  nomenclatures,  voici  ce  qu'on  lit  dans  le  Rapport  annuel  de  la.So- 
ciélé  royale  astronomique  de  Londres,  février.  1884  : 

n  II  is  most  désirable  that  there  should  bc  some  agreement  established  among  astro- 
nomers  onlhe  question.  The  principle  adopted  by  M.  Proctor,  of  designating  the  «  land 
and  seas  n  by  the  namcs  of  astronomers,  wat  provisionally  a  convenient  one,  and  this 
was  continued  by  M.  Green  and  M.  Flammarion  in  their  maps,  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  generally  adopted.  » 


1881 -8-: 


mksti:n. 


ohsi:m\  A  I  i(»Ns  i;r  dessins 


367 


31  janvier.—  Dessin  Iréscmifiix  [fuj.  I98,A).  Les  ombres  paraissent  romme 
de  minces  lignes  grisAtres  qui  sont  (Jodoublées.  La  mer  du  Sablier  est  plus 
foncée  vers  l'Est.  La  Libye  est  teintée  de  gris,  c'est-à-dire  que  la  mer  Main 
s'étend  jusqu'à  la  nier  Fiainniarinn.  LfîTbolb  rsl  très  a^tparent,  ainsi  que  le 
l'rolnnilus  et  l'Arethusa. 

.\insi,  dansée  dessin.  leTbotb.que  i  (ju  voit  à  gauche  de  la  mer  du  Sablier, 
serait  aussi  large  ((u'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  csl  Iiicn  curieux  par  l'espèce  de  dédoublement  longitudinal  du 
détroit  d'IIerschel.  assez  rare,  mais  réel. 

La  figure  v(tisine  {fin.  198,  ]V,  du  21  décembre,  montre  une  différence  assez 


r^ 


Fis.  l'.)8. 


r..Jn.r 


Lr.hU" 


^gf^^^-^- 


iiiÀuw.iS82 


2iD«.tm 


Dessins  île  Mars,  i)ai-  M.  Niestun,  31  janvier  1882  et  '21  décembre  l,S8i. 


sensible  avec  la  précédente.  La  mer  du  Sablier  y  revêt  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  Thoth.  Le  détroit  d'Herschel 
semble  finir  en  golfe  au-dessus  de  la  mer  du  Sablier.  On  reconnaît  le  Proto- 
nilus,  duquel  s'élève  l'Euphrate,  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  n^semblent  des  limites  de  régions  teintées  ou  voilées, 
comme  le  pensent  plusieurs  observateurs  anglais. 

('es  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.  PUles  confirment  celles  de  Milan,  sans  toutefois  les 
préciser,  en  les  faisant  flotter,  pour  ainsi  dire,  dans  un  plus  grand 
vauue. 


368  LA    IM  ANKTK   M  A  US. 

M.  N.  (lo  Konkoly  a  publié  ^')  les  observations  faites  à  son  observatoire 
par  M.  A.  ilo  Golbard.  Il  y  en  a  30  de  Jupiter  et  9  de  Mars,  dont  trois  dessins 
sont  reproduits  :  ceux  des  10  novembre,  22  et  '2')  décembre.  On  ny  relève 
rien  de  particulier,  sini^n  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.  188"2.  —  TiioLVELOT.  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  rautomuo  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  composed  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, 

(')  Beobachlungen  angestell  am  aslrojjhysikalischcn  Observatorium  in  0  Gyalla, 
Vierter  Band.  Halle,  1882. 
(')  Voyez  p.  Tl'u 


1882  DOWMNC,    l'Hl  m.iii;tt.    —  1)1  ami;  I  lii;   IH,   MAUS.  360 

18G5,  page  19'.»,  une  pensée  sensiblement  dilVérenle,  Les  conditions  de  pression 
atmosphérique,  de  pesanteur,  etc.,  étant  au//'es,  les  neiges  peuvent  être  d'une 
nature  physique  autre,  et  fondre  à  un  degré  thermométrique  plus  bas,  lequel 
serait,  pour  la  température  moyenne  de  Mars,  le  zéro  do  la  planète,  ce  point  zéro 
pouvant  nous  paraître,  d'ailleurs,  supérieur  au  nôtre,  parce  que  les  effets  qui  se 
produiraient  à  ce  degré  thermométrique  seraient  analogues  à,  ceux  qui  se  pro- 
duisent ici  à  un  degré  plus  élevé.) 

Plusieurs  dos  taches  sombres  de  Mars,  et  spécialement  celles  dont  les  rives 
septentrionales  forment  une  bande  irrégulière  sur  les  régions  équatoriales,  se 
montrent  bordées  de  ce  coté  par  une  bande  blanche  suivant  toutes  les  sinuosités 
du  rivage.  Cette  bordure  blanche  est  variable.  Parfois  elle  est  excessivement 
brillante,  surtout  en  certains  points,  qui  égalent  presque  la  blancheur  polaire; 
parfois  elle  est  si  faible  que  l'on  peut  à  peine  la  reconnaître,  malgré  la  transpa- 
rence de  l'atmosphère  martienne  et  la  visibilité  des  taches.  Adoptant  les  vues 
exposées  par  M.  Green  à  la  suite  de  ses  observations  de  1877,  l'auteur  attribue 
ces  franges  blanches  des  côtes  des  mers  martiennes  à  des  condensations  de  va- 
peurs sur  les  sommets  de  chaînes  de  montajnes  élevées  bordant  ces  mers,  ana- 
logues aux  Andes  et  aux  montagnes  Rocheuses  qui  bordent  l'océan  Pacifique.  Ces 
plateaux  élevés  dessineraient  même  parfois  des  protubérances  le  long  du  termi- 
nateur;  le  district  montagneux  le  plus  élevé  parait  être  situé  entre  G0°  et  70°  de 
latitude  sud,  vers  l'extrémité  occidentale  de  la  terre  de  Gill,  entre  les  longitudes 
180°  et  190°. 

L'ile  de  Hall,  parfois  couverte  de  neige  et  parfois  invisible,  est  sans  doute  très 
élevée  aussi  :  elle  parait  rattachée  à  la  côte. 

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,  pen- 
dant huit  semaines  consécutives,  du  12  décembre  1877  au  6  février  1878,  un  hé- 
misphère entier  est  resté  entièrement  brumeux,  l'autre  restant  très  clair. 

En  résumé,  cette  planète  offre  les  plus  grandes  ressemblances  avec  celle  que 
nous  habitons. 

Nous  retrouverons  tout  à  Tlieure  la  conlinualioii  des  observations  de 
M.  Trouvelot. 


ex.   1882.  ■—  DowNiNG,  PiuTCHETT.  Diamclrc  de  Mars. 

De  537  mesures  du  diamètre  vertical  de  Mars  prises  au  cercle  méridien  de 
l'Observatoire  de  Greenwich,  de  1851  à  1880,  M.  Downing  a  conclu  la  va- 
leur y", 697  pour  ce  diamètre  {\. 

Pendant  les  deux  oppositions  de  1879  80  el  188I-8J,  M.  Pritchctl  a  fait  à 

(')  Monthlii  Notices,  t.  XLI,  p.  ïi. 

1<'la.mm.\hion.  —  Mars.  2i 


370  l.A    IM.AM'.ri;    M  A  us. 

réquatorial  do  Monisini  ^Klals-Unis;  de  bonnes  séries  do  mesures  de  ce 
même  diamètre.  En  voici  les  résultais  (')  : 


Diamètre  Uiamotri 

('i|iialoriul.  polaire. 

1879-80.  .     "/.G38  9",42î 

ISSt-SI 0  .03.^  '.)  ,30i 


à  l'unité  de  distance. 


Si  Ton  néglige  raplnlissoment,  on  a  0",48G  _::  0'',û3;3  pour  1870  et 
9",-i84±  0".  036  pour  1882. 

Celte  valeur  s'accorde  avec  celle  de  M.  Ilarl\vig(9",352)  et  celle  que  M.  Dow- 
ninga  conclue  des  passages  méridiens  de  Greenwich.  donnée  ci-dessus. 

Salellitcs. 

l'cudanl  l'opposition  de  1881,  le  professeur  Pickering  a  trouvé  pour  l'éclat 
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  cl  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  l'auteur  de  la  découverte: 


1877,     1"  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 

lis  ont  été  observés  à  Ealing,  près  Londres,  par  M.  Common,  le  21  sep- 
tembre 1877,  et  à  Washington,  jjar  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.  —  Mahïh.  Hotalion  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,  3.50°,  8922,  qui!  empbjyait  depuis 
1864  pour  ses  calculs,  et  qui  est  déduit  de  la  période  de  Kaiser  de  24''  37'"  22%  62, 
est  d'une  grande  précision. 

f')  Aslronomisclie  Nachrichlen,26b2.~  TfieObservalory,  1885,  p.  \3ô.  — Publications 
of  Ike  Morrison  Observalory.  Gla.scow,  Missouri,  t.  I,  p.  7i. 
{')  A.'itron.  Nachr.,  2437. 
{')  Monthbj  Noiices,  1883,  p.  493. 


\bSk 


I.IlKMISIMIi:  Hi-    Ndltl»    1)1-:    \l  VHS. 


371 


Oïl  peut  le  corrobonn*  p;ir  les  dessins  de  Maraldi,  de  1704,  (jui,  mal;,u-6  leur 
aspect  rudimcnlaire,  montrent  cependant  ijue  la  tache  qui  arrive  au  milieu 
du  disque  en  octobre  1704,  léLri3rement  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  1870,  où  la  tache  traver- 
sait le  méridien  central  au  sud  du  contre,  montre  que  le  taux  de  rotation 
adopté  est  presque  correct,  car  de  1704  à  1879  la  différence  ne  s'élève  qu'à 
G**, 3948.  Le  calcul  le  plus  précis  indique  pour  le  taux  de  rotation  diurne 
350°,  89217  de  rotation  tropi(]ue,  ce  qui  conduit  pour  la  rotation  sidérale  à 

2  !'■  37™  22-,  6-20. 

Opposition  de  1884. 

DATE  DE  L"opposrrio.v  :  31  janvieu. 


Orbite  de  Mars  pour  une  opposition  aphéli<|Uo. 

Présentation  de  la  planète  :  Le  pôle  boréal  est  incliné  vers  la  Terre 


posrnoNs  de  mars. 

Latitude  Phase  .\iiglc 

Dates.  <lu  centre.  Diamètre,  zone  manquant.  Soleil-Terre. 

31  octobre  1883 -  16*,3  7' ,6  0",0  39° 

31  janvier  1884 -r-  14  ,8  13,9  0,0  3 

30  avril    1884 -f-  17  ,0  7,4  0  ,8  37 


37-2  i-A  im,am:ti-;  m  a  us. 

('-Ai.EMUUKU  ni;  M  mis. 

IK-iuispluTO  austral  H^'inispherc  hoii-al 

ousupiTiciir.  ou  infOricur. 

1:1  mai  If^Si Solslicc  d'IiivLi'.  Solstice  d'olé. 

Celte  opposilion.  c(Viiu-idanl  uvlm-  liipliélic  do  Mars,  csl  la  couli-c-parlic 
de  celle  de  1877.  comme  on  en  peut  juger  par  la  fij.  199,  comparée  à  celles 
des  pages '239  cl  -248.  Le  Soleil  est  à  l'un  des  foyers  de  l'orhite  de  Mars,  C  est 
le  centre  de  celle  orbile,  Ms  le  perilK-lie  de  Mars,  M/i  son  aphélie  La  planùle 
présente  à  la  Terre  son  hémisphère  n^rd. 

Nous  inaugurerons  les  observations  de  cet  le  opposition  par  celles  de 
M.  Trouvelol,  faites  à  l'Observatoire  de  Meudon. 

r,XIL  1884.  —  Trouvelot.  Observations  et  dessins  l'I. 

Voici  l'article  même  publié  par  lauleur  et  les  quatre  vues  qui  raccom- 
pagnent. 

«  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  môme  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  mis  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  pdanète. 

»  Dès  la  fin  de  l'année,  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. 

h  Parmi  les  dessins  assez  nombreux  que  j  ai  obtenus  durant  cette  opposition , 
j'en  ai  choisi  quatre,  que  je  reproduis  ici  [firj.WO:  1,  2,  3  et  4),  parce  qu'ils 

C;  L'Astronomie,  iievue  mensuelle  d'Astronomie  populaire,  septembre  lS8i. 


|S8i 


TUOUVELOT.  -  OUSKUVAilONS  K T  DI-SSINS. 


373 


donnent  ensemble,  à  peu  de  chose  prés,  tout  le  pourtour  de  riiémisphèrH 
nord  do  Mars,  et  permettent  ainsi  de  reconnaître  les  princiiialos  taches  vi^ 
siblcs  sur  cet  hémisphère. 

«Pour  rendre  ces  dessins  compréhensibles,  je  donnerai  ici  la  copie  textuelle 
des  observations  originales  qui  s'y  rapportent,  ce  qui  permettra  au  lecteur 
ri(lenlifi(\uion  df?  taches  déjà  connues. 

»  F/;/.   I,  IG  mnr.s,  Tt-JO-"  —  .\ii  ?iid-Ouesl,  on  voit  rextrdmité  est  du  dt'troit 


Fitr.  -200. 


A>iiLft  iclc.-cui.iiiuc  lie  l;i  [jUiiiile  M.ir-;  cii  b'^■| 
(Observations  ot  dessins  ilc  M.  Trouvclot.) 


Ilcrschol  II,  qui  se  termine  par  la  baie  du  Méridien.  Au  Sud-Est,  on  distingue 
l'océan  do  la  Hue  qui  s'avance  jusqu'au  terminateur.  La  baie  Burlun  forme  la 
pointe  extrême  nord,  qui  se  trouve  un  peu  :\  l'ouest  du  méridien  central.  Entre  le 


T,\  I.  A  PI  am:ti:  m  a  us. 

massif  qui  vi<Mit  aboutir  à  In  baio  Burton  et  colui  «lui  aboutit  à  la  baie  ibi  Mr- 
ridien.  on  aporcoit  uue  ôtroito  bando  blancbàtrc  ^ui  réunit,  le  continent  Becr  à 
nie  Phillips.  Au  sud-ouest  do  ces  irrandos  taches  [sombres,  ot  prrs  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- 
raît 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  larire,  mais  aussi  très  va,i:ue.  La  mer  Tycho  forme  d'abord  un  quadrilatère 
sombre  qui.  vers  le  haut,  est  surmonté  d'une  tache  angulaire  plus  p;ile,  qui  se 
trouve  séparée  du  quadrilatère  par  une  bande  blanchâtre.  A  l'Est,  ce  quadri- 
latère est  larçrement  séparé,  par  une  bande  blanchâtre,  d'une  tache  grise  qui 
atteint  le  terminateur  et  appartient  â  la  mer  Airy.  Au  Nord-Ouest,  sur  le  bord,  on 
voit  l'extrémité  de  la  mer  Lassell  et  la  terre  Le  Verrier. 

»  Fiij.  2,  15  février,  f>'»4.'').  —  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  borde  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  Merschcl  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,  l^'ih^.  —  Au  Sud,  non  loin  du  bord,  on  voit  cette  partie  de 
la  mer  Maraldi  qui  s'étend  delà  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  diflfus,  qui,  à  l'Est  et  à 
rOuest,  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 


188i  TUOUVr-LOT.    —   OUSI- K  VATIONS   I- T   DHSSINS.  375 

était  ;>/u8  rapproclié  de  nous  ('j.  Cette  tache  ovale  est  encore  rattachée  à  Ma- 
raldi  par  une  autre  bande  grise  étroite,  qui  va  du  Nord  au  Sud,  et  que  j'ai  sou- 
vent observée  auparavant.  Des  bords  de  la  tache  polaire  nord  on  voit  deux  taches 
angulaires  qui  s'avancent  vers  le  Sud.  La  plus  orientale  se  dirige  vers  la  tache 
ovale  en  se  recourbant  à  l'Ouest,  et  s'cfl'aco  un  peu  avant  de  l'atteindre.  La  plus 
occidentale  forme  une  courbe  très  prononcée,  et,  revenant  vers  l'Est  ens'effaçant 
graducUenient,  elle  s'unit  à  la  tache  ovale  par  une  bande  à  peine  sensible.  A 
l'ouest  de  cette  tache  recourbée  et  s'avançant  jusque  sur  le  bord,  on  voit  une 
tache  blanche  brillante. 

"  Fig.  'i,  2  mars,  ()''40'".  —  Au  Sud,  on  distingue  la  partie  occidentale  de  la  mer 
Maraldi,  la  baie  Trouvelot  formant  un  angle  un  peu  ù,  l'est  du  méridien  central. 
Au  Sud-Uuest,  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  baie  Trouvelot,  on  voit 
une  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 
tache  polaire  nord  est  entourée  au  Sud  par  une  grande  tache  sombre  (sans  doute 
la  mer  Oudcmans),  qui  remonte  vers  le  Sud,  où  bientôt  elle  se  trouve  séparée 
par  une  étroite  bande  blanchâtre.  Puis,  continuant  au  delà,  mais  plus  vague,  elle 
forme  une  tache  angulaire,  à  contours  très  diffus  et  difficiles  à  reconnaître.  A 
l'est  de  la  mer  Oudemans,  près  du  bord,  on  voit  la  terre  Fontana,  qui  n'est  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  éclat  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  planète  est  manifestement  d r formé  ;  car  sa  courbe,  au  lieu 
d'être  elliptique,  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  nne  élévation  considérable  de  la  surface.  Cette  partie  du  bord  parait  aussi 
plus  lumineuse  que  les  autres  régions. 

»  Tel  est  le  résumé  de  ces  observations.  Un  coup  d(uil  suffit  pour  se  con- 
vaincre que  l'hémisphère  nord  de  Mars  diffère  notablement  de  son  hémi- 
sphère sud,  au  point  (le  vue  géographique.  Sur  ce  dernier  hémisphère,  les 
taches  sombres  sont  beaucoup  plus  grandes,  plus  nombreuses,  plus  vigou- 

(.')  Cet  article  a  été  reproduit  dans  Tlie  Observatory,  décembre  1884.  et  l'éditeur  re- 
marque que  cette  tache  ovale  est  l'océan  de  Schiaparelli  et  que  les  trois  canaux  qui  le 
rattachent  à  la  mer  Maraldi  sont  ceux  des  Titans,  des  Laestrigons  et  des  Cyclopes,  \o 
tout  vu  eu  1877  par  M.  Schiaparelli.  L'Océan  a  été  remarqué  la  même  année  à  Green- 
wich,  le  canal  des  Cyclopes  en  1879  et  en  1882.  Le  mémo  aspect  aurait  été  vu  en  1877 
à  Potsdam  et  en  1879  par  M.  Burton.  M.  Trouvelot  a  répliqué  à  cette  remarque  {Tlic 
Observatory,  1885,  p.  2G)  que  cette  tache  ovale  occupe  bien  la  place  du  fleuve  Océan, 
mais  ne  ressemble  pas  à  ce  que  l'on  voit  là  ordinairement.  Cette  tache  était  plus  foncée 
et  presque  isolée. 

■24* 


T.G  I. A  PI  ANCTI-    MAKS. 

reuses  et  mieux  déliiiies  (lue  celles  de  riicniisiiliùn'  nord.  Ici.  il  n'y  ;i  iruéro 
que  les  mers  Knobel  et  Delambre  qui  se  montrent  avec  un  peu  de  netteté, 
tandis  qu'au  Sud  presque  toutes  sont  d'une  netteté  remarqualde,  particu- 
lièrement le  loni:  de  leur  bord  boréal.  En  {.M-néral.  les  tachrs  sombres  de 
rhémispbèrc  nord  ont  leurs  bords  si  vagues  et  si  dilTns.  qu'il  est  dirncilc  de 
rt'connaître  leur  forme. 

'^  D'après  mes  observations,  il  semble  (]ue  certaines  taches  soient  variables 
dans  leur  forme  et  leur  couleur.  Jusqu'ici  nous  n'avons  jjas  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  sai.sons.  par  des  pluies,  des  brouillards  ou  des  nuages  ('). 
Les  observations  futures  permettront  sans  doute  de  résoudre  ces  divers 
problèmes.  » 

CXIII.  Même  oppositiozi,  1881.  —  Knobel.  Observalions  et  dessins  i'). 

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  déplus  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 
l'axe,  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'ojjposition,  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  l'influence  des  saisons.  «  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  188C,  p.  201.  —Memoirs  of  the  royal  astronomical  Society, 
1885,  t.  XLVIII,  p.  2. 


IS84  KNOnFL.      -   OBSi:  K  VATIONS   I-T   DESSINS.  377 

Parmi  les  noiulireiix  dessins  pris  par  M.  iùioljel  à  l'aide  d'uu  télescope  en 
verre  argenté  de  llrowning,  de  8  pouces  et  demi  ((J"',21G),  armé  d'oculaires 
grossissant  de  'JôO  à  iôO  fois,  nous  avons  choisi  les  quatre  plus  intéressants 
[)Our  les  régions  boréales,  dont  la  connaissance  laisse  encore  à  désirer.  Ces 

A  Fitr.  îdl.  B 


(•  D 

Aspect  de  la  pianote  Mars,  d'après  les  observations  faites  en  1884,  par  M.  Knobel. 

A.  29  février  lO".         Lonp.  215».    1    Cil  février     7''15"'.  Long.  334». 

B.  26  février  11''.  Lonp.  25C°.    I    P.   11  février     iiiiSU™.  Long.       1". 

dessins  (/i^.  201  )  et  surtout  lacarteconstruite  par  l'auteur  (/?^.  202)  complètent 
une  partie  des  lacunes  que  les  cartes  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  qu'il  est  plus  riche  en   taches   sombres,  ou 


378  l.A    IM.ANKTl-    M  A  US. 

mers,  mais  encore  en  oc  que  ces  observations  n'ont  pas  laissé  voir  une 
seule  fois  un  seul  contour  géographique  parl'aittMnent  net,  si  Ton  en  excepte 
toutefois  l'allongement  nord  de  la  mer  du  Sablier,  longitude  200°,  latitude 
30"  à  iO".  Tous  les  contours  se  sont  montrés  vagues  et  mal  définis.  Cet  effet 
peut  être  dû  à  une  moins  grande  transparence  de  ratmosplière,  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  escarpêeS;  plus  profondes,  et  les  eaux  plus  brusquement 
seiTées  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 300°  à  223"  ;  traversant  l'équateur)  a  été  observé  à  plusieurs  reprises 
avec  une  très  grande  netteté.  (Il  est  absent  de  la  carte  de  M.  Green.  )  Il  part 
de  la  mer  Maraldi  et  se  dirige  sur  la  mer  Oudemans.  Le  dessin  A  {fig.  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  Léestrygons. 

L'espace  situé  à  l'est  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  naurait  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  (200»  à  238°  et  13°  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  26  février,  la  terre  de  Burckhardt  —  Ilcspérie  —  (220°  à  255°;  'iO°  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  7''50".  L'astronome  anglais  propose  de  prendre  pour  origine  des 
longitudes  de  Mars,  au  lieu  de  ce  point  adopté  par  Becr  et  Madler,  Proclor, 


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Schiaparelli.  elc.  la  mer  Terby,  comme  étant  niiiMix  dôtachôo  et  d'une  dé- 
terminalion  plus  sûre.  Nous  jjcnsons  qu'il  est  inutile  de  changer.  An  temps 
de  Béer  cl  Madler,  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  do  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  Nasmylh.  Le  1 1  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  celte  région  séparée  du  continent  par 
une  teinte  grise.  Variations. 

La  mer  Knobel  (long.  =  20°,  lat.z^SO"  à  G5°  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  cl  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  (/z^'.  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  G  février,  ainsi  que  la  petite  tache  sombre,  au  Nord, 
nommée  Agathodœmon  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,  G  février,  la  mer  Airy  était  Ijien  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  Oudcmans  s'étend  à  jdus  de  10"  à 
l'ouest  du  tracé  de  M.  Green. 

L'Achéron  a  été  aperçu,  comme  un  large  tracé  gris,  de  100°  à  1GÛ°  de  Ion- 


I88'«  ii:iM(V.  -  lu:  M  A  un  II- s.  ;^si 

giludo  par  3"»''  de  latitude  nord,  mais  il  est  l)eaucoup  plus  large  que  sur  la 
carte  de  M.  Sciiiaparelli  :  il  ne  lui  ressemble  guère,  quoitjuc  celui-ci  ait 
écrit  :  a  L'Acheronte  e  uno  dci  canali  di  Marte  che  ebbero  la  sorte  di  esser 
veduli  dislinteniente  da  più  di  un  osservalore  :  trovasi,  infatti,  disegnato  con 
tutla  la  possibile  chiarezza  del  signor  Knoliel  sulla  rarla  che  accompagna  le 
suc  osservazioni  areografiche  del  1848.  >>  i  lll.  i(i  . 

Telles  sont  les  principales  observations  faites  par  M.  Knobel.  Elles  con- 
firment nos  conclusions  précédentes  :  //  s'opère  des  chanijemcnls  ccrlains  dans 
(es  détails. 

C\l\.  1884.  —  Teiuiv.  Remarques  sur  la  planète  Mars  ('). 

a  Le  fait  ([ui  m'a  le  plus  frappe  et  le  plus  étonné,  écrit  l'auteur,  pendant  le 
cours  de  la  discussion  à,  laquelle  j'ai  soumis  les  dessins  de  Mars  de  Schrœter,  est 
la  présence,  dans  les  figures  des  Areographisclie  Fragmente,  de  plusieurs 
taches  ressemblant  à  s'y  méprendre  à  la  mer  du  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  trente-cinq,  qui,  à  première  vue,  sem- 
blent représenter  évidemment  la  mer  du  Sablier  et  l'océan  de  Da\':es.  En  y  re- 
gardant de  plus  près,  au  contraire,  on  constate  que  ces  trente-cinq  dessins  ne 
se  rapportent  pas  tous  à  la  même  région  et  accusent  la  présence  de  plusieurs 
taclies  donnant  lieii  A  la  même  apparence.  »  Et  plus  loin  :  «  Comment  expliquer 
la  présence  de  ces  nombreuses  taches  se  terminant  en  pointe  du  côté  du  Nord  dans 
les  dessins  de  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  Iluggins  et  de  Bessel,  et  les  baies  de  Béer  et  de  Dawes,  le  détroit  de 
Dawes.  Mais  aucune  de  ces  régions  n'offre  des  dimensions  aussi  notables  que  la 
mer  du  Sablier. 

I)  On  remarque  les  mômes  singularités  dans  les  dessins  de  W.  Herschel. 

»  A  côté  de  cette  explication  imparfaite,  la  pensée  m'était  venue  que  ces  baies  avaient 
pu  diminuer  de  grandeur  depuis  les  observations  de  ces  deux  illustres  astronomes 
mais  cette  opinion  m'avait  semblé  trop  hasardée  pour  la  formuler.  Il  était  impossible 
aussi  d'accorder  plus  de  confiance  aux  dessins  de  \V.  Herschel  et  de  Schrœter  qu'à  ceux 
des  observateurs  modernes,  exécutés  à  l'aide  d'instruments  évidemment  supérieurs.  La 
question  restait  donc  sans  solution. 

»  M.  Schiaparelli,  dès  ses  premières  découvertes  en  1877,  a  fourni  un  élément  précieux  : 
les  baies  dont  il  s'agit  se  prolongent  toutes  vers  le  Nord  par  des  canaux  très  déliés,  il 
est  vrai,  mais  qui  nous  rapprochent  déjà  davantage  des  objets  vus  par  Schrœter.  Les 
mervoilleuscs  observations  faites  à  Milan  en  1877  et  en  1879  combinées  nous  montrent 

{')  L'.islronomi'j,  juin  188G,  p.  "207. 


382 


1. A  im,am:ii:  mars. 


l'élargissement  de  la  mer  du  Sablier  et  des  changements  de  détails  dans  les  configurations 
supposées  fixes  de  la  planète. 

u  Los  travaux  de  M.  Schiaparelli  en  1881-8-2  n.'  font  que  confirmer  toutes  ces  merveilles. 
et,  dans  sa  carte  do  cette  époque,  nous  trouvons  Vliidus  tcUemcnt  développé,  telle- 
ment élargi,  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  [diénomène  mystérieux  de  la  géminalion 
ou  d'un  dédoublement  spécial  de  presque  tous  les  autres  canau.\.  >- 


CX\  .   1884.    —  Utto  Bukddickkr.  Obscr valions  cl  dessins. 
A  rubservaloirc  de  lord  Uûs<,   à  Bin-  Casllo,  M.  lin-ddickL'i'  a  fait  une  série 


■jS  février  1861.  l-i  inar.s  1S84. 

Croijuis  de  Mars.  i)ar  M.  liœddicker,  au  grand  télescope  de  TObservatoire  de  lord  Ro.is. 

d'esquisses,  du  24  février  au  2  avril.  Ces  esquisses,  au  nombre  de  treize,  ont  été 
fjrésentées  le  16  juin  à  la  Société  royale  de  Dublin,  et  publiées  dans  ses  Trans- 
actions (').  Réflecteur  de  trois  pieds  d'ouverture.  Grossissements  144  et  216. 
Il  est  bien  remarquable  que  ce  grand  télescope  de  l'Observatoire  de  lord 
Ross  ait  donné  si  peu  de  détails.  Nous  reproduisons  ici  les  deux  meilleurs 
de  ces  dessins  afin  qu'on  en  puisse  juger.  Le  premier  (fig.  203)  est  du 
24  février,  vingt  et  un  jours  après  l'opposition,  et  le  second  [fig.  204)  est  du 
22  mars.  On  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 
Aragoet  la  baie  Burton  de  notre  carte,  l'indus  de  M.  Schiaparelli,  descendant 
au  lac  Niliacus  et  au  Deuteronilus.  Et  c'est  à  peu  près  tout  ce  qu'il  y  a  à 
glaner  de  sûr  dans  ces  petits  dessins  obtenus  par  un  habile  oljservateur  à 
l'un  des  plus  grands  télescopes.  Les  puissants  instruments  valent  donc  moins 
que  les  petits  pour  Tétude  de  Mars?  Les  vagues  d'air  chaud  trop  grossies  effa- 
cent-elles les  trop  légères  images  ? 

CJ  T.  m.  Série  II,  1885.  Notes  on  Ihe  aspect  of  Ihe  planel  Mars,  etc. 


1884  Dli.NMMi.    --    IHHKi;    Kl.    I.  \    HOIATION.  383 

(]X\I.    188i.  —  DENNiNd.   Uarèe  de  la  rolation  dr  Mars[^). 

Malgré  la  petitesse  relative  do  son  diamolrc,  et  la  lenteur  de  son  mouve- 
ment de  rotation,  la  |ilanùte  Mars  otlrc  cependant  des  facilités  remarquables 
pour  la  déterminalion  de  la  durée  de  sa  rotation.  Il  n'y  a  certainement 
pas  d'autre  planète  ([ui  se  présente  à  nous  dans  des  circonstances  aussi  fa- 
vorables sous  ce  rapport  ;  les  principales  taches  de  Mars  se  sont  en  elfet 
montrées  à  de  nombreuses  générations  successives  avec  les  mêmes  formes 
caractéristiques,  tandis  (|ue  les  détails  (ju'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  empêchent  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'être  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  du  Sablier^  qui  est  générale- 
ment considérée  comme  la  tache  la  plus  facilement  visible  de  la  planète,  se 
prête  admirablement  à  l'étude  de  la  durée  de  la  rotation.  Dès  18G9,  M.  Den- 
ning  a  observé  son  passage  dans  la  partie  centrale  du  disque  de  la  planète  à 
l'aide  d'une  lunette  de  4  pouces  j  :  le  2  février  elle  était  centrale  à  10'',  le  4 
à  11  "et  le  5  à  Jl^SO".. 

Il  observa  la  même  tache  au  mois  de  février  1884  avec  une  lunette  d'une 
ouverture  de  10  pouces  et  d'un  grossissement  de  252  fois  et  nota  qu'elle  tra- 
versait la  région  centrale  aux  époques  suivantes  : 

1  i   février  1884 5'' 55" 

15  6  35 

19  9    5 

22  M     ', 

L'observateur  combine  son  observation  du  4  février  181j9  avec  celle  du 
14  février  1884.  Cet  intervalle  comprend  5487  jours  18  heures  55  minutes 
—  474144  000  secondes.  Il  faut  le  corriger  de  la  différence  des  longitudes 
entre  Mars  et  la  Terre  aux  deu.\  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 

(')  L'Astronouiie,  t.  III,  août  I88i.  p.  2'Jli. 


38  i  LA    rLANKTi:    M  A  US. 

apparent  de  la  planète  était  d'onviron  IG  secondes,  de  sorte  que  la  distance 
de  la  planète  à  la  Terre  était  à  peu  près  la  même.  Toutes  corrections  faites, 
M.  Dennini:  trouve,  pour  la  durée  de  la  rotation, 

Ce  nombre,  (jui  résulte  d'un  intervalle  comprenant  534i)  rotations,  pré- 
sente un  accord  satisfaisant  avec  les  périodes  calculées  par  Kaiser,  Schmidt 
et  Proctor,  d'après  une  série  d'observations  beaucoup  plus  longue.  Voici  les 
principales  déterminations  antérieures  : 

1837  J.-H.  Madier •2i"37'"23',8  Astronomische  Nachrichten,  n"  Vid. 

ISCi  F.  Kaiser 2'i  37  22,62  Astronomische  Nachrichten,  n°  1468. 

1866  K.  \Volf 24  37  22,9  Astronomische  Nachrichteii,  w  162^. 

1869  R.-A.  Proclor  ...  24  37  22  ,735  Monthly  Notices,  t.  XXIX,  p.  232. 

1873  .T.-F.-J.  Schniidl.  24  37  22  ,57  Astronomische  Nachrichten,  n»  1965. 

1873  F.  Kaiser 24  37  22,591  Annalender  Leidenen  Sternwarte,  t.lll 

1884  W.-F.  Deimiug.  213722,34 

Il  est  visible  que  la  période  de  Madier,  de  2i''37"':?3%8,  est  d'environ  une 
seconde  trop  grande.  Si  nous  prenons  la  moyenne  des  six  autres  valeurs,  qui 
ne  diffèrent  entre  elles  que  de  O'.G.  nous  trouvons  la  période 

24"  37'"  22',  626 

qui  ditfère  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.  —  Vax  de  Sande  B.\ckmuyze.v.  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'étcndant 
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',GG=û',0132 

qui  s'accorde  presque  exactement  avec  celle  de  Kaiser,  laquelle  était  de 
24^37'"22^62. 

[')  Untersuchungen  ûber  die  Rolationszeil  des  Planelcn  Mars  und  iiber  Aender^ 
ungen  seiner  Flèche.  Leyden,  1885. 


1885        VAN   [)i:  SA.M)i;    li  ACK IIU  V/Ji.N.     -   ROTATION    I)l';   MAHS.  385 

La  valeur  obtenuo  par  Proclor  paraît  un  peu  trop  grande,  comme  on  peut 
1(5  voir  dans  la  Table  suivante  de  la  longitude  moyenuQ  de  la  pointe  nord  de 
la  mer  du  Sablier,  calculée  par  elle  pour  diirérenlos  oppositions  : 

Dates.  Obscrvnti'urs.  Longituil^'s.  l'oiils. 

IGGl     Iluygeiis 315°,7           l',5 

16GG    llooke 290  ,4  0  ,3 

1782    llerschel 305,8           3,0 

1799    Schrœter 303  ,3  IG  ,3 

1830    Béer  et  Miidler 290,5           3,0 

1862  Kaiser,  Lockyer,  Lord  Uoss...  294,9           7,5 

1864    Kaiser,  Dawes 294,3          3,0 

1877  Schiaparelli,  Lohse,  Green,  Nies- 

tcn,  Dreyer 289  , G  15  ,0 

1S79    Schiaparelli 288,4           8,0 

11  y  a  un  lent  décroissement  de  la  longitude  avec  le  temps,  à  rcxceptiou 
de  Hooke,  et  comme  c'est  sur  les  deux  dessins  de  Ilooke  que  Proctor  s'est 
basé,  l'excès  de  sa  détermination  s'explique  aisément. 

M.  Backhuyzon  termine  son  mémoire  par  une  appréciation  des  change- 
ments observés  à  la  surface  de  Mars.  Il  établit  un  fait  important  à  propos 
des  variations  que  nous  avons  si  souvent  signalées,  c'est  que  la  mer  allongée 
qui,  sur  notre  carte  (p.  G9),  porte  le  nom  de  baie  Huggins,  et  qui,  sur  celles 
de  M.  Schiaparelli,  porte  celui  de  Gyclopum,  était  beaucoup  plus  large  à 
l'époque  de  William  Herschel  et  de  Schrœter  que  de  nos  jours,  et  compa-» 
rable  par  sa  forme  et  son  étendue,  à  la  mer  du  Sablier.  Schrœter  paraît  avoir 
observé  le  canal  des  Lœstrygons,  ce  qu'il  n'aurait  guère  pu  faire  si  cette  ré- 
gion n"avait  pas  été  plus  marquée  que  de  nos  jours. 


Opposition  de  1886. 

Date  de  l'opposition  :  G  m.vrs. 

Présentation  :  Le  pôle  boréal  est  incliné  vers  la  Terre. 

Latitude  Phase               Anplo 

ilu  feutre.              Diamètre,  zone  iiianquaut.  Tcrrc-Soloil. 

6  janvier -f-  23«,3              9", 20  0" ,75              33" 

G  février 22  ,5             12  ,18  0  ,40              21 

G  mars  (opposition}...         21,9            13,95  0,01               2 

6  avril 21  ,9             12  ,43  0  ,50              23 

G  mai 23  ,4              9  ,82  0  ,88              35 

G  juin 25  ,3               7  ,84  0  ,89               39 

Galendriicu  dl  Mars. 

Hémisphère  .lUstral  ou  supérieur.  Ikiiii>i>hère  boréal  ou  ir.férieu. 

31  mars  188G Solstice  d'hiver.  Solstice  d'été. 

Flam.mauiu.n.  —  M  art-.  25 


386  LA   l'LVNtTi:   MARS. 

CXXI.  1886.  —  IiEXNiNG.  Observations  et  dessin^ 

M.  Dtiiuing  a  efTeciUf  pendanl  les  mois  de  mars  et  d avril  ibiib.  a  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  Wiih,  de 
Hereford.  Les  grossissements  employés  ont  été  de  2ô'2  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  fut  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  l'hémisphère  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  poui-  l'obser- 
vation, la  latitude  du  centre  du  disque  étant  d'environ  22"'  X.  pendant  les 
mois  de  mars  et  d'avril. 

Les  taches  observées  éiaicni  a  ia  fois  nombreuses  et  variées  ;  li  y  a  évi- 
demment une  quantité  de  détails  sur  la  planète;  mais  il  est  extrêmement 
difficile  de  les  relier  entre  eux  par  une  représentation  satisfaisante.  \^n  grand 
nombre  de  tach^  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  contoui's,  ou  assigner  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 

•    L'AstronoTiiie.  septembre  1886.  p.  32f 


|s6(i  I)I:NMN(;.   -     nHsi:u\  a  IIONS  K  l    DKSSLNS.  387 

rincorlitiulc  de  cciUiiufs  oJ».sei'v;ilioiis  el  les  discordances  (jifon  peut  relever 
dans  les  dessins  des  détails  visibles  à  la  surface. 
Voici  les  observations  de  M.  Deniiin!,^  : 

t  Du  -i.i  mars  au  ;iO  avril  la  planète  a  été  examiiK^e  vingt-doux  soirs,  et  un 

Fijr.  '205. 


.\-;pccl  lie  la  iiluuclc  Mar>,  dain\'!>  les  ol'scrvaiiun--  tic  |».vj. 


u  M.  Uciiiiiii^. 


f.  17  avril,  8'' SO"'.  Long.  187". 
ji,  13  avril,  S"»  O-".  Long.  30.j". 


m.   1::  avril,  yi'5U"'.  Long.  3.Î2» 
IV.     a  avril,  ThaO"-.  Long.     28<> 


nombre  considérable  de  dessins  a  été  obtenu,  l^endant  cette  période,  il  y  eut  une 
série  exceptionnelle  de  belles  nuits,  et  toutes  les  fois  que  les  images  furent 
suffisantes,  les  détails  observables  ont  été  rigoureusement  notes;  puis  les  résul- 
tats ont  été  ensuite  comparés  les  uns  aux  autres,  ainsi  qu'avec  ceux  des  travaux 
analogues  effectués  antérieurement, 
u  Mes  dessins  se  correspondent  exactement  entre  eux  et  présentent  une  concor- 


388  1.  A  imam;  II-:  m  a  us. 

ilanoo  bien  inarquOc  avec  les  cartes  de  Circcn,  i?cliiaparelli,  Flaimnarion,  Kiio- 
bel,  etc.  Je  les  ai  aussi  compares  avec  les  vues  doimces  dans  VAréographie  de 
Tcrby  et  avec  les  dessins  de  Bœddicker  olitenus  en  iSSl  et  1884  à  l'aide  du  té- 
lescope de  trois  pieds  (0'",'.M5),  de  lord  Ross  (von.  plus  haut  [).  3Gi  et  382). 
Cette  comparaison  ma  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 
l'uniformité  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  même  que  les  observateurs 
ne  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  sinclinant  à  l'Est,  à  partir  d'un  point  de  longitude  290»,  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-de-ssous  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.  fiO-  205,  IV).  Cette  tache  spéciale,  qui  ne 
figure  pas  sur  la  carte  de  Grecn,  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. 

(')  Vu»;,  plus  loin,  p.  393.  Comparer  les  dessina  ûc  M.  Dcnning,  II,  III  cl  IV  {fi(j.  205), 
ù  la  région  Il.^GGK  et  baie  du  Méridien  0'. 


ISKC  DI'NNINO.   —  OUSKUV ATIONS   liT  DESSINS.  .'jSS'.i 

»  Quant  h  la  mer  tlii  Sablier,  clic  se  montre  très  faible  et  très  étroite,  siuon 
brisée  tout  ;\  fait,  dans  la  région  qui  se  trouve  à  10'>  ou  lô»  au  sud  de  son  extré- 
mité boréale  (voy.  fuj.  -20^),  II  et  III).  Cette  particularité  est  bien  représentée 
dans  les  dessins  do  Bœddicker,  Sur  d'autres  dessins,  je  n'ai  pu  retrouver  cette 
circonstance  suffisamment  indiquée.  Il  est  évident,  du  reste,  qu'on  ne  peut  la 
bien  remarquer  que  lorsque  la  réi/ion  on  question  se  présente  auprès  du  centre 
apparent  du  disque,  comme  lors  do  la  dernière  opposition. 

i)  Les  dessins  do  Knobel  de  1873  concordent  généralement  beaucoup  mieux  avec 
les  miens  que  ceux  que  le  môme  auteur  a  dessinés  en  1884  (').  Sur  la  carte  de 
Greon,  la  mer  Knobel  est,  à  son  extrémité  australe,  séparée  de  la  faible  bande 
courbe  qui  s'allonge  à  l'Est,  comme  dans  les  dessins  n"'  6,  7,  8  et  9  de  1873.  Cette 
rupture  n'est  plus  figurée  dans  les  dessins  ultérieurs  de  1884,  de  sorte  que  cette 
région  paraît  avoir  subi  quelque  changement  d'aspect,  i\  moins  que  la  différence 
d'inclinaison  no  soit  la  cause  du  défaut  de  concordance  entre  les  observations.  II 
est  probable  que  telle  en  est  effcctivoment  la  véritable  raison,  car  l'inclinaison  de 
la  planète  en  avril  et  mai  1873  était  presque  exactement  la  même  qu'en  mars  et 
avril  188G,  et  c'est  justement  dans  ces  deux  périodes  que  les  dessins  présentent 
la  plus  grande  resseml)lance  dans  leurs  formes  les  plus  'remarquables.  Je  vois  le 
rivage  boréal  de  la  mer  Knobel  distinctement  séparé  do  la  bande  obscure  longi- 
tudinale immédiatement  contiguë  à  la  calotte  polaire  boréale  {fig.  205,  W).  Le 
dessin  n"  12  du  19  mai  1873,  par  Knobel,  représente  les  principaux  traits  de  cette 
région  tels  que  je  les  ai  récemment  observés.  En  1884,  cet  astronome  a  dessiné 
toute  la  masse  d'ombre  qui  entoure  le  pôle  nord  comme  obscurcie  sans  inter- 
ruption; mais  ces  différences  d'aspect  sont  dues,  sans  aucun  doute,  aux  variations 
d'inclinaison. 

u  Pour  ce  qui  est  des  détails  en  forme  de  canaux  observes  par  SchiaparcUi,  j'ai 
distingué  un  grand  nombre  d'apparences  qui  suggèrent  fortement  l'existence 
d'une  semblable  configuration  ;  mais  les  dessins  effectués  en  Italie  pendant  les 
trois  mois  d'octobre  1881  à  février  1882  leur  donnent  un  caractère  défini  et,  sans 
parler  de  leur  dédoublement,  une  rectitude  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,  à  mes  yeux,  dans  les  meilleures  cir- 
constances, comme  des  ombres  linéaires  extrêmement  faibles,  avec  des  grada- 
tions évidentes  de  ton,  et  des  irrégularités  qui  produisent  qh  et  là  des  ruptures 
ou  des  condensations.  S'ils  existaient  sous  le  même  aspect,  et  avec  la  même 
sûreté  de  direction  que  les  a  représentés  Schiaparelli,  ils  eussent  été  facilement 
aperçus  ici,  toutes  les  fois  que  la  définition  eût  été  suffisamment  bonne;  car  ces 
objets  sont  indiqués  comme  aisément  observables  dans  la  lunette  de  8  pouces  de 
l'Observatoire  de  Milan,  en  février  1882,  alors  que  le  diamètre  de  la  planète  était 
seulement  de  13".  Le  dédoublement  do  ces  lignes  pouvait  aussi  se  reconnaître 
dans  les  mêmes  conditions  peu  favorables.  Ce  qu'il  y  a  do  plus  étonnant,  ce  n'est 

(')  Voir  plus  haut,  p.  .377. 


390  lA   Pl.ANKTK   MARS. 

pas  que  l'i-minont  astronome  italien  aitddcouverl  do  si  morvoilloux  détails  à  la  sur- 
face de  la  planète,  —  car  ces  dt'tails  existent  sans  aucun  doute,  —  c'est  bien  plutôt 
qu'il  soit  parvenu  à  observer  leur  configuration  si  complexe  et  si  difficile  i\  uno 
époque  où  Mars  se  trouvait  justement  placé  dans  des  conditions  particulièrement 
défavorables  pour  des  observations  d'une  nature  aussi  délicate. 

D  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  do  la  planète.  On  n'a  pas  attaché 
suffisamment  d'importance  t\  ces  taches  blanches. 

»  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- 
firmer 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  ;\  des  courants  longitudinaux.  Sur 
Mars,  la  nature  des  choses  est  tout  autre.  Ici.  les  aspects  observés  sont  des  cou- 
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  l'auteur,  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  (*), 
M.  Green  a  fait  d'importantes  remarques  sur  les  observations  de  M.  Knobel 
en  188i.  Il  expose  qu'en  1886  il  a  confirmé  plusieurs  de  ces  observations, 
mais  qu'il  a  trouvé  néanmoins  certaines  différences  assez  curieuses.  M.  Kno- 

(•j  Moiithlij  Xo lices,  188G,  p.  4'i.j. 


I8.sr.  (;i<i:i-;.\.   pkiuki  1 1.\    -  ()itsi;i{\  .\  rioxs  :i\n 

bol  ('l;iit  d'avis  (juc  l;i  carte  de  M.  llrocii  réclamait  une  rectification  près 
(le  la  mer  Knobol,  attendu  qu'il  avait  inmvé  là  des  bandes  sombres  au  lieu 
de  l'espace  clair  nommé  terre  de  Le  Verrier.  Or  M.  Grecn  a  reconnu  cet  espace 
très  nettement  pendant  l'opposition  de  1880.  a  La  comparaison  des  deux  séries 
d'observations  montre  que  des  changements  s'accomplissent  de  temps  à  autre 
en  plusieurs  régions  de  Mars.  La  mer  Lasscll,  qui  était  pendant  la  dernière 
opposition  presque  aussi  distincte  que  l'Oculus,  et  la  baie  de  Iluggins  sont 
citées  comme  exemples;  celle-ci  s'est  montrée  large  et  bien  marquée.  >- 

L'un  (les  faits lesplus  remarquables  observés  pendant  l'opposition  de  188C. 
a  été  l'apparition  fréquente  de  masses  lumineuses  sur  le  bord,  qui  n'arrivent 
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? 

(IXXII.    1886.  —  Perrotin.  Ohaevvnlion  ilrs  rannK.r. 

(i  Pendant  la  dernière  opposition  de  la  i)lanète  Mars,  écrit  M.  Perrotin  ['}. 
nous  avons,  M.  Tbollon  et  moi,  consacré  plusieurs  soirées  à  l'étude  des  con- 
figurations 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  11"  à  peine,  tandis  qu'il  atteignait  près  de  2.V'  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  (]ualité  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  1.")  avril,  je  parvins  à  distinguer  l'un  des  canaux  situé 
à  l'ouest  de  la  mer  du  Sablier,  Grande  Syrie  de  Schiaparclli,  et  mettant  en 
communication  cette  mer  avec  le  détroit  d'IIerschel  (Sinus  Sabxus). 

'    liiiUelin  nslrononi iijuc.  iuUlcl  !8(SC>.  p.  324. 


;v.»2  I  A  pi,.\m:ti-  ma  us. 

»  M.  Tlinllon  lo  vit  égalemeiU  aussilùl  après. 

))  A  partir  do  ce  jour,  par  de  bonnes  conditions,  nous  avons  pu  rcconnailrc 
successivement  un  certain  nombre  de  canaux  présentant,  à  quelques 
détails  près,  les  caractères  que  leur  attribue  le  directeur  de  rubscrvaloiro 
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- 
ni(|uer  entre  elles  les  mors  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  L'Astronomie,  et  que  l'on  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  région,  comprise  entre  290°  et  SôO»  de  longitude  aréoccntrique. 
Le  15  avril,  nous  voyons  distinctement  le  canal  AB  {Phison)  [fîg.  200]  et,  par 
moments,  nous  croyons  soupçonner  une  ligne  plus  fine  CD,  parallèle  à  la  pre- 
mière. Nous  apercevons  également  FEA  {Aslaboras)  et  IIG  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  l'équatcur,  presque  à  la  hauteur 
de  lac  Mœris,  a. 
Deuxième  région,  comprise  entre  180°  et  200"  de  longitude. 
Les  23,  24  et  25  avril,  nous  distinguons  LM  (Stygia  palus),  LN,  LO  et  01^ 
(Çijclopum),  comme  canaux  simples.  Par  moments,  nous  croyons  dédoubler  LO; 
mais  c'est  une  impression  fugitive. 

Nous  revoyons  les  mêmes  canaux  les  25,  20,  31  mai  et  le  ]'"■  juin;  les  deux  pre- 
miers jours  nous  voyons,  en  outre,  RQ  (JEthiopum)  et  ll'Q' qui,  contrairement 
au  dessin,  est  une  ligne  droite  continue  parallèle  à  RQ. 

Le  20,  je  réussis  avoir  comme  un  tronçon  du  canal  double  QO  (Eunostos),  qui 
se  détache  de  l'extrémité  nord  du  canal  simple  QR. 
Le  l*^"- 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 


I  ssc. 


rr.lUlOTIN.    —   OHSK  UVATION    DliS   CANAUX. 


393 


fli^jà  constak'S,  mais  elles  montrent  encore  c{ue  ces  ciian^'emcnls  peuvent  se  pro- 
duire dans  uno  courto  période  de  temps. 

Troisième  région,  comprise  entre  30°  ot  100»  de  longitude. 

Lo  11  mai,  les  canaux  doubles  R'S  {\ilus  II  )  et  TU  (  IriOis)  apparaissent  avec 
netteté.  M.  Trépied,  do  passage  à  l'Observatoire,  les  voit  sans  trop  de  difficulté, 
ut,  bien  qu'il  ne  connaisse  pas  la  carte,  il  est  lo  premier  à.  remarquer  les  deux 
lignes  parallèles,  estompées,  qui  constituent  le  canal  double  TU.  M.  'iliolb^n 
soupçonne  seulement  le  dédoublement. 


Fig.  206.  —  Canaux  observés  par  MM.  l'erroliii  et  Tliollon,  en  I.SSO, 

Dans  le  canal  R"S,  les  doux  lignes  qui  composent  la  portion  IV'Z  nous  paraissent 
plus  fines  que  ne  l'indique  le  dessin;  les  deux  lignes  de  la  portion  ZS  semblent, 
au  contraire,  plus  ombrées. 

Nous  voyons  également  la  ligne  VZ. 

Le  16,  je  vois,  en  plus,  avec  certitude,  le  canal  double  roctiligneXY  (Jamuna). 
Par  contre,  ni  le  11,  ni  le  IG,  nous  n'apercevons  le  canal  XZ  {Ganges),  indiqué 
comme  double  sur  la  carte. 

Le  12  juin,  nous  distinguons  très  bien  lo  canal  TT'  {Fortunn^)  qui  pourrait  bien 
être  double. 

Durant  ces  observations,  le  Nil  nous  apparaît  avec  beaucoup  de  netteté  dans 
toute  son  étendue  et  l)i<^n  plus  marqué  (|uc  sur  la  carte. 


3iii  I.  \  plani:ti-  m  \i{s. 

Los  canaux  que  nous  vouons  tlrnuindrer,  vus  pour  l;i  ])lnpart  doux  fois  ou  par 
plusieurs  obsorvateurs,  sont  dans  la  position  où  les  a  dossinôs  M.  SchiaparcUi  en 
I88C.  Leur  aspect  diffère  pou  en  général  de  ce  qu'il  est  sur  la  carte;  seulement, 
quelques-uns  portés  comme  doubles  sont  simples,  ce  qui  peut  tenir  i\  la  plus 
jrrandc  distance  de  Mars  dans  cette  opposition.  Ils  semblent  donc  constituer  dans 
la  région  équatorialo  do  la  planète  un  état  de  choses  qui,  s'il  n'est  pas  absolument 
permanent,  ne  se  modifle  pas  non  i)lus  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  do  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  SjTte  qui  s'étend  entre  lo 
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  voj-ait  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  300°  de  longitude  et  52°  de 
latitude  boréale,  et  qui  était  resté  caché  jusqu'à  ce  jour.  A  cette  même  date,  nous 
constations  un  assombrissement  très  accentué  des  continents  dans  le  voisinage 
immédiat  de  lamor. 

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- 


is8r,  \v.\i,ii;it  w  isi.ici'Nus.  —  iîotatkkn  dk  maks.  :i% 

ijuei'  t(uo  la  diminution  qui  a  liou  clans  chaque  tache  polaire,  au  moment  du  solstico 
<'orres])ondant,  apr^s  le  solstice  surtout,  sous  l'action  proluni^de  dos  rayons  so» 
lajros,  n'est  pas  ('•trant^ùre  h  cotte  appai-ition. 

Tel  est  rensciuljic  des  faits  observés  ;ï  Mec  par  .MM.  i'crrotiii  et  TlioUon. 
De  (luelque  nature  qu'ils  soient,  cette  étude  confirme-les  belles  découvertes 
de  M.  ïSi'liiaparelIi  sur  la  singulière  constitution  physique  de  Mars.  Ueniar- 
(ju<»ns  aussi  les  nuages  observés  sur  la  uier  du  Sablier,  fait  très  rare. 

("..\.\iil.  I8S(»,  —  W'alti-h  Wisligenls.  Etudes  sur  la  durée  de  rotation 

dr  Mars  (M. 

I/anleur  de  ce  travail,  astronome  à  rCjbservatoire  de  Strasbourg,  passe 
d'abord  en  revue  rcnsemble  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,  el  calcule  ensuite  les  projections  du  globe 
de  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  aréograpliique -4°, 43  ~  Q" ,5^1 

Longitude  aréographique 20  ,G7  ;::  ô  .71 1 

La  direction  de  Taxe  de  Mars  sur  la  sphère  céleste  est  pour  son  pùle  nord  : 
Ascension  droite SlT^SoM;         Déclinaison -;-  50°15', 7. 

Comparant  entre  elles  les  principales  observations  déposition  des  taches 
de  Mars,  depuis  celles  de  Iluygens  en  1659  jusqu'à  celles  de  Bœddicker  en 
jSHi.  M.  Wislicenus  trouve  pour  la  durée  la  plus  précise  de  la  rotation  : 

■2'i''37">2-2%C55±0s008Gl 

avec  un  degré  d'approximation  (jui  paraît,  en  effet,  considérable. 

Aux  études  précëdcntes,  nous  pourrions  encore  ajouter  celles  de  divers  obser- 
vateurs moins  spéciaux,  telles  que  celles  de  MM.  Guiot,  à  Soissons  (L'Astro- 
nomie, octobre  188G,  p.  393),  Lihou,  à  la  Société  scientifique  Flammarion  de 
Marseille,  etc.,  qui  montrent  surtout  quel  parti  une  grande  habileté  peut  tirer  de 
modestes  instruments. 

licmarquoDS  encore  que  le  l.l  avril  1S8(),  Mars  est  passé  devant  le  Soleil  pour 
.Tupitcr,  de  même  que  la  Terre  y  était  passée,  pour  les  habitants  de  Mars,  le 
le  novembre  1879. 

[']  Bcilrafj  :ur  licstimmuii'i  dcr  Rol:itions:<:it  dcsi  Plancton  Mnrs.  Leipzig,  188G. 


3%  I-  \  l'i  \M  Ti:  M  ai;  s. 

Opposition  de  1888. 

DATE    DE    L'orPOSITION    :     11    AVRIL    ('). 

Prcscntatiou  :  Le  pôle  boréal  est  tourné  vers  la  Terre. 

I.iititiulc  Pliase                Angle 

r>ates.                         «lu  centre.            Diami^tre.  (  zone  manquant  ).Tcrre-Soli'il. 

Il  février -4-  19°/»              9".0  0",77              33" 

11  mars ^  18  ,G            12,7  0  ,'i7              2'2 

11  avril  (opposition;...     -+-  21  ,1             I.'j  /i  0  ,00                1 

limai -T-  24  ,0             li  ,2  0,59              23 

U  juin ^-  24  ,8             II  .'1  1  ,10              37 

11  juillet -i-  23  ,i              9  ,2  1  ,20              42 

C.M.ENDniEa   DE  MaTî-ï. 


ULinisiiliérc  austral  ou  supérieur.       Hémisphtro  borûal  ou  inférieur. 

10  février  1888...     Solstice  d'hiver.  Solstice  d'été. 

15  août  1888 Équinoxe  de  printemps.        Equinoxe  d'automne. 

S  janvier  1889. ..    Solstice  d'été.  Solstice  d'hiver. 

C.\XI\'.  1883-1888.  —  0.  Lohse.  Observations  et  dessins. 

Cet  observateur  a  continué  [voy.  plus  haut,  1879,  p.  318),  ses  études  do 
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 
de  dessins  de  la  planète,  dont  3G  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'a.xe  de  Mars  : 

1884     8  février.  O'-O-  (Greenwich).  P  =  357° ,226  ±  0»,185 
1886    22  février.  0  0  Id.  21  ,84   ±:  0  ,31 

1888    24  mai....  0  0  Id.  30  ,66  ±  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",  5G  pour  la  longitude  de  la  mer  du 
Sablier. 

Nous  offrons  à  nos  lecteurs  la  carte  [fuj.  207)  que  cet  astronome  a  conclue 

(')  Conjonction  de  Mars  oA  d'Uranus,  le  5  mai.  —  Plusieurs  observateurs,  notam- 
ment MM.  Bruguière  à  Marseille,  Guiot  à  Soissons,  Valdorrama  à  l'île  de  Ténérifïe,  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  champ.  Mars  rougeàtre,  de 
première  grandeur,  Uranus  bleuâtre,  par  contraste,  de  sixième  grandeur,  éclipsé  à  l'œil 
nu  par  l'éclat  de  Mars.  Cette  curieuse  conjonction  a  eu  lieu  non  loin  de  l'étoile  de  qua- 
trième grandeur  0  de  la  Vierge. 

I-)  Beobachtunrjen  des  Planeten  Mars.  Publicationen  des  astrophysikalischen 
Observaloriirms  z^i  Potsdam.  X'  2><.  I^ril. 


1888 


().    Umsi;.   —   ()HSi;i;  VA  I  IONS   I.T   l)i;SSINS. 


307 


de  ses  observaliuiis  de  18b3-yi,  faites  à  laide  de  léqualuriui  de  1 1  pouces  de 
robservatoire  de  Potsdam.  Elle  inspire  les  mêmes  rélloxions  que  la  première 
et,vraiiiieiit,  ne  ressemble  guère  à  Mars.  La  baie  du  Méridien,  le  détroit  d'ilers- 
chel,  la  mer  du  Sablier,  sont  à  peu  près  les  seules  conOgurations  que  l'on 
reconnaisse.  Mais  qu'est  devenue  la  mer  Terby,  que,  dans  son  autre  carie, 
l'auteur  avait  représentée  quadrangulaire?  Que  reconnaître  dans  la  région 


t'ig.  207.  —  Carte  de  Mars,  par  M,  Lohse,  (faprès  ses  observations  de  1883-8i. 

gauche  de  la  mer  du  Sablier  ?  L'observateur  nous  offre  pourtant  18  points  de 
repère  pour  identifier  sa  carte  avec  celles  de  M.  Schiaparelli.  Les  voici  : 


.  Longitude.  Latltuilo. 

Cote  orientale  du  golfe  des  Perles  ;..........  27*  —    *» 

Région  de  Prêtée.  Milieu.....;;.;..: .::..  38  —  î? 

Tcmpé.    Milieu.  ......;..;...;...* :::;.:...  76  -'-4* 

Lac  du  Soleil.  Milieu 81  =- 31 

Arcadie.  Milieu 125  4-  -'lî 

Elysée.  Milieu 218  -31 

Golfe  des  Alcyons.  Pointe  sud 2Gô  -f-  35 

Lac  Mœris  265  —    7 

Promontoire  de  Gircé 275  —  10 

Nilosyrtis.  Côte  orientale 293  -  30 

Mer  du  Sablier.  Côte  orientale 294  -r-    7 

Golfe  Sabœus ,.  320  -Il 

Baie  fourchue  (Gabelbai).  Pointe  ouest 340  0 

1 4  Fastigium  Aryn  357  —  10 

15  liaie  fourchue.  Pointe  est 357  —    2 

10    Baie  fourchue.  Cote  orientale 7  —12 

17  Golfe  dos  Perles.  Cote  occidentale 7  —  23 

18  Golfe  dos  Perles.   Pointe 'J  -h    0 

Malgré  l'habileté  de  l'astronome  de  Potsdam,  la  différence  entre  cette  carte 
et  l'aspect  général  de  la  planète  est  vraiment  énorme.  C'est  une  preuve  de 
plus  (lue  les  observations  de  Mars  sont  fort  difficiles, 


398  i.A  iM..\M;ri;  .m  vu  s. 

C\X\".  1888.  —  pROCTOii.  Les  canaux  de  Mars.  Xoioelle  carte  de  la  plancle. 

Derniers  travaux  ('). 

.V  la  séance  de  la  Société  astronomique  de  Londres  du  13  avril  1888, 
M.  Procter  a  communiriué  la  note  suivante  sur  les  canaux  de  Mars  {-)  : 

Mars  devrait  être  soigueuseincnt  observe  en  juin  et  juillel  procliain  pour  le 
dédoublement  des  canaux,  car  l'automne  martien  approchera.  Considérant  ces 
curieuses  raies  sombres  doubles  (ou  plutôt  les  raies  claires  entre  elles  et  les  raies 
plus  faibles  de  chaque  coté)  comme  des  images  de  dilTraction  des  lleuves  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  phciiomcnes  de  diffraction,  c'cst-à-dirc 
comme  des  produits  optiques,  as  opticalproducts,  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  confuju- 
rations  rudes  et  anti-naturelles  dessinées  par  Schiaparelli.  Les  dessins  de 
Dawes,  Burton,  Knobel,  Denning  et  Green  sont  beaucoup  plus  satisfaisants. 

Proctor  sest  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.  Aux  dijduclions  ingénieuses  que  nous  avons  di'-jà 
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  ù  penser  que  les 
taches  foncées  représentent  des  mers  et  les  claires  (jaunes),  des  continents. 

L'auteur  propose  d'admettre  que  là  quantité  d'eau  et  d'air  doit  être  propor- 
tionnelle aux  masses  des  planètes,  et  que  Mars  étant  neuf  fois  moins  lourd 

(')  Pi. -A.  Proctor,  né  le  31  mars  1837,  est  mort  le  12  septembre  1888. 

[')  Monlhly  Notices,  t.  XLVIir.  p.  .307. 

v=)  OldundXew  Aslronomij.  J^ondres  et  Ne%v-York,  1888. 


IS8S  PHOCTDU.   ^     I.KS   CANAl  \.    NOUVKIJj:  CAUTi:.  MO'J 

(juc  la  Terre  doit  avoir  neiil  lois  inoins  d'eau  et  d'air,  ('omme  la  surface  de 
la  Terre  surpasse  celle  de  Mars  dans  le  rapport  de  7  à  2,  la  (Quantité  totale 
d'eau  et  d'air  sur  chaque  hectare  de  notre  planète  surpasserait  la  même 
quantité  sur  cha(jue  hectare  de  Mars  dans  la  proportion  de  18  à  7. 

(Kien  ne  nous  autorise  à  penser  strictement  que  les  conditions  originelles 
de  la  formation  des  deux  planètes  aient  été  les  mêmes.) 

Kn  ce  qui  concerne  la  dcnsUé  de  l'atmosphère,  au  niveau  de  la  mer,  il  faut 
prendre  en  considération  l'état  de  la  pesanteur  à  la  surface  de  Mars.  Or  la 
proportion  entre  ces  deux  états  est  la  même  que  la  précédente  :  18  à  7. 

•Vinsi,  tandis  qu'il  n'y  aurait  là  que  les  yV  de  Teau  et  de  l'air  qui  existent  ici . 
par  mètre  carre,  ces  deux  éléments  devraient  être  dans  la  proportion  du 
carré  de  7  au  carré  de  18,  ou  de  49  à  324,  ou  de  5  à  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  y'g  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  eût  assez  de  vapeur  d'eau  dans  l'atmo- 
sphère de  Mars  pour  être  perceptible  au  spectroscope.  Même  en  doublant  la 
quantité  d'eau  et  d'air,  on  diminue  à  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  gravite  terrestre.  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  21000  mètres  au-dessus  du  niveau  de  la  mer,  la 
pression  atmosphérique  est  réduite  à  -.jV;  à  la  même  altitude  sur  Mars,  elle 
n'est  réduite  que  de  4-.  En  admettant  qu'au  niveau  de  la  mer  sur  Mars  cette 
pression  soit  4  de  ce  qu'elle  est  ici,  l'air  martien  serait  plus  dense  à  une  alti- 
tude de  29000  mètres  que  chez  nous  à  la  même  hauteur.  A  de  plus  grandes 
élévations,  la  différence  s'accroît  encore  en  faveur  de  Mars. 

Il  n'est  pas  facile  de  déterminer  ce  qui  se  passe  dans  Mars  lorsque  nous 
croyons  y  reconnaître  des  signes  météorologiques  tels  que  les  nuages  se  for- 
mant ou  se  dissolvant  eu  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 :  même  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 
glaciers  :  les  vents  du  Nord-Est  les  plus  rigoureux  pourraient  souffler  pen- 
dant tout  l'hiver  sans  apporter  un  seul  flocon  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  vapeur  ne  peut  être  produite  que  par  la  chaleur.  Le  Soleil 
exerce  donc  sur  Mars  une  action  calorifique  suffisante  pour  élever  une  cer- 


400  i.A  pi.am":ti-:  m  au  s. 

taiue  quaulilé  de  vapeur  d'eau  dans  sou  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  surface  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  être  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  ligue  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'ébuUition  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  Mar.s 
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  de 
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  de  neige  fort  inférieures  à  celles  qui  existent  sur  la  Terre. 


J88S         l'KoCTOK.     -   NOUVELLE  CAKTi:.  CANAUX    ET   KLEUVES.        401 

Telles  sont  les  considérations  de  l'aslronome  anglais  sur  cet  intéressant 
sujet.  Nous  y  reviendrons  plus  loin,  pour  le  discuter  .complètement.  L'auteur 
a  examiné  également,  comme  nous  venons  de  le  voir,  les  curieuses  observa- 
lions  de  M.  Schiaparelli  sur  le.^  canaux  et  leurs  dédoublements.  Il  ne  croit 
pas  que  ces  canaux  soient  réels.  «  We  cannot  regard  them  as  objective  rea- 
lities,  écrit-il  en  1888,  this  is  manifestly  incredible.  »  L'auteur  pense  que  ce 
sont  là  des  images  optiques,  non  des  illusions,  mais  des  images  explicables 


Fig.  -îiis.  —  Nouvelle  i-arte  de  Mars,  par  Proctor.  en  1888. 

par  les  lois  connues  de  l'Optique.  Il  les  considère  comme  des  images  de 
diffraction  produites  dans  les  yeux  des  observateurs  de  chaque  côté  des  lignes 
des  fleuves  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  Proctor  à  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  mers.  Nous  avons  vu,  aux  obser- 
vations de  Dawes  (1864,  p.  185),  que  cet  éminent  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  a 
considérés  commodes  canaux  auxquels  il  donna  le  nom  deGehon  etlliddekeh 
L'idée  de  fleuves  est,  en  effet,  simple  et  naturelle  :  Proctor  y  revient  avec 
raison,  et  sa  carte  ainsi  conçue  offre  un  aspect  ({ui  n'est  pas  sans  analogie 
avec  les  principaux  caractères  de  la  géographie  terrestre.  Mais  reste  toujours 
Flammarion.  —  Mars.  "2  G 


-uv:  i.A  riAM/n:  mahs. 

une  gnndo  ohjection  :  c'est  que  ce?  «  canaux  "  uo  ciMunieuci  ut  mille  part, 

vont  dune  niei-  à  l'autre,  son!  reelilii^iirs  cl  tMili'e('r()is(''S Ces  ileuvcs,  si 

tleuvos  il  y  a.  ne  ressemblent  donc,  pas  aux  noires.  L'auteur,  prolKaut  des 
criliijues  qui  lui  avaient  été  adressées  pour  ne  pas  ré[iéler  plusieurs  l'ois  les 
niènu'S  noms  et  faire  la  part  moins  exclusive  aux  Anglais,  a  modillé  les  déno- 
minations tle  sa  première  carte.  Le  mieux  eût  été  pour  lui  de  s'en  tenir  à  la 
carte  de  Grecn. 

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  aucune  chaleur  propre;  que  la  chaleur  reçue  du  Soleil  est 
plus  de  moitié  inférieure  à  celle  que  la  Ten-e  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  dos  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  dillerenle  de  celle  de  la  Terre. 


CXX\  1.  1888.  —  Perrotin.  Les  canaux  de  Mars.  Nouveaux  changements. 
Inondation  de  la  Libye. 

«  11  m'a  été  possible,  par  de  très  bonnes  images,  écrit  l'auteur  (M,  de  re- 
voir, avec  notre  grande  lunette  (équalurial  deO"',7G],  une  partie  des  canaux 
de  Mars  que  j'avais  observés  en  188(5. 

.)'  Ils  sont  à  la  place  où  je  les  ai  vus  à  celle  époque  et  présentent  les 
mêmes  caractères  :  ils  se  projettent  sur  le  fond  rougeàlre  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  188C.  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'Aslrononiie,  1888,  p.  213. 


i888  l'KHUOTIN.    —   I.KS  CANAUX    DK  MAIlS,  403 

»  Dès  à  présent,  je  dois  si^^iialcr  trois  modificalions  importantes  qui  se 
sont  produites  d(3puis  188G  dans  l'aspect  de  la  surface  de  la  planète,  modifi- 
cations d  aulaiil  plus  C(M'tain('S  ([u'cllos  (»nl  leur  siè^'C  dans  les  rodions  sur 
lescjuelles  mon  att^nliou  s'iMail  plus  particulièreiue'nt  portée  en  1880. 

»  1°  C'est  d'abord  la  disparition  d'un  conlinent  qui  s'étendait  alors,  de 
part  et  d'autre  de  l'équaleur,  par  270"  de  longitude  {Libya,  carte  de  Schia- 
parelli).  De  forme  à  peu  près  triangulaire,  ce  continent  était  limité  au  Sud 
et  à  l'Ouest  par  une  mer,  au  Nord  et  à  lEst  par  des  canaux. 

n  Nettement  visible,  il  y  a  deux  ans,  il  n'existe  plus  aujourd'bui.  La  mer 
voisine  (si  mer  il  y  ai  l'a  totalement  cnvalii.  A  la  leinlc  blanc  rougeâtredes 
continents  a  succédé  la  teinte  noire  ou  plutôt  bleu  foncé  des  mers  de  Mars. 
Un  lac,  le  lac  MuM-is,  situé  sur  lun  des  canaux,  a  également  disparu. 

»  L'étendue  de  la  région  dont  l'aspect  a  ainsi  complètement  changé  peut 
être  évaluée  à  600000  kilomètres  carrés  environ, un  peu  plus  que  la  superfi- 
cie de  la  France.  En  se  portant  sur  le  continent,  la  mer  a  abandonné,  au  Sud, 
les  régions  qu'elle  occupait  antérieurement  et  qui  se  présentent  maintenant 
avec  une  teinte  intermédiaire  entre  celle  des  continents  et  celle  des  mers, 
avec  une  couleur  bleu  clair,  analogue  à  la  couleur  d'un  ciel  d'hiver, 
légèrement  brumeux. 

r>  Cette  inondation  (ou  autre  chose)  du  continent  fJbya.  si  j'en  crois  un 
dessin  antérieur  (de  l'année  1882).  pourrait  bien  être  un  phénomène  pério- 
dique. S'il  en  est  ainsi,  les  observations  en  donneront  la  loi  à  la  longue. 

»  2°  C'est  ensuite,  au  nord  du  continent  disparu,  à  -i-  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  1°,5,  est  sans  doute  de  formation  récente.  11  est 
parallèle  à  léqualeur  et  continue  en  ligne  droite  une  branche  d'un  canal 
double  (b'jà  existant,  (pi'il  mri  en  comnuinicalion  avec  la  mer. 

)'  3"  La  troisième  modification  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  pôle. 

»  Ce  canal,  qui  se  détache  avec  une  grande  netteté  sur  la  surface  de  Mars, 
coupe  la  calotte  sphérique  blanche  suivant  une  corde  (jui  correspond  à  un 
arc  de  30°  environ.  » 

Une  nouvelle  communication  du  même  astronome  adressée  à  l'Acadé- 
mie ('',  était  accompagnée  des  dessins  suivants  : 

La  dilTérence  entre  les  dessins  I  et  2  de  cette  année  (//y.  ^(J'J  et  210)  et  le 

(')  Couiplrs:  renilu<.   lu  inill-'t  ISSX.  p.  1(11. 


404 


LA    IM.AM'.TI-:   MARS. 


dessiu  rûrrospondant  o.  de  1880  (//;/.  Olli,  «lii  l'auioiii',  osl  iVappiiiitc  en  ce 
qui  concerne  la  rëcriou  Libya,  de  Schiaparelli.  A  un  mois  irintiM-vallc.  les  des- 
sins 1  et  "J,  de  leur  eotr.  iiidi(Hieiit.  dans  la  mèiue  rcgioii.  des  nicililications 
notables. 

Les  dtnix  premiers  dessins  contiennent  le  nouveau  canal  A.  ci  \o  canal  de  la 
calotti'  Manche  du  inije  bori'al. 


Vvj:.  m*. 


.Mars  au  grand  é(|iiatorial  de  Nice,  par  .M.  Penotiu.  ,  Dessin  n"  1.   S  mai  l.SSS.  j 


Dans  le  dessin  n"  2  se  trouve,  en  outre,  un  canal  simple,  U,  vu  le  [!  juin  pour 
la  première  fois. 

Le  dessin  n«  4  (fig.  212)  contient  quatre  canaux  simples  et  trois  doubles,  dont 
un  seulement  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  à  peu  près  un  me'ridien  (longitude  :  338»  pour  l'un.  H»  pour 
l'autre),  se  perdre  dans  les  environs  de  la  calotte  blanche  du  pôle  nord. 

Sont-ce  bien  là  des  canaux  dans  le  sens  que  nous  attachons  à  ce  mot?  Il  me 
semble  que  les  deux  canaux  doubles  singuliers  que  je  signale  pourront  un  jour 
ou  l'autre  nous  donnera  ce  sujet  d'utiles  renseignements.  Si  ce  sont  de  vrais  ca- 


Fig.  210    —  .\:ar.s  au  grand  équatorial  de  Nice,  par  M.  Perrotin.  i  Do>>in  n»  2.  12  juin  1888.1 


Fig.  :i  I.  —  Mars  au  .T.iii.l  ■^^inalorial  do  N'ice.  |>ar  M.  Perrotin.  i  Dessin  n"  '■'•.  .'1-'.'  mai  ISSU  i 


■iOf. 


LA    ri.AM-lK    MAlîS 


naiix,  il>  ne  |kmi\i'iii,  ci\  elTot.  luaiiqucr  d  oprouvor  de  profondes  niodilications  lors 
dos  chauirements  do  saison,  au  moment  surtout  où.  sous  l'inlluencc  des  rayons 
solaires,  la  tache  blanche  du  ]t«Me  boréal  tond  ;i  disparaitro.  ;\  fondre,  comme  le 
pensent  certains  astronomes. 

Ainsi  considoros,  les  canaux  en  question  et  doux  autres  du  mc'mc  genre  se 
recommandent  d'une  faijon  particulière  à  l'observateur. 


Mars  au 


grand  cquatorial  de  Nice,  par  JI.  Perrolin.  (Dessin  n°  4.  4  juin  1888.) 


Ainsi  s'est  exprimé  M.  Perrotin.  Ou  voit  que  ce  qui  ressort  surloul  de  ses 
observations  de  1888,  c'est  la  constatation  de  rexislence  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.  Faye,  comme  si  l'on  était  venu 
travailler  là  pour  faire  communiquer  ensemble  les  deux  côtés  du  pôle. 

L'éminent  auteur  de  la  découverte  de  ces  canaux,  M.  Schiaparelli,  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 


tS88 


riilUtOTlN.    —   LES   CANAl'X    l)i:    MAHS. 


407 


dans  toutes  les  oppositions  précédentes  (Laostrygon,  Népenthès,  Astaboras,  H61i- 
conius,  Callirrhoô),  se  sont  doublées  cette  fois.  » 

Ces  aspects  dépendent  donc  évidemment  de  certaines  époques  critiques. 
Quatre  nouveaux  dessins  font  suite  aux  précédents  ('). 

Fie  -'13. 


Mars  au  grand  iciuatorial  de  Nice,  par  M.  Perrolin.  (Dessin  n»  5.  12,  13,  14  mai,  is,  l'j  juin  1888.) 

Voici  les  coordonnées  du  centre  de  la  planète  au  moment  où  ces  dessins 
ont  été  pris  : 

NumiTiis.  I,iint;ituclo  L.itiliidc  N. 

5 195"  Vi" 

0 liO  M 

7 1-20  -ii 

8 UO  1\ 

Le  dessin  n»  5  (/?>/.  213),  écrit  M.  l'errotin,  montre  une  partie  de  la  sur- 
face de  la  planète  fort  accidentée,  surtout  dans  le  voisina;.ro  de  la  calotte  de 
glace  du  pôle  nord,  et,  en  même  temps,  une  région  R,  comprise  dans  une  sorte 

(')  Comptes  rendus  de  l'Acailémie  des  Sciences,  10  septembre  1888. 


■iOS 


I.A    ri  ANKTi:    Al  A  15  s. 


de  pcntagono  forint'  do  canaux,  et  qui,  par  sa  ooiilour  hlanchc  o\  l'-clatante  ('). 
trancho  d'une  façon  singulière  avec  la  eouleur  rongeât re  des  parties  (Miviron- 
naules. 

Le  dessin  n"  8  (//'</.  OKi)  présente  deux  canaux,  un  sinijde  et  l'autre  double. 
KL,  MX,  analogues  à  ceux  dmit  il  a  été  questitui  plus  haut.  Ces  canaux  partent 

Fi!.'.  :i4. 


Mars  au  grand  équatorial  de  Nii.e,  par  M.  Pcrrotin.  (Dessin  n-  C.  17  mai,  2:!  juin  1888. 

des  régions  équatoriales  et  se  dirigent,  en  suivant  à  peu  près  un  méridien,  vers 
le  pôle  nord. 

Ce  dessin  est  à  rapprocher  de  celui  portant  le  n"  A,  dans  la  première  sé- 
rie (fîg.  212).  Il  reproduit,  d'ailleurs,  des  régions  voisines  de  celles  de  ce  n°  4 
et  situées  seulement  plus  à  l'est  sur  la  pdanète. 

Les  dessins  6  et  7  (fîg.  214  et  215)  sont  malheureusement  incomplets.  Je  les 
donne  parce  qu'ils  mettent  en  évidence  l'existence  d'un  nouveau  canal  qui,  ainsi 
que  celui  déjà  signalé  précédemment  {flg.  200  et  210),  coupe  suivant  une  ligne 
droite  sombre  la  calotte  blanche  des  glaces  polaires. 

Cy  L'éclat  est  presque  aussi  vif  que  celui  de  la  calotte  polaire.  Cet  étut  de  choses 
n'existait  plus  ou  n'avait  pas  été  remarqué  quand  on  a  fait  les  dessins  1  et  2;  mais  il 
est  probable  qu'il  s'est  produit  là  encore  un  changement  notable  durant  les  observations 
dp  cette  année 


ISSS 


l'IUUnilN 


I.KS   (.  \.\  MX    m:   M  MIS. 


'id'.t 


(,'o  noiivoaii  canal  est  peiil-<}(ro  un  poii  moins  not  <iiio  \o  prom'iov ,  mais  s<>n 
existence  et  son  caractère  ne  sont  pas  douteux  (  '  (. 

Le  dessin  n»  5  ((hj.  ?I3)  montre  les  d<'iix  canaux;  celui  de  droite  est  1  ancien, 
celui  do  gauche  est  le  nouveau. 

On  voit  encore  mieux  co  derniei-  dans  les  dessins  n"^  ('<  et  7;  le  dessin  n"  7  le 
fait  voir  dans  tout  son  développement. 


Mais  au  giauil  ciiualorial  de  Nice,  par  M.  Pcirotiu.  (Dessin  ii'  7.   18,  20  in;ii  I8<SS. 


J'ai  beaucoup  regretté  que  les  circonstances  atmosphériques  ne  m'aient  pas 
permis  de  revoir  en  juillet,  par  de  bonnes  images,  la  région  Libya.  Ce  que  j'ai 
entrevu  me  fait  croire  à  de  nouvelles  modilications  qui  se  seraient  produites  dans 
cette  partie  de  la  surface  de  la  planète  depuis  le  mois  de  juin,  et  je  crains  beau- 
coup qu'il  ne  soit  trop  tard  pour  qu'on  puisse  encore  en  roconnaitre  la  nature. 
C'est  la  continuation  des  changements  sur  lesquels  j'ai  appelé  lattention  au  mois 
de  mai  dernier  et  qui  ne  sont,  sans  doute,  qu'une  partie  des  changements,  à 
période  plus  ou  moins  longue,  qui  se  produisent  fréquemment  à  la  surface  de  la 
planète.  En  ce  qui  me  concerne,  pondant  mes  longues  soirées  d'observation,  j'en 

';  Circonstance  bizarre,  le  noiiveau  canal  coninience  sur  le  [.ourtour  de  la  calotte  de 
glace,  au  peint  inciiio  ou  finit  je  «;anal  priniitivonient  reconrni. 


•ii(t  I  \  l'i  \M;ri-:  :\i.\ks. 

ai  coustatt'  plusiours.  plus  partioiilièroinciit  dans  li^  \\)isinai:::o  de  la  calotte  do 
glace.  Ces  chani^emcnts,  qui  ont  lieu  quelquefois  du  jour  a\i  lendemain,  ne  mo- 
difient pas  l'aspect  général,  mais  portent  seulement  sur  les  détails;  ils  all'ectent 
surtout  les  parties  sombres  de  la  surface. 

.l'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.  ]iendaiil  1(^  cours  de  mes  observations,  la 


-Mars  au  granU  cquatorial  de  Nice,  par  .M.  Perrotin.  (  Dcs.sin  ii"  8.  25,  20,  27  mai  ;  2  juillet  iSS8.  ) 

région  R  du  dessin  n"  ô  se  couvrir  et  se  découvrir  tour  à  tour  dune  sorte  de 
brouillard  rougeâtre  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  de  détails. 

Je  ne  puis  mieux  comparer  ce  phénomène  qu'à  celui  que  nous  donnent  ici 
souvent,  pendant  l'été,  les  brouillards  de  la  mer  qui,  le  soir,  après  les  journées 
chaudes,  envahis.sent  le  littoral  en  quelques  minutes,  pour  disparaître  ensuite 
presque  aussitôt. 

Je  nai  pas  besoin  d'ajouter  que  tout  ceci,  même  dans  notre  grande  lunette, 
ne  saute  pas  aux  yeux  et  qu'il  faut,  pour  le  voir,  une  attention  soutenue,  un  bon 
instrument  et  par-dessus  tout  des  images  non  pas  seulement  bonnes,  mais  excel- 
lentes. 


18S8  NIESTEN.   ^  OHSHUN  ATloNS  KT  DESSINS.  ill 

(IX.Wli.   1888.  — NiESTEN.  Ohscrvadons  Pt  dessins. 
A  propos  des  observations  publiées  par  M.  IVrrotin.  M.  Nicston  a  présenté 


Fig.  '^17.  —  Mars,  le  '."J  avril  18S8,  à  9''  Ib"-  (31i>).  Dessin  ilc  M.  Nicsten. 

à  l'Acadcmie  de  Belgique  quelques  remarques  déduites  des  observations 


Fig.  218.  —  Mars,  le  h  mai  1888  i^lb-).  Dessin  do  M.  Niesten. 

faites  en  môme  temps  par  lui  à  l'Observatoire  de  Bruxelles,  ainsi  que  deux 
dessins  se  rapportant  aux  régions  de  la  planète  qui  auraient  subi  certaines 


412  I.  \  PI.  \m:tk  m  \ijs. 

modifications.  Ces  deux  dessins  montrent  la  mov  du  Sahlier  [à  gaucho  dans 
celui  du  09  avril  (//;;.  •2\li.  à  droite  dans  cidui  du  T»  uiai  {fig.  218)].  La  Libye 
n'a  pas  disparu  :  le  5  mai,  elle  était  ])ien  visible,  cl  colorée  de  jaune-orange. 

L'auteur  pense  que  les  diiTérences  d'aspects  souvent  observées  proviennent 
surtoiU  ili'  la  variation  d'inclinaison  des  régions  dessinées,  vues  jdus  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  dossinsde  M.  Niesteii  ne  donnent 
pas,  surtout  le  second,  l'impression  habilnrllc  (pie  nous  lecevons  de  l'ob- 
servation de  Mars.  La  in<'r  du  Salilierserecoiiuail,  surla  gauche  dans  le  pre- 
mier, sur  la  droite  dans  le  second;  mais  elle  ne  ressort  pas  sur  l'ensenihle, 
comme  elle  le  fait  généralement,  et  des  configura  lions  d'une  importance  beau- 
coup moindre,  passagères  même  et  indécises,  dont  quelques-unes  incer- 
taines, dessinent  une  géographie  presque  imaginaire,  suilnut  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  critiijue.  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. 

CXXVUL  1888.  —  FizEAU.  U?ie  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  r(Jbservatoire  de  Nice,  ont  ajouté  récemment  des  particularités  nouvelles, 
sont  demeurées  jusqu'ici  sans  explication  plausible.  On  s'accorde  à  les  designer 

(')  Séance  (lu  r*  juin  1888  (//A-s/ronomie,  aoiit  1888,  p.  287J. 


I8S8  FIZliAU.     -    INK    KX IMJC  ATK  tN    DKS   CANAIX.  W.i 

sous  lo  nom  de  caiiaux,  d'aprùs  leur  ressemblaueo  loiutaiue  avec  des  canaux 
d'irrigation,  mais  sans  vouloir  rien  prcguger  au  sujet  de  le.ur  véritable  nature. 

11  semble  cependant  que  les  observations  les  plus  récentes  permettent  d'es- 
sayer aujourd'luii  do  réson<lre  cette  (''nigme,  en  s'appuyant  sur  les  considérations 
suivantes  : 

Et  d'abord,  on  s'acrordo  généralement  à  reconnaître  la  présence  de  l'eau  à  la 
surface  de  Mars,  et  l'on  admet  que  l'eau  joue  un  rôle  considérable  dans  les 
changements  que  l'on  y  observe.  Ou  connaît  les  taches  polaires  à  aspect  neigeux, 
qui  s'étendent  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.  Jaussen  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  rectilignes,  souvent  parallèles  entre  elles  ou  se 
coupant  suivant  des  angles  plus  ou  moins  grands.  Le  réseau  de  ces  lignes  n'a  rien 
de  fixe  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  conh"ne?i/.s-  ou  mers),  lesquelles  paraissent,  se  modifient  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  singulières  les  phénomènes 

(')  M.  Jansscn  n'est  pas  cité  dans  les  observations  spectroscopiques  exposées  plus 
haut  (180-2.  p.  18Î;  18G7,  p.  200;  1872..  p.  212;  1879,  p.  32G).  et  on  lisant  cette  assertion  de 
M.  Fizc'au,  nous  regrettions  de  n'avoir  pas  connu  les  travaux  de  M.  Janssen  sur  ce  point. 
Nous  lui  écrivîmes  pour  lui  demander  une  information.  Voici  la  réjwnse  de  l'éminent 
directeur  de  l'Observatoire  dcMeudon  : 

«  Mon  cher  Collègue,  Vous  voulez  bien  me  demander  où  j'ai  publié  mes  observations 
sur  Mars  au  point  de  vue  de  la  présence,  dans  son  atmosphère,  de  la  vapeur  d'eau. 

1)  L'annonce  de  la  présence  de  la  vapeur  d'eau  dans  l'atmosphère  de  Mars  a  été  insérée 
dans  les  Compte-^  rendus,  t.  LXIV,  18G7,  p.  130i. 

»  Les  études  qui  y  ont  conduit  ont  été  faites  ;\  l'Observatoire  de  Paris  avec  le  télescope 
Foucault  «pie  Le  Verrier  avait  mis  à  ma  disposition  en  18G3;  sur  l'Etna,  où  jesuis  resté 
trois  jours  (pour  annuler  autant  que  possible  l'action  de  l'atmosphère  terrestre),  à  Pa- 
lorme  où  je  me  suis  servi  du  grand  équatorial  de  l'Observatoire,  à  Marseille,  avec  le 
télescope  de  Foucault  de  0'",80  douverlur<\  Ce  n'est  qu'a])rès  avoir  observé  dans  des 
conditions  aussi  variées  et  surtout  après  avoir  obtenu  le  spectn-  pur  de  la  vapeur 
d'eau  à  l'usine  de  La  Villelte  en  18GG  que  j'ai  cru  pouvoir  annoncer  cette  présence. 

')  Les  autres  observateurs,  même  postérieurement,  n'ont  pu  que  prononcer  sur  la  pré- 
sence du  spectre  tellurique  en  bloc.  » 

Vfiiri  îe  tc.Kle  des  Comptes  remlus  signalé  dans  la  leUro  précédeutt.'.  On  lit  on  effet,  1807,  t.  I, 
p.  tOo'i,  le  parairraplie  suivant  terminant  une  lettre  écrite  par  X.  Janssen  à  M.  Charles  Sainte- 
Claire  Deville  s\ir  l'ilo  Saiitorin. 

•  Je  ne  veux  point  terminer  cette  lettre  sans  vous  dire  que  je  suis  monté  sur  l'Etna  pour  y  faire 
des  observations  d'analyse  spectrale  céleste  qui  exigeaient  une  y>"ande  altitude,  alin  d'annuler  en 
majeure  partie  l'influenee  de  l'atmosphère  terrestre.  De  ces  observations  et  de  celles  que  jai 
faites  aux  Observatoires  de  Paris,  de  Marseille  et  de  Palernie,  je  erois  pouvoir  vous  annoncer  la 
présence  de  la  vapeur  d'eau  dans  les  atmosphères  de  Mars  et  do  Saturne.  » 


■lli  LA    PLANKTi:   MA  US. 

variés  qui  ont  cUt^  siiriuUtfs  sur  notre  jiflobo,  ;\  la  surface  des  grands  glaciers,  tels 
que  la  mer  de  glace  i  mont  Blanc),  le  i^lacier  du  klione  cl  surtout  la  vaste  région 
glacée  du  Groenland,  i)our  ne  «'iter  que  les  pluf?  coiuius.  On  sait  i|iii'.  iKirmi  les 
changements  incessants  (jni  so  produisent  sur  C(^s  surfaces  de  glace  par  la  suc- 
cession des  saisons,  on  remarque  surtout,  au  point  de  vue  qui  nous  occupe,  des 
rides  parallèles,  des  crevasses,  des  fentes  rectilignes  s'étendant  sur  des  longueurs 
considérables  et  se  coupant  entre  elles  suivant  des  angles  variés.  M.  NordenskiOld 
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  i)robabilité,  rappor- 
ter les  uns  et  les  autres  à  une  même  cause,  l'état  glaciaire. 

On  est  donc  conduit  ii  Ihj-pothèse  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  efTet,  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  gran'ie  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  développée  que  celle  do  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 
parait  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 


18S8  C.    n.A.MMAHlON.    —   Ur.MAUnUKS.   0  BSK  II  V  ATlONS.  415 

semblable  à  cellL'  do  ratiiiusphùrc  tle  la  Terre;  c'est  ce  que  1  ou  peut  conclure  eu 
considt^rant  la  couleur  que  possède  la  Itimiï'rc  cendri'o  «luc  la  lame  renvoie  vers 
la  Terre  à  certains  jours  des  premier  et  ilornier  quartiers.  Cette;  lumii-re  est  en 
eiïet  empruntée  à  la  Terre  directement  t'-clairt-o  par  le  Soleil,  et  jK-iit  nous  donner 
une  idée  assez  exacte  de  la  couleur  que  possède  la  Terre,  environnée  de  son 
atmosphère  et  vue  de  l'espace.  Ur  la  Uimii.'re  cendrée  est,  d'après  Arago,  d'une 
teinte  bleu  verdùlre  et  nullement  rouge,  comme  elle  le  serait  si  notre  atmosphère 
était  semblable  h  celle  de  Mars.  La  teinte  rouge  dont  il  s'agit  indique  avec  une 
grande  probabilité  la  prédominance  relative  do  la  vapeur  d'eau  sur  les  gaz  dans 
l'atmosphère  de  Mars.  On  voit  que  l'hypothèse  de  létat  glaciaire  do  Mars  paraît 
s'accorder  assez  bien  avec  les  principales  données  physiques  que  nous  possédons, 
jusqu'à  ce  jour,  sur  cette  planète.  » 

A  celte  conclusion  nous  avons  cru  devoir  opposer,  à  la  séance  suivante  du 
2  juillet,  les  oliscrvalions  concordantes  (|ui  les  contredisent. 

CXXIX.  1888.  —  C.  Flammarion.  Remarques  sur  la  planète  Mars.  Observations. 

Voici  celte  réponse  (  '  ^  : 

«  Je  demande  à  l'Académie  la  permission  de  lui  soumettre  les  faits  suivants,  en 
réponse  aux  considérations  qui  ont  été  présentées  à  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  à  moins  de  7"  du 
pôle  nord,  et  sont  restées  beaucoup  plus  éloignées  du  pôle  sud,  tandis  que  nos 
deux  pôles  paraissent  constamment  entourés  de  glaces,  sur  Mars  la  fusion  de  ces 
glaces  avec  l'élévation  du  Soleil  au-dessus  de  l'horizon  s'opère  presque  com- 
plètement pendant  l'été  aux  deux  pôles  de  la  planète,  surtout  au  pôle  sud,  dont 
l'été  arrive  au  périhélie  de  l'orbite. 

En  cette  année  18.S8,  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, 
à  l'époque  de  leur  minimum,  le  diamètre  de  la  tache  polaire  mesurait  environ 
300  kilomètres.  (  Le  solstice  d'été  est  arrivé,  pour  l'hémisphère  boréal,  le  10  février 
dernier,  et  l'équinoxe  d'automne  arrivera  le  15  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  niininuim  arrive  environ  doux  mois  et  demi  à  trois  mois 

.'}  Comptes  rendue  de  l  Académie  t/e>-  Science'^,  '2  juillet  1888. 


416  l.A    IM.AM-.Tl-.    MAUS. 

après  le  solstice.  lOn  sait  (jnc  raiinre do  Mars  dure  dST  jours,  i  Lo  plH'iiom(''ne  est 
donc  absolument  du  uirnic  ordre  (|uo  oelui  ((ui  se  passe  aux  pi'des  (orrostres,  mais 
plue  marqué. 

Les  mesures  micrométriques  do  la  tache  jtolaire  australe,  faites  par  M.  Schia- 
parelli  en  1S79,  montrent  que  cette  tache  a  été  réduite  à  \"  de  dimension 
apparente  à  la  fin  de  novembre  (le  solstice  austral  étant  arrivé  le  li  août).  En 
admettant  que  ces  quatre  degrés  de  dimension  apparente  représentent,  h  cause 
de  l'irradiation,  le  double  des  dimensions  réelles,  on  voit  qu'en  1S70  les  dimen- 
sions réelles  de  cette  tache  polaire  ont  été  réduites  à  î"  ou  1^0  kilomètres  de 
diamètre.  Elles  varient  au  moins  dans  la  proportion  de  900  à  120  kilomètres  de 
diamètre. 

Comme  sur  la  Terre,  ce  pôle  du  l'rnid  ne  correspond  pas  au  pôle  géographique, 
mais  lui  est  excentrique';  il  est  placé  à  environ  0°  du  pôle  géographique,  ;\  peu 
près  sur  l'intersection  du  Si"  degré  de  latitude  et  du  3h''  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  1  "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  Terre.  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,  oiî  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  va])eur  aqueuse  est  IGOOOfois  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  oléfiant,  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  6ianc/iewr  éclatante, 
tandis  que  les  continents  sont  colorés  d'un  jaune  très  chaud,  rappelant  le  ton  des 
blés  mûrs  vu  du  haut  d'un  ballon. 


I  sss 


C.    FL  A.M.M  AIUON     -    lU:  M  \  It  nlTS   KT  OUS  K  li  \  ATloNS. 


L'ensemble  des  observations  faites  sur  Mars  et  l'application  des  connaissances 
qui  se  rattachent  à  l'étude  de  la  constitution  physique  des  planètes  conduisent 
donc  à  conclure  que  les  glaces  polaires  n'envahissent  point  la  surface  entière  de 
ce  globe,  mais,  au  contraire,  subissent  plus  que  les  nôtres  l'influence  de  la  tem- 


Fiir.  -^lO. 


m 


La  pianote  Mars  au  mois  de  jiiiu  188S.  (Croquis  'le  M.  Flammarion.) 

pdrature;  que,  relativement  ù,  la  constitution  physique  de  ces  neiges  et  de  ces 
eaux,  la  tempr-raturc  produit  1:\  des  effets  au  moins  aussi  sensibles  que  sur  notre 
planète,  que  le  monde  de  Mars  n'est  pas  dans  un  état  glaciaire  et  que  les 
«  canaux  "  ne  sont  pas  des  crevasses  dans  des  trlaciers. 


Parmi  les  observations  que  nous  avons  faites  pendant  celte  opposition 
à  noire  Observatoire  do  Juvisy,  nous  signalerons  les  quatre  croquis  ci- 
dessus  {fiy.  219  . 

Flammarion.  —  Mars.  27 


•US  1.  \    l'I   \S\\\'   M  \ltS. 

Nous  n'avons  pu  ilisiin.LiUir  aucun  ^  canal»  à  l'aido  do  noti'O  ôqual(^i'ial 
de  0"',vij.  Nos  dessins  de  celte  année  exposent  simplement,  comme  nos 
croquis  antérieurs,  le  canevas  général  de  rai-éographie.  Nous  n'avons 
représenté  que  ce  que  nous  sommes  absolument  sur  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,  doiil  la  connaissance  laisse  encore 
beaucoup  à  désirer.  Le  solstice  d'été  de  cet  bémisphère  ayant  eu  lieu 
le  IG  lévrier,  la  fonte  des  neiges  polaires  a  dû  réduire  la  glace  à  son  mi- 
nimum à  la  fin  de  mai.  Il  en  est  toutefois  resté  une  quantité  très  sensible, 
comme  nous  le  disions  tout  à  l'beure,  et  comme  on  peut  en  juger  par  les 
quatre  dessins  reproduits  ici  (fJg.  "2191,  pris  le  2  juin,  de  six  à  neuf  heures 
du  soir. 

A  propos  de  ces  beures,  il  n'est  peut-être  pas  inutile  de  remarquer  ici 
que,  lorsque  l'air  est  calme  et  transparent,  les  vues  prises  de  jour,  en  plein 
soleil,  sont  aussi  belles,  aussi  nettes,  que  celles  de  nuit. 

Dan.«s  le  premier  de  ces  dessins  (A  =  G^'O),  la  mer  du  Sablier  venait  de  passer 
parle  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  l'hémisphère  austral?).  Le  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  —  T^O),  cette  même  mer  est  plus  avancée 
vers  l'Ouest;  on  remarque  la  terre  de  Laplace. 

Dans  le  troisième  (S'^O),  la  mer  atteint  presque  le  bord  occidental  du  disque 
et  la  baie  du  Méridien  arrive  par  l'orient;  la  mer  Knobol  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  devino,  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  33"  à  l'ombre)  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  l'I. 

'    L  Astronomie,  juillet  1888,  p.  251. 


1888  Ti-Min,  —  OHsi: it\  \Ti()Ns  i;  I  i>i:ssins.  ii«j 

(!.\\.\,    IHSH.  —  Tuiiiiv,  Observations  et  dessins  [*]. 

Lo  savanl    astronome  de  l,oiiv;iiii  iiuiis  a  adressa  le  résniiK'  snivaiil  îles 
dessins  (lu'il  a  ]m  prendre  à  laide  de  son  équatori.il  de  n"'.i?i). 

Les  canaux  ont  parti,  la  pliipnii.  d'une  (Iifficul1(=  toile  H  les  circonstances  si 


D  E  I' 

Aspects géograpliiiiucs  de  la  planète  Mars.  (Dessin  de  M.  Tcrhy  à  Louvaiu  i 

défavorables  qu'il  fallait  cliercher  ces  détails  pour  les  vérifier;  vous  V(ius  rappe- 
lez que  M.  Porrotin  a  été  dans  le  môme  cas  en  \SSC).  Cependant,  jo  puis  garantir 
que  mes  dessins  ne  contiennent  que  des  lignes  réellement  observées,  aucune 
n'étant  due  h  la  connaissance  préalable  que  j'avais  de  la  région  observée.  Je  ci- 
terai doux  preuves  :  d'abord  les  imperfections  de  mes  dessins  qui  n'échappent 
pas  à  un  œil  cxercr,  quand  ou  en  compare  certains  rigoureusement  entre  eux; 
je  me  suis  bien  gardé  d'essayer  de  concilier  les  détails  dans  <'C  cas,  voulant  re- 
présenter exclusivement  ce  que  j'ai  vu;  ensuite  l'invisibilité  do  l'Euphrate  et  de 
sa  gémination.  .l'avais  une  connaissance  parfaite  de  l'existence  de  ce  canal,  de 

'')  L'Aulronon^ic,  septembre  1888,  p.  32i.—  Voy.  aussi  Enaornble  dfs  obaerrationx 
faites  .'(  Louvain  en  IMHS,  par  le  D'  Terby.  Bruxelles.  1889. 


iîo  L.\    PLANKTi:   MARS. 

ga  gf'mination,  de  sa  forme  exacte  jiar  des  dessins  que  M.  t^çhiaparelli  a  bien 
voulu  ni'onvoyer  pour  m'aniener  ;i  la  vérifier  ;  cet  astronome  croyait  que  je 
laurais  vu  avec  quoique  facilité.  Malgré  tous  mes  ctTorts,  et  j'y  ai  mis  do 
l'obstination,  je  n'ai  pas  vu  trace  non  seulement  de  la  gémination,  mais  môme 
de  l'Euphrate.  Il  n'eu  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. 

Jai  rarement  pu  dépasser  le  grossissement  de  280  à  300  fois,  ou,  si  je  l'ai  dé- 
passé, ce  fut  sans  utilité  réelle,  i\  cause  des  conditions  abominables  d'observation 
de  cette  année.  Vous  savez  que  j'ai  lait  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.  ^2^0,  A  (12  mai.  O^^iS").  —  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  l'ilyblaîus.  En  haut  figure  la  mer 
Maraldi  avec  le  Sinus  Titanum  près  du  bord  gauche  et  la  baie  de  L?estrygonum 
dans  le  diamètre  vertical;  un  filament  réunit  cette  dernière  baie  à  Cerberus,  c'est 
l'Antsous.  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  lO^'âS™.  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  r Erebus;  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  pou  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,  8i'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  leff'et  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,  ll'^SS'").  —  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 


188S 


r  I-:  n  n  v 


()HSi:i;VATI(>NS   HT   DI-SSINS. 


4-21 


parait  double  le  l"""  et  le  3  juin;  l'Cxus  jii.s(|u'au  lai-  Ismenius.  Ce  dernier  lac  est 
rougeâtre.  Tempe  au  bord  droit. 

Fig.  îiO,  E  (27  mai,  8*'4'").  —  Argyrc  brille  en  haut  du  disque  comme  une 
tache  polaire.  On  voit  trC'S  bien  Deucalionis  regio  entre  Sinus  Sabaeus  et  Marga- 
ratifer  Sinus;  une  région  plus  claire  dans  la  grande  tache  supérieure  correspond 
à  PyrrhcTc  et  Protei  regio:  De  gauche  à  droite,  en  remontant  légèrement,  nous 
trouvons  le  Gchon,  l'Indus-Oxus  et  le  Gange.  Au  bord  inférieur,  à  gauche  du 


Fig.  221. 


Golfe  de  l'Aurore . 


Fk 


Fig.  Î23. 


Aspect  de  la  tache  polaire  le  12  mai, 
dea'>43-â  10»"  48"-. 


Aspect  de  la  tache  polaire  le  13  mai. 
à  Oh  3™. 


diamètre  vertical,  la  petite  tache  noire  est  Lacus  Ismenius;  le  Deuteronilus, 
rosé,  la  réunit  au  lac  Xiliacus  ;  celui-ci  est  séparé  de  Mare  Acidalium  par  le 
Pont  d'Achille;  en  bas,  figure  le  petit  lac  Ilyperboréen,  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  Callirrhoc. 

La  fîg.  220,  F  (23  mai,  8^28"),  montre  la  forme  ou  partie  polygonale  de  Tempe; 
nous  voyons  encore  Argj-re,  le  Gange  arrivant  au  lac  de  la  Lune,  les  principales 
régions  de  la  (igurc  précédente  et  mieux  le  Tauaïs  qui  va  de  Ceraunius  au  bord 
droit.  Sous  le  Tauaïs  on  voit  le  laxartes. 

La  fig.  221  représente  le  golfe  de  l'Aurore  avec  les  lacs  Solis  et  Tithonius 
que  j'ai  vus  une  seule  fois,  le  IG  avril.  Xectar  et  Agathodaîmon  bien  visibles. 

Les  pO-  2'^"^  et  223  montrent  les  variations  de  perspective  de  la  ligne  polaire 
causées  par  la  rotation. 


LA    PLANE  IL   M  A  II  S. 


('.XXXI.   1888.—  ScHiAi'AHELLi.  Observations  nouvelles  ('). 

r.es  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  l'aide  du  nouvel 
cquatorial  de  Milan,  de  18  pouces,  lequel  dirigé  sur  les  étoiles  doubles 
a  prouvé  sa  puissance  de  définition  :  létoile  £  Hydre  a  été  découverte  triple  ; 
distance  des  composantes  =  0\"20  à  0",25  (moins  d'un  quart  de  seconde  !K 

Notre  fîg.  "2-24  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  gcmination,  remarque  à  ce  propos 
M.  Terby,  cette  tviangulalion  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 
do  la  mer  Cimmérienne;  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,  Clirysorrhoas,  Ganges,  Jamuna, 
llydaspes,  toUs  visibles,  Ganges  et  Chrysorrhoas  surtout,  simples  et  droits,  mais 
avec  de  lrî;s  petite><  ondulations  dans  leurs  deux  bords,  qu'on  pouvait  distin- 
>juer  Vun  de  l'autre.  La  couleur  cependant  est  si  peu  foncée  (je  crois  que  c'est 
iiue  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  .jOO  et  G.jO  elles  étaient  distinctes.  La  môme  couleur  peu 
foncée  rend  difficile  à  voir  les  deux  lignes  du  Nil,  qui  est  bien  double;  les  dcUx 
bandes  sont  assez  larges  et  leui-  position  est  exactement  celle  de  ma  carte;  elles 
Sont  bien  dessinées.  Double  aussi,  mais  mal  dessiné  et  estompe  est  le  Nilokcras. 
Le  trait  de  droite  du  Nilokeras  coupe  le  pont  d'Achille,  qui  se  trouve  par  là  in- 
terrompu à  son  extrémité  droite;  le  reste  de  ce  pont  existe  encore,  mais  enfumé 

(')  Ciel  et  Terre,  août  1888. 


SCm  AI'AKI-LIJ 


nus  I-  U  V  A  1  IONS   No  U  V  !•:  I.L  RS. 


423 


et  mal  dtliiii.  l>a  nier  Aeidaliunno  et  le  la.-  llyperboreus  ont  plusieurs  ramifica- 
tions que  je  vois  pour  la  première  fois. 

Ainsi,  on  distinguerait  maintenant  les  deux  bords  de  certains  canaux.  les- 
quels Lords  sont  iiii  peu  plus  foncés  que  ririlericur.  Cette  nouvelle  décou- 
verte ajoute  encore  au  mystère. 

Fig.  m. 


1% 


Vue  télescopitiue  de  M;iis,  d'aprùs  M.  Schiai)ai-elli,  les  8,  '.)  et  10  mai  I88«. 
(6  =  espaces  blancs). 

Le  28  mai,  le  directeur  de  l'Observatoire  de  Milan  écrivait  de  nouveau  : 

Hier,  la  longue  traînée  de  l'Euphrate  se  présentait  à  peu  près  comme  dans  le 
dessin  ci-joint  (fîg.  "220 1.  Le  tronc  ax  paraissait  simple  avec  une  direction  diflé- 
rente  de  l'ordinaire;  ai»,  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;  (/,  autre  lac  hyperboréen; 
h,  Lacus  Ismenius,  double;  c,  autre  lac  moins  grand,  double;  .(,  Lacus  Sirbonis 
de  1879,  double;  af,  Orontes,  bien  visible;  /6,  lliddekcl,  peu  sur;  ec,  ligne  déliée 
mais  bien  marquée;  be^,  Oxus  et  Indus,  faciles  à  voir;  lac  c  un  beau  point  noir: 
beh,  Deuteronilus,  bien  visible;  ch,  Caliirrlioc,  bien  visible.  (  »n  le  voit,  tous  ces 
lacs  sont  doubles! 

La  fuj.  225  était  accompagnée  d'une  noie  datée  du  7  juin,  dans  laquelle 
l'astronome  italien  s'exprimait  comme  il  suit  : 


Je  croyais  avoir  vu  assez  bien  la  planète  les  '.i,  2.'i  et  27  mai  et  je  couimençais 


4:4 


LA   IM.ANKTK   .MAU>. 


à  être  presque  satislaii.  a>aiil  pu  constater  au  ni.iiiis  iruis  mi  ipiatrc  uiMiiiiiations. 
Mais  j'ai  ctc  ilétrumi»é  do  la  manière  la  plus  heureuse  le  -J  et  le  i  juin;  et  seule- 
ment alors  j'ai  pu  me  faire  une  idée  de  la  l'orce  d'un  18  pouces  sur  Mars!  Je  me 
suis  aperçu  alors  que  les  mémorables  journées  de  1S7'J-1880  et  de  1882  étaient 


/ 


.-■1»»'^''  é"  if     t    -s      V     S     n 


b      J 


Fig.  2-2j.  —  Vue  lélescopiqiic  de  Mar>.  d'aiircs  M.  Schiaparelli,  les  2,  4  et  G  juiu  188S. 

revenues  jiour  la  première  fois,  et  qu'enthi  je  revoyais  ces  images  prodigieuses 


l'ig.  22G.  —  Fragment  de  la  géographie  de  Mars,  d'après  M.  Schiaparelli.  (Dessiu  du  27  mai  1888.) 

qui  se  présentaient  dans  le  champ  comme  une  exquise  gravure  sur  acier,  relevée 
de  toute  la  magie  des  détails,  et  mon  seul  regret  était  d'avoir  le  disque  réduit  ù 


1888  SCIIIAI'AKKI.I.I     -    OIJSKUVATIONS  NÛU  V  KIJJ' S.  425 

1-2"  de  diamètre.  Non  soulemcnt  jai  conllriné  la  géinination  du  Népenthès  {quan- 
tum mulatus  ah  illo!)  et  ki  réapparition  du  lac  Triton  do  1877,  mais  j'ai  revu 
aussi  le  lac  Mœris  réduit  àun  très"  petit  point,  mais  toutefois  parfaitement  visible 
et  à  peine  séparé  de  la  Grande  Syrte.  llephœstus  a  disparu  tout  à  fait.  La  Nilo- 
syrtc  n'avait  aucune  interruption;  il  est  vrai  cependant  que, dans  la  Syrtis  Magna, 
les  derniers  jours  de  mai,  on  voyait  une  petite  île  assez  brillante  (Œnotria)  qui. 
avec  les  grossissements  faibles,  produisait  l'apparence  d'une  espèce  de  pont; 
mais  cela  disparaissait  avec  ôOO.  Maintenant,  ce  phénomène  a  cessé  tout  à  fait  et 
Œnotria  n'est  presque  plus  visible.  L'I-Juphrate  est  encore  double  tout  entier, 
mais  il  n'est  plus  aussi  évident  que  le  27  et  le  30  mai.  Cependant  hier  il  se  pré- 
tait encore  assez  bien,  les  deux  traits  un  peu  estomi)és  et  la  partie  du  dessous  du 
lac  Ismenius  mieux  que  la  partie  au-dessus...  Callirrhoe  et  Protonilus  sont  deux 
gcminations  très  étroites,  mais  géométriquement  parfaites  et  très  noires,  Cal- 
lirrhoe surtout;  avec  le  grossissement  de  650  cela  se  voit  sans  le  moindre  doute. 
Les  deux  traits  de  Callirrhoe  sont  égaux;  dans  le  Protonilus,  le  trait  supérieur 
est  beaucoup  plus  mince  que  l'inférieur,  quoique  parfaitement  tracé.  Le  Phison 
est  double,  à  peu  près  comme  Euphrates  ;  Astaboras  double  aussi,  mais  plus  visible 
à  gauche  du  Phisou.  Tiphouius  et  Orontes  simples;  simple  aussi  une  ligue  nou- 
velle marquée  .v  sur  le  dessin. 

L'Oxus  a  faibli  beaucoup,  et  (Icrnièrement  je  ne  le  voyais  plus,  tandis  que 
rindus  a  reparu.  LHiddekel  est  presque  invisible;  le  Gehon  est  un  peu  enfumé, 
il  va  à  un  petit  lac,  d'où  sortent  deux  lignes  à  droite  vers  le  Lacus  Niliacus.  Mais, 
ce  qui  est  le  plus  extraordinaire  et  le  plus  inattendu,  ce  sont  les  changements 
survenus  depuis  un  mois  dans  la  Boréosyrte  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  gémiua- 
tions  et  leur  disposition  sont  hors  de  doute.  Quel  étrange  enchevêtrement!  Que 
peut  signifier  tout  cela?  Évidemment  la  planète  a  des  détails  géographiques 
fixes,  semblables  à  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, 
li'étude  du  Népenthès,  sous  ce  point  de  vue,  est  fort  instructive,  et  ce  qui  arrive 
dans  la  Boréosyrte  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  1886  j'ai  tâché  de 
démêler  avec  le  8  pouces  ce  qui  arrive  dans  cette  région.  Il  fallait  le  18  pouces 
ixjur  cela. 

Voilà  certes  des  observations  qui  paraissent  laites  avec  la  plus  rigoureuse 
précision.  Comment  penser  que  l'auteur  d'une  analyse  aussi  soignée  soit 
dupe  d'illusions?  Lapplicalion  de  son  équatorial  aux  mesures  d'étoiles 
doubles  comme  à  l'examen  des  détails  de  la  géographie  martienne,  témoigne 
que  les  résultais  obtenus  correspondent  aux  grossisscuieuls  employés,  selon 


i26  i.A  ri,AM:ri:  m  ah  s. 

la  position  de  lasliv  et  la  (ransparence  alniosphériquc.  Dans  un  cas  comme 
dans  l'autre,  il  est  bien  dilïieilc  de  mettre  en  doute  la  valeur  de  ces  obser- 
vations. 

Pourtant,  dès  que  le  gigantesque  équatorial  de  près  d'un  mètre  de  dia- 
mètre (Û"',91  d'ouverture  libre)  du  nouvel  Observatoire  du  mont  Ilamillou 
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  vudes  a  canaux  »,  mais  larges,  vagues,  à  peine  identiiialdes.  eljaniais 
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  V 

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  (' ). 

CXX.MI    1888.  ~  IloLDEN,  ScH.KBEKLE.  Keelkiî.  Obscrvaliom  failcs  à  l'Obscv- 
valoire  Lick  à  l'aide  de  la  plus  puissante  lunellcdu  monde  '-' . 

Ces  observations  sont  faites  pour  nous  désespérer.  Plus  on  consacj'c  de 
temps,  d'études  et  de  soucis  à  l'analyse  des  observations  nombreuses  et 
variées  faites  sur  cette  mystérieuse  planète,  el  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-être  préci-- 
sèment  ces  divergences,  ces  difficultés,  qui  nous  mettront  sur  la  voie  de 
déterminer  les  caractères  physiques  spéciaux  de  cette  singulière  et  énigma- 
lique  planète. 

La  plus  puissante  lunette  du  monde  a  été  appliquée  à  l'étude  du  globe  dé 

(•)  Voy.  L  Asli'onomie,  novembre  1888,  p.  ilO; 
(-)  L  Asflronomie,  mai  1889,  p.  180. 


IS8S         ii(HJii;n.  scii.kmkuij;,  kki-jj-ii.  -  OHSK KV ATIONS.  427 

Mars,  par  un  astronomt:  distin^^ué  et  accoutumé  depuis  longtemps  aux  ob- 
servations, M.  Ilolden,  le  sympathi(|ue  directeur  de  lObservatoire  du  mont 
Hamilton.  L'immense  objectif  de  Û"',91  d'ouverture  libre  a  donné  les  meil- 
leurs résultats  dans  les  mesures  d'étoiles  doubles  et  possède  une  remar- 
ijuablc  puissance  de  définition.  Eli  bien,  il  faut  avouer  que  les  dessins 
obtenus  par  MM.  Holden,  Scli;t'berlc  et  Keeler,  à  l'aide  de  ce  colossal  équa- 
torial  armé  de  grossissements  de  350  et  700  fois,  ne  correspondent  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  »? 
Pourtant,  il  y  a  des  limites  à  lequation  personnelle.  L'Astronomie  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 
même,  lorsqu'il  s'agit  d'aspects  à  peine  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  le  IG  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°.  Cène  sont  pas  là  assurément  de  fort  bonnes  conditions. 
Cependant  les  satellites  étaient  bien  visibles. 

Du  16  juillet  au  10  août,  les  astronomes  de  Californie  ont  pu  faire,  entre 
autres,  vingt  et  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, 
diffèrent  matériellement  de  celles  de  Nice  faites  en  avril  et  mai.  et  publiées 
par  L'Astronomie  de  juin  1888.  p.  214.  Nos  dessins  montrent  cet  aspect  à  peu 
près  tel  que  M.  Schiaparelli  l'a  vu  en  1877  et  1878.  j) 

Considérons  notamment  les  dessins  1,  2,  3  et  4  [fig.  227  \  Les  longitudes 
du  méridien  central  de  ces  disques  sont  respectivement  305°.  310°,  318°  et 
278°,  c'est-à-dire  que  la  mer  du  Sablier,  qui  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,  à  8''0"'.  —  le  même  jour,  à  S''  15"",  — 
le  26,  à  S'' 10'",  —  et  le  29,  à  7''28"',  sans  être  frappé  de  leurs  dissemblances. 
Ainsi,  par  exemple,  la  fig.  1  et  la  fig.  2  ont  été  faites  à  peu  près  à  la  même 
heure  d  au  même  instrument,  la  première,  à  8''0"'.  par  M.  Holden,  la  se- 


4:8 


LA   PLANKTi;   M  A  US. 


condc,  à  8''15'",  par  M.  Kooler.  Nous  iiouvoiis  coiiaiiicmenl  penser  que  l;i 
diUereuce  des  deux  dessins  provient  de  la  dillerence  de  la  manière  de  voir 
des  deux  observateurs,  ear  il  serait  di;  la  dernière  lémérilé  triniaainer 


Ki?.  '2-27. 


Dessins  de  la  planète  Mars,  faits  a  l'Observatoire  Llck,  en  1888. 

1.  —  27  juillet,  à  S'-O™  (M.  Holden)  ;  a,  ilc  blanchâtre.    2.  —  Même  jour,  à8''15"»(M.  Keelcr). 
3.  —  2«  juillet,  à  Si-lO  (.M.  IloUlcn).     1.  —  i'.i  juillet,  à  7'' 28™  (M.  HoUleii). 


qu'en  un  quart  d'iieure  la  planète  ait  subi  une  pareille  métamorphose, 
même  en  faisant  intervenir  les  nuages  de  son  atmosphère. 

Tout  diffère  dans  ces  deux  dessins  :  largeur  de  la  mer,  canaux  de  gauche,  etc. 
Cette  divergence  nous  montre  qu'il  faut  mettre  la  plus  grande  circonspection 
dans  nos  conclusions  relatives  aux  changements  observés  à  la  surface  de  la 
planète-  Nous  devons  penser  notamment  que  les  deux  larges  traînées  verti-- 
cales  dessinées  par  M.  Huldcn  surla/ïf/.  1 ,  représentées  également  par  lui 


(H{?i:u\  A TIONS. 


\V.i 


|.>^S8  IKH.ORN.    SC.II.KIJI-Hl.i:,    KI-IILTH 

/ig.Z,  el  dont  rune  est  ('gaiement  représentée  A'f/.  '«,i»arl<!  même  observatonr, 

ont  été  exagérées  sur  ces  dessins, 

Si  nous  choisissons  une  série  de  quatre  autres  vues,  nous  en  recevrons  la 
nu-me  impression.  Comparons,  par  exemple,  la  fuj.  5  (fifj.  328^.  prise  lo  5  aoûl. 


Fie.  0-38. 


Dessins  de  la  planète  Mars,  faits  à  l'Observatoire  Lick,  en  1S88. 

:..  —  .-)  août  1888,  à  7'' iS-.  I.oiig.  =  21lM  >•■  ""l''"?"  '  •  ''•  —  î> -^oiit  1888,  à  TMo-.  Long.  =  213»  (M.Holdeii). 
7.  -2Ô  juillet  1888,;i8''.I.on(;.^325°(M.  Kecler).     8.  —  2f,  juillet  1888,  à  8'' SO™.  I.on-.=  325»  (M.Keclcrt. 

•i 7" SS-" (longitude  =  211")  et  la  fig.O,  prise  le  même  jour,  à  T'-'iO'"  (longitude 
=  213"),  toutes  dcii.K  par  M.  Ilolden.  Croirait-on  qu'il  s'agisse  là  de  la  même 
face  de  la  planète?  Considérons  également  les  fig.  7  et  8  dessinées,  la  pre- 
mière le  25  juillet,  à  S"!)"",  la  seconde  le  lendemain,  à  S^W",  et  représentant 
aussi  l'une  et  l'autre  le  même  hémisphère  marlien,  à  la  longitude  centrale 
de  325.°  (croquis  de  M.  Keeler). Quelle  différence  d'aspecls!  La  dernière  nous 
donne  assez  bien  l'impression  de  la  géographie  [de  Mars,  mais  celle  de  la 
veille  en  diffère  essentiellement.  Et  ne  concluons  pas  non  plus  à  un  chan- 


-130 


I   \    IM  \M-.Ti:    MA  US. 


gement  rrcl  oprré  on  vingt-(|uatn'  lieiiivs  dans  1  aspect  de  la  plaiific; 
ce  même  jour,  25  juillet,  à  7"  iô'"  cl  8''-20"\  deux  aulres  esquisses  diU'èrem 
presque  autant  de  notre  /ir/.  7  que  celle-ci  diffère  de  la  ftç].  8  :  au  lieu  d'un 
aspect  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  iioiU 
fait  là  que  de  simples  esquisses  et  non  des  dessins  complets.  Regreitons  que 
le  gigantcf^que  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. 

.Vvouons  néanmoins  sans  fard  que  ces  observations,  venant  après  celles 
de  M.  Scbiaparelli  et  obtenues  à  laide  de  la  plus  puissante  lunette  qui  existe 
au  monde,  sont  un  peu  faites  poumons  déconcerter. 


CXXXilI.   1888.  —  WiSLiGExus.  Mesures  micromètriqiies  ^ ''. 
Par  une  nouvelle  méthode,  cet  observateur,  astronome  à  l'Observatoire  de 


Fig.  229.  —  Mesures  micromc'triques  de  M.  Wislicenus,  en  1S88. 


Strasbourg,  a  pris,  du  2  au  13  mai  1888,  la  position  de  sept  points  pi-inci- 
paux  de  la  sphère  martienne  et  a  construit  la  petite  carte  ci-dessus.  11  s'est 

(')  Astronornische  NachriclUen,  X"  2872. 


l'^'SS  PII.   (ifllUCNV.    —   l,i:s    MAIlf-I-S  SUK   MARS.  i3l 

servi  «riiii»-  Imioiio  do  f.  ponces  armée  d  un  grossissement  do  256.  Cos  points 
soni  les  suivants  : 

).i)ii(ritii<li'.  •         I.atiluilf. 

I.  Mer  du  Sablier 294'..'»  -4-  H*,C 

'.*.  Point  iionl  du  marais  Colo<- 295  .1  -    42    i 

3.  A  gauche  do  la  mer  du  Sablifr...  271  ,G  —  15  .4 

4.  (Milnotria  ot  Japygie 293  .(j  —7^9 

0.  Sty^ia  Palus 108,0  h-  28  ,1 

G.  Eiinoslos 223  .7  -^  25  ,0 

7.  Cyclopum 219  ..'>  ^  -    2  ,0 

Angle  de  position  de  l'axe  de  Mars...  3i»,j 

Distance  polaire  de  la  neige  boréale...  3  ,."> 

Longitude  de  la  neige  polaire  boréale 281  .1 

Cette  nouvelle  carte  ne  ressemble  guère  aux  précédentes.  Il  est  vrai  quelle 
ne  représente  qu'une  esquisse. 

CW-Xn'.    1888.  ~  Pu.  (îi';Rir,Nv.   La^  marées  anv  .ïïarx  ('). 

Cotte  question  a  déjà  été  (iudi<'0  plus  h.iut  ip.  311).  Nous  avons  prié 
M.  Gérigny,  le  savant  secrétaire  de  L'Astronomie,  d'en  faire  un  nouveau 
calcul,  et  voici  le  résultat  de  son  invesli.ïation. 

Les  Diodifications  si  remarquables  qui  ont  été  observées  dans  ces  dernières 
années  à  la  surface  de  la  planète  Mars,  paraissent  causées  par  de  srrands  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 
l'idée  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.  Tlammarion,  à  entreprendre  ce  calcul;  mal- 
lieureusement,  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  l'on  connaît  la  faible  distance  qui  les  sépare  de  la  planète.  On  peut 
donc  penser  n  priori  que  leur  proximité  compense  leur  petitesse  et  leur  permet 
dexercer  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  un 
diamètre  extrêmement  petit.  J'ai  supposé  12  kilomètres  de  diamètre  pour  le  pre- 
mier, 10  pour  le  second,  qui  est  un  peu  moins  brillant.  Ces  nombres  m'ont  été  four- 
nis pai-  M.  Flammarion.  J'ai  supposé  la  densité  des  satellites  égale  à  celle  de  la 
])lanète.  J'ai  admis,  pour  la  distance  du  premier,  2,771  rayons  de  Mars,  et  pour  la 

.'  L'Asironomie,  1889,  p.  384.  —  Bullrtin  do  la  Société  Astronomique  de  France, 
septembre  1889,  où  l'on  trouvera  tous  les  détails  du  calcul. 


UV:  I.A    PI.ANT-.Ti:   M. MIS. 

«lislanco  du  second,  6.Î0I.  Co  sont  les  uombros  donnés  par  M.  Hall,  l'our  sim- 
plifier le  calcul,  j'ai  supposé  un  globe  spliérique  solide  ayant  le  rayon  do  la  pia- 
note recouvert  dune  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  rclatil 
sous  l'action  des  attractions  de  Mars  et  do  chaque  saiollite  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. 
11  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  pou  plus  do  la  moitié, 
les  -  de  celle  qui  a  le  satellite  à  son  zénith.  Pour  le  second,  la  protubérance 
nadirale  est  les  W  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  13  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  O»,  75.  A  la  latitude 
de  Granvillo,  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  âo. 

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  ,1ô  1)  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  :  1""",79, 
i>  nadirale    :  l     ,05; 

20  Pour  le  second  satellite, 

Protubérance  zénithale  :  0""',088, 
»  nadirale    :  0     ,082. 

Ces  résultats  sont  tout  à  fait  insignifiants  :  ils  correspondent  à  des  marées 


1888  IMl.   (;i^:iU(iNV.   —   LliS  MAilfiES  SUU  MARS.  433 

beaucoup  plus  faibles  que  celles  que  l'un  observe  dans  la  Méiliterranéc  :  ils  ne 
représentent  ipruiie  fraction  inûme  de  la  marée  solaire  de  Mars,  pour  laquelle  le 
calcul  donne  une  i)rotubc'rance  de  5'2™"',  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  appréciable  sur  les  phénomènes  d'inon- 
«lation  dont  nous  avons  été  témoins;  mais  les  dimensions  admises  sont  peut-être 
bien  au-dessous  de  la  réalité,  et  la  hauteur  des  protubéruncos  est  proportionnelle 
à  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  à  i'i  et  20  ki- 
lomètres, les  protubérances  deviennent  huit  fois  plus  grandes,  c'est-à-dire 


14"" 

",35 

et 

8™" 

\40, 

0 

,704 

et 

0 

,GGG, 

En  admettant  le  triple  pour  les  diamètres,  soit  3G  et  30  kilomètres,  les  chiffres 
primitifs  seront  multipliés  par  27  et  deviendront 

48™"',  43        et        28""",  4G, 
2     ,38        et         2     ,21. 

Les  marées  dues  au  second  satellite  restent  négligeables;  mais  celles  du  pre- 
mier deviennent  comparables  à  la  marée  solaire.  Enfin,  si  l'on  multiplie  les  dia- 
mètres primitifs  par  10,  ce  qui  donne  120  et  100  kilomètres,  diamètres  encore  bien 
petits  pour  des  astres  visibles  à  la  distance  de  Mars  et  dans  sa  proximité  immé- 
diate, les  hauteurs  primitives  seront  multipliées  par  1000  et  deviendront  : 

l'",79       et        l'",05, 
G  ,088      et        0  ,082. 

Les  marées  dues  au  second  satellite  restent  encore  bien  faibles  ;  mais  celles  du 
j)remicr  atteignent  le  double  des  marées  océaniques  terrestres. 

H  résulte  des  calculs  précédents  que  le  second  satellite  est,  en  toute  hypo- 
thèse, sans  inlluonce  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  observons 
dans  nos  mers. 

Comme  nous  l'avons  fait  remarquer  plus  haut,  la  hauteur  de  la  protubérance 
de  la  surface  de  niveau  n'est  qu'un  des  éléments  qui  interviennent  dans  le  phé- 
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 
l'galc  au  temps  qui  s'écoule  entre  deux  retours  consécutifs  du  satellite  au  même 
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 
e.oUo  de  la  protubérance.  Il  est  assez  naturel  d'admettre  i[uc,  plus  les  oscillation.^ 
Kl.vmmabio.n    —  Mars.  28 


134  I.A    l'LAM/n-    M  AU  S. 

sont  rapides,  plus  furioiix  sont  les  mouvements  de  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''3'.)'"  i^)^  taudis  que  la  planète  tourne 
en  î?i''37"''235;  \i  en  résulte  que  ce  satellite  revient  au  même  inéridieu  au  bout 
lie  n*'G'""2i'.  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  llux  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  flux,  produite  au  sein 
de  l'Océan,  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'engoufl'rer  du  Sud 
au  Xurd  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  idus,  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  Mars.  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.  Les  plus  grands  analystes  du  siècle  der- 
nier, Lagrange,  Laplace,  Legendre,  se  sont  occupés  de  cette  importante  question, 
etLagrange  est  parvenu  à  démontrer  que  les  densités  relatives  de  la  mer  et  du 


188«  IMl.    GKiJKi.NV.    —    IJ:S    MAUf-ESSUIl    M.VUS.  435 

noyau  solide  du  hi  planète  ont  une  grande  induence  sur  le  résultat.  Il  a  prouvé 
que  si  l'amplitude  des  oscillations  do  l'Océan  reste  contenue  entre  certaines 
limites,  cela  tient  à  ce  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  de  mercure  au  lieu  d'eau  salée,  toute  la  niasse  des  mers  abandonnerait 
son  lit  î\  chaque  marée,  pour  se  répandre  en  une  inondation  formidable  sur  le 
sol  des  continents.  Sans  doute,  ce  cas  extrême  ne  se  rencontre  pas  sur  Mars  :  la 
densiti"'  des  mers  y  est  probablement  inférieure  à  celle  de  la  planète  ;  mais  la  den- 
sité de  Mars  n'atteint  pas  les  trois  quarts  de  celle  de  la  Terre,  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  de  ce  qu'il  est  sur  la 
Terre.  D'après  l'analyse  de  Lajzrange,  cette  augmentation  doit  se  traduire  par 
une  augmentation  correspondante  dans  lamplitudu  des  oscillations  du  niveau 
maritime. 

Pour  toutes  ces  raisons,  si,  sur  la  Terre  même,  la  hauteur  de  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  à  ce  que,  sur  Mars,  la  différence  de  niveau  entre  la  haute 
et  la  basse  mer  atteignît  jusqu'à  50  fois  et  même  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  à  ces 
dernières,  leur  importance  est  entièrement  subordonnée  à  la  masse  de  ce  satel- 
lite. Il  se  peut  quelles  soient  insignifiantes;  mais  il  se  peut  aussi  qu'elles  soient 
considérables.  En  tout  cas,  si  l'influence  mécanique  de  ce  satellite  est  comparable 
à  celle  de  la  Lune  sur  la  Terre,  les  mouvements  des  mers  de  Mars  sont  certaine- 
ment plus  tumultueux  et  plus  importants  que  ceux  de  nos  océans,  et  si,  de  plus, 
comme  on  le  suppose  assez  généralement,  le  relief  de  Mars  est  très  faible,  et  les 
côtes  très  peu  élevées,  ces  marées  doivent  donner  lieu,  quatre  fois  par  jour,  à  des 
inondations  couvrant  de  vastes  étendues  de  rivage.  La  Science  astronomique 
n'est  pas  encore  assez  avancée  pour  trancher  entièrement  la  question^  puisqu'on 
ignore  la  masse  des  satellites  de  Mars;  mais  on  i)cut  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- 
turbation*» du  mouvement  de  ces  deux  astres,  et  en  déduire  par  conséquent 
leur  masse.  Alors,  ou  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  rôle  qu'elles  ont  pu  et  peuvent  encore  jouer 
dans  les  phénomènes  et  les  modifications  (jue  nous  observons  à  la  surface  de 
ce  îrlobe. 


4;^G  LA    l'LANKlK   M  A  US. 

l'.XX.W  .    1888.  —  Sc.iiiAi'Anr.i.i.i.   La  coustiliilinii  i>liijsitiuc  de  Murs. 

I/cmincnt  astronome  île  Milan  a  puhlié  dans  la  Revue  astronouii(|uc  alle- 
mande Himmel  und  Erde  et  dans  LWsironomic  {^)  une  synthèse  générale  de 
ses  recherches.  Nous  nous  faisons  un  devoir  d'en  rei)ro(luire  ici  les  extraits 
les  phis  importants  et  nous  sommes  heureux  doifrir  en  même  temps  à  nos 
lecteurs  les  deux  dernières  cartes  dessinées  par  M.  Scliiaparelli  lui-même 
sur  l'ensemble  de  toutes  ses  observations  (p.  iiOl. 

A.  --    l.ES    RÉGIONS    DE    TONS    INTERMÉDIAIRES    ET    LEURS    \ARIATI0NS. 

L'ensemble  des  régions  que  nous  nommoais  mers  ou  conlincnts,  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  varia])le  et  qui 
ont  parfois  le  caractère  apparent  des  mers,  parfois  celui  des  continents, 
p  irfois  même  les  deux  à  la  fois. 

Telles  sont,  entre  autres,  dans  Marc  Erythrœum,  les  deux  zones  désignées  par 
les  noms  de  Deucaliouis  Régie  et  de  Pyrrhic  Regio,  ainsi  que  les  deux  îles  nom- 
mées Ilellas  et  Noachis.  De  cette  nature  sont  aussi,  dans  la  Syrtis  Magna,  les  îles 
lapygia  et  Œnolria  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 
raers  de  Mars;  elles  forment  ainsi  une  série  de  transitions.  Elles  ne  paraissent 
pas  être  toutes  de  même  caractère,  autant  que  j'ai  pu  l'observer  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  jiar 
divers  exemples  sur  nos  cartes. 

Une  des  plus  remarquables  parmi  ces  régions  intermédiaires  est  la  Deucaliouis 
Regio,  qui  se  trouve  dans  Mare  Erythrseum,  où  elle  forme  une  presqu'île  coudée 
à  angle  droit.  Elle  est  nettement  limitée  du  côté  qui  touche  au  continent,  tandis 
que,  do  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  nctteuicnt  distinguée  sur 
le  fond  sombre  qui  l'environne.  On  ne  peut  en  dire  autant  de  la  Pyrrhœ  'Regio 

{')  Himmel  und  Erdc.  1888.  —  L'Aslronomv',  janvier,  février,  mars  et  avril   1889. 


I88.S     sciii  \i'.\iii:i  i.i    -  coNSTirr  I  ION  l'iivsioui-  di:  mxks.       jh: 

oUo  peut  (IcYfuir  assf^/.  loncée  isurttnit  dans  la  partie  voisine  du  continent)  pour 
([u'on  no  puisse  pas  la  distiiiiiruer  du  reste  «le  la  Mare  Krythricum. 

l/ii(?  Cimmeria,  longue  bande  qui,  sur  la  P/.  //,  occupe  une  partie  considé- 
rable de  la  Mare  Cimineriuin  est  plus  n.Mnarquable  h  cet  t'igard  que  toutes  les  autres 
récrions  mixtes. 

En  1877,  cette  mer  Cimméricnno  tout  entière  parut  d'une  couleur  très  foncde; 
elle  fut  même  désignée  alors  comme  une  des  parties  les  |)lus  foncées  de  toute  la 
surface  de  Mars.  Hn  l.'^70,  elle  ne  présenta  aucun  changement;  tout  ce  que  l'on  re- 
marqua alors,  ce  fut  que  la  couleur,  tout  en  restant  très  foncée,  était  moins  sombre 
qu'on  1877.  Vers  la  fin  de  1881,  cette  tache  contrastait  encore  fortement  avec  le 
jaune  qui  l'entourait;  mais,  le  3  février  1882.  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  30",  entre  20r)O  et  230°  de  longitude.  Cette  obser- 
vation put  être  confirmée  le  i,  le  .'3,  le  6  et  le  7  février;  plus  tard,  il  ne  s'ofl'rit  aucune 
occasion  de  bien  observer  cette  localité.  Je  ne  trouve  dans  mon  journal  aucune  men- 
tion relative  à  l'île  Cimmeria  pendant  l'opposition  de  1884.  En  1886  et  en  1888,  cette 
région  se  présentait  sous  un  angle  très  oblique;  aussi  les  observations  n'étaient-elles 
pas  très  précises.  D'après  l'impression  ressentie,  l'ile  Cimmeria  était  visible. 

Les  métamorphoses  de  la  grande  île  nommée  Ilellas  sont  plus  complexes,  mais 
non  moins  remarquables.  En  1877,  vers  la  fin  du  solstice  austral  de  Mars,  cette 
région  formait  une  île  très  régulièrement  ronde  ou  très  peu  allongée,  dont  le  dia- 
mètre ne  comprenait  pas  moins  de  30  degrés;  ordinairement  jaune,  elle  paraissait 
plus  blanche  quand  elle  se  trouvait  près  du  bord  du  disque  que  quand  elle  était 
voisine  du  méridien  central.  Une  fois  (le  IG  décembre  1877),  je  l'ai  vue  presque 
aussi  blanche  et  aussi  brillante  que  la  région  polaire;  le  21  décembre,  cependant, 
la  couleur  primitive  était  presque  déjà  rétablie.  Pendant  l'opposition  de  1879  à 
ISSO,  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  télescopiquc  renversée).  Elle  était 
traversée  par  deux  canaux  nettement  visibles,  dont  l'un  était  à  peu  près  paral- 
lèle au  méridien  et  l'autre  au  cercle  do  latitude.  (En  1877,  on  ne  voyait  que  le 
premier  de  ces  canaux;  encore  n'était-il  que  difficilement  visible.)  C'est  ainsi  que 
l'île  paraissait  être  divisée  en  quatre  quarts.  Au  mois  de  janvier  1880,  les  deux 
quarts  inférieurs  seuls  étaient  jaunes;  les  autres  présentaient  une  couleur  bien 
plus  foncée,  et  de  ces  derniers,  le  gauche  était  plus  foncé  que  le  droit.  Pendant 
cette  opposition  également  (1879  à  1880),  Ilellas  se  montra  plus  brillante  vers  le 
bord  que  vers  le  milieu  du  disque;  plusieurs  fois  elle  a  paru  blanche.  Eu  187D  et 
1880,  elle  parut,  à  vue  d'œil,  un  peu  plus  petite  qu'en  1877.  Pendant  l'opposition 
de  1881  à  1882,  on  constata  que  son  éclat  avait  sensiblement  diminué;  sa  couleur 
était  gris  cendré  clair;  ses  contours  manquaient  de  précision,  et  parfois  elle  n'ap- 
paraissait que  comme  un  nuage  qui  se  dissipe.  Dans  quelques  cas  seulement,  et 
vers  le  méridien  centra!,  elle  prit  une  couleur  brun  jaune,  comme  celle  de  la 
Regio  Deucalionis.  Elle  fut  en  outre  divisée  par  les  deux  canaux  en  croix,  mais 


538  I   \    IM   \M:TI:    m  \I{S. 

ses  dimensions  avaient  notablement  diminué,  et  en  divers  endroits,  ses  anciennes 
limites  éUiient  plus  ou  moins  occupt^es  par  la  mer,  de  sorte  qu'elle  avait  pris  la 
forme  de  trapèze  aux  angles  arrondis,  comme  on  le  voit  /*/.  /  et  //.  Lors  des 
oppositions  suivantes,  llellas  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.  Sou  diamètre  ne  dépassait  certainement  pas  12«  à,  lô".  Parfois  plus 
blanche  et  plus  brillante  que  d'ordinaire,  on  aurait  pu  la  confondre  avec  la  tache 
polaire  boréale. 

.V  certains  égards,  la  région  nommée  Libye  paraît  appartenir  elle  aussi  à  la 
catégorie  dont  nous  parlons  ;  elle  se  trouve  sous  l'équateur,  et  par,conséquent  on 
peut  l'observer  facilement  dans  toutes  les  oppositions,  quelle  que  soit  l'inclinaison 
de  l'axe  de  la  planète.  Kn  1877,  cette  région  avait  pour  limite,  du  côté  de  la  Mare 
Tyrrhenum.  un  arc  élégant  et  régulier  se  terminant  vers  le  Nord  en  une  pointe 
mince  et  allongée  (Osiridis  Promontorium).  La  surface  de  cette  pointé  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,  de  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  sou  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  même  temps  le  lac  Mœi-is,  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  do  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  une  petite  partie  de  Regio  Lsidis.  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  bollo  courbure,  formait,  entre 
la  Grande  Syrte  et  la  mer  Tyrrhénienne,  un  promontoire  ressemblant  à  un  angle 
a  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 


1888 


SCIIIAPAUKUJ. 


VARIATIONS   I)i:S    !UVA(ii:S. 


i;i!) 


taches  so  confondant  les  unos  avec  lus  aiiiros.  l'ondanl  l'opposilidn  de  IS8G,  l'étal 
des  choses  ne  parut  pas  dilTeront,  eu  f,'én(5ral,  do  celui  "[ni  avait  été  oliscrvé  on 
ISSi;  jo  dois  toutefois  faire  remarquer  <pic  cette  partie  des  observations  ne  fut 
pas  très  favorisée  par  le  temps.  Enfin,  au  mois  de  mai  188S,  la  Libye  parut  très 
raccourcie  au  voisinage  du  méridien,  comme  on  le  voit  aussi  dans  les  observations 
faites  î\  Nice  par  M.  Perrotin,  Cependant  les  observations  des  G,  7  et  8  mai  la 

Kig.  230. 


Mare    Tyrrhenur 
3yptl3 


Variations  observées  sur  la  planète  .Mars  dans  le  rivage  de  la  mer  du  Sablier   (Irande  Syrie  ' . 

montrèrent  d'une  couleur  blanchâtre  sale,  au  voisinage  du  bord  droit  du  disque 
de  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  difficilement;  il  so 
trouvait  tout  près  de  l'angle  inférieur  droit  de  la  Libye,  près  de  l'embouchure  du 
Xépcnthès,  dans  la  Syrtis  Magna.  A  diverses  reprises,  la  Isidis  Regio  (au-dessous 
du  Népenthès)  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 
à  1884,  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  lût  pas  la  même  et 
que  la  limite  entre  l'une  et  l'autre  restât  assez  nette  (')• 

■y'j  Ce  qui  vient  d'ùlrc  dit  du  ton  gris  et  changeant  de  la  Libye  se  reconnaît  depuis  les 
dessins  de  Lockyer  (18G2,  p.  157  et  158,,  Kaiser  (lS(ii,  p.  178),  Davves  (I86'i.  p.  187). 
(îreen  ''1873,  p.  219),  etc.,  comme  déjà  nous  l'avons  remaniuc. 


ijO  I-A   PLAN  tri-    M  A  II  S. 

Je  pourrais  prendra,  linns  mon  journal,  plusieurs  autres  exemples  de  cas  ana- 
logues; mais  les  doux  que  je  viens  de  citer,  de  Ilellas  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  1S88.  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  cliaque  révolution  de  Mars.  ]\Iais,  à  chaque 
nouvelle  opposition,  le  point  où  se  trouve  la  planète  sur  sou  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  INIars,  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-Island  (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  II;  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. 


{Af^H        SCIIIAl'AUKIJ.I.    —    CONSTITITION    PlIVSlnlK   DK   MAItS.  'j  i  I 

Indépendamment  de  ces  cliangenicnts  de  couleur  subordonnds  h  la  rotation 
diurne,  on  remarque  des  changements  analogues  dans  les  régions  continentales; 
mais  ceux-ci  sont  plus  lents  et  souvent  ils  embrassent  des  régions  très  étendues. 
Tel  est  celui  qui  eut  lieu  pondant  les  années  1877  t\  1S70,  sur  la  grande  région 
qui  s'étend  entre  les  méridiens  de  120"  et  de  170°  jusqu'à  40"  de  latitude  nord,  et 
qui  est  connue  sous  le  nom  de  mer  Sircnum.  Cette  mer  présenta  sur  toute  sa 
surface,  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,  de  1X77  ^t 
1882,  sur  une  petite  tache  (i'un  blanc  clair,  qui  se  trouvait  à  l'extrémité  gauche 
du  Népeuthés,  par  269"  de  longitude  et  17"  de  latitude  nord.  Je  vis  cette  tache 
pour  la  première  fois  le  li  septembre  1877;  elle  avait  un  diamètre  de  8"  environ 
et  elle  était  à  peu  près  carrée;  elle  brillait  bien  plus  qu'aucune  autre  partie  de  la 
planète  et  en  même  temps  elle  présentait  des  contours  bien  distincts.  Cette 
tache,  dont  j'ai  pu,  sans  hésitation,  comparer  la  blancheur  h  celle  des  taches 
polaires  australes,  était  encore  visible  le  1  i  octobre.  J'observai  le  même  phéno- 
mène, au  même  endroit,  pendant  l'opposition  suivante,  de  novembre  1870  à  jan- 
vier 1880;  la  grandeur  n'avait  pas  changé,  seulement  la  figure  était  devenue  à 
peu  près  ronde.  Surpris  de  la  constance  de  cette  tache  claire,  je  lui  donnai  le 
nom  deNix  Atlantica.  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  être 
toujours  imputables  à  la  différence  de  netteté  de  l'image  télescopique.  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  ^lars, 
nous  devons  nous  attendre  à  la  revoir  pendant  les  oppositions  de  1892  à  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  (Nix  Olympicai  sost 
montrée  avec  une  grande  persistance  en  1870,  par  129"  de  longitude  et  21"  de 
latitude  nord;  son  diamètre  pourrait  être  de  4"  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,  tantôt  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  Nilosyrtis  et 
l'Indus.  Il  est  arrivé  aussi  que  des  bandes  blanches,  sous  forme  de  ceintures 
régulières,  d'une  largeur  uniforme,  se  répandaient  un  peu  obliiiuement,  du  Nurd- 
Est  vers  le  Sud-Ouest,  avec  une  faihle  inclinaison  sur  les  méridiens. 


•U-:  I.  A    IM.ANKTi:    .MAKS. 


Les  variations  dic  ton  hks  mi;r; 


Los  mors  prôsenteut,  olles  aussi,  de  très  remarquables  chanjïcmcnts  de  cou- 
leur, mais  plus  lentomeut  et  plus  réguliCremont.  Au  point  où  on  sont  arrivées 
les  études  «luo  j'ai  commencées,  j'ose  anirincr  qu'eu  passant  du  méridien  central 
aux  positions  obliques,  sous  l'inllueuce  de  la  rotation  diurne,  elles  ne  changent 
pas  de  couleur.  J'ai  h  maintes  reprises  suivi  les  changements  de  couleur  de  l'île 
d'Argj're,  qui  virait  du  rouge  foncé  au  blanc  le  plus  brillant,  au  fur  et  h  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  Œuotria,  dans  la  Syrtis 
Magna.  Ce  fait  prouve  ([ue  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. 

II  n'est  pas  moins  certain  que,  d'une  opposition  à  l'autre,  on  aperçoit,  dans  les 
mers,  des  changements  de  tons  très  remarquables.  Ainsi,  les  régions  nommées 
mer  Cimmerium,  mer  Sirenum  et  lac  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  l'embouchure  du  Népenthcs  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 
l'exception  de  ses  trois  golfes,  le  Sinus  Sabajus,  le  Margaritifer  Sinus  et  l'Au- 
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  ne  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  S(:illAI'.\lli:i.l.l.    -   LKS  CANAUX.  -M 

espaces  lumineux  ((ui  l'cnvironncnl^  parait  souvent  tout  à  fait  noire  :  sa  largeur, 
de  4°  ou  ô"  à  peu  prùs,  paraît  exactement  uniforme  dans  .la  partie  septentrionale 
au  delà  du  20"  parallèle  nord.  Ses  bords  sont  .sensiblement  tranchés,  et  leur  par- 
cours ffénéral  est  courbé  d'une  manière  réirulicrc;  il  y  a  bien  l'apparence  de  trù.s 
petites  dentelures  sur  toute  leur  longueur,  mais  il  ne  m'est  jamais  arrivé  de  voir 
ces  dentelures  une  ;\  une.  Si  les  taches  sombres  do  la  planète  sont  des  mers,  une 
semblable  formation  doit  être  considérée  comme  un  canal;  nous  emploierons  ce 
nom  sans  nous  prononcer  sur  la  véritable  nature  de  la  chose. 

Le  Nilosyrtis  n'est  pas  le  seul  canal  qui  existe  sur  Mars,  mais  c'est  de  beaucoup 
le  plus  large  et  le  plus  visible  ;  on  le  trouve  déjà  dans  les  dessins  de  Schrœter  et, 
pendant  les  trente  dernières  années,  il  a  été  remarqué  par  un  grand  nombre  d'ob- 
•servatcurs.  Secchi,  en  1858,  et  Dawes,  en  ISGi,  ont  reconnu  d"une  manière  plus 
ou  moins  distincte  l'existence  de  plusieurs  autres  formations  analogues;  leur 
nombre  s'est  multiplié  dans  les  derniers  temps  d'une  manière  inattendue,  et  il  est 
maintenant  hors  de  doute  que  ces  canaux  forment  un  réseau  fort  compliqué, 
qui  couvre  toutes  les  régions  continentales  do  la  planète. 

Le  Planisphère  I  ivoy.  p.  4i0)  a  donné  une  représentation  schématique  de  ce 
réseau,  comprenant  à  peu  près  tous  les  canaux  dont  j'ai  pu  constater  d'une  ma- 
nière distincte  l'existence  par  les  observations  de  1877  à  1888.  Par  le  mot  sché- 
matique, 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- 
nations  qui  en  résultent,  sans  tenir  aucun  compte  ni  de  leur  degré  de  colo- 
ration ou  d'obscurité,  ni  de  leur  largeur  (à  l'exclusion  du  Nilosyrtis  qui  est 
d'une  largeur  tout  à  fait  exceptionnelle),  ni  de  leur  apparence  plus  ou  moins 
nettement  définie  sur  les  deux  bords,  ni  de  la  duplication  à  laquelle  beaucoup 
d'entre  eux  sont  sujets  à  certaines  époques.  En  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  à  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  à  un  autre  canal 
contigu.  Il  s'ensuit  de  là  qu'on  peut  bien  concevoir  une  représentation  de  ces 
canaux,  correspondante  à  une  époque  donnée;  mais  qu'il  est  impossible  d'en 
tracer  une  carte  permanente.  Qu'on  ne  s'attende  donc  pas  à  trouver  une  ressem- 
blance exacte  (ou  même  approchée)  entre  notre  /'/.  /  et  l'aspect  des  canaux  de 
.Mars;  car  une  telle  ressemblance  n'est  possible  ni  d'une  façon  absolue,  ui  même 
pour  un  espace  de  temps  un  peu  long.  Chaque  canal  de  la  carte  désigne  tout 
simplement  un  espace  linéaire,  ou  plutôt  une  bande  étroite,  sur  laquelle 
peuoent  se  développer  dans  la  suite  des  temps  les  différentes  apparitions  qui 
se  rattachent  à  un  canal  déterminé.  On  voit  donc  que  cette  carte  (en  ce  qui 
regarde  les  canaux)  n'est  qu'une  sorte  d'index  topographique,  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  rei)résentation  ne 


•i44  I.  A    PI.  A  M":  11:    M  \|{S. 

pont  pas  servir  à  la  descriplion  i\o  l'aspect  physique  des  canaux  ;  mais  elle  su!- 
lira  complètement  à  montrer  Irs  proprirtds  géomclriquos  et  topiques  du  r(?seau 
et  de  ses  éléments. 

Oa  verra  en  premier  lieu  que,  pour  la  jdus  yrantle  partie,  los  canaux  suivent 
un  cours  peu  différent  de  celui  d'un  grand  cercle  de  Mars.  II  y  a  cependant 
quelques  exceptions,  dont  le  Phasis,  le  Simoïs,  le  Gehon,  l'Indus,  le  Boréosyrtis 
et  surtout  le  Xilosyrtis  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  ù,  un  autre 
canal  ou  à  l'intersection  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  à  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.  lOS»,  lat.  australe  16°)  formé  par  la  rencontre  de  sept  canaux, 
Acrathodfpmon,  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  17»)  est  formé  par  la  rencontre 
plus  ou  moins  excentrique  de  Cerberus,  Lœstrygon,  Tartarus,  Orcus,  Ercbus, 
Ilades  et  Styx.  Dans  le  Lacus  Ismenius  (long.  335°,  lat.  boréale  40°)  convergent 
l'Euphrates  et  sou  prolongement  boréal,  Protonilus,  Deuteronilus,  Astaboras, 
Iliddekel,  Jordanis.  Il  est  facile  de  reconnaître  plusieurs  autres  exemples  sur  la 
carte,  comme  Propontis,  Lacus  Niliacus,  Lacus  Titlionius,  Lacus  Luna)  et  le 
Xodus  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  l'équateur  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 
do  ICO»  environ,  du  lac  Niliacus  jusqu'à  la  mer  Cimmerium. 

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 
Elie  de  Beaumont  avait  pensé  pouvoir  assujettir  les  directions  des  grandes  mon- 
tagnes de  la  Terre  ù  son  fameux  réseau  pentagonal.  J'ai  lieu  de  croire  qu'une 


1888  SCIIl.U'AlU;i.l.l.    —   l.i:S  CANAUX.  i45 

semblable  recherche  aurait  A  présent  peu  de  probabilité  d'aboutir  à  des  résultats 
plausibles;  de  plus,  il  ne  faut  pas  oublier  que  notre  esquisse  est  loin  d'être  assez 
exacte  et  assez  complète  pour  un  tel  but. 

Je  vais  e.ssayer  maintenant  de  .si^^naler  d'une  manière  gt'-nérale  les  dilTéreuts 
aspects  physiques  sous  lesquels  peut  se  présouIcT  un  canal  quelconque  de  la 
planète. 

E.  —  \'.VIU.\TIONS   DANS   LES   ASPECTS    DES   r.ANAU.V. 

(.-«)  Un  canal  peut  être  plus  ou  moins  lungtemps  incisiblc.  Sur  quoi  il  faut  re- 
marquer qu'il  ne  s'agit  pas  ici  de  l'invisibilité  produite  par  les  mauvaises  circon- 
stances de  l'observation,  mais  bien  d'une  invisibilité  réelle,  qui  persiste  dans  des 
conditions  d'image  et  d'atmosphère  suffisantes  pour  bien  montrer  le  canal  à 
d'autres  époques.  De  plus,  l'idée  d'invisibilité  doit  être  ici  prise  relativement 
aux  moyens  optiques  dont  j'ai  pu  disposer  pour  ces  recherches  (');  c'est-à-dire 
qu'elle  n'exclut  pas  la  possibilité  de  voir  le  même  objet  avec  un  instrument  de 
puissance  plus  considérable.  Voici  un  exemple  bien  frappant  de  cette  invisibilité. 
Pendant  les  .soirées  des  2  et  4  octobre  1877,  par  une  atmosphère  excellente,  le 
diamètre  apparent  de  la  planète  étant  de  ÎT,  la  région  continentale  entre  le  Mar- 
garitifer  Sinus  et  rAurora2  Sinus  était  tout  à  fait  claire  et  dépourvue  de  canaux, 
sans  le  plus  petit  indice  de  taches  quelconques;  Indus,  Ilydaspes,  Jamuna. 
llydraotes  complètement  invisibles.  Cet  état  de  choses  persistait  encore  le  7  no- 
vembre, le  diamètre  apparent  étant  de  lô".  Quatre  mois  plus  tard  (21-26  fé- 
vrier 1878),  rindus  était  parfaitement  visible,  le  diamètre  apparent  étant  réduit 
à  5', 7.  Pendant  l'opposition  de  1879,  l'Indus  demeura  toujours  très  évident;  le 
21  octobre  (diamètre  apparent  19"),  parut  lllydaspes  pour  la  première  fois,  et  le 

27  novembre  (diamètre  apparent  17", ,ô)  j'eus  la  première  vue  de  la  Jamuna.  Le 

28  novembre,  tous  les  trois,  Indus,  Ilydaspes  et  Jamuna,  étaient  larges,  noirs  et 
visibles  au  premier  coup  d'oeil.  L'Il3-draotes  a  été  découvert  en  1882,  le  diamètre 
apparent  étant  de  iV.  Tous  ces  canaux  sont  restés  plus  ou  moins  visibles  pendant 
toutes  les  oppositions  suivantes;  mais,  dernièrement  (1888),  Indus  et  Ilydaspes 
étaient  redeveuus  très  difficiles.  Sans  fatiguer  le  lecteur  par  Texposition  d'autres 
cas  semblables,  je  considère  comme  bien  établi  que  les  canaux  de  Mars  peuvent 
devenir  invisibles  à  certaines  époques. 

ib)  Dans  beaucoup  de  cas,  la  présence  d'un  canal  a  commencé  à  se  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.  Il  est  difficile  de  décrire 
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  ne 

;■)  Pour  les  oppositions  de  1877,  1873-80,  1881-82.  188i,  un  réfracteur  de  .Merz  de 
8  pouces;  pour  l'opposition  de  1888,  un  réfracteur  de  18  pouces  du  même  auteur.  L'oppo- 
sition de  1886  a  été  observée-cn  partie  avec  l'un  et  en  partie  avec  l'autre  de  ces  deux 
instruments,  qui  doivent  être  rangés  parmi  les  plus  parfaits  qui  existent  de  ces  di- 
mcnsious. 


446  L.V    rLANKTl-    MAKS. 

sont  on  réalité  qu'iiu  simple  reuforccmcut  de  la  couleur  rougcàtrc  qui  tloiuinc 
sur  les  continents,  renforcement  peu  intense  d'abord,  (jui  ne  devient  visible  qu'à, 
l'aide  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'uiio  ou  par 
l'autre  de  ces  formes  indéterminées  que,  en  1877,  j'ai  commencé  à  reconnaître 
l'existence  de  Phison  ('i  octobre),  Ambrosia  (22  septembre),  Cyclops  (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 
cotés,  ayant  au  milieu  un  maximum  d'intensité,  qui  peut  être  assez  sombre 
]iour  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  Gelion,  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  gauche.  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.  Lajstrygon,  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, 
l'Astapus  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. 

(di  Le  type  le  plus  parfait  des  canaux,  que  je  regarde  comme  l'expression  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 


IS88  S(;iilAl'Ain;LI,l  les   canaux.  i'n 

bords  des  continents  sur  les  mers  (  ').  La  larjreur  est  très  dillérentc  d'un  canal  à 
l'autre,  depuis  le  Nilosyrtis,  qui  peut  arriver  (m  même . dépasser  5"  (300  kilo- 
mètres), jusqu'à  de  simples  lignes  sans  largeur  appréciable,  telles  que  Galaxias. 
Issedon,  Anubis  et  Erynnis  en  1882,  /Ethiops  en  188S,  dont  la  largeur  probable- 
ment no  dépassait  pas  1'  (GO  kilomètres).  Cette  largeur  est  uniforme,  i  très  peu 
d'exceptions  près;  cependant  Janiuna  et  Iris,  en  1870,  Ilades  et  Athys,  en  1882, 
Nilokeras,  en  ISsC,  ont  montré  des  exemples  bien  certains  de  canaux  plu?  larges 
i'i  une  extrémité  qu'à  l'autre. 

La  largeur  d'un  même  canal  peut  changer  avec  le  temps  entre  des  limites  très 
différentes,  depuis  le  fjlet  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  reman[uable  de  ces  variations  dans  l'histoire  du 
Simoïs,  qui,  invisible  en  septembre  1S7T,  se  présentait  en  octobre  comme  une 
ligne  extrêmement  fine.  En  1870,  il  était  noir  et  assez  large  pour  compter  parmi 
les  canaux  les  plus  considérables.  Au  commencement  de  janvier  1870,  le  Simoïs 
était  aussi  large  et  aussi  noir  que  le  Nilosyrtis;  largeur  estimée  4°.  En  même 
temps  parut,  à  droite  du  Simo'ïs,  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 
étant  trop  australe  et  trop  voisine  du  bord. 

Un  cas  tout  à  fait  identique  a  été  ofTert  par  le  Triton  dont,  en  1877,  j'ai  pu  voir 
seulement  la  moitié  à  droite  entre  le  Léthes  et  le  Népenthès.  Dans  les  opposi- 
tions suivantes,  il  a  été  possible  de  le  suivre  tout  entier  depuis  le  Népenthès 
jusqu'à  la  mer  Cimmcrium,  avec  plus  ou  moins  de  facilité.  Mais,  dernièrement 
(en  mai  1888),  il  devint  extraordinairement  large,  et  formait  un  vaste  détroit.  Et, 
ce  qui  est  bien  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  coïncidence  de  l'élargissement  du  Simoïs  et  du  Triton 
et  de  l'assombrissement  d'une  vaste  région  contiguë  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  1882  et  un  minimum  en  188G;  mais  la  ditTérence  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  1864  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  Schrœter,  l'existence  de  taches  sombres  considérables  qui  n'ont  plus 

(';  Cette  précision  de  la  limite  entre  les  continents  et  les  racrs  de  Mars  est  nice  ab- 
solument par  quelques  observateurs.  Un  coup  d'œil  sur  la  planète,  telle  qu'on  la  voii 
dans  nos  deux  réfracteurs  de  Milan,  suffirait  pour  les  détromper.  Il  y  a  naturellement 
exception  à  faire  pour  les  régions  de  nature  intermédiaire  entre  les  mers  et  les  conti- 
nents, où  le  passage  est  quelquefois  très  graduel.  (Scn.) 


448  1- V    PLANÈTi:    M  Ali  S. 

été  observées  do  nos  jours,  et  qui  avaient  ï;ans  doute  pour  cause  des  phcnoaièues 
de  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  1870,  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'.Vstaboras  et  le  Sinus  Sabaeus.  En  1882,  Ilydraotes 
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. 

!•'.    —    Les    DOUIJLD.Ml-NTS    ou    r.ÉiMINATIONS   DES   CANAUX. 

Nous  allons  considérer  la  dernière  et  la  plus  remarquable  des  transformations 
des  canaux  de  Mars,  celle  qui  donne  naissance  aux  {yé;ni?îah'o?is. Ces  phénomènes 
sont  bien  propres  à  imposer  un  frein  à  l'essor  de  notre  imagination,  lorsqu'elle 
veut  essayer  d'appliquer  à  l'étude  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  l'autre  des 
nouvelles  formations  ne  coïncident  avec  l'ancien  canal.  L'identité  de  la  direc- 
tion générale  et  de  l'emplacement  est  alors  seulement  approximative  ;  toute  trace 
de  l'ancien  canal  disparait  pour  faire  place  aux  deux  lignes  nouvelles. 


\8>^8  S(;iiiAi'.\iu;iJ.i.  --  Li:s  canaux.  •'i40 

La  distance  entre  les  deux  lignes  parallèles  est  fort  dilTérente  d'une  géinina- 
tion  à  l'autre  ;  la  limite  supérieure  peut  être  estimée  à  10«  ou  12",  même  à  lô»  pour 
certaines  gémiuations  très  longues  et  imparfaitement  marquées,  comme  celles 
du  Titan  en  1882  et  du  Gigas  en  iSSi.  Quant  à  la  limite  inférieure,  elle  ne  peut 
être  déterminée  que  par  rapport  à  la  puissance  du  télescope  employé  et  aux  cir- 
constances de  l'observation;  en  1888,  Protonilus  et  Callirrhoe  étaient  résolubles 
en  deux  lignes  espacées  de  S»  au  plus.  Il  arrive  quelquefois  qu'on  peut  conjectu- 
rer qu'une  ligne  est  double,  par  son  aspect  particulier,  sans  ([u'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  ligne  d'épaisseur  imperceptible 
jusqu'à ;f'  environ.  Le  rapport  do  cette  largeur  des  bandes  à  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  môme  un  peu  plus  étroit. 

La  couleur  est  presque  toujours  la  môme  dans  ces  deux  bandes,  sous  le  double 
rapport  de  la  qualité  et  de  l'intensité;  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  de  lignes  très  minces;  les  bandes  plus 
larges  sont  rarement  noires  ou  brunes  (un  cas  remarquable  a  été  la  gémination 
du  Cyclops  en  1882,  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  couleur  dans  la  place  de  l'intersection.  Je  suis  porté 
à  croire  que,  dans  tous  les  canaux  doublés,  la  couleur  est  toujours  la  môme  en 
qualité,  et  que  les  différences  ne  regardent  que  l'intousité. 

Si  un  canal  double  est  coupé  en  deux  sections  par  un  autre  canal,  et  si  l'une 

Fig.  231. 


Élargisscmcut  des  deux  bandes  d"un  cuiuil,  prés  d'une  interscclioii. 

des  bandes  est  plus  large  ou  plus  intense  d'un  côté  de  l'intersection,  l'autre  bande 
le  sera  aussi,  comme  le  montre  la  figure  ci-dessus  (fig.  231  ).  Tels  ont  été  Antœus- 
Eunostos  en  1882,  Euphrates  en  1888.  Si  l'une  d'elles  est  très  mince  ou  peu  visible 
d'un  coté  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  complètement  ou  soit  invisible. 
On  a  alors  l'exemple  d'un  canal  qui  est  double  dans  une  section  de  son  cours  et 

Fl,.\.M.MAlUO.S.  —  Mni.<.  29 


450  LA   PLANÈTK   MAItS. 

simple  dans  une  autre  secliou.Cerberus,  llydrantes.  Aclicron  ont  Courni  do  pareils 
cxeniides  en  18SÎ. 

Quelquefois  les  ileux  lignes  sont  régulières  et  louis  axes  parfaitement  paral- 
lèles; mais  le  tout  est  entouré  d'une  espèce  de  pénombre,  comme  Cerberus  en 
1S82.  Ilebrus  en  1888.  Mais,  ilans  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'il  CôO.  n'a  pu  faire  découvrir  la  plus  petite  irrégularité,  ni  même  un  soupçon 
d'irrégularité:  tout  paraît  tracé  avec  la  règle  cl  le  co)npas.  Telles  ont  été,  entre 
autres,  eu  1882,  Cyclops,  Euphrates,  Pinson,  Jaimina,  llepha:;stus;  en  1886,  lly- 
draotes;  eu  1888,  Euphrates.  Phison,  Astaboras,  Protonilus,  Callirrhoe.  S'il  exis- 
tait quelque  trace  d'anomalie  dans  le  canal  simple  primitif,  elle  disparaît  com- 
jdètement  après  la  gémination.  Des  canaux  sensiblement  courbes  ont  même 
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  h  la  suppression  de  tout  élément  irrégulicr. 

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  équidistautes  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  rilepha?stus,  les  deux  larges  bandes  rougeâtres  de  1882  étaient  réduites  en 
1888  à  des  ligues  plus  fines  et  de  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  des  canaux  s'accomplit  dans  un  intervalle  de  temps  relative- 
ment court,  et  par  une  métamorphose  rapide.  Assez  souvent  il  a  été  possible 
de  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 
jusquau  12.  Le  13,  il  parut  accompagné,  à  droite,  d'une  légère  bande  lumineuse. 


1888  S(;iiiaiv\im:i.!,i.  -  les  canaux.  451 

qui  le  côtoyait  sur  toute  sa  luu^'uoui-  à  une  distance  de  5" environ  entre  le  Lacus 
Lun.T  et  le  Fons  JuventcTC.  Cette  bande  n'ctait  plus  visible  le  18  et  le  19;  toute  la 
réj,non  environnante  dtait  parsemde  de  laclics  blanches.  Ces  taches  n'existaient 
plus  le  '20:  mais  la  bande  nouvelle  avait  repai-u,  plus  noin',  jjjus  étroite  et  mieux 
définie,  cette  fois;  elle  ressemblait  au  Ganprcs,  quoiqu'elle  fût  un  peu  plus  faible  : 
le  Ganges  était  doublé,  et  son  aspect  ne  changea  plus  jusqu'il  la  fin  dus  obser- 
vations de  cette  année  188-2.  L'apparition  d'une  nappe  blanche  ou  blanchâtre  de 
part  et  d'autre  d'un  canal  î\  l'époque  de  son  doublement  a  été  siirnaléc  plusieurs 
fois;  en  188-2  pour  le  Thoth,  en  1888  pour  le  Protonilus  et  le  NVpenthès  :  cette 
nappe  blanche  se  montrait  très  distinctement  entre  les  deux  liy^nes  de  la  gémi- 
nation. 

J'ai  vu  assez  fréquemment  les  deux  liprnes  se  dépraver  simultanément  d'une 
nébulosité  fjrise  plus  ou  moins  intense,  allonj,^ée  dans  la  direction  du  canal;  j'in- 
cline même  à  conclure  que  cet  état  de  nébulosité  est  un  phénomène  essentiel 
dans  la  production  des  géminations.  .Mais  il  ne  faut  pas  croire  qu'il  s'agisse  ici 
d'objets  cachés  par  une  espèce  de  brouillard,  (jui  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  préexistants,  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  procédé  n'est  pas  comparable  à  des  objets  qui  se 
dégagent  d'un  brouillard  devenu  plus  rare,  mais  plutôt  à  une  multitude  de  soldat.s 
dispersés  irrégulièrement,  qui,  peu  à  peu,  se  forment  en  rangs  et  en  colonnes. 
Je  dois  ajouter  que  ceci  doit  être  considéré  comme  une  impression,  et  non  comme 
le  résultat  rélléchi  d'observations  proprement  dites. 

Puisqu'il  y  a  une  époque  d'apparition  pour  les  géminations,  il  faut  qu'il  existe 
aussi  une  époque  oij  elles  disparaissent  ou  s'effacent  de  quelque  manière.  Mal- 
heureusement, je  n'ai  encore  pu  rien  observer  de  bien  sûr  à  l'égard  de  cette 
phase  du  phénomène.  Je  puis  seulement  dire  que  plusieurs  géminations  de  188-2 
n'étaient  plus  visibles  dans  les  oppositions  suivantes;  le  canal  était  redevenu 
simple,  ou  même  avait  disparu  entièrement.  Dans  beaucoup  de  cas,  l'éloignement 
de  la  planète  ou  l'état  insuflisant  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  1877,  aucune  trace  de  gémination  n'a  pu  être  con- 
statée pendant  les  semaines  qui  ont  précédé  ou  suivi  le  .^^olstice  austral.  Un  seul 
cas  isolé  a  été  remarqué  en  1870  :  le  20  décembre,  j'ai  constaté  la  duplicité  du 
Nilus  entre  le  Lacus  Lunaîet  la  large  traînée  appelée  C(;raunîus.  C'était  un  mois 
Hvnnl  l'équinoxe  vernal,  correspondant  au  passage  du  Soleil  de  l'hémisphère 
austral  à  l'hémisphère  boréal  de  la  planète.  Ce  phénomène  nie  surprit  un  peu. 
mais  je  le  considérai  alors  comme  quelque  chose  d'accidentel.  Pendant  l'oppo- 
sition 1S81-82,  j'ai  attendu  la  répétition  du  même  fait;  il  se  produisit,  eu  effet. 


\h-l  l\   ri.ANi-TK    M  AU  s. 

mais  un  niuis  :iprÙ6  l'équinoxc  vcnial,  le  1-2  janvier  1882.  A  cette  époque,  plusieurs 
autres  irominations  avaient  iléj;\  paru,  et  bientôt  la  planète  en  fut  remplie,  en 
lieux  mois,  depuis  le  !;•  décembre  jusqu'au  ^O  février,  jai  pu  constater  Irentc 
Lféminations.  Tendant  l'opposition  de  lS8i,  j'ai  pu  en  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 
(i\  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'Ilydraotes,  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.  Enfin,  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  188-2.  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  l'équi- 
noxe  du  printemps  et  un  peu  avant  l'équinoxe  d'automne;  qu'après  avoir  duré 
((uelques  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  18'J-2.  L'opposition  de  cette  année  aura  lieu  dans  les 
mêmes  conditions  à  peu  près  que  celle  de  1877,  et  il  faudra  s'attendre  ù  une  ab- 
sence complète  de  géminations. 

La  PL  II  I  p.  440)  a  donné  une  idée  de  l'arrangement  général  des  géminations 
observées  en  1882  et  en  1888.  Il  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  confu.se  assez  forte  qui  entoure  le  nœud  et  le  rend  visible  comme  une 
tache  plus  ou  moins  forte  qui  se  transforme  quelquefois  en  un  vrai  Jnc  h  couleur 
noire  et  à  contours  bien  déterminés  (Lacus  Niliacus  1879-86,  Triviuui-Ciiarontis 


1888  SCIil  \l'.\lti:i.l  I     —   I.MS  CANAUX  i53 

1882,  et  autresj.  De  cette  ombre  (iiiit  |);ir  se  tk'^gaffer,  ;V  do  certaines  époques, 
une  double  tache  allongée,  Tonnant  une  sorte  de  gémination  composée  de  doux 
bandes  courtes  et  larges,  qui  occupent  à  peu  près  la  surface  de  l'ombre  ou  du  lac 
en  question.  Voyez  dans  la  PL  II  le  Trivium  Charontis  et  le  Lacus  Lunro  ainsi 
transformés.  Autant  que  j'ai  jiu  m'en  rendre  compte  jusqu'à  présent  (ces  obser- 
vations étant  de  la  plus  grande  difliculté),  la  direction  de  cette  gémination  change 
considérablement  d'une  époque  à  l'autre  et  coïncide  tantôt  avec  un,  tantôt  avec 
un  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. 

Le  lac  Ismenius  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 

Fig.  232.  Fig.  233. 


Proto-  ifiL^Ak,  -  ni  lus 


Dc'doublemonl  du  lac  rsmeniu.=;,  le  23  don.  1881,  r)(''doubloment  du  même  lao,  le  27  mai  188S, 

dans  le  sens  de  l'Est  à  l'Ouest,  .sous  forme  de  deux  petits  lacs  circulaires. 


la  direction  du  Protonilus  qui  était  double  aussi.  Protonilus  et  Ismenius  auraient 
pu  être  considérés  comme  formant  une  seule  gémination,  mais  les  bandes  do 
rismenius  étaient  beaucoup  plus  larges,  ainsi  qu'on  le  voit  dans  le  croquis  ci- 
dessus  (fig.  232).  Le  27  mai  1888,  un  semblable  phénomène  eut  lieu;  mais  la  divi- 
sion en  deux  bandes  suivait  cette  fois  la  direction  de  l'Euphrates.qui  était  double 
(voir  la  fig.  233).  Les  dimensions  de  l'Ismenius  dans  la  direction  de  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'Euphrates,  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  Charontis  n'existait  en  1879  que  comme  point  de  rencontre  des 
canaux  Laîstrygon,  Styx,  Cerbère  et  Tartare,  seuls  visibles  alors  dans  cette  région. 
En  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  1888  (13-1")  juin^  la  division  en  deux  bandes  existait, 
mais  leur  orientation  suivait  la  direction  do  l'Erèbe.  L'un  et  l'autre  système  de 


154  I.  A   PI  \Nr.Ti:   M  A  us. 

baudcs  sont  représentas  dans  notro  /'/.  H.  superposés  l'un  ^  raulro.  Mnis  une 
telle  superposition  n";\  pas  été  observée. 

Un  phénomène  identique  a  été  observe  sur  le  lac  de  la  Lune,  (|ui,  on  187',)  et  on 
lss-2.  était  divisé  en  doux  fortes  bandes  orientées  suivant  le  double  Nil.  tandis 
quen  1884,  l'orientation  était  dans  la  direction  do  1  LJranius  :  l'une  et  l'autre 
formes  se  trouvent  superposées  dans  la  PL  II.  Le  Nœud  Gordien  a  présenté  aussi 
des  phéuGinènes  analogues,  quoique  bien  plus  difficiles  i\  observer. 

11  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- 
rieune  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. 
L'n  semblable  pbénomène  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  Sabœus  et  de  la  pres- 
qu'île Atlantis,  qui  sépare  la  merCimmerium  de  la  mer  Sirenum,  paraît  dépendre 
de  phénomènes  de  la  môme  nature. 


G.  —  l'HÉNOMÈNES  OBSERVÉS  SUR   LES   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  ]\Iars,  je  choisirai  un  seul  exemple  entre  cinquante. 
11  .s'agit  ici  du  canal  appelé  Ilydraotes  {ftg.  234)  et  du  Nilus,  son  prolongement. 
Pour  mettre  en  évidence  la  correspondance  des  faits  avec  les  saisons  de  Mars, 
j'ai  inséré,  parmi  les  observations,  les  dates  des  solstices  et  des  équinoxes,  en 


ISSS 


sciiiAPARKfjj.  —  [j:p  canaux. 


(k'sip:nant  par  (.'quinoxc^  vornal  le  inoriK.'nt  où  le  Soleil  passe  du  côté  sud  au  C(»té 
nord  de  l'équateur  de  la  planète,  i'our  plus  de  clarté,  je  désigne  par  des  lettres 
les  différentes  sections  de  l'IIydraotcs-Nilus.  Ce  canal  aboutit  d'un  côté  au  Cerau- 
nius,  qui  tantôt  offre  l'aspect  d'une  grande  hande  nébuleuse,  tantôt  présente 
une  gémination  imparfaite,  qui  au  Nord  s'élargit  en  forme  de  trompe  ;  do  l'autre 
côté,  son  extrémité  arrive  aux  bords  du  beau  golfe  appelé  Margaritifcr  Sinus. 
Les  trois  canaux  Jarauna.  Ganges,  Chrysorrhoas,  le  divisent  en  quatre  sec- 
lions  AB,  BC,  CD,  DE.  Il  semble  que  le  canal  se  prolonge  encore  davantage  à 
droite  au  delà  du  Coraunius,  par  le  IMilegethon;  mais  nous  bornerons  notre  exa- 


I-iK.  234 


Phénomènes  observOs  sur  Mars.  Le  canal  Hydraotes-Niliis. 

men  à  la  partie  AK.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  Lun-f,  tacho  ombrée  de  grandeur  et  d'intensité 
variables. 
Voici  l'extrait  de  mes  observations. 

Opposition  de  ls77. 


Septembre  27.  —  Solstice  austral. 

Septembre  28,  octobre  4.  —  Tous   les  canaux   invisibles,   à   l'exce  ption  du  Ganges 

Novembre  i.  —  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  Lunrc. 

Février  21.  —  Première  vue  du  Xilokeras  et  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  triangu- 
laire, le  La<Mis  Lunae. 

Mars  0.  —  Èquinoxe  vornal. 


i56  I   \    IM.  A  NKTr.  M. VUS. 

Opposition  dk  187;). 

Août  li.  —  So/.s/Jre  nus^lral. 

Octobre  13-11-18.  —  Ganges  largo,  C.lirysorrhoas  et  Xilus  bien  niannu's.  Laciis  Imuiv 
est  une  tache  informe  trts  sombre. 

Octobre  21.  —  Première  vue  de  l'IIydaspes. 

Novembre  27-28.  — Première  vue  de  la  Jamuna.  Nilokeras  très  fort.  Nilus  visible. 

Décembre  21.  —  Lacus  Luna*  très  grand  et  très  noir. 

Décembre  23.  —  Le  Lacus  Lunœ  a  pris  la  ligure  d'un  trapèze  CG'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'île  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.  Ceraunius  a  le  même  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  DE,  D'E'  des  côtés  parallèles  du  trapèze  formé 
par  le  Lacus  Luna;,  mais  ils  sont  moins  larges  et  moins  sombres  que  ces  deux  côtés. 

.Janvier  1.  —  Nilokeras  noir  et  bien  visible. 

Janvier  22.  —  J-Jquinoxe  vernal. 

Opi'OSition  de  1881-1882. 

Décembre  9.—  Équinoxe  vernal.  Ganges  et  Lacus  Lunaî  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.  —  Xilus  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  l'Hydraotes  AB  sous  l'aspect  d'un  fil  nébuleux. 

Janvier  19.  —  Le  Lacus  Lunse  a  repris  la  l'orme  trapézoïdale,  avec  son  île  lumineuse 
au  centre.  Nilus  forme  deux  lignes  DE,  D'E'  bien  reconnaissaijles,  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.  —  Hydraote,s  divisé  par  la  Jamuna  en  deux  sections  AB,  BU,  dont  BC 
est  plus  large  et  plus  visible  que  ÀB. 

Février  23-24.  —  Hydraotes  doublé  dans  la  section  BCB'C,  mais  toujours  simple 
dans  la  section  AB.  Les  deux  traits  de  BG  sont  sur  le  prolongement  des  deux  côtés 
CD,  CD'  du  trapèze  formé  par  le  Lacus  Lunœ,  mais  un  peu  plus  faibles.  La  ligne  simple 
AB  est  sur  le  prolongement  de  BC.  mais  plus  faible  que  BC.  .famuna  et  Ganges  tou- 
jours doubles. 

Juin  20.  —  Solstice  boréal. 

Opposition  de  1883-1881 

Octobre  26.  —  Équinoxe  vernal. 

Décembre  31.  —  .Tamuna,  Ganges.  Nilokeras  bien  visibles;  rien  de  l'Hydraotes; 
Lacus  Lunée,  tache  peu  apparente;  Nilus  très  confus,  peut-être  double. 


ISf^,^  SCIIIAI'AUKLI.I.     -    Li:S  CANAUX.  i57 

Janvier  i.  —  Jo  crois  apercevoir  confuséinent  tout  l'HydraotoB  ALI  sans  pouvoir  dire 
s'il  est  simple  ou  double;  la  partie  BC  est  plus  inanileste.  Ganj^'CS  beau;  Chrysorrhoas 
faible;  Jamuna  large,  probablement  double. 

Janvier  2'J-30.  —  Uranius  double,  Nilus  simple.  On  voit  seulement  D'IC.  Le  Lacus 
Iauxx  forme  une  ombre  confuse,  dans  laquelle  on  apen-oil  deux  taches  plus  noires, 
allungées  suivant  la  direction  de  l'Uranius  ot  qui  forment  le  prolongement  de  ses  deux 
bandes.  Nilokeras  sombre,  mais  simple.  Ganges  faible. 

Kévrier  3-1.  —  llydraotes  comme  le  2  janvier. 

Février  5.  -   Uranius  a  disparu,  mais  le  Lacus  Lunaî  est  encore  divisé  en  deu.x 

Fi  p.  235. 


C'h.inçemeuts  observés  sur  Mars.  Canaux  doubles  et  épaissis  de  l'Hj'draotes-Nilus,  de  Nilokeras 
cl  de  Jamuna.  Indus  et  Ilydaspes  élargis. 

bandes  qui  en  suivent  la  direction.  îsilus  double  mais  très  faible.  llydraotes  doublé  en 
BGB'C,  simple  en  AB. 

Mars  '.).  —  Lacus  Lunaî  toujours  double  dans  la  direction  de  l'Uranius;  ce  dernier 
est  simple,  on  aperçoit  seulement  le  trait  supérieur;  Nilus  doublé.  De  l'Hydraotes  on 
voit  seulement  le  trait  AC.  Chrysorrhoas  fort  large,  très  probablement  double,  Jamuna 
aussi;  Ganges  assez  faible.  (  Voir  f\r}.  235). 

Avril  5.  —  Malgré  le  diamètre  très  réduit  de  la  planète,  le  Nilus  paraît  encore  double. 

Mai  13.  —  Solstice  boréal. 

Opposition  de  1886. 

Mars  27.  —  Hydraotes  et  Nilus,  clairement  doubles,  forment  une  seule  gémination 
gigantesque,  qui  se  présente  au  premier  coup  d'œil  depuis  le  Margaritifer  Sinus, 
jusqu'au  Ceraunius,  comme  la  pg.  2.3G  l'indique.  Les  deux  bandes  sont  très  larges 
4°  peul-élre),  d'une  couleur  rougeâtre  plus  foncée  que  le  fond  jaune  environnant. 
IjCur  intervalle  i^entre  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  G'.  Les  autres  canaux 
Ilydaspes,  Jamuna,  Ganges,  Chrysorrhoas,  F'ortuna  sont  visibles,  mais  aucun  d'eux 
ne  paraît  double. 

Mars  31.  —  Solstice  boréal. 

Avril  2.  —  Les  deux  ligues  de  l'Hydraotes  encore  visibles,  quoique  très  pâles  :  elles 
sont  un  peu  plus  sombres  dans  la  section  BGB'C.  Jamuna  paraît  simple. 


S5S  I.A    PLA.NKTK   MAKS 

Mai  7.  —  La  liandc  Hydraotes-Nilus  paraît  encore  donliIc,  du  moins    elle  est   très 
large, quoique  peu  apparente;  atmosphère  mauvaise. 

I-ig.  230. 


Changements  observé.-;  sur  Mais.  Ilydraotes-Nilus  cloul)lc.  .Nilokeras  élargi. 

Mai  8-9.  —  La  section  BCB'C  de  THydraotes  est  certainement  double;  elle  est  plus 
facile  à  voir  que  l'autre  section  AB,  sur  laquelle  je  n'ose  me  prononcer. 

Opposition  de  1888.  • 

Février  16.  —  Solstice  boréal. 

Mai  23.  —  Je  crois  reconnaître  la  partie  BG  de  l'Hydraotes,  qui  paraît  assez  sombre, 
peut-être  double;  mais  l'atmosphère  est  mauvaise. 

Mai  24.  —  Hydraotes  entièrement  visible;  la  partie  BG  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  BG  de  l'Hydraotes  bien  sombre  et  visible;  l'autre  partie  AB 
est  douteuse.  Atmosphère  mauvaise. 

Août  15.  —  Équinoxe  (Taulomnc. 

Ces  variations  observées  sur  le  Nilus-llydraotes,  de  1877  à  1888,  montrent  une 
certaine  suite  re'gulière,  et  il  est  possible  qu'elles  donnent  son  histoire  pério- 
dique et  renouvelée  à  chaque  révolution,  depuis  le  solstice  austral  jusqu'à  l'équi- 
noxe  d'automne. 

II.  —  Les  neiges  polaires. 

On  a  remarqué  depuis  longtemps  que,  par  l'effet  de  ces  saisons,  les  taches  po- 
laires de  Mars  subissent  des  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 


IS88  SCIII  Al' \1U;IJ,I.  —   M'S  NHKJKS   |M)I.A  I  UKS.  'i50 

ix'SiuiK-,  les  rcsiiliats  (le  mes  observations,  en  roinnieneant  par  la  tache  australe: 


Avant  —  I.IAMKTUK  Al-rAKENT 

JOCBS 


Après  -f  de  lu 

le  Sdistii-c  nustni!  lu-lie  pulnin!  Iiuréalc 

1877.  -23  août —    35  29» 

o      2'2  septembre  ....  —      5  15 

u        i  novembre.    .4-38  7 

1879.  21  octobre  ...  -4-59  8 

•)      2S  novembrr.  -  lOG  5 

«      27  décembre H-  ISf)  11 

Aux  premiers  jours  do  janvier  1880,  la  tache  polaire  a  commencé  à  dispa- 
raître dans  l'hémisphère  obscur  do  la  planète;  pendant  les  années  suivantes,  elle 
a  toujours  été  invisible,  se  trouvant  dans  rhémisph^rc  opposé  à  la  vue  de  h 
Terre.  On  a  vu  souvent,  dans  le  haut  du  disque,  des  taches  blanches  ou  blan- 
châtres; 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,  pondant  les  journées  des  17  et  2î  janvier  1882 
(  c'est-à-dire  200  jours  après  le  solstice  austral),  cette  tache  ne  pouvait  avoir  plus 
de  lO»  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  IS79  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  ISS2,  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  montre  le  pùle  boréal  constamment 
caché  dans  l'hémisphère  invisible  de  Mars.  Aucune  observation  relative  h.  la 
tache  polaire  boréale  n'a  été  possible  en  1877.  Mais,  pendant  toute  la  durée  des 
observations  de  lH7i),  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 
de  30"  de  distance  du  pùle  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 


■ir.O  I. A    PI.ANKTi:    MARS. 

rt'ciproquc  dans  les  hautes  latitudes,  et  leur  connexion  avec  une  tache  polaire 
centrale  et  l'existence  de  cette  tache  centrale  elle-même,  n'ont  pu  former  l'objet 
d'observations,  à  cause  de  la  position  défavorable  de  l'axe  de  la  planète.  Cela  est 
arrivé  entre  octobre  1879  et  février  1880,  quatre  mois  avant  et  un  mois  après 
l'équinoxc  vernal  de  Mars. 

Pendant  l'opposition  suivante,  188i-8î?,  le  pôle  boréal  s'est  trouvé  toujours 
presque  exactement  sur  la  limite  de  l'hémisphère  visible;  si  la  calotte  polaire 
boréale  avait  eu  seulement  10"  ou  !."•"  de  diamètre,  elle  aurait  été  visible  sans 
doute  Ma  place  que  le  calcul  lui  assignait.  Le  fait  est  que,  depuis  le  26  octobre  1881 
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 
jiresque  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- 
valent  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  de 
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  distance 
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  était  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  20  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  nprès  l'équinoxc  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 


1888  SCIIIAPAIIKLI.I.   —  M:S  NliKJi-S  l'OLAlKES.  461 

pôle.  Le  pùlo  bort'al  est  entré  dans  lumbrc  le  15  août,  jour  de  l'cquinoxe  d'automne. 

(  Avant  —  ijUMtTBE  appàbent 

J0UB8    { 

DATE.  I  Apris  -f  <Io  la 

LE  «.«iLSTirE  BotiÉAL.  taclic  (Hilairc  borcalc. 

1882.  30  janvier —  liG  il' 

X      10  février.  —  135  37 

»       Il  mars..  —  lOG  33 

«      10  avril....  —    77  2G 

1883.  la  décembre -  138  38 

1884.  20  janvier —  114  30 

15  février —    88  31 

»      13  mars —    51  23 

2  mai —    Il  15 

1886.  16  janvier..  —    02  25 

»      2G  février —    33  10 

"      14  mars —     17  G 

•      28  mars..   .  —      3  6 

»      21  mai. ...  -^51  5 

»        1  juin -{-62  9 

1888.  7  mai -+-    81  12 

2  juin....  -^107  11 
»           juillet..                                 —                               peu  visible. 

Des  mesures  exactes  ont  démontré  quen  i88'2  la  laclie  boréale  était  exactement 
centrée  sur  le  pôle;  la  même  chose,  à  peu  près,  parait  avoir  eu  Heu  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  planisphères.  )  La  tache  a  été 
presque  constamment  entourée  d'une  zone  étroite  plus  ou  moins  sombre,  qui  en 
partie  peut  être  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  réelle  de  la  surface  dans  la  contiguïté 
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 
k\  un  fait  très  important.  Au  reste,  les  dernières  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.  II  est  donc  possible  que  les  condi- 
tions des  deux  hémisphères  de  Mars  soient  fort  inégales  sous  le  rapport  météo- 
rologique. 

Ou  i)eut  se  demander  si  les  colorations  blanches  qu'on  observe  en  diverses 
latitudes,  même  sous  l'équateur,  colorations  dont  nous  avons  exposé  avec  assez 
de  détails  les  apparences  dans  les  articles  11  et  III,  .^ont  des  phénomènes  de 
même  nature  que  les  taches  polaires.  Mon  opinion  serait  que  ce  sont  des  for- 
mations de  nature  différente.  En  effet,  ces  colorations  nu  sont  pas  toujours  d'un 
blanc  éclatant,  elles  varient  souvent  du  blanc  cendré  au  gris  et  au  jaunâtre. 
Lorsque  ces  colorations  se  produisent  sur  les  régions  continentales,  elles  ont 


40-2  1. A    IM.  VM.Tl'    M  \1{S. 

d'ordinaire  des  contours  mal  déliuit>.  Leur  existence  est  irrégulière  et  transitoire. 
Enfin  r<5olat  de  ces  colorations  est  toujours  plus  grand  près  du  bord  que  dans  la 
proximité  ilu  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  l'égard  du  pôle,  peut  changer  de  distance  au  ])ord 
pendant  une  rotation  de  la  ]danète  :  elle  présente  toujours  son  maximum  d'éclat 
lorsqu'elle  arrive  à  son  minimum  de  distance  au  centre  du  dis({ue.  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  iles,  jamais  sur  la  mer,  comme  nous  l'avons  vu  plus  haut. 

Quant  aux  taches  blanches  que  nous  avous  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,  en  les  mettant  en  relation  avec  Tévaporation  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  du  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  arriver  à  déchifirer  les  détails  bien  plus  difficiles  des  canaux  et  de  leurs 
géminations.  >■ 

(LXXXM.   1888.  —  C.  Flammarion.  Les  fleuves  de  la  planète  Mars. 
Changements  observés  à  la  surface. 

La  première  de  ces  deux  études  établit  que,  si  la  planète  Mars  a  des  pluies, 
des  fontes  de  neiges,  des  condensations  aqueuses  quelconques,  et  si  l'eau 
ruisselle  à  sa  surface  par  des  rivières  et  des  fleuves  pour  revenir  à  la  mer, 
ces  fleuves  doivent  avoir  leurs  embouchures  élargies,  et  que  ces  embou- 
chures pourraient  être  les  baies  que  l'observation  constate,  notamment  : 
1°  aux  deux  pointes  de  la  baie  fourchue  du  Méridien,  auxquelles  abou- 
tissent rOronte,  THiddekel  et  le  Gelion  ;  -Z"  à  la  baie  Burton,  où  aboutit  l'In- 


1888 


C.    FLA.MMAKKhN.    —  Cil  ANC  K.MKNTS  OBSKIIVÉS. 


iG3 


(lus;  3"  à  la  baie  Christic,  où  aboutit,  IHydaspe  ('}.  Nous  prenions  conimc 
témoignages  de  celte  manière  de  voir  les  dessins  de  Dawes  en  180i.  Ccttr 
question  sera  examinée  en  détail  dans  la  seconde  Partie  de  cet  Ouvragr 
(Résultats  conclus),  dont  cette  recherche  formera  un  chapitre. 

La  seconde  élude  (-)  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.  Comme  ce  même  sujet  des  variations  incontestables  qui 
arrivent  acluellemenl  sur  celle  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 1889,  on  en  a  observé  une  nouvelle.  Les  planètes  sont  passées  à  r>.y' lune  de 
l'autre. Mars  étaitd'un  rouge  ardent,  Saturne  jaune  livide.  —  Le  25  décembre  IS89, 
Mars  est  passé  non  loin  d'Uranus,  à  55'.  Par  contraste.  Iranus  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  p61e  austral. 

Latituile  Angle. 

Dates.  (lu  centre.  Diamètre.  Phase.        Soleil-Terre, 

27  février -4-  9»,  85  8',  38  0"  ,86  37" 

27  mai -^9,48  19,02  0,00                1 

7  juillet -14  ,30  IG  ,79  1   ,10  31 

27  août —  7  ,32  11  ,50  1  ,70  i5 

23  septembre 0  ,0U  9  ,06  1  ,49  46 

31  octobre 11  .'il  7  .81  1  .12  45 

U.\Li;.MjruEn  de  Maiss. 

Hémisphère  austral  Hémisphère  liorOal 

ou  supérieur.  ou  inférieur. 

2  janvier...  Solstice  d'hiver.  Solstice  d'été. 

3  juillet Ivquinoxe  (le  printemps.      Équinoxe  d'automne. 

20  novembre Solstice  d'été.  .Solstice  d'hiver. 

(')  Bulletin  de  la  Sociélê  Astronomique  de  France,  l'  année,  1888,  p.  111-115; 
L'Astronomie,  décembre  1888,  p.  457. 

(')  Bulletin  de  la  Société  Astronoumiue  île  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;  1«89  et  1890,  M.  Fave;  1891  et  1892,  M.  Bouquet  de  la  Grve.  Elle  a 
son  siège  à  Paris,  hôtel  des  Sociétés  savantes,  rue  Serpente,  et  tient  ses  séances  le 
premier  mercredi  de  chaque  mois.  Observatoire  et  bibliothèque.  Elle  compte  déjà  jilus 
de  cinq  cents  membres. 


464  l.A    IM.AM.ri:   M  A  us. 

l'.W.W  11.  IvS'JU.  —  William  II.  I'ickliung.  Plioloyiapliic  de  Mars.  Chuledcnc'uje 
pliokvjrapli iéc.  Observations. 

Nous  avons  déjà  reucoutrc  plus  liaul  quelques  essais  pliolograpliiques  de 
Mars.  Voici  les  premiers  résullals  satisfaisants.  M.  Pickriing  a  ])ien  voulu 
nous  adi'csscr  des  pliolograpliies  olilcnues  au  iikmiI  A\'ils(iii  ((ialifoi  nie).  Sept 
de  ces  photographies  ont  été  prises  le  î)  avril  1890,  entre  22''5G"'  et  23'' if". 
temps  moyen  de  Greenwich.  sept  autres  le  lendemain  de  23''20"'  à  23''32"'. 
C'est  donc  la  mcMue  face  de  la  planète  (]ui  a  clé  photographiée  dans  les 
deux  cas.  On  reconnaît  sur  toutes  les  épreuves  des  configurations  géogra- 
phiques assez  distinctes:  mais,  dans  celles  du  second  jiuir.  la  tache  polaire 


Fig.  237.  —  IMiotocrraphiodu  Murs  en  1S9Û,  par  M.  W.-H.  Pickciing. 

Jdanche  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- 
croissant  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  —  8.5°.  La  neige  s'étendait,  d'une  part  jus- 
qu'au terminateur  qui  était  à  la  longitude  de  70°  et  le  long  du  parallèle  —  30" 
jusqu'à  la  longitude  110%  puis,  de  la  longitude  14.5''  et  de  la  latitude  —  45" 
jusqu'au  bord  de  la  planète.  Elle  devait  s'étendre  également  sur  l'hémi- 
sphère opposé  à  la  Terre  et  alors  invisible  pour  nous.  «  L'étendue  visible 
de  ces  neiges,  écrit  M.  Pickering,  est  véritablement  immense,  puisqu'elle 
s'élevait  à  2500  milles  carrés,  ou  presque  à  la  surface  des  Étals-Unis.  « 

Dans  la  matinée  du  9  avril,  ces  neiges  polaires  étaient  faiblement  marquées, 
comme  si  elles  avaient  été  voilées  par  une  brume  ou  par  de  petits  corps 
séparés,  trop  faibles  pour  être  reproduits  individuellement;  mais,  le  1 0  avril, 
la  région  entière  était  brillante,  égalant  en  éclat  la  neige  du  pôle  nord. 

La  date  de  cet  événement  correspond  à  la  fin  do  la  saison  d'iiiver  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  chute  de  neige 
dans  l'hémisphère  sud  de  Mars. 


1890  WILLIAM    II.    ri(;Ki:HIN(J.    —  OIJSHIIV  A  riONS.  465 

Ces  aspects  sont  si  évidents  siii-  cliaciiuc  des  (jualurze  photographies,  (juil 
siiftit  (le  les  voir  [mur  mettre  sur  chai-iuic  (rdlcs  hi  date  à  laquelle  elle  a 
été  faite.  Nous  en  avons  reproduit  deux  {/iy.  237;,  du  mieux  qu'il  nous  a  été 
possible,  par  la  photogravure,  mais  on  n'a  pu  obtenir  l'asitect  délicat  des 
clichés.  Ces  photographies  ont  été  prises  à  ré(|uatorial  do  13  pouces. 

M.  William  II.  Pickering  avait  déjà  réussi  de  satisfaisantes  photographies 
de  Jupiter  et  Saturne.  Sur  Jupiter  on  dislingue  admirablement  les  détails 
des  bandes;  sur  Saturne  on  reconnaît  l'anneau  sombra,  la  division  de  Cas- 
sini  sur  les  anses,  et  les  bandes  de  la  planète. 

Le  savant  astronome  s'est  occupé  aussi  de  l'observation  directe  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.  Scliiaparelli;  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  l'astronome  de  Milan 
a  donné  les  noms  de  Protonilus,  Ismcnius  lacus,  Deuteronilus  et  Jordanis. 
Un  a  également  revu  facilement  Boreosyrtis  et  Astapus.  A  ces  trois  exceptions 
prés,  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  l'exa- 
men de  Mars,  il  reconnut  sans  difficulté  les  canaux  qui  ont  reçu  les  noms  de 
Styx,  Fretum  Anian,  Hybkeus,  Cerberus,  Eunostos,  Ilephéestus,  Alcyonus, 
Gyclops,  Laîstrygon.  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  de  8  pouces.  Il  pense  que  tout  observateur  exercé  peut  trouver  les 
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  lUU  ou  200. 

En  résumé,  les  observations  de  M.  W.  II.  Pickering  confirment  celles  de 
M.  Schia{)arelli,  quant  à  l'existence  de  ces  lignes  énigmatiques. 


l'i.AMMAïuoN.  —  Mars.  30 


i(.G  1-A  n.ANi:Ti:  m  a  us. 

CXX.W  m.   I8'JU.  --  As.vrii  Hall.  Obscrcalioiis  de  Mars  à  Wasliiiujloii. 

M.  Asapli  Hall,  l'émincnl  asti'onomo  aii((ucl  oiidoil  la  découverte  des  satel- 
lites de  Mars,  a  fait,  du  -28  mai  au  25  juin  18DU.  uuc  nouvelle  série  d'obser- 
vations de  ces  satellites.  Elles  confirment  les  orbites. 

(^n  a  essayé,  en  plusieurs  nuits,  de  rcciuinaîlre  les  canaux  doubles,  mais 
sans  y  réussir.  L'image  de  la  planète  était  dilTuse  et  ondulcuse.  On  sait  (|ucla 
planète  est  restée  très  basse. 

Le  grand  équatorial  de  l'Observatoire  naval  de  Washington  mesure,  ci.imme 
on  le  sait,  2G  pouces  anglais  ou  U'",G6  d'ouverture. 

Cette  persistance  d'invisibilité  dans  ce  gigantesque  instrument  est  bien 
curieuse. 

nXXXIX.  1890.  —  Keeler.  Taches  blanches  sur  le  lerminateur  de  Mars. 

Un  aspect  analogue  h  celui  que  l'on  observe  au  bord  de  la  Lune,  le  long 
du  lerminateur  de  l'hémisphère  éclairé  par  le  Soleil,  lorsque  les  sommets 
des  montagnes  lunaires  et  des  cirques  se  montrent  en  dehors  de  la  région 
complètement  éclairée,  a  été  observé  sur  Mars  à  l'aide  du  .grand  équatorial 
de  36  pouces  de  l'Observatoire  Lick,  pendant  les  soirées  des  5  et  6  juillet.  Une 
esquisse  par  M.  J.-E.  Keeler,  le  5  juillet,  à  10'',  montre  une  tache  blanche 
elliptique  fort  étroite  mesurant  de  1"|  à2"de  longueur,  se  projetant  au  Nord 
en  formant  un  petit  angle  avec  la  ligne  du  lerminateur.  La  soirée  était  très 
belle  et  l'atmosphère  excellente.  A  10''30'",  cette  petite  tache  blanche  était 
entrée  dans  le  disque  et  restait  visible  sur  un  fond  plus  sombre.  Le  lende- 
main G  juillet,  le  môme  aspect  a  été  observé  avec  le  plus  grand  soin.  On  put 
suivre  une  tache  blanche  analogue  pendant  plus  d'une  heure  ;  on  en  observa 
même  deux  qui  se  réunirent.  De  ces  deux  taches,  l'inférieure  était  située  à 
l'extrémité  d'une  longue  bande  brillante  de  la  surface  de  la  planète  allongée 
au  nord  de  Deuteronilus.  L'interprétation  la  plus  simple  de  ce  phénomène 
est  naturellement  de  considérer  cette  bande  comme  élevée  au-dessus  de  la 
surface  générale  de  la  planète.  A  10'' 25'",  l'aspect  était  le  même  que  celui  de 
la  veille  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,  excepté  le  Gehon  qui  était  très  fort.  On  les  a  vus  doubles  {Aslrono- 
mical  Society  of  the  Pacific  y  t.  II,  p.  299.  —  V  Astronomie,  1890,  p.  46.5.) 

Les  deux  satellites  de  Mars  ont  été  aperçus  par  un  visiteur,  une  dame,  qui 
ignorait  leur  existence.  La  planète  était  au  centre  du  champ  et  n'était  pas 
masquée  par  une  Ijarre. 


l8'.Hi  (.    I  I.  VMM  \l;|(».\.    -^   (U{Si;U\  A  I  |(»N>   i;  I    (liOnllS. 


407 


(!l,\.    I8!l(l.  (!.    l'i,  \M\i  \i!iit\.   Ohsrrriiliiiiis  )  f   rrni/iiis. 

La  planète  osL  rcsléc  très  basse  pour  nos  latitudes  et  les  observations  onl 
été  des  plus  diflicilcs.  D'autre  part,  les  belles  nuits  ont  été  très  rares  pendant 
l'été  de  1890  ;  presque  sans  arrêt,  le  ciel  est  resté  pluvieux  ou  rouvert.  La  pé- 


OiicKiues  aspccls  de  la  pianote  .Mar»  eu  1890.  (Troquis  de  .M.  Flainmariyii.) 

riode  de  ropposition,  i|ui  rùi  pu  rtrc  très  favorable  à  cause  de  la  proximité 
de  La  planète,  a  été  en  partie  perdue.  L'illustre  et  laborieu.\  M.  Iluggins,  (jui 
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, 
jointe  aux  mauvaises  conditions  atmosphériques,  avait  rendu  impossible 
la  réalisation  de  ce  désir. 

Parmi  les  observations  (]ue  nous  avons  pu  faire  à  notre  Observatoire  de 
.luvisy,  nous  signalerons  seulement  celles  des  27,  30  et  31  juillet,  que  nous 
olTrons  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  était  très  marquée. 
La  distance  de  la  Terre  était  de  O.GGO,  ou  de  98  millions  de  kilomètres. 


468  lA  im.am:ik  m  a  us. 

Les  observalions  ont  clé  l'aitos  à  l'aide  do  l'equalorial  de  U"'.24,  muni  de 
grostiissemenls  de  liO,  ':?"30  et  300,  vers  Theure  du  passage  au  méiidicn  et 
généralement  avaiil  la  nuit  lonibce.  \oici  un  extrait  relatif  aux  dessins 
reproduits  ici  [fnj.  238)  : 

'27  juillet,  7''ii,  oc.  1  iO  [/'nj.  A).  —  Uiol  ])arl'aitoincnt  pur;  vue  assez  bonne,  ricino 
lumière  solaire  (coucher  du  Soleil  à  7''  'il'").  Le  continent  a  est  très  jaune.  Le 
pôle  inférieur  (boréal)  est  très  blanc.  Le  pôle  supérieur  est  blanchâtre  en  cl  et 
en  c.  La  mer  du  Sablier,  qui  était  bien  visible  au  méridien  central  du  disque, 
à  5'*  vO"',  et  assez  avancée  vers  l'Ouest  dans  un  dessin  pris  à  d'',  approche  du 
bord  occidental.  Elle  est  plus  foncée  dans  sa  région  moyenne,  en  face  du  point 
marqué  c.  Il  en  était  déjà  de  morne  à  G''0'". 

Diamètre  :  14",  i.  —  Passage  au  méridien  à  7''3;i"'. 

30  juillet,  G''4Ô'",  oc.  1  iO  (/ig.  B).  —  Ciel  parfaitement  pur.  Journée  cliuude,  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  calotte  polaire.  Elle  est  plus  foncée  vers  son  rivage  oriental. 
En  a,  cap  certain. 

Même  jour,  7''20"',  oc.  2io  (fig.  C).  —  Mars  au  mcridicu.  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  Ilerschel  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. 

Même  jour,  à  S^^^S"'.  De  nuit  (coucher  du  Soleil  à  7''40"').  Observé  sans  dlu- 
ndnation  de  chami».  Bonne  image.  Oc.  300  {fig.  Dj.  —  Le  pôle  inférieur  est  bien 
marqué.  Détroit  d'IIerschel  II  assez  bien  détaché.  En  a,  cap  ;  en  b,  golfe;  b  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  soleU,  mais 
atmosphère  calme  et  ciel  très  pur.  La  mer  du  Sablier  passe  au  méridien  central 
de  l'hémisphère  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  Xasmyth),  ainsi  que  la  mer  polaire  boréale  au-dessus  du  pôle.  Le  cap  polaire 
est  bien  blanc,  mais  ne  dépasse  pas  le  disque  par  irradiation.  Kn  liaut,  la  région 
est  blanchâtre  et  vague.  Au-dessus  de  la  mer  Flammarion,  la  région  b  se  montre 
très  pâle  (ile  Dreyer).  La  terre  de  Lockyer  c  est  pâle,  au-dessous  du  pôle  austral. 

Même  jour,  kS^ib"»,  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 


18'JO  C.    rr.AMM  AIIIOX.    —   (UtSKUV  ATIONS   I:T  CUOQUIS.  'i09 

iriForschol  ot  l;i  baio  du  .ML-riilicn.  lui  ;i,  le  cap  liaiilvS  est  de  ton»ps  on  temps 
trt'S  évident.  La  mer  du  Sablier  est  sombre,  Au-dossus  de  la  calotte  polaire,  mer 
<,'rise.  Bonne  imago.  I/oculaire  400  ne  montre  ni  mieux  ni  autre  chose. 
Diamètre:  l-i'^U.  —  Passage  au  nif-ridion  kV'li'". 

Ces  observations  no  nous  apprennent  pas  grand'chose  de  nouveau,  si  ce 
n'est  peut-être  qu'il  faisait  fort  l)eau  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  les  rayons  solaires,  et  de  la  décomposer  en 
millions  do  petites  facettes  réflcclnssanl  la  lumière  incidente  et  par  consé- 
quent donnant  à  cotte  surface,  vue  d'en  haut,  un  ton  plus  clair  que  lorsqu'elle 
estcalmo  ot  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  2G  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^i^tliamètre 
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  et  plus  éten- 
dues, notamment  au  mois  de  juin  1873  où,  dans  une  lunette  de  108""",  elle? 
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  +'  G%  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  déplus 
en  plus  de  face,  on  aurait  dû  voir  de  moins  en  moins  la  neige  du  pôle  nord. 
Klle  devint  au  contraire  plus  apparente.  Donc  elle  augmentait. 

.V  la  fin  de  septembre  et  en  octobre,  on  distingua  la  neige  australe,  qui 
mesurait  de  25°  à  30",  Elle  diminua  en.suitc  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. 


S70  LA  PI.  \Ni:Tr  M  \us. 

(IM.I.  ISOd.  —  Trr.in.   I^titdt'x  nouvelles.  Observalinns  de  MM.  Srhinpitrrlli 

rf  Sfanleii  W'illinms. 

L'apparence  de  can;uix  simples  du  géminés  à  la  surface  île  Mars,  signalée 
pour  la  première  fois  par  M.  Schiaparelli,  écrit  M.  Terby  i  '  .  a-t-elle  été  vérifiée 
rt'ellement  par  d'autres  observateurs  ?  Malgré  les  résultats  positifs  obtenus  pen- 
dant l'opposition  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  Kceler  avaient,  on  réalité, 
observé  quel([ues  canaux,  eu  commençant  leurs  investigations  seulement  trois 
mois  après  l'opposition,  h  une  époque  où  la  planète,  trop  éloignée,  est  déjà  aban- 
donnée par  les  aréographes. 

On  attendait  donc  avec  impatience  les  premières  nouvelles  de  l'opposition  de 
1890.  Un  astronome  anglais  bien  connu,  M.  Stanley  Williams,  est  en  voie  do 
rendre  pleine  justice  à  M.  Schiaparelli. 

Mars  s'est  présenté,  cette  année,  dans  des  conditions  déplorables  :  sa  décli- 
naison australe  de  230  ne  lui  permet  de  s'élever  que  de  16«  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  Nilosyrte,  très  visible,  et  de  l'autre  par  le 
i-anal  Astusapes,  qui  partait  de  la  baie  en  question  et  circonscrivait  l'île  Meroe. 
liC  Protonilus  avec  le  lac  Ismenius  et  le  Callirrhoe  étaient  encore  plus  visibles. 

Le  24  juin,  de  10'*  à  10''3o™,  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  lO*»,  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 

(';  Académif  de  Belgique.  —  L'Aslronornin,  novembre  l<^9(i. 


1800  TRRBV.   —   r:TL:i)KS  NOUVKI.IJ- S.  /i71 

contre,  je  vis  assez  bien  la  Bordosyrte,  parfaitement  la  Nilosyrto  et  le  N('pentli("'s  ; 
<'galenicnt  le  Protonilus  et  le  lac  Ismonius  ;  le  Callirrhue  était  plus  difficile. 
I/accord  avec  la  carte  était  remarquable.  L'oculaire  2.j0  seul  donnait  la  netteté 
voulue,  mais  il  était  insuffisant  comme  force;  280,  4'20,  450  et  5G0  manquaient 
de  netteté,  tout  on  rendant  pourtant  quelques  services.  La  région  blanche  Ilellas, 
bien  limitée,  brillait  au  bord  supérieur,  et  au  bord  septentrional,  sous  le  CaU 
lirrhoe,  régnait  également  une  vive  blancheur. 

Toiles  sont  les  seules  observations  utiles  que  j'aie  pu  faire. 

Circonstance  à  noter.:  la  vue  de  l'observateur  semble  avoir  une  influence 
énorme  dans  ces  recherches  délicates.  Il  est  certain  qu'une  condition  essentielle 
de  visibilité  des  canaux  est  une  netteté  irréprochable  du  contour  des  taches  ; 
n'oublions  point  que,  dans  ces  circonstances  de  visibilité,  l'image  a  été  comparée 
à  une  gravure  sur  acier.  La  vue  de  tous  les  observateurs  ne  semble  point  se 
prêter  à  des  résultats  aussi  parfaits,  et  les  premiers  dessins  de  Milan  ont  même 
soulevé  des  objections  à  cause  de  leur  netteté  extraordinaire. 

.M.  Stanley  Williams  a  publié  récemment  ses  observations  sur  Jupiter  pour  1887 
et,  au  lieu  d'ofi'rir  l'aspect  nuageux  et  vague  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  '  i. 
Par  une  heureuse  coïncidence,  ayant  observé  Jupiter  indépendamment  à  la  même 
époque,  j'ai  pu  identifier  presque  tous  ces  détails. 

Or,  il  se  fait  que  M.  Stanley  Williams  vient  d'obtenir  le  plus  magnifique  succès 
on  étudiant  Mars  cette  année  :  il  observe  au  sud  de  l'Angleterre,  avec  un  téles- 
cope à  miroir  de  6  pouces  ■?,  de  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-trois  canaux  :  Cyclops,  Eunostos,  Ilyblaeus,  Hades,  Styx,  Cerberus, 
Tanaïs,  Laestrygon,  Alcyonius,  Ceraunius,  Gigas,  Chrysorrhoas,  Ganges,  Nilo- 
keras,  Jamuna,  Nilus,  Indus,  Protonilus,  Hiddekel,  Deuteronilus,  Gehon,  Léthes. 
."Ethiops,  Titan,  Erebus,  Sirenius,  Orcus,  Pyriphlegeton,  Euphrates,  Népenthès, 
Pinson,  Asclepius,  Triton. 

Il  avait  remarqué  la  gémination  de  cinq  canaux  (Nilokeras,  Cerberus,  Erebus 
ou  Ilades,  Titan,  Euphrates)  et  soupçonné  celle  du  Phison. 

Enfin  l'astronome  anglais  parle  aussi  de  la  Libye  ;  il  l'observa  les  18,  20,  21  et 
24  mai,  aussi  le  24  juin  ;  cette  région  ofi'rait  un  éclat  très  faible  le  21  mai  ;  mais, 
le  24,  elle  était  plus  brillante  ;  toutefois  elle  paraissait  obscure  en  comparaison 
de  l'Isidis  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  Népenthès,  citées  plus  haut. 

M.  Williams  signale  que  les  canaux  les  plus  délicats  devenaient  visibles 
seulement  à  leur  passage  par  le  centre  du  disque  ;  rarement  donc  on  en  voyait 
plusieurs  à  la  fois  :  leur  observation  était  généralement  d'une  grande  difficulté. 

;•;  Vuy.  L  Astronomie,  octobre  1889.  p.  3r.l  à. 371. 


47?  LA    l'I.ANKTK    .MA|{S. 

.lai  jdiut  à  cette  noie  les  cinq  beaux  dessins  inodits  de  l'ohsorvatour  anglais 
{ftg.  ^39  ;\  »i3)  ;  ils  font  apprécier,   mieux  i|ue  toute  description,  les  rc'sultats 


iMK.  iaa. 


Fis.  2'i0. 


29  avril,  de  ISi-nS-^  à  I4M>  (') 


25  avril,  do  li^W"'  à  loMô-"  {' 


extraordinaires,   pour  cette   période  défavorable,    que  cet  astronome  a  eu  le 
bonheur  d'obtenir. 

M.  Stanley  Williams  a  réussi  à  distinguer,  de  plus,  dix  autres  lignes  :  Boreas, 
Agatliodœmon  (eu  partie),  Fortunaî,  Nectar,  Eumenides,  Oxus,  Ilydaspes,  Thoth, 
Callirrhoe,  Astusapes  ;  ce  qui  porte  à  quarante-trois  le  nombre  des  canaux  véri- 


Fig.  241. 


FiR.  242. 


Fiff.  243. 


I8mai.de  12'' 15"  àl.>0"  (') 


24  mai.  de  12''  à  12'' 50"  (*)• 


27  juiu,  àlO'-  (') 


fiés  par  lui.  M.  Williams  a  vu  distinctement  la  gémination  du  Gigas  le  0  juin. 
Le  31  mai.  à  1 1'- .')•",  pendant  quelques  moments  d'une  grande  netteté,  il  a  vu  le 


(')  b,  PropontLs;  c.  Triviiim  Charontis;  d,  tache  grise  très  faible;  c.  Titan:  /".  Errbus  nu  Hades; 
().  Boreas?  U,  Sirenius;  i,  blancheur  ovale;  /,  région  plus  brillante. 

(')  b,  Trivium  Charontis;  g,  Laestrygon  ;  h,  Cyclops;  i,  Cerberus;  /;.  Hades;  /,  Styx;  m.  Eunos- 
îos;/),  .^thiops;  r,  Elysium  ;  s,  Hyblaeus;  t,  Propontis. 

C)  h,  Nilosyrtis;  i,  Protonilus;  h,  Hiddekel;  s,  Libya;  /.  Euphrates;  e,  Ismenius  lacus;  m,  petite 
tache  grisâtre. 

(M  h.  Triton:  /.  Libya;  k,  Isidis  Regio;  c.  Nilosyrtis;  '/,  Protonilus;  e,  Boreosyrtis:  f,  Asclepius; 
g.  Nf'-penthès. 

(  =  )  f],  Libya;  7i,  Nilosyrtis;  i,  Thoth;  m,  Astusapes;  p.  Asflcpius;  r.  Protonilus;  s.  Pliison; 
f.  Hellas;  u,  petite  tache  noirâtre. 


ISOd  TKlUiV.     -  r.Tl'DKS  N()UVi:iJ,KS.  17:1 

CorlK'M-e  ot  ri]r<'bo  travoi-sant  In  disfiuo  sur  le  prolon^onicut  l'un  do  laiitro,  et 
formant  comme  un  seul  canal  qui  tHait  distinctement  double  ;  les  doux  traits  fur- 
inaiit  il'  iirciiiier  ('taicnt  plus  larges  et  plus  noirs  que  ceux  qui  constituaient 
l'Kn'be  et  donnaient  lieu  ;\  un  élargissement  du  canal,  à  partir  du  point  où 
commençait  le  Cerbère. 

La  tache  polaire  septentrionale  est  rostôo  très  petite  jusqu'au  commencomont 
do  juin  ;  vers  le  milieu  de  ce  mois,  elle  fut  ou  complètement  invisible  ou  repr(?- 
sentécpar  une  faible  trace.  Vers  la  fin  de  juin,  elle  s'accrut  beaucoup,  subitement, 
et  devint  plus  brillante.  Ainsi,  les  2i  et  20  juin  (O"";)!)"),  on  la  voyait  à  peine; 
le  27,  au  contraire,  ;\  10  heures,  elle  apparaissait  comme  le  montre  la  fifj.  2'»3. 
Le  même  dessin  montre  un  point  très  noir,  dans  la  Nilosyrle  ;  malheureuse- 
ment, l'image  se  troublant  un  peu,  M.  Williams  n'a  pu  étudier  ce  détail  avec  tout 
le  soin  nécessaire.  Je  me  demande  si  cette  tache  n'était  pas  due  à  la  présence 
du  lac  Mœris. 

^L  Schiaparelli  ayant  bien  voulu,  comme  >L  Williams,  m'autoriser  à  faire 
connaître  des  nouvelles  absolument  inédites  jusqu'ici,  je  terminerai  cette  com- 
munication en  donnant  quelques  extraits  des  lettres  qu'il  a  bien  voulu  m'a- 
dresser  ;  celles-ci  étaient  accompagnées  des  trois  superbes  dessins  ci-dessous 
{fig.  244  à  240). 

C'est  depuis  le  10  mai  seulement  que  M.  Schiaparelli  a  pu  faire  des  observations 
utiles  : 

«  Tout  ce  que  j'ai  vu  jusqu'à  présent,  écrivait-il  à  la  date  du  12  juin,  est 
résumé  presque  entièrement  dans  les  dessins  que  je  vous  envoie.  A  l'égard  du 
troisième  (16  mai)  [fig.  244].  je  dois  observer  que  les  canaux  situés  eu  bas, 
Protonilus  et  Deuteronilus,  Callirrhoe,  Boreosyrtis,  Astusapes,  Pyramus,  et  les 
lacs  Ismenius  et  Arethusa,  avec  le  fragment  d'Euphrates  qui  les  réunit,  étaient 
très  visibles,  surtout  le  Callirrhoe  et  lo  Protonilus.  (Le  Callirrhoe  a  été  vu  aussi 
à  Florence  par  M.  Giovannozzi  as'ec  un  4  pouces  de  Fraunhofer  (voy.  p.  479), 
L'étranglement  du  Protonilus  était  marqué  avec  beaucoup  d'évidence.  Pour  ce  qui 
concerne  les  canaux  près  du  limbe  droit,  Iliddckel.  Gehon,  Oxus...,  ils  étaient 
fort  déliés,  et  l'on  no  pouvait  juger  ni  de  leur  forme,  ni  de  leur  couleur.  Au 
contraire,  Euphrates,  Phison,  Typhon  et  Oroates  avaient  disparu  comme  canaux, 
et  il  ne  restait  à  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  de  constater  que  l'existence  et  la  couleur.  Il  n'était  pas  même 
possible  d'estimer  leur  largeur,  qui,  du  reste,  devait  être  considérable,  puis- 
qu'elle 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  à  l'extrémité  gauche  qu'à  la  racine  ;  chose  que  je  vois  pour 
la  première  fois.  Tout  était  confus  de  l'autre  côté,  Ilellas,  Ausonia,  Libya,  etc.. 
>Kiis  Japygia  était  assez  évidente. 

»  Les  4  et  0  juin,  j'ai  pu  examiner  avec  une  certaine  netteté  toute  la  grande 
région  comprise  entre  Iris  et  Titan  (méridiens  Iiuo-I70"i.  hx  Mare  Sirennni  et 


M\ 


LA  pl.\\I:ti-:  m  a  m  s. 


l'Eurotas  (parallMcs  30°  sud  ot  .".Où  nord)  :  elle  est  do  nouveau  à  peu  prrs  vide 
d'objets  romarquables,  connue  en  1877,  1870  ;  des  ennnux  il  ne  subsiste  (luc  des 
traces  douteuses  vers  les  bords  île  la  région;  le  reste  est  une  bigarrure  de  rouge 
et  de  jaune  de  dilliirentes  intensités,  éventuellement  avec  un  peu  do  blanc  par-ci. 
par-l;\,  sans  délimitation  exacte  ;  c'est  la  région  la  plus  difficile  et  la  moins  inté- 
ressante de  toute  la  planète.  L'Araxes  et  le  Plïasis  existent,  bien  que  fort  diffl  - 
ciles  ;\  voir  :   l'Iris  peut  :\  peine  (Hre  conjecturé  ;  le  double  Ceraunius  est  assez 

Fig.  24'.. 


Mars  en  ISfln.  —  Canaux  transformé.';.  Dessin  de  M.  Schiaparelli  (  IG  mai) 


visible  à  cause  de  sa  grandeur,  mais  sa  teinte  est  d'un  rougeâtre  à  peine  marqué. 
Les  deux  Nilus  ne  sont  pas  bien  sûrs.  Seulement,  en  bas  du  disque,  on  voit 
l'Eurotas,  qui  forme  une  gémination  imparfaite,  et  l'IIébrus  qui,  double  en  1888, 
est  maintenant  simple. 

'•  La  soirée  du  0  juin  a  donné  des  résultats  plus  nouveaux,  qui  sont  représentés 
d'une  manière  assez  satisfaisante  par  l'autre  dessin  (/Ig.  245).  Vous  verrez  la  grande 
gémination  du  Cbrysorrhoas  et  du  Nilokeras,  cette  dernière  plus  foncée  et  plus 
évidente,  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  mer  Acidalium  ne  présente  rien  de  nouveau,  mais  il  faut  remarquer 
l'absence  totale  du  lacus  Hyperboreus  :  les  régions  Baltia  et  Nerigos  sont  mal 
définies  et  d'apparence  nébuleuse.  Pas  d'IIydaspes,  Jamuna  comme  un  fil  délié  ; 
Ganges  et  Ilydraotes  plus  larges  ;  je  ne  puis  les  dédoubler,  mais  leur  aspect  est 
résoluble.  En  haut,  Argyre  très  brillante.  Mais  c'est  Thaumasia  et  le  Lacus  Solis 


I.^'.MJ 


ri'iinv 


rrriDKs  NOL'vi-LLi:s, 


qui  olTront  lo  plus  d'intérêt.  Le  lac  «lu  Soleil,  cette  tache  si  bollo,  si  noire  ot  si 
l'égulièrc.  n'a  pu  se  soustraire  au  principe  do  la  géniination  (pii  tyrannise  toute 
lu  planète  :  il  est  coupé  en  travers  pa)-  une  bande  jaune  qui  le  dici>ie  en  tU-ux 
parties  d'extension  inégale.  Lo  lac  Tithonius  est  aussi  partagé  en  deux  noyaux 
•l'ombre  très  forte,  auxquels  aboutissent  les  deux  lignes  qui  composent  le 
double  Chrysorrhoas.  Les  anciens  émissaires  du  lac  du  Soleil  ont  disparu  : 
■seulement  j'ai  cru  obsorver  une  faible  trace  de  rKosphoros:  mais  r/ua/re  émissaires 

Fie-.  24:.. 


Mars  L'ii  1800.  —  Lai-  fonilu  en  deux.  Des^^in  de  ^r.  Schiaparelli  (',)  juin  >. 

tout  h  l'ail  nouveaux  se  sont  ouverts,  dont  le  plus  à  gauche  passe  sur  l'Aurea 
Cherso.  Cette  presqu'île,  autrefois  si  belle,  est  k  peu  près  abolie,  ou  du  moins 
tran.<formée.  La  région  Thaumasia  est  d'un  jaune  sombre  qui  contraste  beaucoup 
avec  la  surface  brillante  des  environs,  surtout  du  limbe  supérieur  d'Ophir.  qui 
est  tout  à  fait  blanc...  Voyez  sur  ce  dessin  le  canal  marqué  1  :  lo  i  juin,  il  était 
beaucoup  plus  fort  que  le  (i  ;  le  mémo  jour,  i  juin,  il  n'y  avait  pas  de  trace  vi- 
sible des  canaux  marqués  2  et  3;  quarante-huit  heures  après,  ils  étaient  de  la  plus 
grande  évidence.  ■> 


Dans  iino  autre  lollre  datée  du  01  juin,  le  Direchnir  de  lObsorvaloirc  do 
Milan  ajoute  : 

'  -M.  Stanley  Williams  avait  bien  raison  eu  voyant  l'Iùiphratos  doublé;  il  l'est 
elTectivement  (voir  fin-  -'iG),  et  mieux  qu'en  1888;  les  deux  bandes  sont  parfaites 
et  la  coulf^ur  (^st  de  ce  rouge  caractéristique  que  j'ai  déjà  plusieurs  fois  signalé 


W6 


|.A    n.ANÏ:TK    MAIiS. 


dans  do  semblables  l'urmations;  .seulement  elle  n'est  pas  tr^s  intense.  Avec  luiei 
dans  le  même  style,  sont  doublés  Pinson,  Orontes,  l'rotonilus  et  Boreosyrtis  :  peut- 
être  Astusapes,  Astaboras,  Oxus,  Deuteronilus.  Mais  il  y  a  quatre  .eéminations 
composées  de  lijïnes  fortes,  et  je  suis  persuadé  qu'on  les  verra  ailleurs,  si  l'on  y 
apporte  une  attention  suffisante  :  l'une  est  le  Népentln'S,  qui  est  tout  à  l'ait  eomme 
en  J888;  seulement  le  lac  Mœris  est  beaucoup  plus  large  et  plus  visible  qu'alors. 
Deux  autres  géminations  ont  rendu  pro!<(iuc  mrconnnissahlc  le  Sinus  Sabn^us, 


:\Iars  on  1890.  —  DtHroit  fendu  on  denx.  Dessin  do  M.  Schinpnrolli  (^0  juin). 

depuis  Ilammonis  Cornu  jusqu'à  la  double  baie  de  Dawes.  Kiifin,  la  quatri(''mo 
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 
forte  qu'on  la  dirait  presque  noire.  C'est  comme  l'encre  de  Chine  qu'on  peut  char- 
ger au  point  de  la  rendre  noire.  » 

Ainsi  s'exprime  M.  Schiaparclli.  Les  deux  faits  les  plus  surprenants  que 
renferme  sa  communication  sont  évidemment  le  dédoublement  du  lac  du 
Soleil  et  celui  du  détroit  d'Herschel  II.  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  3G1.)  Les  lacs  Ismenius  et  Tithonius  sont  également  dédoublés.  Il 
semble  donc  que  nulle  formation  à  la  surface  de  cette  planète  ne  soit  sous- 
traite à  ce  curieux  phénomène  de  la  gémination  ! 


S'JU 


.1.    (lUIl.L.VU.Mi;.  ()USi;il\  ATIO.NS. 


47' 


;\l,ll.  18110. —  .1.  (iuiLLAL.Mii:,  Ciiov.vNNo/.zi .  \\'isLi(:KM>j.  (•Htscrculions  cl  dessins. 
M.  GuilIaiuno,  ohscrvalcui-  ;ï  l'ôronnas,  aiiiioiio-       cju  il  est  parvenu  àdis- 


l'J-17  mai,  minuit  2-')" 


l'.l  mai,   Jo'-.j™. 


■23  mai,  11'-. 


10  mai.  l'v 


II)  juin,   10''  lô" 


2(1  juin,  9i'2.>"'. 


23  juin,  8''30"'. 


10  juillet.  S"- 


Lu  canal  iliJcloubK'. 

Fig.  2Ï1.  —  Dessins  de  ."Mars  en  IS'.id.  par  M.  J.  Guillaume,  à  Péronnas. 

tiugiier  un  certain  iioniJirc  de  canaii.K  ut  mùinc  à  en  dédoubler  ([uelques-uns, 
(')  Hiilleliii  <le  i'Acud.Jinic  de  licl<,'ii|iic,   1890.  —  l.'A^trouuiiiic,  UKii  I8'J1. 


i78 


I.  A    l'I.AM:ii;    \IAKS 


;"i  l'aide  d  un  excellent  télescope  réllecteur  do  Willi  <1»'  2Ui"""  de  diamètre  ci 
l^.Oô  de  foyer,  armé  en  général  de  grossissements  de  l'JJ.  Il  les  voit  d'un 
rose-brique.  Il  a  observé  souvent  des  variations  de  teintes  sur  certaines  mers 
et  les  attribue  à  la  présence  de  nuages  dans  l'atmosphère  de  Mars,  (lomme 
témoignage  en  faveur  de  cette  explication,  l'observateur  signale  son  dessin 
du  m  mai.  à  10''")'".  comparé  à  celui  du  23  mai,  à  IP'  :  •<  Il  est  évident. 
remarque-1-il.  que  le  lit  l'atmosphère  était  moins  pure  sur  celte  région  que 
le  23  ).. 

Nous  reproduisons  {/iy.  2i71  une  partie  des  dessins  de  M.  riuillaumo. 

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  celle  du 
détroit  d'IIerschel. 

M.  Giovannozzi,  directeur  de  l'Ubservaloire  Ximenienà  Florence,  a  observe 


Fig.  '2'i8. 


b' 


'i    l'? 


jy 


Aspect  général  lie  .Mars,  flapres  les  obscrvalions  de  M.  diovanaozzi.  en  18'-'0. 


Mars,  de  son  côté,  à  l'aide  d'une  lunette  de  108'"''',  de  Fraunhofoj-.  munie  de 
grossissements  de  10.5  et  même  240.  Nous  reproduisons  ici  {fig.  248)  la  petite 
carte  que  cet  astronome  a  tracée  sur  l'ensemble  de  .ses  observations.  Comme 
concordance  avec  les  précédentes,  remarquons  l'éclaircissement  observé  au- 
dessus  de  la  mer  du  Sablier  et  à  droite  et  le  pi-olongement  inférieur  de  celte 
mer  (comparer  le  dessin  publié  plus  haut,  p.  474).  Comme  discordances  atlii- 
buables  à  l'indécision  des  détails,  remarquons  deux  dessins  des  16  et  24  juin 
[fig.  249  et  250  j ,  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  1 1*"  de 
Rome,  ce  qui  correspond  à  10''20'"  de  Paris,  celui  de  Péronnas  ayant  été  fait 
à  lO^'lô'".  Le  point p  indique  la  baie  du  Méridien  et  le  point  g  la  baicBurton  : 
ces  deux  baies  sont  très  courtes  ici,  et  très  allongées  au  contraire  sur  le 
dessin  de  M.  Guillaume.  On  ne  peut  pas  attribuer  cette  différence  à  celle 


IS'.M) 


(JION  ANNOZ/I     \N  ISI.ICKNUS.  —   (  HiSKUN  A  IK  »NS. 


îT'.i 


deluvut;  ou  de  rinslninient.  i)iiis(iiir  M.  Ciiovaiiiiozzi  a  aperçu  le  lac  du  So- 
leil que  M.  Guillaume  u'a  pas  vu.  On  remarque  encore,  au  point  n,  un  aspect 
sensihlomenl  difTefent  do  celui  de  l'autre  dessin. 

La  comparaison  des  deux  dessins  du  23  juin  n'esl  pas  moins  instruclivc 

t'isr-  -"'"  Fig.  250. 


ni  juin.  :i  ll^d"' 

Dessins  de  Maiv 


11  IS'.IO,  par  .M.  (jiovaiiuozzi.  ii  Florence. 


Concluons,  en  résumé,  que.  lorsqu'on  arrive  aux  détails  légers  et  à  peine 
sensibles  qui  sont  à  la  limite  de  la  visibilité,  nous  devons  attribuer  les  di- 
vergences inévitables  à  la  difficulté  des  observations  et  à  l'obligation  dans 
laquelle  nous  nous  trouvons- tous,  en  dessinant  une  planète,  de  marquer  par 
un  trait  de  crayon  ce  que  nous  n'avons  observé  que  par  instants  et  sous  des 
aspects  plus  ou  moins  vagues  et  indécis.  La  Photographie  nous  sauvera 
peut-être  un  jour  de  ces  incertitudes.  Mais  quand  y 

Malgré  la  latitude  australe  assez  forte  de  la  planète,  M.  Wislicenus,  astm- 
nome  à  Strasbourg,  est  parvenu  à  quelques  résultats  intéressants  (''.  Le 
temps  n  a  pas  été  très  favorable,  et  llnstrument  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  de 
20°  au-dessus  de  l'horizon.  Les  premiers  essais  ont  été  faits  à  l'aide  du  réfrac- 
teur de  18  pouces  ;  mais,  à  cause  de  la  faible  hauteur  de  l'aslre  et  de  l'ondu- 
lation 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  grossissement  de  182.  11  a  été  possible  de  prendre 
21  dessins,  de  mesurer  en  seize  jours  différents  l'angle  de  position  de 
l'axe  de  rotation,  el,  pendant  six  autres  jours,  de  prendre  les  mesures  des 
lâches*. 

L'équateur  de  Mais  était  alors  si  peu  incdiné  sur  notre  rayon  visuel (|ue la 
tache  neigeuse  du  pôle  nord  était  à  peine  visible.  Mais  celle  qui  environne 

",i  Axlroii.  .\ach..  \r  Mi'i.     -  L  Aslrunomic,  juillet  IS'.U. 


480  I.  A    IM.ANKTi:   M  A  II  S. 

le  pôle  sud  a  élu  visible  ciiKj  l'ois  et  roliscrvaleur  jnil  cssayor  do  pi-riidrc 
l'augle  de  position  du  point  cculral  de  la  laclie.  Sur  ces  cinq  jours,  la  lâche 
boréale  a  été  en  même  temps  visible  trois  l'ois,  de  sorte  que  l'on  pouvait  voir 
la  position  des  deux  pôles.  La  tache  neigeuse  boréale  était  petite  et  assez 
nettement  définie,  tandis  (|uc  les  aspects  polaires  sud  ressemblaient  davan- 
tage à  des  champs  de  neige  largenicnl  étendus,  ce  (lui  rendait  dillicile  la 
détermination  du  point  central. 

L'auteur  donne,  dans  une  Table,  la  position  du  [miiii  central  des  taches 
p<daircs  nord  el  sud  el  l'angle  de  position  de  l'axe  de  la  plancle.  du  il  avril 
au  13  juillet.  Par  la  furniule  de  réduction  de  ces  données,  il  trouve  : 

Aiifrle  de  position  (te  l'axe  de  Mars 28°  ,U9 

Distance  polaire  de  la  neige  boréale 7  ,19 

Longitude  de  la  tache  polaire  boréale 199  ,85 

L'auteur  n'a  pu  mesurer  des  taches  de  sa  première  carte  (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  celle  carte  (ir  8  à  n"  20),  et  les  me- 
surer micrométriquement.  C'est  une  nouvellr  triangulaliim. 

A'tdci  les  points  mesurés  : 


1. 
8. 
9. 

10. 

11. 

12. 
13. 
14. 
15. 
16. 
17. 
IS. 
19. 
20- 


Ces  positions  nous  paraissent  toutes  un  peu  trop  à  droite.  Le  méridien  0'' 
est  à  peu  près  au  point  1 1  de  cette  carte  (/ig.  251  ).  Le  point  1  (  mer  du  Sablier; 
devrait  être  à  283",  le  point  18  (lac  du  Soleil)  à  89°,  le  point  14  (laciSiliacus) 
à  33%  le  point  13  (golfe  des  Perles)  à  18\  Les  différences  varient  de  -r-  5" 
à  -^  12°. 

Les  configurations  correspondent,  dans  leur  ensemble,  à  celles  des  cartes 
de  Schiaparelli.  Quelques  points  peuvent  être  remarqués.  Le  3  mai.  le  lac 
Tilhonius  paraissait  rattaché  au  lac  du  ."^olcij.  mais,  le  !J  juin,  il  n'en  était 


I.oiiiïitiule. 

Latitude. 

295° ,82 

•4-  15°  ,07 

300  ,63 

—  16  ,85 

321   ,G5 

—  29  ,55 

323  ,91 

-    8  ,12 

8  ,52 

-^    7  ,09 

11   ,74 

—  24  ,11 

28  ,71 

-^    7  ,28 

45  ,77 

-^  19  ,32 

48  ,05 

-h  36  ,89 

62  ,34 

-  14  ,40 

06  ,46 

-    7  ,12 

94  ,02 

—  23  ,70 

96  ,91 

—    2  ,61 

123  ,28 

—    9  ,13 

I.S90  (il()VA.\.\U/./.l.   W  ISIJCI-NLS,   (.UKliN.  4.S1 

plus  ainsi.  Un  a  r<'inai'(|uc,  lo  -i  mai.  unr  lacin-  blaudic  Ircs  Jtiillaiitc  .'-ui'lc 
lermiiuUour.  à  l'aiij^le  «le  posiliou  112",.")5  (à  rt''ll"'\ 

Quant  aux  canaux,  si  nombreux  dans  riiémisplien.'  nonl.  les  csijuisses 
exécutées  les  27  et  28  avril,  :]  et  -29  mai,  2,  :l,  !),  16  <.'t  2'J  juin,  ainsi  (jac  le 
|:j  juillet,  en  laissent  voir  des  traces  plus  ou  moins  marquées.  Mais  l'étal  de 
l'alniosphère  n"a  jamais  permis  de  distinij^uer  les  détails,  et  surtout  de  cher- 
cher à  reconnaître  les  dédoublements. 

La  question  des  dessins  de  Mars  a  fait  l'objet  d'une  discussion  importante 

Fig.  -201 . 


—4 


1^  : 


!  ■  iJ 

— |fPE> 

Nouvelle  triangulatioa  ilc  Mais,  par  IM.  WUlicenu-,  eu  IS'JU. 

à  la  Brilish  Aslronomical  Association,  séance  du  31  décembre  1890,  lors  d'une 
conférence  de  M.  Green,  relative  à  ces  représentations  si  variées. 

Cette  conférence  a  été  illustrée  de  projections  dont  nous  reproduisons  ici 
les  six  principales  (/?//.  252)  et  qui  résument  l'esprit  de  celle  communication. 


Pour  M.  Green,  M.  SchiaparcUi  n'est  pas  un  dessinateur  parlaitemeut  sur,  et 
l'on  ne  doit  accorder  qu'une  confiance  limitée  à  ses  représentations  de  la  planète 
Mars.  L'auteur  rappelle  qu'il  est  depuis  son  enfance  accoutumé  à  la  peinture  et 
au  dessin,  et  qu'on  ne  peut  pas  s'empêcher  de  remarquer  que  les  dessins  de 
l'astronome  de  Mikui  dllfèrent  beaucoup,  même  pour  l'aspect  général  de  la  pla- 
nète, des  dessins  de  tous  les  autres  observateurs. 

C'est  la  remarque  que  M.  ^\'.-II.  Pickering  avait  déjà  faite  iSidereal  Mes- 
senger, G  octobre  1890),  en  déclarant  que  la  carte  de  Green  est  celle  qui  repré- 
sente la  planète  sous  son  aspect  général  le  plus  conforme  aux  observations. 

M  Les  contours  généraux  dessinés  par  M.  Schiaparelli  dans  ses  cartes,  ilil 
I"r-.\MMAiuûN    —  Mars.  31 


-i8; 


LA    l'LAXKTK    M  A  US. 


M.  Green.  no  sont  pas  exacts.  Non  souleiiu'nl  ils  dilVoronf  considorablcmoiil  des 
aspects  représentes  par  les  observateurs  expérimentés,  mais  ils  diilV'i'ont  même 
entre  eux.  Si  donc  les  formes  générales  des  contiiients  et  des  mers  sont  mal 
dessinées  et  ne  sont  pas  conformes  à  la  réalité,  nous  pouvons  douter  encore 
davantage  de  l'exactitude  des  détails  minuscules  qui  sont  encore  plus  difficiles 
;\  représenter. 

'  La  carte  de  l'astronome  de  JMilan,  ajoute-t-il,  altère  la  forme  de  la  mer  du 
Sablier,  spécialement  dans  son  prolongement  oriental  et  pour  la  forme  particu- 
lière de  la  mer  Main.  La  mer  Knobel,  l'une  des  configurations  les  plus  distinctes 
et  les  plus  faciles  à  reconnaître  de  la  planète,  n'y  est  pas  représentée  du  tout. 
Au  lieu  de  cela,  la  [ilanète  se  montre  couverte  d'un  réseau  de  fines  lignes  droites 
étroites. 

D  Si  nous  comjjarons,  notamment,  trois  dessins  de  M.  Scliia]3arelli  faits  en  1877, 


Schiapàrènr^_    /377.  ôchiapare/l'  —  /87S. 


Gree/r 


Sch/apare/// /35c. 


f877.  Maunde/-  /87S.  Bascfôf/cker 

Fig.  252.  —  Comparaison  de  six  dessins  de  Mais. 


m2. 


1879  et  1882,  avec  trois  autres  dessins  faits  aux  mêmes  époques  par  MM.  Green, 
Maunder  et  Bœddicker,  nous  devrions  nous  attendre  à  ce  que  |les  trois  dessins 
d'un  même  observateur  s'accordent  entre  eux  mieux  que  ceux  faits  par  trois 
observateurs  différents.  Or,  c'est  le  contraire  que  l'on  remarque.  Ne  croirait-on 
pas  plutôt  que  les  trois  dessins  inférieurs  ont  été  faits  par  une  même  main  et  les 
trois  supérieurs  par  trois  mains  différentes.  '/ 

I)  Pourtant,  ajoute  encore  M.  Green,  qu'est-ce  que  l'observateur  de  Milan  a 
vraiment  vu,  car  enfin  il  doit  avoir  vu  quelque  chose  qui  donne  une  base  quel- 
conque à  ses  canaux  ?  Un  examen  attentif  peut  résoudre  en  partie  cette  question. 


1890  DO.M  i.A\u:v    —  coi:ij:ui{  dk  i,a  rLANiVri-   mars.  483 

J'ai  sous  Ips  yeux  un  dessin  de  .Solii;ii»;u'(lli,  de  sa  série  .de  1877,  sur  lequel  la 
mer  Terby  est  au  méridien.  On  y  remaniue,  allant  directement  au  Sud,  une  légère 
traînée  sombre.  Sur  la  carte  de  18711,  le  dessin  montre  deux  lignes  lortes  et,  en 
1882,  on  en  voit  une  fine,  de  sorte  que  nous  avons  là  trois  méthodes  pour  repré- 
senter une  seule  forme.  Observant  à  Madère,  en  1877,  j'ai  eu  plusieurs  vues  très 
belles  de  cette  région  de  la  planète,  et  s'il  y  avait  eu  1:\  quelque  chose  ressem- 
blant ;\  ces  lignes,  je  l'aurais  remarqué.  On  m'objectera  que  d'autres  les  ont  vues. 
(Ju'on  ait  aperçu  quelque  chose  de  vague,  je  n'en  doute  pas  un  instant  ;  mais  je 
suis  convaincu  que  les  observateurs  ont  représenté  sous  forme  de  lignes  nettes 
et  claires  des  aspects  tout  à  fait  vagues  et  indéfinis. 

')  D'autre  part,  si  l'on  compare  ifuj.  252)  les  dessins  de  1877,  on  voit  ({ue  la  ré- 
gion vague  représentant  la  mer  Main  à  gauche  de  la  mer  du  Sablier,  dans  le 
croquis  de  Grecn,  est  dessinée  par  Schiaparelli  sous  la  forme  d'un  trait  de  pin- 
ceau se  terminant  par  une  pointe.  En  1879,  l'observateur  de  Milan  dessine  tout 
autrement  et  d'une  manière  toute  différente  que  M.  Maundcr  la  même  année. 
Mais,  en  1882,  il  revient  à  son  premier  aspect.  Tandis  que  MM.  Green,  Maundcr 
et  Bœddicker  ont  observé  cette  région  comme  une  ombre  diffuse,  M.  Schiaparelli 
parait  n'avoir  vu  que  son  bord  boréal,  nettement  arrêté.  » 

M.  Green  ajoute  que  ses  dessins  du  pôle  sud  de  Mars  établissent  que  sa  vue  et 
son  instrument  ne  sont  pas  inférieurs  à  ceux  de  Milan. 

M.  Noble,  président,  confirme  ces  appréciations  et  assure  qu'il  nest  pas  pai-- 
venu  à.  retrouver  dans  les  dessins  de  M.  Schiaparelli  ce  qu'il  a  observé  sur  Mar^ 
depuis  longtemps  déjà. 

La  discussion  s'est  prolongée,  laissant  l'impression  que  l'illustre  astronome  de 
Milan  serait  meilleur  observateur  d'étoiles  doubles  que  de  configurations  plané- 
taires. Nous  publions  cette  dissertation  sous  toutes  réserves,  notre  devoir  étant 
de  mettre  entre  les  mains  des  lecteurs  de  ce  livre  toutes  les  pièces  du  procès. 


CXLllI.  1890.  —  HoM  L.vMEV.  Variations  de  couleur  de  la  planète  Mars. 

A  son  Observatoire  de  (îrignon  (Côte-d'O;  ),  Dom  Lamey  a  fait  une  série 
d'observations  qui  l'ont  conduit  aux  résultats  suivants  : 

Parmi  la  série,  déjà,  assez  nombreuse,  des  aspects  physiques  de  Mars  dessinés 
à  l'Observatoire  de  Grignon,  j'ai  eu  soin  d'en  exécuter  plusieurs  aux  crayons 
rouge,  jaune  et  bleu,  de  manière  à  représenter  suffisamment  les  teintes  domi- 
nantes de  la  planète.  Or,  faisant  l'an  dernier  une  revue  générale  de  tous  ces  des- 
sins coloriés,  les  conclusions  que  j'avais  peu  à  peu  pressenties  par  l'observation 
successive  des  faits,  se  sont  affirmées  avec  une  telle  évidence,  qu'en  les  formu- 
lant dès  maintenant,  je  ne  crois  pas  qu'elles  puissent  être  sérieusement  modifiées 
par  des  observations  ultérieures. 

I.  Au  voisinage  de  1  opposiiion,  le  lund  de  la  planète  est  assez  uniformément 


484  I.A    l'LANLTl-    MA  US. 

teinte  en  jiune  rougeàtre;  les  arcs  el  sinuosités,  dont  on  a  voulu  faire  des  canaux, 
sont  d'un  bleu  plus  ou  moins  accentué,  tournant  souvent  au  gris  bleuâtre;  les 
taches  neigeuses  des  pôles  et  les  autres  taches  moins  hrillanlos  des  régions 
centrales  ne  paraissent  pas  varier  beaucoup  d'éclat  par  le  fait  de  leur  position 
l)lus  ou  moins  orientale  ou  occidentale;  toutefois,  c'est  au  centre  de  la  planète 
que  les  taches  blanches  équatoriales  brillent  du  plus  vif  éclat. 

2.  Avant  ou  après  l'opposition,  surtout  quand  les  phases  deviennent  bien 
accentuées,  les  taches  blanches  équatoriales  sont  brillantes  et  nettement  déli- 
mitées au  soleil  levant,  pâlissent  et  s'évanouissent  en  approchant  du  midi,  et 
redeviennent  particulièrement  brillantes,  mais  vagues,  vers  le  couchant.  Leurs 
formes  varient  aussi  ;  à  l'Orient,  elles  sont  arrondies,  souvent  bordées  d'une 
arcature  bleuâtre.  A  l'extrême  Occident,  ces  taches  assez  larges,  alors,  sont  limi- 
tées par  des  arcs  moins  clairs,  dont  le  centre  est  fréquemment  dirigé  à  l'Orient; 
quant  aux  arcatures  moins  occidentales,  elles  présentent  une  bordure  blanche 
et  brillante  du  coté  de  l'Occident,  bleuâtre  ou  du  moins  plus  sombre  du  côté  de 
l'Orient. 

3.  Après  l'opposition,  à  mesure  que  la  planète  gagne  la  quadrature,  les  teintes 
bleuâtres  s'accentuent  à  l'Orient,  tandis  que  celles  tournant  au  jaune  rougeàtre 
se  concentrent  vers  l'Occident.  Ce  phénomène  paraît  provenir  de  l'envahisse- 
ment, vers  l'Orient,  des  arcs  et  taches  bleuâtres,  dont  le  nombre  se  multiplie  et 
dont  la  teinte  se  prononce  d'autant  plus  qu'on  approche  de  la  quadrature. 

En  dehors  de  toute  hypothèse  et  de  toute  interprétation  des  formes  constatées 
pour  les  taches  de  Mars,  les  phénomènes  de  coloration  que  je  viens  de  résumer 
indiquent  avec  assez  d'évidence  qu'ils  sont  dûs,  moins  à  la  qualité  intrinsèque 
des  matérioux  répandus  à  la  surface  de  la  planète,  qu'à  la  manière  dont  ils  réflé- 
chissent pour  nous  la  lumière  du  Soleil. 

Toutefois,  je  ne  voudrais  pas  de  là  inférer  que  la  vaporisation  et  la  conden- 
sation des  précipités  atmosphériques  ne  jouent  pas  un  certain  rôle  dans  les  iné- 
galités de  coloration  de  la  planète  ;  mais  je  suis  ])orté  à  ne  leur  attribuer  qu'un 
effet  assez  secondaire. 

A  toutes  ces  observations  nous  pourrions  encore  en  adjoindre  un  certain  nombre 
d'autres,  notamment  celles  de  MM.  Guiot,  Schmoll,  Bruguière,  Bressy,  Léo- 
tard,  Lihou,  Vimont,  Courtois,  Leclair,  Fenet,  ïramblay,  E.  Duval,  V.  Loiseau, 
Duraéuil,  Quénisset,  Norguet,  Ilenrionnet,  Cap.  Noble,  Denning,  Antoniadi,  Lan- 
derer.  José  Comas,  "Valderrama,  Decroupet,  Lorenzo  Kropp,  Stenberg,  etc.  ;  mais 
elles  n'ajouteraient  aux  précédentes  aucun  document  nouveau  (  '). 

(')  11  y  a  eu  conjonction  de  Mars  et  Jupiter  (50'),  le  13  novembre  1890,  observée, 
entre  autres,  par  M.M.  Duthcil  et  Deval,  à  Billom.  Jupiter,  brillant  du  plus  vif  éclat, 
paraissait  jaune  d'or  et  Mars  offrait  une  teinte  rouge  remarquable. 


I/()IMM)SITI().N    DK    l.»^!):.  —    1)1  \  M  KT  lU-    l)i;    MAUS.  -iSû 


Opposition   de  1892. 

Noire  but  en  écrivant  cet  Ouvrage  a  étc  surtout  d'Otre  utile  aux  observa- 
teurs, et  nous  avons  pensé  qu'il  était  préférable  pour  eux  do  le  recevoir  au 
moment  même  do  l'opposition  périhéliquc  do  1892.  Nous  n'attendrons  donc 
pas  les  travaux  de  cette  année-ci  pour  publier  cette  synthèse  aréographiquc. 
D'aillours,  on  peut  penser  que  l'opposition  de  1894  donnera  aussi  des  résul- 
tats fort  intéressants,  e-l  Ion  ne  se  déciderait  jamais  àpublier  une  œuvre  du 
genre  de  celle-ci  si  l'on  attendait  qu'elle  fût  vraiment  achevée,  «  Transibunl 
generationes,  et  angel)itur  Scionlia  ». 

Au  moment  où  nous  motions  la  dernière  main  à  ces  pages  (août  1892  , 
nous  possédons  déjà  nous-méme  une  bonne  série  d'observations  faites  pen- 
dant l'apparition  actuelle  de  Mars,  à  notre  Observatoire  do  .luvisy,  observa- 
lions  dans  lesquelles  nous  sommes  heureux  d'avoir  ou  pour  collaborateurs 
aussi  habiles  que  zélés,  MM.  Guiot,  nuénisset,  SchmoU  et  Mabiro.  Malgré  la 
grande  déclinaison  australe  do  la  planète  (24")  et  sa  trop  faible  élévation 
au-dessus  de  notre hoiizon  (17''^,  des  ])rumes duquel  elle  se  dégage  à  peine, 
même  à  son  passage  au  méridien,  plusieurs  canaux  ont  été  vus  et  dessinés, 
notamment  la  passe  de  Nasmyth,  fine  et  déliée,  l'indus,  le  Gange,  le  Gigas, 
riris,  le  Gorgon,  le  canal  des  Titans,  celui  des  Euménides,  le  Pyriphlégéton 
^avec  une  différonce  de  cours),  l'Hiddekel,  le  Gehon,  l'Oxus.  l'Oronle,  le 
Phison,  le  Léthé,  la  Jamuna.  Aucun  n'a  été  vu  double:  ce  fait  est  conforme 
à  ce  qui  a  été  dit  plus  haut,  que  les  géminations  ne  se  produisent  que  vers 
les  équinoxes  de  printemps  et  d'automne. (de  Mars),  non  en  été,  ni  en  hiver. 
Or  on  a  pour  1892  : 

Date  ni:  l'opposition  :  4  août. 

Équinoxe  de  printemps  austral  et  d'automne  boréal  :  20  mai. 
Solstice  d'été  austral  et  d'hiver  boréal  :  i;]  octobre. 

La  planète  incline  son  pôle  sud  vers  la  Terre.  La  calotte  neigeuse  a  con- 
stamment  diminué  depuis  les  premières  observations  faites  en  mai  de  42"  à  16'^ 
( août  . 

Nous  ne  citerons  des  observations  qui  viennent  d'être  faites  /",  à  parties 
remarques  précédentes,  que  les  mesures  micrométriques  que  nous  avons 
cru  utile  de  prendre  du  diamètre  do  Mars. 

Il  y  a,  en  effet,  une  divergence  toile  entre  les  diamètres  adoptés,  quelle 
nous  a  paru  insoutenable,  dans  l'état  actuel  de  précision  de  nos  connais- 
sances aréographiques. 

''}  L' Astronomie  en  |)iiblic  lo  détail  chaque  mois. 


48fi  I.  A   ri.ANKTI-    M  A  II  S. 

Voici  les  diamètres  donnés  dans  les  publications  astronomiques  officielles  : 

Conuaissaiicr         yautiral  KphiSnK-riilcs 

ISna.  fli-s  Triniis.  .tlmanac.  Martli. 

1"  juillet -ir.î  2r,0  20M7 

ir.        »       27/2  27  ,0  22  ,75 

1"  août 29,'»  .29,3  24  ,G6 

k       u      (Opposition)..  29  ,4  29  ,4  24  ,70 

15        »      29  ,0  29  ,0  24  ,43 

1"  septembre 2G  ,2  26  ,i  22  ,18 

La  Connaissance  des  Temps  cl  le  Xautical  Almanac  sont  sensiblement 
d'accord,  parce  qu'ils  partent  tous  deux  d'une  môme  valeur,  celle  des 
Tables  de  Le  Verrier  (  1 1".  10  à  la  distance  1  ),  tandis  que  M.  Marlli  a  adopté 
la  valeur  résultant  de  la  discussion  de  M.  Hartwig  (9"35).  Un  tel  désaccord 
est  un  peu  choquant.  C'est  pourquoi  nous  avons  tenu  à  profiter  de  l'oppo- 
silion  actuelle  pour  faire  de  nouvelles  mesures  niicrométriques. 

A  notre  équatorial  de  0'",24,  à  l'aide  d'un  micromètre  à  fils  d'araignée  et 
à  l'oculaire  380,  nous  avons  pris  une  série  démesures,  à  l'houre  du  passage 
de  la  planète  au  méridien,  les  22  et  23  juillet,  4,  5  et  6  août. 

Ces  mesures  ont  donné  24".  50  pour  les  deux  premières  dates  et  24",  91  jiour 
les  trois  suivantes. 

Elles  montrent  que  les  valeurs  adoptées  par  la  Connaissance  des  Temps 
et  le  Nautical  sont  trop  fortes,  et  donnent  pour  le  diamètre  à  la  distance  1  : 
9",  39. 

Pour  éliminer  autant  que  possible  l'effet  de  Tirradialion,  iricmc  en  champ 
éclairé,  nous  avons  pris  soin  de  mettre  les  fils  tangents  inléiieuremenl  aux 
bords  du  disque. 

Le  diamètre  des  Tables  de  Le  Verrier  est  certainement  beaucoup  trop  grand. 


CONCLUSIONS  DE  LA  TROISIÈME  PÉRIODE. 

1877  A  1892. 


Nous  prions  instamment  le  lecteur  de  se  reporter  à  la  page  96  et  à  la 
page  2Î2  de  cet  Ouvrage,  et  de  relire  les  conclusion?  do  la  première  et  de  la 
deuxième  périodes. 

A  ces  conclusions  il  ne  nous  reste  à  ajouter  que  les  résultats  des  progrès 
réalisés  depuis  1877,  résultats  d'ailleurs  de  la  plus  haute  valeur.  Les  voici, 
en  continuant  la  notation  des  séries  précédentes.  Aux  391  dessins  des  deux 
premières  période^,  l'observation  assidue  de  la  planète  vient  d'en  ajouter 
180  autres,  ce  qui  nous  représente  un  ensemble  de  571  vues  télescopiques 
ou  cartes  aréographiques. 

28.  Nous  adopterons  pour  le  diamètre  le  plus  probable  de  la  planète  celui 
qui  résulte  de  la  discussion  de  Hartwig  (p.  287  et  320)  :  9",  35.  Pour  la  paral- 
laxe 8",  82,  ce  diamètre  —  0,  530,  celui  de  la  Terre  étant  1 .  Le  volume  qui  en 
résulte  est  0,149  du  globe  terrestre. 

29.  La  masse  est  fixée  à  30^3500  de  celle  du  Soleil  ou  à  0, 105  de  celle  de  la 
Terre. 

30.  La  densité  (jui  en  résulte  est  0,705,  celle  de  la  Terre  étant  1,  et  la  pe- 
santeur à  la  surface  est  0,376.  Un  kilogramme  terrestre  transporté  sur  Mars 
n'y  pèserait  que  376  grammes.  Tout  y  est  plus  léger  qu'ici. 

31.  La  géographie  de  Mars,  ou  l'aréographie,  s'est  complétée  par  d«s  dé- 
couvertes inattendues.  Aux  continents,  aux  mers,  aux  îles,  aux  lacs,  aux 
golfes,  aux  neiges  polaires,  aux  neiges  intermittentes,  l'observation  télesco- 
pique  a  ajuuti-  un  réseau  de  tracés  rectilignes  allant  d'une  mer  à  l'autre  et 
auxquels  on  a  donné  le  nom  de  canaux. 

32.  La  nature  de  ces  lignes  n'est  pas  encore  déterminée  par  l'observation. 
Cependant,  leur  emplacement,  correspondant  avec  celui  de  fleuves  arrivant 
à  des  embouchures  connues,  leur  jonction  avec  les  mers,  leur  couleur,  leurs 
variations  delargeurct  parfois  momede  cours,  toutconduit  à  penser  qu'elles 
sont  dues  à  un  élément  mobile,  analogui^  à  l'eau.  Sont-ce  vraiment  des  ca- 
naux? Est-ce  la  même  eau  qu'ici  y  Ne  s'y  ajoute-t-il  pas  des  formations  mé- 
téoriques aqueuses  ou  de  la  végétation  ?  C'est  ce  que  les  observations  futures 
décideront  sans  doute. 


4SS  l.A    PI.WKTK   MA  US. 

33.  Ya\  corlaines  iMi'Constancos,  vers  les  éqiiinoxos  de  iiriiilcmps  et  d'aii- 
tomne,  ces  canaux  sont  vus  i1ou1)1ps.  Lo  phénomène  est  itcut-clre  causé  par 
une  réfraction  atmosphérique,  comme  il  arrive  dans  notre  atmosphère  par 
les  cristaux  de  glace  qui  produisent  les  halos  et  parhélics  et  rappelant  la 
double  réfraction  du  spath  dislande.  Cependant  la  substance  qui  forme  les 
mers,  lacs  et  canaux  paraît  douée  de  la  propriété  do  se  séparer  parfois  en 
deux  parties  à  peu  près  épfales.  Nous  no  connaissons  rien  d'analogue  sur  la 

.  Terre. 

34.  Dos  variations  inassnnlcs  sont  observées  dans  les  mers,  lacs  et  canaux, 
comme  étendue,  comme  couleur  et  même  comme  positions  pour  ces  der- 
niers. La  planète  Mars  est  un  monde  vivant. 

35.  Le  ton  général  des  continents  est  la  couleur  jaune-roux  des  blés 
mûrs.  C'est  sans  doute  celle  de  la  végétation  quelconque  qui  doit  recouvrir 
ces  surfaces. 

3G.  La  carte  de  la  planète  est  construite  par  une  triangulation  géomé- 
trique aussi  précise  que  les  cartes  terrestres,  lli  points  ont  été  mesurés 
micrométriquemcnt. 

37.  L'inclinaison  de  Taxe  est  de  24° 52':  les  saisons  sont  donc  très  peu  dif- 
férentes des  nôtres. 

38.  La  rotation  de  Mars  est  fixée  avec  précision  à  24'' 37"' 22%  65.  La  durée 
du  jour  solaire  est  de  24'' 39""  35%  0. 

3V).  La  planète  est  accompagnée  do  deux  petits  satellites,  dont  lo  diamètre 
ne  paraît  pas  excéder  12  Ivilomolros  pour  le  premier  et  10  pour  le  second,  qui 
tournent  autour  délie,  lo  premier.  Phobos,  en  7''39'"14%  c'est-à-dire  beau- 
coup plus  rapidement  que  la  planète,  le  second,  Deimos,  en  30'' 17"" 54%  aux 
distances  respectives  df  6000  kilomètres  de  la  surface  pour  Phobos  et  20000 
pour  Deimos.  Le  premier  offre  un  petit  disque  de  7'  et  le  second  un  plus  petit 
encoro,  de  2'  -i.  Vu  de  Mars,  le  Soleil  offre,  en  moyenne,  un  disque  de  21'. 

40.  Le  premier  satellite  ot  le  Soleil  peuvent  produire  de  légères  marées 
sur  les  plages  unies  des  mers  martiennes  et  peut-être  dans  les  canaux. 

41.  L'atmosphère  de  Mars  est  plus  légère  et  généralement  plus  pure  que 
la  nôtre.  Les  nuages  y  sont  rares.  Cependant,  outre  les  neiges  polaires,  fort 
étendues  on  hiver  et  très  réduites  en  été,  il  paraît  exister  on  certaines  ré- 
gions continentales  ou  insulaires  des  neiges  et  de  la  gelée  blanche.  La  cli- 
matologie martienne  est,  parmi  toutes  les  planètes,  celle  qui  ressemble  le 
plus  à  la  climatologie  terrestre. 

42.  Le  monde  de  Mars  paraît  habitable  au  môme  degré  que  lo  monde  ter- 
restre. Il  est  plus  ancien,  cosmogoniquomont,  et  S(tn  humanité  peut  être  plus 
avancée  que  la  nôtre. 


SECONDE  PARTIE. 


RESULTATS   CONCLUS   DE  L'ÉTUDE    GÉNÉRALE 
DE  LA  PLANÈTE. 


CHAPITRE  I. 

LORBITE   DE   MARS 

Distance  au  Soleil.  —  Durr*^  de  la  révolution.  —  E-Kcentricilô.  —  PiTiode  synodique. 
—  Retour  des  oppositions.  —  Variations  de  distances.  —  Comment  Mars  est  vu  de 
la  Terre. 

Les  discussions,  les  analyses,  les  comparaisons  qui  précèdent  ont  mis 
entre  nos  mains  tous  les  faits  de  la  connaissance  astronomique  que  nous 
pouvons  avoir  actuellement  de  la  planète  Mars.  Il  nous  sera  facile  de  com- 
pléter maintenant  cette  étude  générale  eu  exposant  brièvement  chacun  des 
grands  sujets  entre  lesquels  peut  se  partager  cette  connaissance  d'un  monde 
aussi  voisin. 

Il  importe  d'abord  que  nous  ayons  une  idée  exacte  et  précise  de  tout  ce 
qui  concerne  sa  révolution  autour  du  Soleil  et  des  relations  de  cette  orbite 
avec  celle  que  nous  parcourons  nous-mêmes  annuellement  autour  du  môme 
astre.  Voici  les  éléments  astronomiques  de  l'orbite  de  Mars,  et  toutes  les 
données  essentielles  relatives  à  cette  planète.  Nous  n'avons  pas  besoin  de 
dire  ici  que,  de  ces  éléments  astronomiques,  le  plus  anciennement  conmi 
est  la  durée  de  révolution.  11  y  a  plus  de  deux  mille  ans  que  l'on  observe  la 
position  de  Mars  dans  le  zodiaque  avec  la  précision  correspondante  à  chaque 
époque.  La  plus  ancienne  observation  précise  de  Mars  qui  nous  ait  été  con- 
servée se  trouve  dans  ÏAbnagcste  de  Ptolémôe,  Livre  X,  Chap,  IX.  Elle  est 
datée  de  la  h2°  année  après  la  mort  d'Alexandre,  ou  de  la  476"  de  l'ère  de 
Nabonassar,  le  matin  du  21  Athir,  la  planète  étant  voisine  de  l'étoile  f:;  du 
Scorpion.  Cette  date  correspond  au  17  janvier  de  l'an  272  avant  notre  ère. 
Mais  la  planète  roiigc  était  observée  depuis  bien  des  siècles,  et  les  inscrip- 
tions cunéiformes  trouvées  dans  les  ruines  de  Xinive  montrent  que  2500  ans 
avant  notre  ère  le  troisième  jour  de  la  semaine  portail  déjà  son  nom  comme 
aujourd'hui. 

(Mars  est  passé  juste  devant  le  disque  de  .lupiter  le  9  janvier  1591.  ) 

La  coloration  rougeàlre  de  Mars  a  été  signalée  de  toute  antiquité.  Elle 
explique  que  cet  astre  ait  personnifié  le  dieu  des  combats  et  ait  reçu  pour 
signe  un  bouclier  flanqué  d'une  flècho  o'.  Elle  nr  paraît  pas  avoir  changé 
depuis  quatre  ou  cinq  mille  ans. 


49e  I.  \  IM.AM-TK   MARS. 

liLÉMENTS    ASTRONOMIQUES     DU     MONDE     DE     MARS. 

Distance  moyenne  au  Soleil  :  1,5236913  r-  227031000  kilomètres. 
ICxcentricité  :  0,0932611. 

Variation  séculaire  (liM'cxcentrioi té  ;    -0,000090170. 
Distance  périhélie  :  1,3820  =206007000  kilomètres.' 
Distance  aphélie  :  1,0658  =  248207000  kilomètres. 

Durée  de  la  révolution.  Année  sidérale,  086i23''30'n41'  =  6S6'.079  =  1,8808  i. 
Année  tropique  :  686',  929. 
Période  synodique  :  779',9i. 

Inclinaison  sur  l'orbite  terrestre  :  l''5r2'. 
Longitude  du  nœud  ascendant  :  18''23'53". 
Longitude  du  périhélie  :  333»  49'. 
Variation  séculaire  du  périhélie  :  -h  1582". 'i3. 

Longitude  du  solstice  d'été  austral  :  356° 48'. 

Distance  du  périhélie  au  solstice  :  36'. 

Longitude  du  solstice  d'été  boréal  :  170° 48'. 

Longitude  de  l'aphélie  :  153° 49'. 

Longitude  de  l'équinoxe  d'automne  austral  et  de  l'équinoxe  de  printemps  boréal: 86° 48'. 

Longitude  de  l'équinoxe  de  printemps  austral  et  de  l'équinoxe  d'automne  boréal:  266"  48'. 

Distance  du  solstice  d'été  austral  (ou  hiver  boréal)  à  l'équinoxe  d'automne  austral 
ou  de  printemps  boréal  j  :  IGQJ. 

Distance  de  l'équinoxe  d'automne  austral  (ou  de  printemps  boréal)  au  solstice  d'hiver 
austral  (ou  d'été  boréal)  :  199'. 

Distance  du  solstice  d'hiver  austral  (ou  d'été  boréal)  à  l'équinoxe  de  printemps  au- 
stral (ou  d'automne  boréal)  :  182'. 

Distance  de  l'équinoxe  de  printemps  austral  (ou  d'automne  boréal)  au  solstice  d'été 
austral  (ou  d'hiver  boréal  )  :  146'. 

Obliquité  de  l'écliptiquc  :  24°52'. 

Rotation  sidérale  :  24''37'"22>,65. 

Durée  du  jour  solaire  :  24'' 39"" 25% 0.. 

Aplatissement  polaire  :  environ  —„. 

Diamètre  :  9',Zb  =  0,530  Ô. 

Surface  :  0,281  o  . 

Volume  :  0.149  ô. 

Masse  :  0,105  ô. 

Densité  : 0,705  ô  =  3,91  eau. 

Pesanteur  à  l'équateur  :  0,376.  f/  =  3°,69. 

Diamètre  moyen  du  Soleil  :  21 '2"  =  0,656 O  vu  de  Ô. 

Lumière  et  chaleur  reçues  du  Soleil  :  0,43  Ô. 

Valeur  de  1°  aréocentrique  à  la  surface  de  Mars  :  60  kilomètres. 

L'orbite  de  Mars  est  très  elliptique.  Sa  distance  au  Soleil  varie  de  20G  à 
248  millions  de  kilomètres,  soit  de  42  millions,  ce  qui  équivaut  à  i  de  sa 
distance  moyenne. 

Nous  avons  représenté,  par  la  construction  de  la  fig.  2.53.  toutes  les  situa- 
lions  relatives  à  celte  orbite  et  à  ses  rapports  avec  les  positions  de  la  Terre. 
L'ellipticité  de  chaque  orbite  est  dans  ses  proportions  réelles.  Le  grand  axe 


i.oinnii:  di:  m  a  us. 


'm 


de  l'orliilc  de  Mars  csl  liorizoïiUil.  l..-  Soleil  brille  à  riiii  des  loyers  cl  le 
lioint  {]  nKu-(|ue  le  cenlre  de  Tellipsc  parcourue  parMa(s  autour  du  S(deil  :  la 
distance  de  (1  au  centre  solaire  représente  donc  rexccntricité.  Le  périhélie 


Equinoxe  d'Autonvne  auslr&l 

.Viltr,,  df/,,„l,^„„:  /r  ,iul, 


^IfajM-  nottsprtiscntr  son 
pote  rurrti  t/ut  apt  m  et/' 
et  rioit.c  r^chc  San  pôtc 
.nui  aiit  twi  m  httxr 


Solstice  d'Hiveraustral-»-  20  Mars 

^fi7i£m  de  l'hiver, M  sud,  \ 
et  de  l'été, a. nord. 


Solsticed'Eté 

austral. 
yraieii  tie  rété , 

jJI.siid,ei<if       I 
//  TuocrM-  ■•"^mj 


^u 


Equinoxe  de  Printemps  austr?.! 

,(/(//>//  d„  /u-i/i/<yii/'<.t'  '■'"/, 

et  de  l'JuJUtmJu-,tJ.nui\i. 

FiL'.  .iôS.  -     I/orbitc  do  Mars  aulour  du  Soleil  et  ses  relations  avec  l'orbite  terrestre. 

se  trouve  à  la  longitude  héliocenlriquc  333''49',  à  laquelle  la  Terre  passe 
cUe-inème  le_27  août.  Le  solstice  d'été  de  l'hémisphère  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  ;;,  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 


40 'i  I.A    PLANKTK    M  A  US. 

de  30  Jours  seulement.  Un  sait  que.  sur  la  Terre,  le  solsliee  d'élé  austral 
arrive  lo  "21  décembre  et  le  périhélie  le  l"  janvier  :  chez  nous,  le  solstice 
précède  donc  de  dix  jours  le  périliélie.  Malgré  celte  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'hémisphèn'  austral  coriespond  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  variation 
des  neiges  polaires,  celles  du  pùle  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  ligure,  et 
tourne  en  gardant  constamment  son  axe  parallèle  à  lui-même.  On  voit  que 
c'est  son  pôle  nord  qui  est  exposé  au  Soleil  —  et  à  la  Terre  —  au  solstice 
d'hiver  austral,  et  aux  époques  d'oppositions  aphéliques,  tandis  que  la  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  vt-cteur  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  héliocentriquc.  de 

3C0°  360" 

abôj'iO       68t),"J6 

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

,  .  /     1  1      \  .       ^      686,98X365,26  .  _„  ^,  . 

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  opijositions  qui  ont  eu  lieu  depuis  vingt  ans  : 

1871    20  mars ,    intc-naiics.  j^gj    27  décemjjro .  ,    "•''-■"••-'l'^•^• 

1873    27  avril \  f  J^"''^'  ^-.     ...  .........         >  ~6G  jours. 

lo —    oft  •   •  (  "84      » 

18/D    20  juin 

1C7-7        -  I        u  809        » 

1877     o  seplombrc. 

1879    12  novembre.  !  J^f      " 

1881    27  décembre.  !  ''''^      * 


1881 

27  (léceinbro . 

ini 
i  760 

1884 

1"  lévrier 

1886 

G  mars 

)  705 
;  767 

1888 

11  avril 

'  777 

1890 

27  mai 

'  799 

WJi 

i  août. 

L'OHKITK   I)i;    M  A  II  S.  405 

Voici  toutes  les  claies  des  oppositions  de  Mars  obsorv/'cs.  Les  plus  avanta- 
geuses par  la  proximité  delà  planète  sont  celles  (|ui  arrivent  en  août  et  sep- 
tembre. Nous  venons  de  voir  que  la  longitude  pcriholi(iue  de  Mars  est  cell<' 
où  la  Terre  passe  le  27  août.  Les  meilleures  oppositions  ont  été  :  1°  celle  du 
'21  août  1710  :  -J' celle  du  1'''  septembre  1708  :  3°  celle  du  ô  septembre  1877. 

OlTOSITIONS.  l'UISCll'AUX  OUSËUVATEUIIS. 

163G         Observée  par  Fontaïui. 

1638  i»l.  i(l. 

10-10         Observée  par  Zuoclii. 

1614-1.")    Observée  par  Bartuli  et  llévélius. 

1651  Avril  et  mai,  par  Riccioli. 

1653  Juillet,  id. 

1655  Août,  id. 

1657  septembre,  id. 

1659  Novembre,  par  Iluygens. 

1662  Août,  id. 

166G  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  Maruldi. 

1717  Juin,  id. 

1719  27  août,  à  2°,5  seulement  du  périhélie,  par  Maraldi,  Biancbini. 

1764  Mai,  par  Messier. 

176G  Juillet,  id. 

1777  Avril,  par  William  Herschcl. 

1779  Mai-juin,  id. 

1781  Septembre,  id. 

1783  1"  Octobre,  id. 

1785  2G  novembre,  par  Schrœter. 


1788 

7  janvier. 

id. 

1792 

16  mars, 

id. 

1794 

23  avril, 

id. 

179G 

15  juin. 

id. 

1798 

1""  septembre. 

id. 

1800 

9  novembre, 

id. 

1882  25  décembre,  par  Schrœter. 

1805  28  janvier,  jtar  Flaugergues. 

1807  4  mars,  par  Fritsch. 

1809  8  avril,  par  Flaugergues. 

1811  Juin,  par  Arago. 

1813  31  juillet,  i)ar  Arago,  Flaugergues, 

1821-22  par  Kunowsky,  Gruithuisen. 

1824  25  mars,  par  Ilarding. 

1830  19  septembre,  par  Béer  et  Màdler. 

1832  20  novembre,  id. 

1835  2  janvier,  id. 

1837  G  février-  par  Bcer  et  Madler.  Galle.  Bessel. 


1%  l.  A    n.ANKÏi;    M  Ali  s. 

i>i'po3iTio>-  l'iiiNcn'Aix  iiBSi;i:vAïia'i;s. 

ISiO  11  iiKirs.  par  licer  cl  Madicr.  Ualk-,  llessel. 

1841  17  avril,  par  Becr  et  Madior. 

IS43  5  juin,  jiar  Jules  Schinidt. 

1845  17  août,  par  Alitchell.  Arago,  Main. 

1847  30  octobre,  par  W.  (irant,  .1.  Schinidl. 

1854  Mars,  par  «lacob. 

I85G  Avril,  jtar  Warrcn  de  lalUir,  Brodic. 

1858  15  mai  :  Secohi. 

18G0  17  juill.-i  :  Liais. 

1S62  5  octobre  :  Secohi,  Lockyer,  Pl]illi|is^  Hiiggins. 

1864  30  novembre  :  Kaiser,  Dawos,  Franzenau,  Vogel. 

1867  10  janvier  :  Terby,  AVilliams,  Huggins. 

1869  13  février:  Secchi. 

1871  20  mars  :  Gledhill,  Burton,  Terby. 

1873  27  avril  :  Grcen,  Trouvolot,  Flammarion. 

1875  20  juin  :  Terby,  Hnlden. 

1877  5  septembre  :  Schiaparelli,  Green,  Hall,  Lohse,  Cruls. 

1879  12  novembre  :  Schiaparelli,  Terby,  Niesten,  Burton. 
1881  26  décembre  :  Schiaparelli,  Terby,  Bœddicker. 
1884  3,1  janvier:  Green,  Trouvelot,  Knobel,  Denning. 

1880  G  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    PKRIHÉLIQUES. 

1672  —  1689  -  1704  —  1719  -  1734  -  1751  —  1760  -  1783—  1798-  1813  -  1830  -  1845 
-  1860-62  —  1877  —  1892. 

Les  mieux  observées  ont  été  celles  de  1719,  1783,  1798,  1830  et  1877. 

Les  oppositions  périhéliques  arrivent  tous  les  quinze  ù  seize  ans,  comme 
on  le  voit  :  15  ans  366  jours  ou  lô''"',  92.  La  distance  moyenne  entre  l'orbite  de 
Mars  et  celle  de  la  Terre  est  de  0,5237  x  149  millions  de  kilomètres,  soit  de 
78  millions  de  kilomètres.  Aux  oppositions  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.04.  15  fois  ce  nombre  donnent  : 

779,94  X  15  =  11699  jours. 

Kt  d'autre  part;  32  années  terrestres  donnent 

.365  X  32^8=  11688  jours. 

La  différence  n'est  donc  que  de  II  jours. 

D'autre  part,  25  révolutions  de  Mars  équivalent  à  i7  révolutions  de  la 
Terre  :  la  période  de  u  ans  peut  encore  être  substituée  aux  précéJentcs. 


i;  ou  15  ni-,  m-;  m  a  us,  497 

\nici  les  dislancos  niiuima  ijendaiil  les  oppositions  du  dernier  ryrlf  de 
tiiiiiize  ans,  1877-1892. 

1877.  Distance  ininiinuin,  le  2  septeiid)rc  :  0,37tjGG  -  50 122000  kilomètres. 

Opposition,  le  5  sopteinbiv  :  Diamètre  —  21", 8. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  G  septembre. 
1879    Distance  minimum,  le  4  novembre  :  0,48243  =  718820C0  kilomètres. 

Opposition,  le  12  novembre  :  Diamètre  —  lli'.t. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  U  novembre. 
1881.  Distance  minimum,  le  21  dOcembrp  :  0,G0282  =  89820000  kilomètres. 

Opposition,  le  20  décendjro  :  Diamètre  —  iJ'jS. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  27  décembre. 
1884    Distance  minimum,  le  30  janvier  :        0,CG909  -  99G94000  kilomètres. 

(  )lipositiun,  le  31  janvier  :  Diamètre  =  13%9. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  4  février. 
1886.  Distance  minimum,  le  8  mars  :  0,66989  =  99813000  kilomètres. 

Opposition,  le  6  mars  :  Diamètre  —  14", 0. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  9  mars. 
1888.  Distance  minimum,  le  17  avril  :  0,00500   -  90145000  kilomètres. 

Opposition,  le  11  avril  :  Diamètre  =  15", 4. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  11  avril. 
1890.  Distance  minimum,  le  J  juin  :  0,48495  —  72255000  kilomètres. 

Opposition,  le  27  mai  :  Diamètre  =  I9M. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  26  mai. 
1892.  Distance  minimum,  le  6  aoiit  :  0,3773C  =  50226000  kilomètres. 

Opposition,  le  4  aoilt  :  Diamètre  =  24", 8. 

Passage  au  méridien  à  minuit,  le  0  août. 

Ainsi,  la  distance  de  Mars  à  la  Terre  peut  descendre  à  56  millions  de  kilo- 
mètres, aux  oppositions  périhéliques,  et  elle  ne  descend  pas  au-dessous  de 
99  millions  aux  oppositions  aphéliques.  Les  oppositions  reviennent  environ 
tous  les  deux  ans.  comme  nous  l'avons  vu,  les  périhéliques  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  l'on  considère  comme  périodes  d'observation 
les  trois  mois  qui  précèdent  et  les  trois  mois  qui  suivent  la  date  de  l'oppo- 
sition, la  dislance  pour  cet  intervalle  présente  une  grande  variation.  On  en 
jugera  par  une  période,  par  exemple  celle  de  1892  : 

Distance  de  la  Terre. 


4  mai 

4  juin 

4  juille: 

4  août 

4  septembre 

4  octobre 

4  novembre 

Flammakion   —  Mara.  32 


Perre-Soleil  =  I 

En  kilomètres. 

Diani 

être, 

0,84172 

125  416  000 

ir 

,1 

0,01455 

91568  000 

15 

o 

0,4.5073 

67  159  000 

20 

.S 

0,37706 

56  271000 

24 

,8 

0,43177 

64  334  000 

21 

,7 

0,57412 

85  544  000 

16 

,3 

0,77493 

115  646  000 

12 

.1 

i08 


i.A  pi.AM:ri;  m  ai;  s. 


Mars  pcul  s'éloigner  jusiiuà  ItHl  millions  do  kilomètres,  el  son  iliamclrc 
pnil  descendre  à  '-V. 

La  variation  i»erp6luelle  de  distance  de  Mars  à  la  Terre  est  rcpiésenlée  sur 


l"\'j.  254.  —  Mouvement  apparent  de  Mars  relalivciuciit  a  la  i  erre. 

le  diagramme  du  mouvement  apparent  de  Mars  relalivenienl  à  la  Terre  (  '  )  sup- 
posée fixe  au  centre,  de  1875  à  1892  {flg.  254).  Tel  serait  le  mouvement  qu'il 
faudrait  appliquer  à  Mars  dans  l'hypothèse  de  la  Terre  immobile  au  centre 
du  monde,  pour  rendre  compte  de  ses  variations  d'aspects  et  de  positions. 
La  distance  de  Mars  à  la  Terre  est  indiquée  de  dix  en  dix  jours  par  des 
points.  Mars  est  à  son  périhélie  aux  endroits  marqués  P  et  à  son  aphélie  aux 

(')  La  première  (igure  de  ce  genre  a  été  tracée  par  Kepler  dans  son  Ouvrage  sur 
Mars,  publié  en  1009,  Pars  prima,  (^apiii  i. 


L'OIUUTK   DK    M  \US 


409 


endroits  manjués  A.  La  cDiirbf.'  circulaire  qui  ciivelojtpe  la  Terre  à  une  cer- 
taine distance  indique  le  cours  apj)arcnt  du  Soleil  et  sa  i)lace  dans  le  ciel  aux 
dates  inscrites.  On  voit  en  nirnie  temps  sur  cette  figure  que  les  oppositions 
consécutives  ne  sont  pas  à  égale  distance  de  la  Terre. 
Les  dimensions  apparentes  du  disque  de  Mars  vu  de  la  Terre  varient  dans 


Fig.  2Jô.  —  DiincQsioii.s  apparcatcs  cleMars  à  ses  distancer  extrêmes  et  moyenne  (2"""  =  l'i. 

la  proportion  indi<|uée  à  la.  fuj.  i.jS,  tracée  à  l'échelle  de  2"""  pour  1".  La  gran- 
deur de  gauche  ne  se  présente  qu'aux  oppositions  périhéliques.  Celle  de 
droite  n'est  jamais  observable,  car  elle  correspond  à  la  conjonction  de  Mars 
au  delà  du  Soleil. 

I^es  angles  que  Mars  forme  avec  la  Terre  dans  ses  diverses  positions  autour  du 
Soleil  produisent  des  phases  qui  atteignent  leur  maximum  vers  la  quadrature, 
mais  ces  jthases  ne  présentent  jamais  la  grandeur  indiquée  par  les  premiers  des- 
sinateurs fie  >Lars  au  xvip  siècle.  ÎjC  maximum  du  croissant  non  éclairé  ne  dépasse 
jamais  le  '  du  diamètre  i  '  i. 


(')  On  peut  s'en  rendre  conii>te  par  (luelques  exemples  : 

l'HASES   DE    MAIIS. 

1888.  —  Opposition  le  II  avril.  Quadrature  le  22  juillcl. 

Zone 


Zone 
niunijiiiint.  Diamètre.    Ilii|iiiurt. 


5  juillet \',-2-2 


1'  22 

9" 

,08 

0,12? 

1   .21 

<i 

,33 

0,129 

1  ,2U 

■J 

,10 

0,132 

1  ,!'J 

8 

,'J9 

0,133 

1   .1S 

8 

,83 

0,134 

1   ,17 

8 

,li7 

0,135 

23  juillet. 
25      » 
27      . 

30  « 

31  .. 

2  août . 


nian(|uant.  Diamètre.  Itapport, 

r.lii  8', 57  0,135 

.     1   .15  8  ,47  0,13G 

..     I   .14  8  ,38  0,13() 

,.     I  ,1.J  8  ,20  0,135 

. .     1  ,11  S  ,20  0,135 

.       I  ,10  8  .11  0,135 


500 


i.A  l' LA  m;  ri;  .mars. 


Il  est  très  iniporlanl  de  nous  ronilre  compte  des  aspecls  divers  sous  les- 
quels la  planète  se  présente  à  la  Terre  selon  ses  époques  d'opposition,  selon 
ses  inclinaisons  relativement  à  notre  rayon  visuel  el  selon  ses  dislances.  Il 
nous  a  semblé  indispensable  de  construire,  pour  chaque  période  d'opposition 
consécutive  des  cycles  de  quinze  ans  (1877-1802),  trois  projeclinns  se  rap- 
portant respectivement  an  commencement,  au  milieu  el  à  la  lin  de  rlia(|ue 
periddf  d'oliservalion.  (lliacune  de  ces  projections  permet  de  juL;er  au  pre- 


It^'JO.  —  Opposition  le  -J'  in.ii.  Qnivlratuvc  le  \'L  sepleiitbrc. 


Zone 

niiin<|uunt  Diainùtrc.  Itnppurt. 

I.'i  septembre...     \' .hO       10', 15  0,15:5 

17        »       ...    1  .:>:>      10  .02  0,151 

l'.i  "  .     I   ..'.3  0  ,!lil  0,1.">5 

•:i  .1   ,.".1  '.1  ,7S  0,155 


Zone 

iii:in(iiiaiit  Dinnu'-tri'.  Itaiiport. 
■J.j  sciitcmbrc. . .     I".V.)         0"  ,(iii         0,l.')4 
•:5            ..           .    .      I   .i7          !i  .j-'i  0,l.'i4 

27  ..  ...     1   ,i(i         '.)  ,4:)         0,1.">4 

29  1  ,41         y  ,32         0,1  .Vl 


1892.  —  Opiiosition  le  i  aoùl.  QnadraUu-o  le  il  décembre. 

Zone 
tnniiiiuant.  Diamètre.    Rapport. 


novembre.. 

r.(;5 

12' 

.11 

0.133 

. 

1    .01 

11 

,w 

0,135 

1  .  57 

11 

.53 

0,136 

1   .53 

II 

,13 

0,137 

1  .4S 

10 

,74 

0,137 

1    ,  13 

10 

,38 

0,138 

1   .3S 

10 

,0.3 

0.137 

Zone 

miinquant. 

I)ia;iiotrc. 

l'iiipiiart 

20 

novembre . . 

.     1",34 

9   ,7U 

o;i37 

1-= 

■■  décembre. 

.     1   ,31 

9   ,54 

0, 1.37 

3 

» 

.     1   ,29 

9  ,39 

0,137 

5 

), 

.     1  ,26 

9  ,21 

0,136 

7 

.. 

,     1   ,24 

9  ,10 

0,136 

!l 

.     1   .21 

8  ,95 

0.136 

11 

.     1   ,19 

8  ,81 

0.135 

21 


La  grandeur  de  la  zone  niaiiquaut,  qui  peut  s'élever  à  1",76,  ne  suffit  |jas"i)our  appré- 
cier la  phase  :  il  faut  avoir  soin  de  tenir  compte  du  diamètre.  On  voit  que  la  ])roportioii 
de  O.iôj,  voisine  du  maximum,  équivaut  à  peu  près  au  -}  du  diamètre. 

La    /«•/.  2ôG  représente    la   phase   maximum   à  une    quadrature   moyeune,   celle  du 

Fig.  256. 


l'intie  de  Mars  à  sa  quadrature  moyenne. 

22  juillet  1888.  Elle  est  un  peu  plus  forte  lorsque  la  planète  est  voisine  de  son  périhélie 
et  un  peu  moins  vers  l'aphélie.  La  planète  était  ici  à  sa  distance  moyenne  vers  son 
équinoxe  d'automne,  c'est  ce  qui  fait  que  la  phase  suit  à  peu  près  un  méridien. 


L'OUHlTIv    l)i;   MAKS. 


MM 


micr  coup  d'œil  des  latitudes  que  le  j^lobe  de  Mars  présente  à  la  vue  d(*s  liai)!- 
tanls  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)  etles  trois  mois  qui  suivent.  Dans  lesfigures  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  : 


1877 


1870. 


1881-8-:. 


188-i 


188G. 


1888. 


1890. 


189Î 


Latitude 
du  rentre. 

5  juin —  2i°  ,1 

.')  scptcni.  (Opp.  ).  —  22  ,5 

5  décciiibro —  28  ,0 

12  août -  15  ,i 

12  novcm.  (0pp.).  —  li  ,5 

12  février —  12  ,7 

22  octobre ^-    6  ,7 

26  décembre  (0pp. }  -^    1   ,5 

26  mars —    4  ,3 

31  octobre  1883....  —  16  ,3 

31  janvier  (Opp.V  -h  14  ,8 

30  avril -  17  ,6 

24  décembre  1885.  -f-  23  ,5 

G  mars  (0pp.}  ...  -+-  21  ,9 

G  juin 4-  25  ,3 

31  janvier -t-  20  ,2 

11  avril  (0pp.)  ...  -+-  21  ,1 

11  juillet -V-  23  ,4 

27  février -r-    'J  ,8 

27  mai  (0pp.) -+-    9  ,5 

27  août -^    7  ,3 

4  mai —  13  ,0 

4  août  (0pp.)....  —  12  ,7 

4  novembre —  21   ,2 


niainètre. 

12",  5 
21  ,8 
1(1  ,8 

Il  .4 

19  ,1 

8  ,1 

10  ,7 

15  ,5 

7  ,4 

7  ,G 

13  ,9 

7  ,4 

8  ,3 

14  ,0 

7  ,8 

8  ,6 

15  ,4 

9  ,2 


19  ,1 

11    .5 

11  ,1 
24  ,8 

12  ,1 


Phase. 

Croissant 

nian(|uant. 

1",7 

0  ,0 

1  ,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  ,8 

0  ,0 

1  ,2 
0  ,9 

0  ,0 

1  ,7 
1  ,4 
0  ,0 

1  ,<; 


Angle 
Terre- 
Soleil. 

43°' 

4 
41 
4G 

0 
38 

43 
2 

42 

39 

3 

37 

35 

2 

30 

35 
o 

42 

37 

I 
45 
41 

5 
43 


Hauteur 

au-dessus 

Décli-  derborizun 

naison.     de  Paris. 

—  14°   27° 


—  12 
2 

+  13 

-  18 
22 

-^  24 
-h-  27 
-i-  26 
+  20 
4-  21 
-h  19 
7 
9 
6 


—  6 

—  10 

—  19 

—  23 

—  25 
22 

—  24 

—  14 


29 
39 
54 
59 

63 

65 
68 
67 

Gl 
62 
60 

48 
50 

47 
34 
35 
31 
2^ 
18 
16 
19 
17 


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  mcnie  elle  est  nulle,  natu- 
rellement [à  moins  que  l'on  ne  veuille  pousser  l'appro-Kimation  au.K  centièmes 
de  seconde  (différence  de  latitude),  quantités  insensiblos]. 

Voici  les  projections  qui  montrent  comment  Mars  fsl  vu  de  la  Terre  sui- 
vant ses  distances  et  ses  inclinaisons. 


50J 


I. A  n.  \m:ti;  m  ams. 


5  Juin  1877 


12  Avril  1879 


%o 


22  Octobre  1881 


31  Octobre  1883 


5  Décembre  1877 


5  Septembre  IÔ77 
S 


\\::0 


12  Février  1880 


12  Novembre  1879 
S. 


26  Mars  1882 


26  Décembre  1881 
S. 


30  Avril  188'* 


SUanvier  ISS'» 

Fiç.  257.  -  Comment  Mars  est  vu  .le  in  Terre. 


Ô03 


t»  Novembre  1892 


^♦Ma.1  1892 


FÏL'.  258. 


k  Août  1892 
_  Cnmincnt  Mnrs  osl  vu  'le  l;i  1  i^n' 


504 


1   V    PI.  ANKTi;    M  A  11  S. 


CHAPITRK  11. 

DIMENSIONS    DE   LA   PLANÈTE. 

Masse.  —  Densité.  —  Pesanteur, 


Les  dimensions  réelles  conclues  des  dimensions  apparentes  dilfèrent  sen- 
siblement, selon  les  observations  et  selon  la  parallaxe  solaire  adoptée.  D'après 
la  Connaissance  des  Temps  et  le  Xautical  Almanac,  le  diamètre  angulaire  de 
Mars  serait  11",  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.  Obscrvataurs.  équatorial.  .Xplatissement. 

1784  ^Villiam  Herschel.  M 9", 13  -^ 

1798  Kohler.  M 9,10  ^^ 

1798  Schrœter.  M 9  ,84  ^V 

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 9  ,52  j\-g 

1864  Winnecke.  D 9,83  — 

1864  Dawes.  M —  Insensible. 

1871  Main.  M 9,44  — 

1873  Engelmann.  M 9  ,25  ^ 

1873  Main.  M 9,40  — 


IJIMI-NSIO.NS   iJi;   LA    TLANÉTE.  bOO 

biatutrt  ro 
Date».  ObserTat^nr».  •^(juatorUI.  ApUtl*»*ment. 

1877  Pritchctt.M 9*.l?î  -,',- 

1877  Hartwig.  M 9  .30  -J, 

1877  Uariwig.  Discussion  générale  . .  9  ,3.">  — 

1879  Uariwig.  M 9,41 

1879  Hartwig.  Discussion  générale..  9.35  — 

1879  Pritchett.  .M '•    ''•  .\ 

1879  Young.  M j^ 

1881  Downing.  D.  (Greenwich  18Ô1-6!) •  ,,u  — 

1881  Stone.  D.     (;reenwich  18M-65) 10.73  — 

1881  Pritchet.  M .   'J  M  — 

1892  Flammarion.  M 9,39  — 

11  y  a  d'assez  fortes  différences.  Le  diamètre  le  plus  probable,  résultant 
des  mesures  de  Bessel,  Main  et  Hartwig  (discussion  générale)  est  9', 35.  C'est 
celui  que  nous  adopterons.  Le  diamètre  des  Tables  de  Le  Verrier  [W",  10)  est 
manifestement  trop  grand. 

Pour  la  parallaxe  8' 82,  le  diam»'lre  de  9%  35  est  à  celui  de  la  Terre  ;  17".  64 
dans  le  rapport  de  530  à  lOCO. 

Le  diamètre  réel  ne  peut  être  beaucoup  éloisné  du  nombre  0.530.  soit 


Fig.-2ô9.  —  Grandeur  comparée  de  la  Terre.  Mars.  Mercure  et  la  Lune. 


un  peu  plus  de  la  moitié  de  celui  de  la  Terre.  Ce  diamètre  se  trouve  être 
d'environ  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  figure  ci-dessus. 

Le  diamètre  0,530  correspond  à  6753  kilomètres. 

Les  surfaces  des  deux  sphères  sont  donc  entre  elles  comme  28  à  100,  et  les 
volumes  comme  149  à  1000. 

La  surface  du  globe  de  Mars  est  par  conséquent  denviron  143  millions  de 
kilomètres  carrés,  et  son  volume  de  161 000  millions  de  kilomètres  cubes. 


506  I.A    PL AM-Ti:    M  MIS. 

I/aplatissemoiil  iiolairc  l'sl  1res  dillirilt»  ;ï  iiiosurcr.  Il  iloil  rive  d'envi- 
lon  j^  {voy.  p.  '230, '23.'),  345  'i  :{iT  . 

L.-i  niasse  de  la  planète  est  déteiininoe  avec  la  précision  la  plus  absolue 
depnis  la  découverte  des  satellites.  On  a  vu  plus  haut  (p.  200)  les  principales 
valeurs  obtenues  par  le  calcul  antérieurement  à  cette  découverte.  Celle 
masse  est  : 

Relativement  au   Soleil âTslTôu" 

Relativoment  à  la  Terre. . .  0,105, 

c  est-à-dire  que  le  monde  de  Mars  pèse  environ  le  jô  d(i  celui  (]ue  nous 
habitons. 

On  en  conclut  que  la  densité  moyenne  do  la  planète.  ol)lenue  en  divisant 
la  masse  par  le  volume,  ]^.  est  de  0.70"». 

En  prenant  Teau  pour  unité,  cette  densité  est  3,91. 

On  en  conclut  également  que  la  pesanteur  à  la  surface  do  la  planète 
est  0,376.  C'est  la  plus  faible  pesanteur  planétaire.  Celle  do  la  surface  lunaire 
est  seule  inférieure  à  celle-là. 

Un  corps  qui  tombe,  et  qui  sur  la  Torre  parcourt  4"\9U  pendant  la  pre- 
mière seconde  de  chute,  ne  parcourt,  sur  Mars,  que  1'",  84  dans  la  même  unité 
de  temps.  La  vitesse  au  bout  d'une  seconde,  ou  l'accélération  de  la  pesanteur, 
£/,  qui  est  sur  notre  globe  de  9"", 81 .  est  sur  Mars  de  3'",G9. 


CHAPITRE  III. 

ROTATION.   DURÉE  DU  JOUR  ET  DE  LA  NUIT 

Récapitulons  ici  l'ensemble  des  observations  faites  sur  la  rotation  de 
Mars,  dont  les  détails  sont  donnés  dans  la  première  Partie  de  cet  Ouvrage. 

DÉTERMIN.VTIONS    DK    I>.\    DURÉE    DE    liOTATIOX    DE    M.VIlS. 

.\uteurs  et  dates .  Observations  comparées.  Périoile.  Pages. 

Huygens,  1659 1659,  novembre  28  au  1"  décembre 24''  15 

Cassini,  1666 1666,  mars  3-28 2'i  40"-  18 

Sa!vatorSerra,1666    1660 12  20  22 

Maraldi,  1704 1704,  octobre  14-17 24  38  36 

Maraldi,  1719 1719,  août  5  à  octobre  17, 24  40  39 

^V.  Herschel,  1779    1777,  avril  8  à  1779  juin  19 24  39  21», 07  52 

Schrœter,  1792....     1792,  mars  19  à  avril  20 24  39  50,2  64 

Hiith,  1805 1805 24  43  90 


lu  HA  no. \  i)i:  M  ai;  s.  [jot 

Aiiti'urs  ft  ■late<.  lll)serviitiuiis  roiiipiir''--  l'i-rin'lc.  Piiires. 

Kiinowsky,  1822 1821 ,  décembre  ;i  182'2  mai  J'i  :Ui  iO  9'» 

lîecret  Mâdler,  1837.  1830,  septemliro  10  —  octobre  Ju 2'i  37    9  ,t>  KiG 

»           »     .  1830.  octobre  20— 1832  novembre  17..  2i  37  23  .7  100 

»           »            .     .  1830,  octobre  20  —  18.30  mars  12 24  37  20  ,  i  inc. 

»            .'     .  1830,  octobre  20  —  1837  mars  11 2i  37  23  ,7  118 

Mitchell,  18i."> 1830,  septembre  l'j  —  ISi.'i  aoiit  :îO. ...  21  37  20  ,0  128 

Secchi,  1858 185G,  avril  25  —  1858  juillet  24 24  37  35  137 

.loynson.  1804 1802,  à  1864 24  37  37  173 

II.  Wolf,  18G4 1802,  à  18G4 24  37  22  ,'•  195 

I.insser,  1804 1830,  septembre  14  — 1802  septembre21.  24  37  21    ,')  170 

Proctor.  1867 166G,  mars  13  —  1864  novembre  20. . . .  24  37  22    745  206 

»        18G8 1666,  mars  13  —  1867  fcivrier  23 24.37  22,735  206 

)'         1S69 1G66,  mars  13  —  1869  février  4 24  37  22,736  207 

1873 1672,  août  13  —  1862  novembre  1 22  37  22  ,715  207 

Kaiser,  1864 1072,  août  13  —  1862  novembre  1 24  37  22,62  182 

Jules  Schmidt,  1873.  1672,  août  13—  1850  avril  21 24  37  22  ,603  222 

Criils.  1878 1877.  août  10— octobre  3 24  37  34  269 

.Marth,  1883 1704,  octobre  —  1879  novembr.' 24  37  22.020  370 

H;ikhuyzen,   1885....  1659,  ;i  1879 24  37  22,60  384 

NVisiicenus.  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 

Schmidt 22  ,603 

Marth 22,626 

Bakhuyzen 22  ,66 

Wislicenus 22  ,655 

Moyenne 22",  6465 

soit  : 

24*'37"22%65       88642'. 65 

Nous  pouvons  la  considérer  comme  connue  avec  la  plus  grande  précision. 
à  vn  centième  de  seconde  prés. 

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  2478', 56,  .«^oit  41"'  18",  56. 
et  est  plus  longue  que  noire  jour  solaire  de  24  heures  de  37  minutes  environ. 
Si  l'on  supposait  que  sur  Mars  le  jour  fût  partagé  on  24  h('ures  comme  ici, 
chaque  heure  durerait  seulement  une  minute  et  demie  de  plus  que  chez 
nous. 

(';  Il  est  assez  curieux  de  remarquer  que  les  dessins  a  l'aide  desquels  la  rotation 
de  .Mars  a  été  déterminée  sont  des  plus  rudimentaires  :  Hooke,  Huygens,  Cassini,  Ma- 
raldi,  Hcrschel.  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  itomt  dont  on  soit  sûr. 


508  1-A   PLANKTK   M.\n>. 

L'année  sidérale  de  Mars  est  de  (j86j23''30'"  il*,  soit  de  ôQSôôOil  secondes. 
Si  nous  divisons  ce  nombre  par  le  premier,  nous  trouvons  que  cette  année 
martienne  se  compose  de  G69  rotations  sidérales  martiennes  environ  :  669,  G. 

Mais  sur  Mars,  comme  sur  la  Terre,  il  y  a  par  au  une  rotation  sidérale  de 
plus  que  de  jours  solaires.  L'année  civile  de  Mars  se  compose  donc  de 
068  jours  solaires  martiens  :  668,  6. 

11  en  résulte  que  la  durée  du  jour  solaire  martien  est  plus  longue  que  celle 
du  jour  sidéral  dans  la  proportion  de  ^U^  soit  132'. 4,  ou  de  2'"12%4.  Celte 
durée  est  donc  de 

24''39"'.35',0  =  88  77.')',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  (*).  Ce  retard  est  un  peu  plus  long  avant  et  après  l'opposition,  et 
peut  s'élever  à  40  minutes  pour  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  miaule. 


Heures. 

Mouvement. 

Minutes. 

Mouvement. 

Minutes. 

Mouvement 

1 

14« 

,62 

1 

0»  ,24 

31 

7»  ,55 

o 

29 

,24 

2 

0  ,49 

32 

7  ,80 

3 

43 

,86 

3 

0  ,73 

33 

8  ,04 

4 

Ô8 

,48 

4 

0  ,91 

34 

8  ,29 

5 

73 

,10 

5 

1  ,22 

35 

8  ,53 

G 

87 

72 

0 

1  ,40 

36 

8  ,77 

7 

102 

^34 

7 

1  ,71 

37 

9  ,02 

8 

116 

,90 

8 

1  ,95 

38 

9  ,20 

!t 

131 

,58 

9 

2  ,19 

39 

9  ,50 

10 

l'iC 

,21 

10 

2  ,44 

40 

9  ,75 

11 

DiO 

,83 

11 

2  ,68 

41 

9  ,99 

12 

175 

,45 

12 

2  ,92 

42 

10  ,23 

K 

190 

,07 

13 

3  ,17 

43 

10  ,48 

14 

204 

,69 

14 

3  ,41 

44 

10  ,72 

IJ 

219 

,31 

15 

3  ,66 

45 

10  ,97 

10 

233 

,03 

10 

3  ,90 

46 

11  ,21 

17 

248 

,55 

17 

4  ,14 

47 

11  ,45 

18 

203 

,1" 

18 

4  ,39 

48 

11  ,70 

19 

0-- 

.79 

19 

4  ,63 

49 

11  ,94 

20 

2îk: 

.41 

20 

4  ,87 

50 

12  ,18 

21 

307 

,03 

21 

5  ,12 

51 

12  ,43 

22 

321 

,65 

22 

5  ,30 

52 

12  ,07 

5« 

33C 

,27 

23 

5  ,60 

53 

12  ,91 

24 

350 

,89 

24 
25 

5  ,85 

6  ,09 

54 
55 

13  ,10 
13  ,40 

20 

6  ,34 

56 

13  ,65 

27 

6  ,58 

57 

13  ,89 

28 

6  ,82 

58 

14  ,13 

29 

7  .07 

59 

r.  ,30 

30 

7  ,31 

00 

14  ,02 

;{8  jours  terrestres  de  Icmps  solaire  inoyoïi  l'iMit  .{ -^83  000  secondes. 

37  rotations  martiennes  font  3  279  778  secondes. 

La  (lillcrence  n'est  que  de  3'r2-2  secondes  ou  <!<•  r>7  niinulos,  soit  moins 
d'une  heure,  dont  le  globe  de  Mars  relarde  pour  lobscrvateur  terrestre. 

Le  taux  de  rotation  diurne  est  350'',8Î)-217.  D'un  joui-  à  l'autre  la  longitude 
rétrograde  donc  de  10°  environ  pour  la  même  iieure. 

Il  y  a  toujours  une  correction  à  faire  [tour  ramener  celte  dilTérence  de  re- 
lation sidérale  à  la  rotation  apparente  ou  synodique  provenant  du  déplace- 
ment de  la  Terre  relativement  à  Mars,  correction  tantôt  addilive  et  lantcM 
négative,  suivant  la  position,  l'n  astronome,  qui  s'est  consacré  avec  dévoue- 
ment à  ces  utiles  éphémérides,  M.  Mari  h,  les  calcule  pour  chaque  opposition, 
et  nous  nous  faisons  un  (hjvoir  de  les  publier  dans //.l.s7ro/(o»/j>. 

Dans  le  calendrier  de  Mars,  on  a,  sur  trois  ans,  une  année  longue  de 
G69  jours,  et  deux  courtes  de  068,  autrement  dit  deux  années  bissextiles  sur 
trois,  et  moins  simples  que  les  nôtres,  car  trois  fois  GG8,  G  ne  donnent  pas 
exactement  le  même  nombre  que  2  fois  668  -f-  669.  On  aura  dû,  comme  ici, 
réformer  plus  d'une  fois  le  calendrier  sans  le  rendre  parfait. 

Le  jour  et  la  nuit  suivent  sur  ce  globe  le  même  cours  que  sur  le  nôtre.  A 
l'équatcur,  ils  sont  d'égale  durée,  de  12'' 19""  i7' pendant  l'année  entière.  11 
en  est  de  même  dans  tous  les  pays  du  monde  martien  le  jour  des  équinoxes. 
La  (luiéc  du  jour  augmente  dans  chaque  hémisphère  avec  la  latitude  jusqu'aux 
pôles,  aux  solstices  correspondants;  elle  atteint  une  demi-année  martienne, 
soit  334  jours  à  chaque  pôle,  à  l'époque  de  son  solstice  d'été. 

Les  88775  secondes  dont  se  compose  le  jour  civil  de  Mars  sont  aux  86400 
dout  se  compose  le  jour  civil  terrestre  dans  le  rapport  de  1,26  à  1.  Le  jour 
terrestre  —  0,  97  jour  marlieu. 


CHAPITRE  IV. 

GÉOGRAPHIE  DE  MARS,  OU  ARÉOGRAPHIE. 

Toutes  les  observations  réuuies  dans  cet  Ouvrage  iiiouireiit  que  le  globe 
de  Mars  est  diversifié  de  taches  sombres  et  de  taches  claires,  fixes  à  la  sur- 
face. Nous  avons  ici  sous  les  yeux  plus  de  deux  siècles  de  résultats  concor- 
dants. Mars  est  la  seule  planète  de  notre  système  dont  nous  puissious  ainsi 
étudier  la  géographie.  Vénus,  Jupiter  et  Saturne  se  montrent  constamment 
enveloppés  de  nuages.  Les  autres  ne  laissent  rien  apercevoir  de  bien  si\r. 

Si  l'on  considère  les  régions  de  la  [)lanétc  en  général,  on  peut  les  parlager 


510  I. A    l'I  ANKIi;    MAKS 

eu  deux  fiasses.  La  prcniiOre  conipreud  les  cuuUees  cUiires,  préseiilant  une 
coloration  ordinaiirmenl  jaune  foncé  ou  orangé,  mais  (jui  iitnit  v;irier  mo- 
mentanément, et  selon  la  localité,  d'une  part  entre  toutes  les  nuances  du 
jaune  jusqu'au  blanc  pur,  d'autre  part  entre  toutes  les  teintes  comprises 
entre  l'orangé  rouge  et  un  rouge  fouGc  que  l'on  peut  comparer  à  celui  de  la 
brique  bien  cuite,  ou  mieux  peut-être,  à  celle  du  cuir  fortement  usé.  La 
seconde  classe  est  celle  des  régions  foncées  qui  constituent  les  taches  dans  le 
sens  propre  du  mot  et  dont  la  couleur  fondamentale  paraît  une  sorte  de  gris 
de  fer  teinté  de  vert,  présentant  toutes  ks  gradations  depuis  le  noir  jus- 
qu'au gris  cendré.  En  général,  les  régions  de  la  seconde  classe  paraissent 
être  plus  sombres  que  les  premières;  mais  il  arrive  aussi  que  dans  le  chan- 
gement de  couleur  auquel  sont  soumises  certaines  étendues  de  la  planète. 
les  taches  de  la  première  catégorie  prennent  une  coloration  rouge  foncé  el 
celles  de  la  seconde  une  teinte  claire;  alors  on  ne"  peut  pas  dire  quelles  sont 
lesjjlus  claires  ou  les  plus  foncées  ;  en  un  mot,  il  s'agit  plutôt  de  différences 
de  couleurs  que  de  différences  d'intensité  lumineuse.  Néanmoins  la  distinc- 
tion qui  existe  entre  les  deux  genres  de  régions  est  à  peu  près  permanente 
à  part  quelques  exceptions. 

L'invariabilité  séculaire  des  taches  de  Mars  ne  doit  pas  être  comprise  dans 
un  sens  absolu  et  aussi  rigoureusement  que  celle  des  taches  de  la  Lune. 
L'observation  assidue  a  montré  que  plusieurs  régions  de  la  surface  de  la 
planète  changent  de  nuance  dans  certaines  limites  et  que  les  rayons 
solaires  sont  réfléchis  avec  une  intensité  différente,  selon  les  moments.  Les 
contours  des  taches  sombres  peuvent  subir  des  déplacements  qui,  à  vrai 
dire,  sont  très  minimes,  comparés  aux  dimensions  de  la  planète  et  à  celles 
des  taches  elles-mêmes,  mais  qui  n'en  sont  pas  moins  incontestables;  d'autre 
part,  la  netteté  des  contours  est  tantôt  plus  grande,  tantôt  moins  précise. 
Beaucoup  de  fins  détails  sont  plus  facilement  visibles  à  certaines  époques 
qu'à  d'autres,  même  si  l'on  tient  compte  de  l'influence  inévitable  exercée 
jjar  les  diverses  circonstances  de  l'observation;  ces  détails  peuvent  subir  des 
changements  d'aspect  relativement  notables,  mais  insuffisants  pour  rendre 
douteuse  l'identité  de  l'objet  considéré.  Enfin  Mars  a  une  atmosphère,  el  il 
se  produit  là  un  ensemble  de  phénomènes  que  Ton  peut  considérer  comme 
météorologiques,  par  analogie  avec  ceux  qui  se  jjassent  sur  la  Terre,  bien 
que  vraisemblablement  ils  soient  très  différents. 

L'ensemble  de  tous  ces  changements  donne  à  l'étude  de  Mars  un  bien  plus 
grand  intérêt  que  si  tout  était  invariable,  immobile  à  sa  surface.  Comme 
l'écrivait  M.  Schiaparelli  (')  :   <(  Cette  planète  n'est  pas  un  désert  de  roches 

'.')  L  Astronomie,  1889,  janvier,  \).  20. 


AUKlMiUAI'llli:.  :.i! 

arides;  klle  vi  r  :  le  dévelop[HMiiont  de  sa  vie  se  révèle  dans  tout  uii  système 
de  transformai  ions  très  com[»liqiit'cs,  dont  (jiielquesruncs  embrassent  une 
étendue  suffisante  jjour  être  visibles  aux  habitants  de  la  Terre.  Il  y  a  là  à 
explorer  un  monde  tout  entier  de  choses  nonvelles,  ••minenunent  propres  à 
provoquer  la  curiosité  des  chercheurs  et  à  fournir  du  travail  en  surabon- 
dance aux  télescopes  pour  de  nombreuses  années.  Ces  phénomènes,  en  effet, 
dilfèrent  tellement  et  sont  diversifiés  de  tant  dr  détails,  (ju'on  ne  pourra 
reconnaître  ce  qu'ils  peuvent  avoir  de  régulier  qu'à  la  suite  d'études  rigou- 
reuses et  complètes;  ce  sera  le  seul  moyen  de  tirer  des  conclusions  précises 
et  à  peu  prés  vraisemblables  sur  les  causes  de  ces  modifications  et  sur  la 
constitution  physique  de  Mars.  » 

On  ne  peut  se  dissinmler  que  de  telles  études,  pour  être  exactes  et  com- 
plètes, rencontrent  maintes  difficultés.  Parmi  les  variations  qui  se  produisent 
à  la  surface  de  la  planète,  quelques-unes  s'effectuent  lentement  (comme,  par 
exemple,  les  augmentations  et  diminutions  périodiques  des  éclatantes  neiges 
polaires)  et  présentent  des  phases  relativement  faciles  à  suivre.  Mais  il  y  a 
encore  des  changements  d'une  autre  sorte  ;  les  uns  s'accomplissent  en 
quelques  jours,  les  autres  sont  presque  soudains,  et  leur  effet  est  visible 
dun  jour  à  l'autre;  telle,  est  l'énigmatique  duplication  des  canaux.  Il  se 
présente  enfin  des  phénomènes  dont  la  période  dépend  évidemment  de  la 
révolution  annuelle  de  la  planète.  Pour  bien  comprendre  le  mécanisme 
de  ces  changements,  il  serait  nécessaire  de  faire  une  série  d'observations 
ininterrompues  pendant  au  moins  tout  le  temps  que  la  planète  emploie  à 
parcourir  son  orbite  autour  du  Soleil.  Cette  condition  est  imposée  non  seu- 
lement par  la  nécessité  d'explorer  les  taches  polaires  boréales  et  australes 
aux  époques  où  l'inclinaison  de  l'axe  est  le  plus  favorable  à  l'observation, 
mais  aussi  par  ce  fait  également  certain  qu'une  partie  des  phénomènes  en 
question  dépend  des  saisons  de  la  planète. 

A  la  vérité,  un  tel  contrôle  complet  n'est  pas  possible  pour  un  observa- 
teur i?tolé;  il  serait  même  impossible  pour  plusieurs  observateurs,  si  ceux-ci 
habitent  un  pays  circonscrit  et  peu  étendu  de  la  surface  terrestre,  l'Europe, 
par  exemple.  Par  les  jours  si  rares  de  bonnes  observations,  on  ne  peut  guère 
utiliser  vraiment  que  deux  ou  trois  heures,  pendant  le  crépuscule,  au  com- 
mencement ou  à  la  fin  de  la  nuit.  Il  en  résulte  (]ue,  un  jour  donné,  on 
aura  rarement  la  chance  de  pouvoir  observer  plus  d'un  quart  de  la  planète 
avec  une  facilité  suffisante  ;  comme,  d'autre  part,  la  rotation  de  Mars  diffère 
très  peu  de  celle  de  la  Terre,  le  déplacement  des  régions  accessibles  à  l'ob- 
servation s'accomplit  lentement  d'un  jour  à  l'autre,  de  sorte  qu'un  seul 
et  même  point  de  la  planète  peut  être  observé  pendant  huit  ou  dix  soirs  con- 
séculil's.  Mais  le  retour  du  nit-me  aspect  des  taches  aux  mêmes  heures  1er- 


ôlî  1. A  iM.AM:ri;  maijs. 

restres  s'eUocluc  tlaiis  l;i  période  très  Ioul^uo  de  h\Milc-hiiit  jours  euviidii. 
Par  conséquent,  telle  région  que  l'on  ;i  pu  étudier  huit  (Ui  dix  jours  de 
suite  (pourvu  que  l'atmosphère  terrestre  l'ail  permise,  restera  inaccessible 
à  l'observation  pendant  un  mois  entier,  et,  au  bout  de  ce  temps,  une  explo- 
ration attentive  révélera  parfois  des  changements  très  considérables  dont  il 
n'aura  pas  été  possible  d'indiquer  l'époque  et  d'étudier  la  marche.  Si,  en  outre 
(ce  qui  arrive  souvent),  le  temps  a  été  mauvais  pendant  les  huit  ou  dix  jours 
qui  auraient  pu  servir  à  l'exploration  de  cette  contrée,  il  s'écoulera  peut- 
être  plus  de  deux  mois  avant  qu'on  puisse  l'examiner  à  nouveau;  souvent 
même,  il  arrivera  qu'une  opposition  entière  passera  sans  qu'on  ait  l'occasion 
favorable  d'étudier  une  contrée  donnée.  Pour  obvier  à  toutes  ces  difficultés, 
il  n'y  aurait  qu'un  seul  moyen,  ce  serait  de  répartir  un  certain  nombre 
d'observateurs  à  la  surface  de  la  Terre,  de  telle  sorte  que  pendant  toutes  les 
apparitions  de  Mars  il  y  en  ait  au  moins  un  qui  voie  la  planète  à  une  hauteur 
sufQsante  au-dessus  de  l'horizon,  pour  oljtenir  une  bonne  image. 

Ce  n'est  pas  tout  encore.  On  ne  peut  effectuer  d'utiles  observations  de 
Mars  que  quand  cette  planète  est  suffisamment  rapprochée  de  la  Terre.  Pour 
l'observation  des  détails  les  plus  difficiles  (  qui  sont  en  même  temps  les  plus 
intéressants),  il  faut  que  son  diamètre  apparent  soit  au  moins  de  10"  à  12". 
Cette  condition  n'est  remplie  que  pendant  quelques  mois  (trois  ou  quatre), 
vers  les  époques  d'opposition  ;  or  cette  circonstance  ne  se  présente  que  par 
intervalles  de  vingt-six  mois  environ.  Cliaque  opposition  ne  peut  donc  nous 
faire  connaître  l'état  de  la  planète  que  pendant  une  faible  fraction  de  sa  révo- 
lution périodique.  Heureusement,  cet  arc  de  l'orbite  n'est  pas  toujours  le 
même,  car,  quand  une  opposition  se  produit  à  un  certain  point  de  l'orbite 
de  Mars,  l'opposition  suivante  a  lieu  en  un  point  dont  la  distance  par  rapport 
à  nous  est  plus  grande  d'environ  48°  de  longitude  héliocentrique. 

On  voit  donc  que,  pour  pouv(jir  suivre  la  planète  dans  toutes  les  inclinai- 
sons possibles  de  son  axe  et  en  toutes  ses  saisons,  il  faut  uncyclede  sept  à  huit 
oppositions  consécutives,  cycle  dont  la  durée  est  de  seize  ans  en  moyenne. 
Si  les  phénomènes  martiens  étaient  exactement  périodiques  et  dépendaient 
de  la  révolution  autour  du  Soleil,  on  pourrait  espérer  en  écrire  l'histoire 
complète  au  moyen  d'observations  appliquées  à  l'un  de  ces  cycles  ou  à  quel- 
ques-uns d'entre  eux.  Mais  cette  périodicité  ne  paraît  qu'approximative, 
comme  celles  de  la  météorologie  terrestre. 

Les  obstacles  qu'on  vient  de  signaler  sont  d'un  caractère  purement  astro- 
nomique. Ceux  qui  sont  causés  par  le  mauvais  temps  et  la  mobilité  do 
l'atmosphère  terrestre  sont  bien  plus  graves.  M.  Schiaparelli  a  constaté  par 
expérience,  à  Milan,  que  l'on  peut  à  peine  espérer  avoir  une  atmosphère 
suffisamment  bonne  sur  huit  ou  dix  soirs  ;  parfois  même,  il  se  passe  des  mois 


\Ki':;()(jii.\i'iiii:  013 

entiers  sans  que  1  on  pni&se  faire  une  observation  satisfaisante.  JJien  plus 
rares  encore  sont  les  soirs  à  images  parfaites,  ceuxoii  l'on  peut  utiliser 
toute  la  puissance  d'un  instrument  (".  (Jnoi  qu'il  en  soit,  on  peut  espérer 
qu'en  étudiant  la  constitution  des  climats  par  rapporta  la  netteté  des  imaf^es 
l6lescopi(|ues,  on  arrivera,  avec  le  temps,  à  réduire  ces  obstacles  à  un  mini- 
mum. Enfin,  l'expérience  a  appris  que  ladiflicullé  de  coordonner  entre  eu.\ 
les  résultats  (dilenus  par  divers  observateurs  à  l'aide  d'instruments  diifc- 

,'j  Conseils  jiour  iobsevvalion  de  Mars. 

Quoiqu'il  fasse  généralement  beau  sur  Mars  et  que  son  atmosphère  propre  mette  peu 
d'obstacles  à  l'observation  de  sa  surface,  les  dilTérenccs  de  tons  sont  souvent  si  peu  ac- 
centuées et  les  contours  des  configurations  si  vagues  et  si  incertains  —  à  part  quelques 
heures  exceptionnelles  de  parfaite  visibilité  —  que  l'on  ne  peut  obtenir  de  résultats 
satisfaisants  sans  une  méthode  d'observation  assez  sévère. 

Le  premier  point,  naturellement,  est  d'avoir  un  bon  objectif  —  ou  un  bon  miroir,  s'il 
s'agit  de  télescope.  —  La  dimension  de  l'instrument  est  relativement  secondaire.  Un  a 
obtenu  d'excellentes  images  avec  de  petites  lunettes  de  108""°,  95"""  et  même  75""  de 
diamètre,  tandis  que  des  colosses  de  près  d'un  mètre  de  diamètre  et  même  davantage, 
comme  télescopes,  n'ont  donné  que  des  vues  médiocres  et  presque  impossibles  à  iden- 
tifier. Donc,  tout  instrument  peut  servir,  s'il  est  bon. 

Le  second  point  est  d'avoir  la  même  température  à  l'instrument  qu'au  dehors.  Si  l'on 
observe  en  plein  air,  rien  de  mieux.  Mais,  si  l'on  se  sert  d'un  équatorial  abrité  sous  une 
Coupole,  il  faut  avoir  soin  d'ouvrir  les  trappes,  les  fenêtres  et  les  portes,  d'aérer  le  plus 
possible  la  coupole,  plusieurs  heures  avant  l'observation.  Les  vagues  d'air  chaud  qui 
passent  devant  l'ubjectif,  et  qui  sont  grossies  proportionnellement  aux  oculaires  em- 
ployés, sont  le  plus  grand  obstacle  à  la  netteté  des  images. 

En  troisième  lieu,  il  importe  de  ne  pas  oublier  que,  les  deux  conditions  précédentes 
étant  remplies,  la  précision  désirée  ne  sera  pas  obtenue  pour  cela  dans  les  conditions 
normales  de  notre  atmosphère,  par  la  raison  que  lors  même  qu'elle  nous  parait  parfaite- 
ment pure,  elle  est  traversée  de  couches  de  densité  hétérogène  qui  se  meuvent  suivant 
les  courants  et  qui  troublent  la  vision.  II  faut  savoir  attendre,  parfois  plusieurs  heures, 
les  moments  assez  fugitifs  en  général  do  calme  absolu  et  de  tranquillité  parfaite. 

Les  heures  où  l'atmosphère  est  la  plus  transparente  sont  celles  qui  ont  été  précédées 
par  une  pluie  d'orage. 

Les  heures  de  jour,  aurore  et  crépuscule,  nous  ont  toujours  semblé  meilleures  que 
les  heures  de  nuit. 

D'autre  part,  pour  être  assuré  d'obtenir  des  vues  certaines  qui  ne  puissent  élre  in- 
lliiCMcées  par  aucune  idée  précon<;ue,  il  importe  do  ne  pas  se  préoccuper  de  la  face  de 
Mars  tournée  vers  nous  à  l'heure  de  l'observation,  et  d'observer  dans  Tignorance  la  plus 
grande  de  ce  que  l'on  doit  voir.  On  ne  tarde  pas  à  reconnaître  l'une  ou  l'autre  des  confi- 
gurations. Si  l'on  a  observé  plusieurs  jours  de  suite,  on  sait  à  peu  près  d'avance  ce 
que  l'on  doit  voir,  malgré  tout  l'oubli  que  l'on  voudrait  y  apporter.  Le  mieux  est  de  ne 
penser  à  rien  et  de  s'occuper  uniquement  de  constater  le  mieux  possible  ce  que  Ion  a  sous 
les  yeux.  Dans  ce  cas,  les  croquis  ou  dessins  ont  la  plus  grande  valeur.  Si  l'on  calcule 
d'avance  le  méridien  central  et  si  Ion  met  devant  soi  le  globe  ou  une  carte  de  Mars,  on 
est  préparé  à  voir  ce  qui  doit  être,  et  c'est  déjà  trop.  D'ailleurs,  on  perd  tout  le  plaisir 
à  identifier  ensuite  c<.'  que  l'on  a  découvert.  Ajoutons  qu'il  n'est  pas  mauvais  de  faire  cette 
identification  immédiatement  après  l'observation. 

I^'œil  s'acoutume  aux  conditions  instrumentales  et  se  perfectionne.  Les  premières 
observations  ne  sont,  en  général,  guère  satisfaisantes.  De  jour  en  jour  on  voit  mieux. 
Pour  arriver  à  bien  dessiner  Mars,  il  faut  que  l'œil  s'habitue  aux  aspects  de  la  planète 
liendant  plusieurs  jours.  Les  premiers  croquis  ne  valent  rien,  en  général,  et  ressemblent 
aux  dessins  primitifs  faits  par  les  anciens  observateur;?. 

Fl.\mm.\iii(i.\.  —  Murs.  33 


514  I. A  IM.  vNi;  1 1;  M  vus. 

rents  et^l  par  cUo-niOme  un  (.«mprcliemenl  (rcs  grave  :  colle  dilûcullc  ne 
disparaîtra  que  quand  la  Photograpliie  céleste  sera  assez  avancée  pour  repro- 
duire les  détails  les  plus  minutieux  que  nous  parvenons  à  découvrir  à  laide 
de  nos  bons  télescopes  actuels. 

Ces  taches  foncées  et  ces  taches  claires,  permauenles.cL  qui  ne  se  substi- 
tuent jamais  les  unes  aux  autres,  doivent  être  <\r  natures  diirércntes.  Il  va, 
à  la  surface  martienne,  des  liquides  et  des  solides,  car  nous  observons  des 
neiges,  des  brumes  et  de  la  vapeur  deau,  et,  si  tout  était  liquide,  la  perma- 
nence séculaire  des  taches  n'existerait  pas.  Les  étendues  aquatiques  sonl- 
elles  représentées  par  les  taches  foncées  ou  par  les  claires  ? 

Tout  nous  invite  à  penser  que  ce  sont  les  foncées  qui  les  représentent. 
D'abord,  les  eaux,  les  liquides  en  général,  absorbent  plus  de  lumière  que  les 
surfaces  continentales,  à  moins  que  celles-ci  ne  soient  couvertes  d'une  vé- 
gétation très  sombre.  D'autre  part,  nous  assistons  annuellement  à  la  fonte 
des  neiges  martiennes,  et  cette  fusion  entoure  les  neiges  restantes  d'une 
bordure  foncée.  En  troisième  lieu,  la  forme  des  rivages  découpés  en  golfes 
ou  en  caps  s'accorde  mieux  avec  l'attribution  des  mers  aux  taches  sombres. 
En  quatrième  lieu,  les  variations  observées,  les  élargissements  ou  raccoui-- 
cissemenls,  s'appliquent  mieux  à  la  première  interprétation  qu'à  la  seconde. 
En  cinquième  lieu,  les  changements  de  tons  observés  si  fréquemment  sur 
les  taches  foncées,  depuis  le  noir  d'encre  jusqu'au  gris  clair,  et  la  mobilité 
de  ces  tons  s'appliquent  mieux  également  à  un  élément  liquide  qu'à  un  élé- 
ment solide.  (Ainsi,  par  exemple,  il  y  a  des  années  où  la  mer  Terby  a  paru 
noire  comme  de  l'encre,  si  foncée,  que  l'on  a  proposé  de  la  substituer  à  la 
baie  du  Méridien  pour  le  méridien  initial.  Eh  bien  !  cette  année  1892,  depuis 
trois  mois  que  je  l'observe  en  particulier,  elle  est  vague,  grisâtre,  indécise.) 
Nous  considérons  donc  les  régions  claires  comme  des  continents  et  les 
régions  foncées  comme  des  mers. 

Dans  cette  interprétation,  la  distribution  géographique  martienne  est 
toute  différente  de  la  nôtre. 

Sur  la  Terre,  les  trois  quarts  de  la  surface  sont  couverts  par  les  eaux,  cl  il 
n'y  a  pas  le  quart  du  globe  d'habitable  par  la  race  humaine. 

Sur  Mars,  la  répartition  est  moins  inégale,  les  deux  éléments  s'y  partagent 
à  peu  près  par  moitié  l'étendue  du  globe  ;  il  y  a  seulement  un  peu  plus  de 
terres  que  de  mers  :  77  millions  de  kilomètres  carrés  de  terres,  et  6G  d'eau. 
En  éliminant  les  cercles  polaires,  les  terres  habitables  de  Mars  représentent 
une  surface  cinq  à  six  fois  supérieure  à  celle  de  l'Europe. 

Mais  ces  eaux  ne  doivent  pas  être,  chimiquement  ni  physiquement,  les 
mêmes  que  les  nôtres.  11  se  passe  sur  Mars  des  phénomènes  qui  n'offrent 
aucune  analogie  avec  ceux  des  éléments  terrestres.  Xous  voulons  parler  des 


Aui:()(.i{  Ai'iiii;.  515 

variations  observées  dans  les  aspects  de  Mars.  (l'csl  là  un  sujet  capital  ijn'il 
importe  d'étudier  intégralement  ici  avant  d'aller  plus  loin,  et  c'est  ce  (jue 
nous  allons  faire  en  l'un  des  chapitres  suivants. 

Quelle  est  la  cause  de  la  coloration  rougeàtrc  des  continents  ? 

Nous  avons  vu  que  ce  n'est  pas  l'atmosphère   \\.  133,  188,  etc.). 

C'est  la  couleur  du  sol,  du  sol  visible,  c'est-à-dire  de  la  surface. 

Nous  pouvons  donc  ou  supposer  que  la  surface  de  ces  continents  est  nue, 
stérile,  sablonneuse,  sans  aucun  revêtement  végétal,  ou  bien  que  ce  revête- 
ment général  est  rougeâtre. 

Pour  se  ranger  à  la  première  opinion,  il  faudrait  considérer  Mars  comme 
un  désert  éternellement  aride,  admettre  que  l'atmosphère,  l'eau  et  le  soleil 
y  jouent  un  rôle  diamétralement  contraire  à  ce  qui  est  arrivé  sur  notre 
globe,  admettre,  en  un  mot,  que  les  combinaisons  des  éléments  soient  res- 
tées là-bas  absolument  improductives,  tandis  qu'ici  elles  ont  conduit  à  cette 
vie  végétale  et  animale  immense  et  multipliée,  qui  emplit  les  eaux  et  les  airs 
et  se  développe  en  tous  licu.x  avec  une  abondance  si  féconde  et  si  prodigieuse. 

11  nous  semble  impossible  de  condamner  un  monde  à  une  destinée  de  ce 
genre,  surtout  un  monde  doué  de  tous  les  éléments  de  vitalité  que  nous 
voyons  réunis  sur  notre  voisine  la  planète  Mars. 

La  coloration  des  continents  a  donc,  beaucoup  plus  vraisemblablement, 
pour  cause  celle  du  revêtement  végétal,  quelconque  d'ailleurs,  qui  s'est 
formé  à  leur  surface. 

Celte  coloration  n'est  pas  aussi  rouge  qu'on  le  croit  en  général.  Nous  l'avons 
toujours  assimilée,  pour  notre  part,  à  celle  des  champs  de  blés  mûrs  vus  de 
la  nacelle  d'un  ballon.  Elle  varie,  d'ailleurs,  dune  terre  à  l'autre,  et  aussi 
pour  les  mêmes  régions.  Ainsi,  cette  année  1892,  le  continent  Béer,  à  droite 
de  la  mer  du  Sablier,  m'a  paru  plus  rouge  que  le  continent  Herschel,  à 
gauche  de  la  même  mer;  et  la  terre  de  Lockyer,  qui  sur  notre  carte  (p.  69) 
est  foncée,  paraît  cette  année  aussi  claire  que  les  continents. 
Pourquoi,  dira-t-on,  la  végétation  de  Mars  ne  serait-elle  pas  verte  ? 
Pourquoi  le  serait-elle?  répondrons-nous.  La  Terre  ne  peut  pas  être  con* 
sidérée,  à  aucun  point  de  vue,  comme  le  type  de  l'Univers. 

D'ailleurs,  la  végétation  terrestre  pourrait  être  rougeâtre  elle-même,  et 
elle  la  été  en  majorité  pendant  bien  des  siècles,  les  premiers  végétaux  ter- 
restres ayant  été  des  lycopodes,  dont  la  couleur  est  d'un  jaune  roux  tout 
martien.  La  substance  verte  qui  donne  aux  végétaux  leur  coloration,  la  chlo- 
rophylle, est  composée  de  deux  éléments,  l'un  vert,  l'autre  jaune.  Ces  deux 
éléments  peuvent  être  séparés  par  des  procédés  chimiques.  11  est  donc  par- 
faitement scientifique  d'admettre  que,  dans  des  conditions  différentes  des 
conditions  terrestre:*,  la  chlorophylle  jaune  puisse  seule  exister,  ou  dominer. 


:,it.  1  A  ri.ANKTi-;  m  ai;  s. 

Sur  la  Terre,  la  proporLion  csl  de  1  pour  lUU.  (le  pcuLclrc  leeonlrairc  sur  Mars. 

La  théorie  cosrao.uouique  la  plus  probable  nous  monlrc  Mars  comme  l'oruié 
anlérieurenienl  à  la  Terre  et  comme  plus  avancé  clans  sa  destinée. 

llclmhollz  a  calculé  (]ue  la  condensation  de  la  nébuleuse  primordiale  en 
soleil  a  dû  produire  '28  millions  de  degrés  cenligrades.  .Vppliquant  ces  mêmes 
principes  à  la  Terre  et  à  Mars,  M.  Schiaparelli  trouve  que  cette  chaleur  de 
concentration  a  dû  être  de  8988"  pour  la  Terre  et  1795"  seulement  pour 
Mars.  Ce  globe  doit  être  depuis  longtemps  refroidi  jusqu'à  son  centre. 

On  sait  d'ailleurs  que  la  chaleur  intérieure  du  globe  terrestre  n'a  aucune 
influence  sur  la  température  de  la  surface  ni  sur  les  phénomènes  de  la  vie 
végétale  et  animale. 

L'ancienneté  de  Mars  e.\i)liquerail  loul  naiurellemenL  la  plus  grande  rareté 
des  eaux  à  sa  surface  et  le  nivellement  probable  de  ses  continents. 

Xous  avons  vu  que  ses  mers  consistent  en  méditerranées  qui  paraissent 
peu  profondes.  Des  régions  intermédiaires  sont  tantôt  sèches  et  tantôt  inon- 
dées, ou  peut  être  couvertes  de  brumes.  Signalons,  comme  îles,  1"  l'ile  nei- 
geuse de  Hall,  située  dans  Tocéan  de  la  Rue,  par  47"  de  longitude  et  22°  do 
latitude  {Voy.  notre  carte,  p.  69),  qui  est  tantôt  visible  lorsqu'elle  est  cou- 
verte de  neige  ou  de  nuages  [Voij.  p.  278,  303,  315),  et  tantôt  invisible,  et  à 
laquelle  M.  Schiaparelli  a  donné  le  nom  de  terre  de  Protée  ;  2°  l'île  de 
Dawes,  appelée  aussi  terre  de  Jacob  et  Argyre,  située  au-dessus  de  la  pré- 
cédente [Voy.  p.  09,  187,  302).  La  neige  atlantique  et  la  neige  olympique 
paraissent  représenter  des  pics  parfois  couverts  de  neiges,  situés  en  pleines 
terres,  le  premier  par  267"  de  longitude  et  17"  de  latitude  boréale,  le  second 
par  128"  de  longitude  et  21°  de  latitude  boréale  (Voy.  p.  333  et  336). 

Nous  avons  vu  aussi  que  les  chaînes  de  montagnes  sontrares.  Tout  semble 
nivelé.  Cependant  il  en  reste,  comme  le  montrent  les  taches  blanches  obser- 
vées sur  le  términateur  [Vuy.  p.  466).  Les  rives  droites  de  la  mer  du  Sablier, 
jusqu'au  détroit  d'IIerschel,  doivent  être  en  falaises,  non  en  plages,  car, 
d'une  part,  les  extensions  de  cette  mer  se  produisent  toujours  sur  la  rive 
gauche  et,  d'autre  part,  une  bordure  blanche  assez  fréquente  indi(|ue  là  des 
neiges,  gelées  blanches  ou  nuées. 

L'hémisphère  boréal  de  Mars  est  à  un  niveau  supérieur  à  celui  de  l'hémi- 
sphère austral  :  les  mers  occupent  surtout  celui-ci.  Il  en  est  sensiblement 
de  même  pour  le  globe  terrestre.  La  cause  peut  être  attribuée  à  l'ellét  de 
l'attraction  solaire  sur  les  hémisphères  martien  et  terrestre  les  plus  rappio- 
chés  de  lui  pendant  la  demi-période  de  révolution  de  la  ligne  des  apsides  à 
l'époque  critique  de  la  consolidation  définitive  de  l'écorce. 


i;  \  rMi>si'iii;i!i;  m:  maus.  Tii? 


CIFAPITRK  V. 

L'ATMOSPHÈRE   DE   MARS. 

MÉTÉOROLOGIE    ET    CLIMATOLOGIE    MARTIENNES 

LES  CONDITIONS   DE  LA  VIE    SUR   MARS. 

!/(\\isloncc  de  ralmosi»hèro  do  Mars  osl  rendue  absolument  certaine  par 
rciisemljlo  dos  observations,  l.cs  témoignages  en  sont  de  diverse  nature  et 
do  diverses  valeurs. 

Au  premier  rang,  nous  signalerons  b\s  taclics  polaires  dont  l'étendue  varie 
avec  les  saisons  et  [)roporlionnellem('nt  à  la  chaleur  solaire  reçue.  Que  ces 
neiges  soient  de  même  nature  chimique  que  les  nôtres  ou  toutes  difTérentes. 
peu  importe  ici.  Le  seul  fait  de  leur  existence  prouve  qu'il  y  a  là  des  trans- 
ports de  vapeurs  qui  se  condensent  en  précipités  blancs  et  disparaissent 
sous  rintluence  de  la  chaleur  ])our  se  reproduire  de  nouveau  pendant  la 
saison  froide.  Vapeurs  tantôt  invisibles,  comme  noire  vapeur  d'eau  atmo- 
sphérique, tantôt  visibles  sous  forme  de  nuées  légères,  tantôt  condensées 
en  neiges  variables  et  sans  doute  aussi  en  eaux,  en  liquides,  dans  les  mers. 
Ces  neiges  polaires  suffiraient  à  elles  seules  pour  prouver  que  cette  planète 
est  entourée  d'une  enveloppe  atmosphérique. 

Les  nuages  proprement  dits,  les  immenses  agglomérations  opaques  qui 
s'étendent  dans  l'atmosphère  terrestre  ne  se  voient  pas  souvent  sur  Mars. 
Mais  on  y  observe  des  brumes,  en  apparence  fort  légères,  parfois  semi-trans- 
parentes, qui  voilent  fréquemment  de  vastes  contrées,  surtout  en  hiver.  Ces 
brumos,  ces  troubles  de  visibilité,  sont  un  second  témoignage  de  l'existence 
de  l'atmosphère. 

Un  troisième  témoignage  nous  est  ofTerl  par  la  graduation  lumineuse  du 
disque,  du  centre  vers  le  contour.  La  circonférence  intérieure  du  disque  do 
Mars  est  blanchâtre  et  les  taches  sombres  s'effacent  pour  notre  vue  en  attei- 
gnant cet  anneau  pàlo.  Comme  l'hémisphère  éclairé  est  précisément  tourné 
vers  nous  pendant  les  périodes  d'opposition,  il  est  naturel  d'attribuer  celte 
blancheur  circulaire  à  l'accroissement  de  l'épaisseur  atmosphérique  sur  la 
sphère  relativement  à  notre  rayon  visuel  et  à  la  lumière  solaire  réfléchie 
par  cette  épaisseur.  (»ii  pourrait,  il  est  vrai,  supposer  que  le  globe  de  Mars 
se  couvre  pendant  la  nuit  d'une  couche  de  gelée  blanche,  qui  fond  lorsque 
le  Soleil  est  assez  élevé;  mais,  comme  cet  anneau  blanchâtre  s'étend  aussi 
bien  sur  les  régions  aquali(jues  que  sur  les  contincnlales,  et  que  les  taches 


5IS  1  A    n.  \NKTr,    M  \1{S. 

s'altt'iuiont  oi  disparaissont  on  ai-rivanl  au  bord,  relie  soi'ondo  liypolhèsc 
n'est  pas  soutenable.  Nous  remarquerons,  en  passant,  (juo  le  contraste  entre 
celte  bordure  blanche  et  le  ton  jaune  ocré  goiicral  des  continents  se  remarque  . 
licauconp  mieux  pendant  la  nuit  que  pendant  le  jour  i  c'est  là  une  observa- 
lion  que  nous  venons  encore  de  faire  tout  récemment —  le  l^juillct  1893, — 
l'anneau  dont  il  s'agit  était  beaucoup  plus  évident  à  3''du  matin  qu'au  lover 
du  soleil).  L'atmosphère  de  Mars  en  est  certainement  la  cause  productrice. 
11  peut  être  dû  soit  à  des  brumes  légères,  soit  à  la  réfraction  des  couches 
atmosphériques  situées  au  delà  de  la  tangente  de  notre  rayon  visuel  an 
contour  de  la  sphère,  réfraction  qui  relève  les  images  et  doit  agrandir  légère 
ment  le  globe  par  un  anneau  blanchâtre. 

Cette  dégradation  lumineuse  plus  ou  moins  intense  et  plus  ou  moins  large, 
en  raison  inverse  de  la  transparence  de  l'atmosphère  martienne,  pourrait, 
il  est  vrai,  s'expliquer  par  la  réflexion  de  montagnes,  comme  il  arrive  pour 
la  Pleine  Lune,  dont  le  bord  est  également  plus  brillant  que  le  centre.  Cette 
explication  a  été  adoptée  par  Zollner  ('  ;,  qui  supposait  la  surface  de  la  pla- 
nète hérissée  de  montagnes,  comme  la  surface  lunaire,  montagnes  dont  les 
pentes  auraient  été  inclinées  de  76°  sur  l'horizon.  Mais  elle  nous  semble  un 
peu  forcée,  et  comme  la  présence  de  l'atmosphère  de  Mars  la  remplace  avan- 
tageusement, elle  devient  inutile. 

L'observation  établit  que  les  taclies  de  Mars,  môme  les  plus  foncées,  de- 
viennent invisibles  en  général  lorsqu'elles  arrivent  à  53°  du  centre  du 
disque;  parfois  on  les  distingue  jusqu'à  60°  et  même  65°,  mais  c'est  extrê- 
mement rare.  Les  régions  très  blanches  se  voient  plus  loin  ;  les  neiges  po- 
laires sont  visibles  tout  à  fait  au  bord  du  disque,  leur  éclat  perçant  le  voile 
atmosphérique.  Ces  régions  blanches  paraissent  mémo  plus  lumineuses  vers 
les  bords  du  disque  que  dans  la  région  centrale,  par  exemple  les  deux  îles 
de  Thulé,  l'île  d'Argyre  et  l'Hellade  (Schiaparelli,  1877).  Plus  d'une  fois 
même  on  a  pris  alors  ces  régions  pour  des  neiges  polaires.  Cependant  cette 
année  l'Hellade,  ou  terre  de  Lockyer,  qui  se  présente  plus  de  face  que  d'ha- 
bitude, est  au  contraire  particulièrement  claire. 

D'autre  part,  l'Analyse  spectrale  est  venue  confirmer  l'existence  del'almo- 
sphère  martienne  en  y  révélant,  de  plus,  les  raies  d'absorption  de  la  vapeur 
d'eau.  Les  recherches  de  Huggins,  Vogel  et  Maunder  s'accordent  pour  cette 
constatation,  notamment  pour  la  raie  d'absorption  de  longueur  d'onde  628, 
et  pour  la  ligne  656  (voy.  p.  213  et  308).  Il  y  a  une  dizaine  de  groupes  do 
lignes  identifiés  d'une  manière  satisfaisante.  Nous  devons  donc  admettre 
qu'il  y  a  là  de  la  vapeur  d'eau,  et  sans  doute  chimiquement  la  même  eau 

'';  nitolomelrinche  L'nter.<mchunçien .  p.  127;  J.r'ipsig,  1865. 


L'ATMOSPIIKKF   DK   M  A  US.  r.l*) 

(}u'ici.  Ce  fait  n'cmpôche  pas  la  poBBibilité  d'autres  substances  aériennes. 

L'existence  de  l'atmosphère  niarticnnc  est  donc  absolument  démontrée. 
Celte  atmosphère  diffère  de  la  nôtre  à  plusieurs  égards. 

D'abord,  elle  ne  se  charge  pas  de  nuages  comme  celle  que  nous  respirons. 
On  n'y  voit  point  d'immenses  régions  couvertes,  comme  il  arrive  chez  nous, 
pendant  des  jours,  des  semaines  et  des  mois.  En  général,  cette  atmosphère  est 
transparente,  et  elle  no  s'oppose  presque  jamais  à  ce  que  nous  distinguions 
les  configurations  de  la  surface.  Lorsque  nous  ne  pouvons  rien  observer  sur 
Mars,  la  faute  en  est  presque  toujours  à  notre  atmosphère. 

Vue  de  loin,  la  Terre  est  beaucoup  plus  difficile  à  observer  que  Mars  :  son 
épaisse  atmosphère  l'enveloppe  d'un  voile  rarement  transparent. 

Ce  que  nous  disons  là  s'applique  surtout  à  l'hémisphère  martien  qui  est 
en  été.  Là,  le  ciel  est  presque  constamment  pur  pour  toutes  les  latitudes.  Il 
en  est  de  même,  en  général,  à  l'équateur.  Mais  assez  souvent  latmosphère 
est  voilée  au-dessus  de  l'hémisphère  qui  est  en  hiver.  Ainsi,  par  exemple, 
en  ce  moment  (juillet-août  189-2),  l'hémisphère  austral  de  Mars  est  en  été  : 
date  de  son  solstice  d'été  :  13  octobre,  et  l'hémisphère  boréal,  au  contraire, 
est  dans  son  automne  et  approche  de  son  hiver;  eh  bien!  on  aperçoit  sensi- 
blement moins  de  détails  sur  cet  hémisphère  que  sur  l'autre. 

Il  semble  que  le  froid  voile  l'atmosphère  de  Mars  et  que  la  chaleur  la  clarifie. 

Le  limbe  oriental  du  disque  se  montre  généralement  plus  blanc  que  l'oc- 
cidental. Peut-être  y  a-t-il  là  (c'est  le  méridien  du  lever  du  soleil  ou  du 
matin)  de  légères  brumes  que  l'astre  du  jour  ne  tarde  pas  à  dissiper. 

Quels  effets  peuvent  produire,  vus  d'ici,  les  nuages  flottant  au-dessus 
d'une  planète? 

Lorsque  les  nuées  se  projettent  sur  les  taches  foncées  de  Mars,  elles  se 
montrent  sous  l'aspect  de  lignes  diffuses  et  de  formes  variables.  Elles  peuvent 
être  aussi  brillantes  que  les  régions  les  plus  claires  de  la  planète.  En  d'autres 
cas.  elles  peuvent  paraître  moins  claires,  mais  pourtant  toujours  plus  que 
lo  fond  sur  lequel  elles  se  projettent.  «  Ces  tons  indiquent  probablement  non 
une  couleur  particulière  des  nuages,  écrit  M.  Schiaparelli,  autrement  on 
pourrait  en  voir  de  sombres  sur  de  fonds  clairs,  ce  qui  n'arrive  pas,  mais 
une  plus  grande  transparence,  qui  n'empêche  pas  devoir  entièrement,  mais 
qui  voile  les  détails.  C'est  ce  que  j'ai  observé  notamment  sur  la  mer  Erythrée 
et  la  terre  de  Noé.  « 

Les  brumes  atmosphériques  paraissent  s'éclaircir  progressivement  sur  les 
terres  équatoriales  du  solstice  d'été  austral  à  l'équinoxe  d'automne  suivant. 
L'atmosphère  paraît  claire  au-dessus  des  mers  intérieures  pendant  les  mois 
qui  suivent  immédiatement  le  solstice  austral. 

Dans  in  zone  comprise  entre  le  lO*"  et  le  30*^  degré  de  latitude  australe. 


520  !.  \   ri.AXF.TI-:   M  A  11  s 

frappée  (lirectemenl  par  les  rayons  du  Soleil  à  l'epoqno  du  solstic(\  ou  nob- 
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.  I.a  météorologie  mar- 
tienne ne  ressemble  donc  pas  tout  à  fait  à  la  niMro.  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  deux 
zones  ou  plutùt  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  Thumidilé  atmosphérique. 

Voilà  pour  les  observations  :  atmosphère  généralement  pure,  peu  do  nuages. 
brumes  pendant  l'hiver,  peut-être  le  matin,  et  probablement  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  même  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  }iIont-Blanc,  la  pression 
est  de  424°"". 

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  mômes  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  ('). 

(■,  Tout  récemment  (/vno\i'/edg(?,  juin  1892),  en  réponse  à  une  lettre  de  M.  \V.  il.  Picke 
ring  sur  les  glaciers  polaires  de  Mars,  M.  Ranyard  écrivait  :  «Nous  sommes,  sembie-t-ii. 
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. 


i;  ATM  os  PII  KHI-    Dl'    M  A  H  S.  âjl 

Nmis  tlovoiis  donc  penser,  d'api-L-s  los  observiilions  conimt-  d'-iprcs  lo 
calcnl,  (juc  ratmosphère  ûo  Mars  est  moins  dense  qu^*  la  nôlro,  qu'il  s'y 
forme  moins  de  nuages,  que  les  courants  y  ont  moins  d'inlensiU',  fjue  ii- 
vent  n'y  est  jamais  très  fort,  que  les  lomptMos  en  sont  absentes.  Les  condi- 
tions de  densité  et  de  pression  sont  très  diirércntes  de  ce  qu'elles  sont  ici. 
Le  point  0°,  auquel  l'eau  se  solidifie,  n'est  pas  le  même  quici.  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  anibiaiilc  plus  élevé  relativement  aux 
conditions  réunies. 

Si  l'on  représente  jiar  1000  la  dislance  de  la  Terre  au  S(;leil,  celle  de  Mars 
sera  représentée  par  1524.  La  limiière  et  la  chaleur  solaires  reçues  sont  en 
i-aison  inverse  des  carrés  de  ces  nombres.  Mars  ne  reçoit  donc  que  les  -iVoj 
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  do  .')  lapliélie) 
à  G  (moyenne)  et  à  7  (périhélie;. 

11  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 
desôtherssulfurique,  formique,  acétique,  del'amylène,  de  l'iodure  d'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  ihermo- 

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  ;\  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. 


:)•:•:  i  \  im  \m:  rr:  m  vus. 

niùlrio  non  ill!!ère  pas  sensililomenl.  soit  que  la  natiiro  y  ait  de  organisée 
à  lin  clei,MC  tljonnométrique  inférieur,  qui  serait  samoyenn»'  iiornialo,  rela- 
tivement aussi  ('levée  pour  elle  que  la  nôtre  pour  nous. 

Les  climats  et  les  conditions  de  vitalité  de  laplauète  Mars  ne  paraissent  pas 
oirriravecrétat  terrestre  des  divergences  telles  que  des  espèces  vivantes  peu 
différentes  de  la  nôtre  ne  puissent  habiter  là.  «  Lorsque  nous  considérons 
combien  facilement  l'homme  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  Groénlandais  ou 
les  Esquimaux  dune  part,  les  Papous  ou  les  nègres  de  l'Afrique  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.  > 

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  ([iii  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'oi-tlre  de 
cehii-fi. 


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  G8G  jours  23  heures  30  minutes  40  secondes, 
soit  de  686,979,  soit  687  jours,  à  y|ôprès.  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 
héliocentrique  3.56°  48',  et  la  ligne  menée  de  ce  solstice  au  solstice  opposé  est 
tracée  dans  la  direction  .3.î6°48'  à  176°48'.    Voy.  la  figure  p.  493). 

')  E.  Ledger,  The  Sun,  ils  planelîi  rtnd  Iholr  !<ntpllilps. 


Mis   SAISONS   Sri{    I,  A    l'I.ANKTi;    M  Ail  S.  .-,'^3 

l/inclinaison  île  réquatoiir  dr  M.iis  sur  le  plan  de  son  orbite  ostdo  24" 52', 
Les  saisons  y  sont  donc  sensiblement  du  nicnio  (tnhe  que  los  saisons  ter^ 
restres,  l'inclinaison  do  rêquatcur  lerresfre  d'Iant  de  23''27'.  La  difTérenco 
n'est  (juo  de  1°2.V.  Si  notre  planète  recevait  cette  inclinaison  (elle  peut  du 
reste,  l'atteindre),  nos  saisons  seraient  à  peine  cjiangées,  seulement  un  peu 
plus  marquées. 

Si  nous  traçons,  dans  lorbite  de  Mars,  une  liguf  perpendiculaire  à  la 
ligne  dos  solstices,  passant  par  le  Soleil,  nous  trouvons  la  position  des  ôqui- 
noxes,  époques  où  le  Soleil  éclaire  un  liémisphèro  de  Mars  passant  juste  par 
les  pôles.  Ces  deux  points  seront  donc  respectivement  aux  longitudes  hélio. 
centriques  86»  i 8'  et  266°  i8'. 

luette  ligne  des  équinoxos  partage  l'orbite  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  distance  angulaire  et  à  36  jours),  la  section 
de  droite  \vo\j.  p.  493)  est  plus  courte  en  arc  que  la  section  de  gauche,  et, 
de  plus,  parcourue  plus  rapidement,  selon  la  loi  des  aires.  11  rn  résulte  des 
inégalités  très  marquées  sur  la  durée  des  saisons. 

I**  Pour  aller  de  l'equinoxe  do  printemps  austral  ;\  l'équinoxe  d'automne  au- 
stral, la  planète  emploie  moins  de  temps  que  pour  aller  de  l'équinoxe  d'automne 
à  l'équinoxe  de  printemps.  Cette  section  de  l'orbite  est  parcourue  en  30G  jours, 
tandis  que  l'autre  section  en  demande  381.  La  diiïérence  s'élève  à  7.b  jours. 

2"  La  section  la  plus  rapidement  parcourue  est  celle  qui  va  do  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. 

ijo  La  .saison  qui  vient  ensuite  comme  durée,  est  la  suivante,  du  solstice  d'été 
do  l'iiémisphère  austral  à  l'équinoxe  d'automne  :  elle  est  de  IGO  jours. 

i"  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  190  jours,  et  la  dernière,  de  ISi  jours.  En  tenant  compte  des  fractions 
de  jours,  nous  avons  : 

Durt'C  dcK  f<aUnns  do  .l/ar.s,  en  jours  lorrestvai. 

!"  De  l'équiuo.xc  de  printemps  austral  au  solstice  d'été  siiivanl.  liô.C 

'!■•  Du  solstice  d'été  austral  .'i  l'équinoxe  d'automne  suivant 160, 1 

.30  De  l'équinoxe  d'automne  austral  au  solstice  suivant 199,G 

•i°  Du  solstice  d'hiver  austral  à  l'équinoxe  suivant 181.7 


087,0 


Saison  cliaude  de  l'hémisphère  austral .  .305,7 

Saison  froide  du  même  hémisphère 381 ,3 


I.  A    PIANtlTI-    M  Ans. 


Voici  les  dates  des  solstices  et  des  équinoxes  injur  W  dornicr  cycle  uiarlitMi,  de 
1S7T  i'i  !S9?. 

CaLENDHIER  MAnTlKN. 

Dntos  des  snisorin.  solstices  et  équinoxi'f:.  sur  Jn  planclc  Mnr<:. 


Ili-misplièrc  austral 
(supérieur). 

."^oistico  dV'té. 
lÀjuinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
l]i|uinoxe  de  printemps. 
Sùlstlce  d'été. 
Iv^uinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
K'iuinoxe  de  printemps. 
.•-iolstice  d'été, 
tquinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
Éiiuiiioxe  de  printemps. 
Solstice  d'été. 
Équinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
Équinoxe  de  printemps. 
Solstice  d'ét(''. 
Équinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 


Ucmispliùre  bori-.il 
(inférieur). 

Solstice  d'hiver. 
Kquinoxe  de  printemps. 
Solstice  d'été. 
Équinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
Equinoxe  de  printemp--. 
Solstice  d'été. 
Kquinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
Équinoxe  de  printemps. 
Solstice  d'été. 
Kquinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
Kquinoxe  de  printemps. 
Solstice  d'été, 
l-lquinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver, 
l'xiuinoxe  de  printemps. 
Solstice  d'été. 


Kquinoxe  do  printemps.    Kquinoxe  d'automne. 


Solstice  d'été. 
Kquinoxe  d'automne. 
S;lstice  d'hiver. 
Équinoxe  de  printemps. 
Solstice  d'été. 
Kquinoxe  d'automne. 
Solstice  d'hiver. 
Kquinoxe  de  printemps. 
Solstice  d'été. 
Kquinoxe  d'automne. 
•Solstice  d'hiver. 


Solstice  d'hiver. 

Kquinoxe  de  printemps.    31  juill.  1887 

Solstice  d'été. 

Équinoxe  d'automne. 

Solstice  d'hiver. 

Kquinoxe  de  printemps 

Solstice  d'été. 

Kquinoxe  d'automne. 

Solstice  d'hiver. 

Kquinoxe  de  printemps 

Solstice  d'été. 


Kquinoxe  de  printemps.    Équinoxe  d'automne, 
Solstice  d'été.  Solstice  d'hiver. 


I.niisîituile 

D.itcs.  il  miili. 

V  sept.  1877  357»  1' 

G  mars  1878  8G  53 

21  sept.  1878  17G  'lO 
'2-2  mars  1879  267  0 
l 'i  août  1879  356  25 

22  janv.  1880  87    1 

8  août  1880  176  'iS 
0  fév.  1881  267  3 
2  juil.  1881  357  5 

9  déc.  1881  87  3 
26  juin  1882  176  49 

25  déc.  1882  267  5 
19"  mai  1883  356  31 

26  oct.  1883  86  35 
13  mai  1884  176  52 
10  nov.  1884  266  .32 

5  avril  1885  356  33 

12  sept.  1885  86  38 
31  mars  1886  176  54 
28  sept.  1886  266  3i 
21  fév.  1887  356  34 

86  40 

16  fév.  1888  176  57 
15  août  1888  266  37 

8  janv.  1889  356  36 

17  juin  1889  86  41 

2  janv. 1890  176  32 

3  juill.  1890  266  39 
26  nov.  1890  350  40 

5  mai  1891  86  44 

20  nov.  1891  176  34 

20  mai  1892  266  41 

13  oct.    1892  356  41 


n\lcrvallos 
en  jours. 

160 
19!) 
1S2 
1Î5 
IGl 
199 
182 
146 
160 
199 
182 
l'i5 
160 
200 
181 
146 
160 
200 
181 

r.(i 

160 
200 
181 
146 
160 
199 
182 
liG 
160 
199 
182 
140 


liâtes  des 
uppixitious. 

5   sept.    1877 


i;!  nov.   ISTO 


26  déc.   1881 


janv.  1884 


6  mars  1880 


11  avril  1888 


27  mai  1890 


4  août  1892 


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  oîi  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  lliémi sphère  austral;  celle  de  1870, 
89  jours  après;  celle  de  1881,  17  jours  après  l'équinoxe  d'automne;  celle  de  1884, 
103  jours  avant  le  solstice  d'hiver;  colle  de  1880,  lô  jours  avant;  celle  de  1888, 
.-i.j  jours  après;  celle  de  1890,  37  jours  avant  l'équinoxe  d'automne;  et  celle  de  1892, 
76  jours  après.  La  série  des  oppositions  parcourt  ainsi  tout  le  cycle  d^s  saisons  et 
les  observateurs  ont  chaque  fois  des  aspects  différents  sous  les  vfux. 


ij;s  SAISONS  si:i(  la  im.am.ii.  .\iau>  02:. 

li  inclinaison  du  <^h)\)c  de  Mars  étant  do  i'v'yl'  et  la  longituilo  liélloccntiiiiM»,'  de 
kl  planète  à  ses  solstices  dtant  350" 48'  pour  le  solsti<-e-  d'été  de  riicniisphére 
austral  et  17G"  if<'  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 
do  la  latitude  australe  21° 5-2' et  par  ITC°iSde  longitude,  et  au  solstice  d'été  boréal 
au  zénith  de  la  latitude  •?'i"r)2'et  par  350" '18' 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  tropi<[ues  du  Cancer  et  du  Capricorne,  les  cercles  ana- 
logues de  la  sphère  de  Mars  sont  donc  les  tropiques  du  Lion  et  du  \'erseau.  Quant 
aux  noms  réels  qu'ils  peuvent  porter  chez  nos  voisins  du  ciel,  il  serait  superliu 
de  les  chercher. 

Les  durées  que  nous  venons  de  donner  pour  les  saisons  de  Mars  sont  exprimées 
en  jours  terrcsta'cs.  Il  n'est  pas  moins  intéressant  de  connaître  ces  durées  en 
jours  martiens.  Or  nous  avons  vu  que  la  durée  do  la  rotation  sidérale  de  Mars  est 
2i''37'»22',0(j  et  que  le  jour  civil  do  Mars  est  de  24'' 3'J'"  35'.  II  y  a  C68,G  de  ces 
jours  civils  dans  l'année  de  Mars. 

Ces  6G8,G  jours  martiens  de  l'année  tropique  se  partagent  les  saisons  dans  la 
proportion  suivante  : 

Durcc  des  saisons  en  jours  martiens. 

['  De  l'équinoxe  de  printemps  austral  au  solstice  d'été  suivant..  1 42  j 
2»  Du  solstice  d'été  austral  à  l'équinoxc  d'automne  suivant..   156  ) 

3'  De  l'équinoxe  d'automne  austral  au  solstice  suivant 19i  ^ 

4°  Du  solstice  d'hiver  austral  à  l'équinoxe  suivant .   I7G  P 

L'inclinaison  do  l'a.xe  de  rotation  de  la  planète  Mars  étant  peu  diiforcnlo 
do  celle  de  l'axe  terrestre,  les  saisons  qui  en  résultent  sont  sensiblement  du 
même  ordre  que  les  nôtres,  quoique  près  de  deu.x  fois  plus  longues.  Le? 
tompôraluros  dépendent  d'ailleurs  de  la  constitution  de  l'atmosphère.  Si 
par  exemple,  cotte  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,  dos  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.  Il  peut  en  résulter  —  et  l'observation  prouve  qu'il  en  ré- 
sulte, en  efîot.  —  des  températures  lou  des  conditions  délat)  comiiarablos 
aux  nôtres. 

L'excentricilo  do  rurbile,  si  considérable,  jouo-l-clle  un  rôle  dans  l'ia- 
lensité  relative  des  saisons  de  chaque  hémisphère  i* 

Examinons  d'abord,  comme  poinl  do  comparaison,  los  saisons  do  la  Torif. 


.•sec.  I.  \    ri.ANKTi;    MAKS. 

A.    —    SArsONS    ET    OLIMATS    DES    DEUX    HÉMISPHÈRES   TERREj^TRES. 

Lorbite  terrestre  iiest  déjà  plus  uue  circonférence,  mais  une  ellipse  mar- 
quée. Lexcentricité,  c'est-à-dire  la  distance  du  centre  de  l'orbite  elliptique 
au  foyer,  en  unités  dudemi  grand  axe,  est  0,01677.  En  admettant  i4'J  millions 
de  kilomî?tres  (-  étant  8",  82)  pour  ce  demi  grand  axe  ou  distance  moyenne, 
nous  voyons  que  cette  valeur  est  de  •2  498730  kilomètres.  La  Terre  est  donc 
de  4997460  kilomètres  plus  proche  du  Soleil  au  périhélie  qu'à  laphélit'.  On 
a  pour  ces  distances  : 

Distance  périhélie 0,98323  146501-270  kilomètres. 

Distance  moyenne..   .   .     l. 00000  149000000  » 

Distance  aphélie .. .  L01677  15149S730  » 

r.ette  excentricité  étant  environ  ^V  de  la  distance  moyenne,  le  Soleil  est 
il  environ  -j^  pl^is  près  de  nous  au  périhélie  qu'à  l'aphélie.  Comme  la  lu- 
mière et  la  chaleur  solaires  irradient  dans  toutes  les  directions  tout  autour 
du  Soleil  et  se  répandent  en  divergeant  sur  la  surface  dune  sphère  qui  va 
toujours  en  s'agrandissant,  l'intensité  de  cette  lumière  et  de  cette  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  expose 
au  soleil  reçoit  au  périhélie  ^  ou  ^  plus  de  chaleur  qu'à  l'aphélie  (',. 
La  proportion  est  à  peu  près  de  106,5  à  100. 

La  Terre  passe  au  périliélie  le  1"  janvier  et  à  l'aphélie  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  coté  de  l'ellipse,  et  nos  étés  moins  chauds.  C'est  le  contraire  pour 
l'autre  hémisphère.  Il  semble  donc  que  le  pùle  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  que  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,  jjar  exemple,  Teau  des  mers  ne  s'échauffe 
jamais  à  plus  de  29",  même  sous  les  tropiques  (Hu.mboldt,  Mélariges.  p.  441  ), 
Si  ce  sont  des  forêts,  la  températui-e  du  sol  pourra  s'élever  à  36"  ou  40°;  si 
c'est  du  sable  aride,  elle  pourra  atteindre  60"*  et  même  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 

6-2\5       "31    s      961 

l5y;  ==  -^  p^"  p^^^  [m)  =  [w)  =  îHxi     ■•"     yù     ^'"     r:- 


i.HS  SAISONS  sLi{  I.  V  i'i.AM:ii;  MAUs.  .•>•.': 

(  oMcluio  diiu  [tnini  de  vue  <'xcliisiveiuenl  ^'é(»méln«iiK'.  l/lK-iuisplièr»'  tr-i- 
leslre  austral  est  surtout  aquati(|ii<'. 

Ainsi,  à  l' époque  du  solstice  d'hivL'r  de  notre  li<'mis|.lii'M-r-.  qui  se  trouvr 
actuellement  voisin  du  périhélie  et  n'en  diffère  que  de  1 1  jours  en  position, 
le  glo])e  terrestre  reçoit  par  jour  le  maximum  de  chaleur  (ju'il  puisse  recevoir 
du  Soleil.  En  ce  solstice  de  décembre,  c'est  le  pôle  austral  qui  est  exposé  au 
soleil  et  ccsl  l'hémisphère  austral  qui  a  les  jours  les  plus  longs.  Géométri- 
quement parlant,  ses  étés  devraient  donc  être  plus  chauds  que  les  nôtre?. 
Au  solstice  de  juin,  c'est  notre  hémisphère  Loréal  qui  est  exposé  au  soleil, 
mais  à  la  plus  grande  dislance  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  l'aphélie,  et 
qu'elle  en  reçoive  plus  de  chaleur,  si  l'on  considère  une  moitié  entière  de 
i'orbite,  par  exemple,  la  moitié  comprise  entre  l'équinoxe  de  septembre  et 
l'équinoxe  de  mars,  on  constate  que  la  quantité  de  chaleur  solaire  reçue  est 
la  même  pour  les  deux  moitiés;  eUe  n'en  reçoit  pas  davantage  du  21  sei>- 
tembre  au  20  mars  que  du  20  mars  au  21  septembre. 

Sans  doute,  il  y  aurait  une  différence,  si  les  saisons  t-taient  d'égale  durée. 
Mais  le  mouvement  de  notre  planète  le  long  de  son  f»rbite  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  ta  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  : 

Diiréo  lies  saisons  terrcstr'-' 
lli.'ini>i>hiTe  burcal. 

Prinlemps.. .                .     02»  21''  /  , 
Ét.> 93  14     i'^^"' 

Automne 89  19    <,-,.,,, 

Hiver...  89    0    i 

C'est  le  contraire  pour  l'autre  hémisphère. 

Le  Soleil  reste  donc  huit  jours  de  plus  sur  Ihémisphéie  boréal  que  sur 


528 


LA    PLANKTK   M  A  11  S. 


riiémisplièro  austral.  La  Torre  met  liuiL  jours  tic  plus  pour  aller  de  l'éijui- 
iioxc  de  mars  à  l'équinoxe  de  septembi'C  que  pour  aller  de  léquinoxe  de  sep- 
tembre à  celui  de  mars.  Mais,  si  l'on  examine  le  globe  dans  son  ensemble, 
on  trouve  que  la  compensation  est  exacte  :  le  Soleil,  malgré  ses  variations 
de  ilistancc  périhélique  et  aphclique,  restant  plus  longtemps  sur  une  section 
de  l'orbite  que  sur  lautre,  verse  exaclcmeut  sur  cbacune  d'elles  la  môme 
quantité  de  cbaleur. 

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,  en  remplaçant  le  temps  par  les  angles.  Ainsi,  en 
allant  de  A  cnB  f//^.258';,  dans  la  section  de  l'orbite  la  plus  proclie  du  Soleil. 


Êgalilc  de  cluilcur  reçue  pour  des  arcs  égaux. 


la  Terre  ne  reçoit  pas  plus  de  chaleur  en  parcourant  cet  arc  de  90"  qu'elle  n'en 
reçoit  dans  l'autre  section,  en  se  rendant  de  G  en  D  pour  parcourir  un  même 
arc  de  90°.  Seulement,  elle  a  mis  plus  de  temps  pour  parcourir  le  second  arc 
que  le  premier. 

La  quantité  de  chaleur  rcrue  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  ten-estre  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,  (jue  ce  soit  de  A  en  B  par  l'aphélie  [lig.  2.j9i  ou  de 


LliS  SAISONS  suit    I.A    l'LANKII':   .MAIIS. 


r)2'.) 


15  (.Ml  A  [liir  le  i>érili61ii'.  tuulo  plain'li;  reroil  du  Soleil  la  lacuic  tiaaulilu  de 
chaleur,  ([11(3  ce  soit  du  côb'  du  périhélie  oa  ilu  côté  di.'  l'aphélie. 

Il  en  résulte  ([ue.  duranl  l'année  cnlicrc,  clia([ai,'  héuiisphérc  rcijoil  la  niéiiic 

Kig.  251». 


Pirihélic 


Aphélie 


La  Terre  rci;ait  la  même  nuantile  de  chaleur  tic  A  en  B  ^ue  tic  15  (  [lenliélie   tu  A.  par  l'apliélie. 

(juaiilité  de  chaleur  solaire,  qur-llc  que  suit  la  posilioa  des  équinoxes  sur 
l'orbite  et  quelle  que  soit  Texcentricilé. 
Si  nous  considérons  encore  yfuj.  :200i  des  arcs  parcourus  en  temps  égaux. 


Les  quantités  de  chaleur  rei:iie  sont  proportionnelles  aux  arcs. 

par  exemple,  en  un  mois  de  périhélie  ;CDj  et  un  mois  d('  l'aphélie  (El'i,  la 
quantité  de  chaleur  reçue  sera  proportionnelle  à  l'arc;  dans  le  premier  cas. 
l'arc  est  de  90"  et,  dans  le  second,  de  G"  :  la  proportion  serait  de  15,  c'esl- 
à-dire  que,  dans  l'ellipse  décrite,  l'astre  recevrait,  en  un  mois,  quinze  fois 
moins  de  chaleur  à  l'aphélie  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  (|uanlité  de  chaleur, 
n'empêche  pas  les  contrastes  causés  par  les  diirérences  de  dislances  du  péri- 
hélie et  de  l'aphélie. 

l"'L.\Mii.\nio.\.  —  Mnrx.  34 


530  LA    l'I.A.NÉTi:    M  A  H  S. 

La  Terre  reroit  plus  de  clialour  au  [iciilu-Iic  (|u';t  l'aiihclie,  eu  raisuu  in- 
verse du  carré  de  la  distauce. 

L'hémisphère  e.\i)Osé  au  Soleil  dans  la  section  du  périhélie  est  l'avorisé 
dans  la  même  proportion.  Xous  avons  vu  qiie  celte  proportion  est  de  Z^. 

Elle  pourrait  être  beaucoup  plus  grande.  On  peut  imaginer  des  ellipses 
allongées  de  telle  sorte  que  cette  proportion  y  devienne  ,'u,  1.  '7,  2.  5,  10,  20 
et  davantage.  La  comète  de  ilalley,  par  exemple,  a  pour  cxcejilrciilé  0,1)073 
[jlg.  "201  '.  son  demi  grand  axe  étant  de  18,00,  ce  (]ui  représente  J7,  il  pour 
celte  excentricité:  la. distance  aphélie  est  de  35,  il  12,  la  distance  périhélie, 
0,5889  ;  la  comète  est  donc  00  l'ois  plus  proche  du  Soleil  au  périhélie  (]u'à 


Fig.  2G1.  —  Excentricité  de  Torbitc  du  la  comctc  de  Ilalley, 

l'aphélie,  et  par  conséquent,  reçoit  alors  3G00  fois  plus  de  chaleur.  Imaginons 
({uece  soit  là  l'orbite  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 
Ihémisphère  aphélique  passant  dans  l'ombre  au  périhélie.  Sans  doute,  les 
planètes  n'ont  pas  des  excentricités  pareilles.  Cependant  celle  de  la  petite 
j)lanète  .Etlira  est  de  0,  38,  plusieurs  autres  dépassent  0,  30,  celle  de  Mercure 
est  de  0,  2056,  et  celle  de  Mars  est  de  0,09320. 

Examinons  maintenant  chaque  hémisphère  séparément  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  l'été.  1  Xous  appelons  ici  hiver  les  six  mois  compris  de  l'équinoxe 
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. 
Il  est  évident  que  si  la  Terre  avait  son  axe  perpendiculaire  à  l'orbite,  comme 
Jujjiter,  il  n'y  aurait  pas  de  saisons  du  tout. 

L'inclinaison  de  l'équateur  terrestre  sur  l'écliptique  est  de  23''27'  et  varie 
dans  le  cours  des  siècles  entre  21^58'36"  et  24°35'58''. 

S'il  est  vrai  de  dire  que  la  chaleur  reçue  par  la  Terre  entière  de  l'équinoxe 
de  printemps  à  l'équinoxe  d'automne  est  égale  à  celle  qui  est  reçue  de  l'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  SAISONS  sfH  I.  A  im.am:ti:  m  vus.  ÔJl 

En  fait,  ce  rapport  est  très  inégal.  Si  l'on  représenle  par  lUO  la  (inanlilé 
totale  de  chaleur  solaire  rcrne  par  un  hémisphère  dans  le  cours  de  lannée. 
G3  pour  100  appartiennent  à  la  saison  d'été  et  'M  nmir  JOO  à  la  saison 
d'hiver ('  . 

(')  Sir  Roiiert  IJai.l.  TIu;  cause  of  an  tce  luje.  IS'Ji;  -  \Via.\Kii,  t'cbcr  tlic  Sldrhc 

der  Z^es/j-a/i/jn(g,Zeitschrift  (lerCXistcrreichischeinGcselIschnltfiir  Météorologie,  1870. 

211 
Soit   —  la  (|nantité  de  chaleur  solaire  tombant  perpendiculairement  sur  une  surface 

égale  à  la  section  de  la  Terre,  à  la  distance  moyenne  a,  dans  l'unité  de  temps; 
Soit  ô  la  déclinaison  Ijoréale  du  Soleil. 
La  proportion  re<;ue  par  l'Iiéniisplière  nord  sera 

77  J  -+-  smo, 
et,  par  Phénusphère  sud. 

A  la  distance  r,  et  dans  le  temps  (//,  la  chaleur  reçue  par  l'iirmi-idieic  nord  sera 


mais  uuus  avons 

d'où  l'expression  devient 

D'autre  part. 


—  .  I  ■  -  sin'>^  dl: 


V'(ll)  =  h  (II. 

"       -.         •    ^^  ,, 

T  =^  i  1  -h  sino  1  ((0. 

sino  =  sinOsins. 


e  étant  l'obliquité  de  l'écliptique. 

La  chaleur  totale  reçue  par  riiémispliére  boréal  de  l'équiiiuxe  de  |irintemps  à  1  equi- 
noxc  d'autonuie  est  donc 


/  ^{1   -siiusinO)(ZO  =  ^(it^-2.sinî; 


De  ces  formules  résulte  le  théorème  suivant  : 

Soit  2E,  la  quantité  totale  de  chaleur  solaire  reçue  on  une  anni-c  sur  la  Terre  entière. 
Cette  quantité  se  i>artagc  comme  il  suit  : 


Eté  :      L  - 


Hémisphère  boréa 


/    Hiver  :  E  - — ^ 


Il  î 


Les  formules  sont  les  mémi\s  ptnir  l'éti'  et  l'hiver  de  l'hémisphère  au>tral. 
Pour  £  =  23'27',  on  trouve  que  la  chaleur  reçue  pendant  l'été  (d'un  équino.xe  à  l'autre) 
de  chaque  hémisphère  est  0,627  E,   tandis  que  la  chaleur  correspondant  à  l'hiver  est 

0,373  E  (*).  Le  rapport  est  presque  -.  Si  chaque  hémisphère  reçoit  dans  l'année  une 

quantité  de  chaleur  solaire  reitrésentéc  par  3G5  unités,  l'été  sera  représenté  par  229  ol 
l'hiver  par  13G.  Ces  nombres  sont  indéi)endants  de  l'excentricité  de  l'orbite. 

n.  141.59 +  2.3970'.  sin  :  =  9,5998-2 

ti,-ÎH.y2  "  -  0.3979'i 

■2.-,ini  -0,790&S  / 

"  "^'*''''-  K^i='^'^'' 

i),  llly'.i  — O.Î'J08S  =  -',:J4J7i  :"i,'28:t-'      ".'.'■' 


532  I.A    IM.ANKii:   .\1.\I5S. 

On  pcul  exprimer  ce  même  rapport  aulreiiioul.  Si  l'on  prend  pour  unilc  la 
chaleur  moyenne  reçue  chaque  jour  du  Soleil  par  un  hémisphère  terrestre, 
la  ijuanlilê  annuelle  sera  représentée  par  le  nombre  305.  Sur  cette  quantité, 
'220  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  rhéinisphore  boréal,  nous  trouvons  que  les  2^9  unités  de 
son  dtc  sont  répandues  sur  ISO  jours,  ce  qui  donne  uuc  moyenne  diurne  de  1,21  ; 
et  que  les  136  unités  de  chaleur  de  son  liiver  sont  répandues  sur  179  jours,  ce  qui 
donne  une  moyenne  diurne  de  0,  7.'). 

Nous  avons  donc  pour  rhémisphère  boréal  : 

Clialcur  moyenne  diurne  rerue  en  élé  (18G  jours) I,2i. 

Clialcur  moyenne  diurne  reflue  en  hiver  (  179  jours) 0,75. 

C'est  le  contraire  dans  rbénnsplièrc  austral. 

li"hcuiisphèrc  boréal  jouit  donc  acluellcnient  d'une  situation  tcuipéréc.  l/hénii- 
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. 


15.  —  Saisons  et  climats  des  deux  iiÉMisPHÈnES  de  Mahs. 

Cette  excentricité  est  de  U, 09326,  le  demi  grand  axe  étant  1 ,  52369  ;  elle  est 
donc  représentée  dans  l'orbite  de  Mars  par  le  nomhre  0, 1  i2099'j5. 
Nous  avons,  pour  les  distances  de  Mars  au  Soleil  : 

ICn  kilomètres 
ixjur  r.  =  8",S-.>  =  1  if)  000  000''"'. 

Distance  périliélie 1,3815920 205  857  000  <>.-,[  j~. 

Distance  moyenne .     1 ,5236913 227  030  000  j  ^       "  '.  -42  3iC 

Distance  apliélie 1,0657907 2i8  203  000  ^  '1  1~3  ) 

La  différence  entre  le  périhélie  et  l'aphélie  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  dislance  entre  les  deux  foyers)  est  de 
7^  au  lieu  de  ç-V  comme  pour  la  Terre,  la  différence  entre  le  périhélie  et 
l'aphélie  est  de  y—y^^,  et  la  différence  entre  la  chaleur  reçue  dans  les  deux  po- 
sitions extrêmes  est  le  carré  de  ce  dernier  nomhre,  soit  presque  un  demi  : 
vÎt.  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  l'axe  de  Mars  est  situé  de  telle  sorte  que,  de  même  (]ue  pour  !a  Terre  . 


LES  SAISONS  S('l{  I. A    Pr.AM.Ti:   MAKS.  .'.3:1 

c'osl  riiéinisphèro  auslral  ((ui  l'sl  luuriié  vers  lo  Soleil  au  |)t''iiliflie.  Cet  In'-- 
misplière  austral  doit  duiu',  eu  une  propdrtiuii  licaucoup  plus  ;:rando,  avoir 
(les  élés  plus  chauds  ({ue  ceux  do  riiéniisphèro  l)or<';il  el  des  hivers  plus 
froids. 

Par  suite  do  cette  plus  grande  exccnlricito,  les  dlirr-rences  entre  la  Ion- 
gueur  des  saisons  sont  beaucoup  plus  nianiuécs  sur  Mars  ([uo  sur  la  Terre. 
Nous  avons  vu  plus  haut  que  la  Terre  eniploio  181)  jours  1 1  heures  pour  aller 
de  Téquinoxe  de  mars  à  l'équinoxe  de  septembre,  et  huit  jours  de  moins,  soit 
178  jours  19  heures  pour  aller  do  l'équinoxe  de  septembre  à  celui  de  mars. 
Sur  la  planète  qui  nous  occupe,  la  disproportion  est  beaucoup  plus  grande. 

La  saison  chaude  do  riiémisphi'ro  boréal  compte  381  jours  terrestres  ou 
370  jours  martiens,  tandis  que  la  saison  froide  ne  compte  que  30G  jours  ter- 
restres ou  208  jours  martiens.  Il  y  a  7-4  jours  martiens  de  diirérence  (sur  GG8, 
en  faveur  de  cette  section  do  l'orbite,  de  morne  que  sur  la  Terre  il  y  en  a  8 
(sur  305).  La  disproportion  est  donc  très  grande  entre  la  Terre  et  Mars  au 
point  do  vue  de  l'excentricité.  Sur  Mars,  les  deux  moitiés  de  l'année,  sépa- 
rées par  les  cquinoxes,  sont  dans  le  rapport  de  10  à  1."). 

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,  (juant  à  la  dislribulion  do  la  chaleur  relativement  à  chaque  hémi' 
sphère  ('). 

Si  l'on  représente  par  100  la  quantité  de  chaleur  totale  re(juc  par  la  planète 
Mars  dans  son  cours  annuel  autour  du  Soleil,  cette  quantité  est  partagée  en 
deux  parties  très  inégales.  Chacun  de  ses  deux  hémisphères  reçoit  pendant 
son  été  03  pour  100  de  la  chaleur  totale,  et  seulement  37  pendant  son  hiver. 
On  voit  que  c'est  la  mémo  proportion  que  pour  la  Terre.  Il  n'y  a  de  diffé- 
rence que  dans  les  millièmes.  En  effet,  rinclinaison  de  l'axe  est  à  peine  su- 
périeure. 

L'année  martienne  se  compose  de  C87  jours.  Si  nous  représentons  par  le 


[')  Pour  riiémis]ilièro  bonvil  : 


-■,,.         „  it--2sin24°52' 
Lite  :       lîi  - 


Hiver  :  E  ""- 


2it 
—  '2  siii2'i"")î' 


Été  :  Ilivei-  : 

siii24»  52' =9,62377 

>i  =0,42051  7C-2JI  =2,30057 

2n  =  0,84102 
,r  4-2)1  ^.3,98201  z  —  'in 

2ir  -  6,28.318  ■>-      ~  ^'"^^'^ 

"-T-^J^  -0,034 


534  I- A    PI.ANKTI-    MA  US. 

nomlnv  GS7  les  unités  d*^  chaliMir  ivriies  ]>;ir  chaijuc  llomi^illll(''ro  pondanl 
l'année  entière,  TcMé  de  cha(jue  liéniisplière  recevra  i3()  de  ces  unités  el 
l'hiver  551. 

Remarquons  maintenant  qu'il  y  a  une  grande  inégalité  de  durée  entre 
l'été  et  l'hiver  de  chaque  hémisphère.  Pour  l'hémisphère  austral,  l'été  dure 
306  jours  et  l'hiver  '381.  La  chaleur  diurne  moyenne  reçue  par  cet  iK-nii- 
sphére  est  donc  de 

430  unités  de  rlinhnir  répandues  sur  30G  jours, 

ce  qui  lui  donne  pour  chaque  jour  :  1 . 4-3. 
En  hiver,  cet  hémisphère  re(;oit 

l'A  unités  de  rlialeur  r('iirnulucs  sur  381  jours, 

ce  qui  lui  donne  pour  chaque  jour  :  O.dG. 

La  différence  est  considérahle.  Si  les  conditions  météorologiques  de  Mars 
étaient  les  mêmes  que  celles  de  la  Terre,  cet  hémisphère  suLirail  une  époque 
glaciaire.  Il  est  prohahle  que  la  neige  y  est  heaucoup  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  j(nirs  et  un  hiver  de  306.  La  chaleur 
diurne  reçue  par  cet  hémisphère  est  donc  pour  son  été  de 
•'i3G  unités  de  chaleur  répandues  sur  3<S1  jours, 

ce  qui  lui  donne  pour  chaque  jour  :  1,14. 
Et  dans  son  hiver,  cet  hémisphère  reçoit 

^51  unités  de  chaleur  répandues  sur  30G  jours, 

ce  qui  lui  donne  pour  chaque  jour  :  0,8-2. 

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  même 
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'hémisxthère  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  xdus  d'eau  dans  l'hémisidière  austral  martien  que  dans  son  hémisphère 
boréal. 

Huelles  indications  les  observations  nous  fournissent-elles  sur  ce  point? 

C'est  ce  que  nous  allons  oxaminer. 


I.I'S   SMSONS   SUH    I. A    l'f.  WIITT    M  VMS.  .-.jr. 


(!.  —  Oiisi;uvATiONs  c.viTKs  SLT.  LES  NicicKs  poLAinKS  i)\:  Mahs. 

Dès  r.inndo  17S1,  William  Ilerschol  avait  déjà  romaniuo  les  variations  des 
neiges  polaires,  correspondant  aux  saisons  de  la  planète.  Eu  mars,  juin  et  juillet 
de  cette  année-l;\.  la  tache  polaire  australe  se  montra  six  fois  i)lus  large  en  dia- 
mètre qu'aux  mois  de  septembre  et  d'octobre.  Dans  les  premiers  mois,  «  elle 
devait  s'étendre  jusqu'au  GO'^'  dcgrd  de  latitude  »  et  mesurer  un  arc  de  grand  cercle 
égal  ;\  00". 

Les  anni'cs  1781  et  1783,  des  observations  dllerschel,  étaient  des  années  d'op- 
position pi'-rihéliquo,  dans  lesquelles  Mars  incline  vers  nous  son  pôle  austral.  Le 
pôle  nord  na  pu  être  qu'imparfaitement  observé. 

11  en  a  été  de  môme  en  1798,  pendant  les  observations  de  Sclirœter,  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'IIcrschel  et  de  Schrœtcr  ; 

Neige  australe.  1781    \V.  IIi^uscnEi,;. 

Arc  .irûocentrifiue. 

Juin r.0° 

Octobre 10 

Neige  australe.  ITOS  (SniimHnnTi  :. 

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  p('rih<:''lique.  et  c'est  encore  b- 
pille  austral  qui  est  observé. 

Neige  australe.  1830  (Bnnn  e(  MÀnLiMi; 

LiititiicU- 
Date  en  !)ii|iposaiit  !<■  )inlc  nnyoïi 

(les  observation^.  :iii  n'utr.v  .le  la  tadir.  ni.nmètre. 

31  août .s:;.;:  0"53'  ii'-'tC 

10  septombi-p  .    .  Si. 15  .j.'iT)  ll.3(i 

15            »           ...  8G.25  3.35  7.1.0 

2  octobrp 8G.50  3.10  G. 20 

5        ..       87.  7  2.53  5./|G 

20        »       85. .W  'i.    I  s.  2 

Le  solstice  austral  de  Mars  a  eu  lieu,  en  1830.  ]o  18  .septembre. 

Ces  observations  ont  été  faites,  comme  on  le  voit,  vers  lépoqucdu  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  considc'rablemont 
jilus  grande  lorsiiuolle  est  éloignée  de  son  solstice  d'été. 


:,3G  I.A    PLANKTi:    MARS. 

La  j'i-oinière  cowparnisou  que  nous  puissions  faiic  dos  neiges  boréaloi  et  au- 
strales est  fournie  par  les  observations  de  Bcer  ot  Miidler  en  1837;  ce  sont  des 
dpoques  d'oppositions  aphéliqucs,  pendant  lesquelles  la  planète  nous  présente 
sou  pi'dc  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  jtartie  suppléé  à  cet  éloignement  en  se  servant  d'un 
instrument  beaucoup  plus  puissant  que  le  premier,  supportant  un  grossissement 
double  et  ayant  six  fois  plus  de  lumière. 

H  Dans  toutes  les  observations,  sans  exception,  écrit  MiUller,  du  12  janvier  au 
'2i  mars,  la  tache  blanche  du  pôle  boréal  a  été  visible  i\  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  jiu  croire  que  la  planète  était,  à  cet  endroit-là, 
couverte  par  une  autre  planète.  Une  tache  foncée  l'entourait. 

»  On  a  pu  reconnaître  une  trace  certaine  de  la  neige  australe.  IJn  raison  do 
l'inclinaison  de  ce  pôle,  alors  invisible  pour  la  Terre,  il  fallait  que  cette  neige 
atteignit  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  : 

DiamctiT. 

Neige  australe,  1830.  Solstice  d'été 6°  rr 

»  1837.  Solstice  d'hiver 70  ±:  ». 

Mais  les  observateurs  peuvent  avoir  pris  les  iles  neigeuses  australes  pour  le 
pôle. 
Q:iant  aux  neiges  boréales,  les  mêmes  observateurs  ont  trouvé  : 

1837.     12  JMiivirT,      0  ,27    du  diamètre  do  la  planète, 
(lU    31°,  i    du  globe  de  Mars, 
ou    lï°,  ■)    de  latitude  pour  sa  limite 

Ainsi.  "  la  neige  boréale,  en  1837.  à  l'époque  de  son  été,  était  beaucoup  plus 
étendue  que  la  neige  australe  en  1830,  ù,  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  «  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  : 

Herschcl.  Sclirrcter.  MikIIit. 

'Pôle  sud.  Variation 10°  à  G0°  G"  à  ôÛ"  G°  à  70° 

Les  maxirna  sont  très  incertains.  Les  observations  continuèrent  en  1839  pour 
la  neif:e  boréale. 


l.i:S   SAISONS   Sl'K    I, A    IM.AM.Ii:    MARS.  537 

Neige  boréale,  1839. 

rilitiid.-. 


2G  f('-viicr.    .     . 

78»  33' 

1"  avril.. 

SO.'iS 

10        »     

S2.2() 

1"  iii;ii 

81 

ll.iyiin. 

Dlanifctrp 

I1-27' 

22«.JV 

•.).12 

18. 2i 

7.i() 

1.0.20 

•J.  0 

18.  0 

'.  'l'aiidis  que  la  neig(^  aiislralc  climiiiiio  jusqu'à  i>  do  diamètre,  la  boréale 
aurait  encore  à  son  maximum  15°,  c'est-à-dire  une  surface  cinq  fois  plus  considé- 
rable. »  Bcer  et  Mildler  estiment  que  le  minimum  de  cliaque  tache  arrive  j^  d'an- 
née après  le  solstice  d'été  de  chaque  pôle,  ce  qui  correspond  aux  T^  juillet  et 
IC  janvier  do  notre  calendrier. 

Pendant  l'opposition  de  1802,  analogue,  pour  la  présentation  do  la  planète,  i\ 
celles  de  17S3,  17'JS  et  1830,  lord  Rosse,  Lockyer  et  Lassell  ont  observé,  à  leur 
tour,  ces  neiges  polaires.  Leurs  observations  donnent  les  résultats  suivants  : 

Neige  australe.  1SC2. 

Solstice  d'ct(}  :  9  se|itemIiro. 
22  juillet 48  jours  avant  le  solstice.  %"  Lord  Rosse). 

Série  de  Lassfll. 

21  octohrf 43  jours  après.      S'C 

23        »       4,')             0  7, G 

25        >         .       .       47             »  8,0 

27        »       49             ..  8,2 

»  8,0 

»  9,3 

»  7.1 

»>  5,ô 

')  8,2 

»  9,1 

n  7,5 

»  9,5 


13  septomhro  . . 

•  •       i  J 

iiIU'S   ,'ljM-è'î. 

20"  0 

20 

..      11 

)) 

l'..3 

22 

,  .      13 

. 

13,0 

24 

.  .      13 

.. 

9,0 

23 

..    k; 

» 

11,1 

27 

.     18 

.) 

9.3 

29 

. .     20 

1) 

1(1.4 

11  octobm 

.     32 

.. 

7,0 

13        ..       

, .     34 

1) 

10, G 

15        "         

.     3G 

» 

9,4 

17        ..       

,.     38 

,. 

9,1 

18        »       

.     39 

„ 

9,3 

1  niivomlire. . . 

01 

■)            »         .  .  . 

.     38 

13             » 

.     GS 

17 

.     70 

18            ..         .    . 

.     71 

22 

75 

8  déceinhrc. . . 

.     !)1 

11            

.     94 

Série  do  Lockvfr. 

17  septembre  .T.. .       8  jours  après.     IS'O                3  octobre  .t 24  juurs  aiirès.  9°5 

17          .)           b...      H             »             13,8                3        »        b 2i             »  8,8 

23          »            a...     14              .)              10,0                 3        ,.        r 2i              »  10,0 

23          »            h...     14             »             12,9                ;)        ..           30             »  11,0 


n.. . 

8  j 

ours 

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M 

13,8 
10,0 

b... 

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11,3 

.) . . . 

IG 

11 

10,0 

b... 

10 

» 

9,3 

23  I)  r...     li  II  12,9  11  I)  32  «  8,4 

23  »  '/...     14  »  11,3  15  I)        a 30  »  7,3 

15  1)  b..   ..  3G  ->  6,8 

25  »  b...     10  »  9,3  18  »  39  »  7,3 

Les  irrégularités  des  déterminations  proviennent  de  la  difliculté  d'une  appré- 
ciation précise  de  l'étendue  exacte  de  la  tache  polaire,  et  aussi  du  fait  quelle  ne 
maniue  pas  juste  le  pôle,  mais  lui  est  excontri([uo  e(  tourne  autour  de  lui,  de 


538  I.V    PI.ANKTi:    M  A  US. 

sorte  qn'oUo  se  itrt^scnto  sous  clifTéronts  anplcs  ù  ruhsorvalcur.  l)ii  voit  toutefois 
que  les  limites  du  diamôtre  de  la  neige  polaire  australe  ont  ('té,  en  18Gv, 

de  3G'  r-,  48  jours  avant  le  solstice. 
à      0*     ,  70  jours  après. 

Kn  IS73,  j'ai  observé  les  neitrcs  boréales,  alors  très  blanches  et  très  nollcmcnt 
terminées  (juin  1873).  Elles  s'étendaient  jusqu'au  80°  degré  do  latitude  et  sem- 
blaient parfois  dépasser  le  disque,  par  un  elTet  d'irradiation.  Quant  aux  neiges 
australes,  voici  ce  que  j'écrivais  :  «  La  région  sud  est  visiblement  marquée  d'une 
traînée  blanche  près  du  bore!.  Est-ce  la  neige  qui  descendrait  jusqu'au  'lO'"  degré 
de  latitude  sud!  Il  est  plus  que  probable  que  ce  sont  des  nuages  >•.  (C.  7v.,p, 278.1 

L'opposition  de  1877  a  été  analogue  à  celle  de  1862  :  périhélie  et  pôle  austral. 
M.  Schiaparolli.  à  Milan,  a  fait  les  observations  suivantes  : 

Neige  australe.  1877. 
Solstice  d'été  :  -IG  septembre. 

"23  août .^4  jours  avant.     28°G  2î  septeniliro. .  'i  jours  avant.  14"7 

28    »     29  .-  23,9  24  «          ..2             »  13,8 

3  septembre 23  -  26,0  2.')  »          ..1             »  11,5 

10         .)          1G  ..  23,9  2G  .)          ..  jour(hisolsticp.\l,b 

10  )'          IG  ,"  18,5  .30  »          ..  4  jours  après.  12,5 

11  •  ...    .  1.')  ■  p  20.2  !"•  octobre 5             »  13,7 

12  »          14  ■■  17,4  2  »       ....  G             »  11,8 

13  i>           13  1G,9  4  ......  8              »  12,7 

14  »          12  ,.  17.4  10  0       ....  14              »  10,4 

15  »          1!  ..  14.1  12  »       ....  IG              »  9,5 

15          .           11  ..-  1G,1  13  »       ....  17             »  9,3 

IG          .-           10  1G,1  li  .....  18              .,  7,0 

18          -           8  19,1  27  »...  31              ).  7,0 

20  ..          ....       G  «  18,5  4  novomliro. . .  .39             »  7,0 

On  voit,  par  cette  série,  qu'en  1877  les  limites  du  diamètre  delà  neige  polaire 

australe  ont  été 

dr>  29".  34  jours  avant  le  solstice, 
à       7".  39  jours  après. 

Lorsque  la  tache  n'était  pas  ronde,  l'observateur  a  sul)stitur  au  diamètre  fie  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  à  le  voir  disparaître  tout  à  fait  un 
jour  ou  l'autre.  Mais  il  n'en  fut  rien.  Pendant  les  mois  de  novembre,  décembre 
et  une  partie  de  janvier,  on  continua  de  le  voir  briller,  et  môme,  au  milieu  de 
décembre,  il  parut  augmenter  et  atteindre  15".  Mais  l'existence  de  ce  cap  polaire 
devenait  de  plus  en  plus  difficile  à  constater,  soit  par  l'obliquité  croissante  de 
la  vision,  soit  par  l'invasion  de  l'ombre,  et  aussi  à  cause  des  nuages  qui  com- 
mencèrent à  paraître  et  à  se  confondre  avec  la  calotte  blanche,  à  mesure  que  le 
pôle  avançait  dans  sou  automne.  Le  minimum  de  la  tache  polaire  paraît  avoir  eu 
lieu  à  la  fin  de  novembre,  soit  deux  mois  environ  après  le  solstice. 


IJ-S  SAISONS  SIU    LA    l'I.ANKTI-:   MARS. 


■>39 


Ce  luiiiiiiiniii  de  7"  est  incoiiii),'\ral)lomr'nl,  plus  polit  que  (ont  fe  qui  arrive  dans 
nos  étds  aux  pùles  toi-rostros.  Les-  glaces  polaires  ne  fondent  pas  et  empêchent 
d'aborder  vers  le  pôle  au  dch'i  du  84"  degrd  de  latitude  vers  le  70"  degré  de  lon- 
gitude ouest  et  au  dch\  du  7.V  degrd  vers  le  IKJ'*  de  longitude  est. 

En  1879,  l'habile  astronome  de  Milan  a  repris  les  mémos  observations,  tou- 
jours pour  ce  pôle  austral  de  Mars,  aujourd'hui  si  bien  connu  de  nous  (bca^ucoup 
mieux,  ou  vcimIi-,  ipie  nos  propres  pôles  terrestres),  et  a  trouvé  : 

Neige  australe,  1870. 
Solstice  (ït'tr  :  li  août. 

.ivs.      fV'l 
11.:. 

'.j.r> 

5.7 
4.4 
4.3 
5.5 
12.0 
li.3 

Les  observations  n'ont  pu  commencer  que  .")'.)  jours  après  le  solstice  et  ont  été 
faites  en  de  mauvaises  conditions,  à  cause  de  l'obliquitt'-  du  pôle  (très  grande, 
notamment  le  28  octobre).  L'auteur  croit  néanmoins  pouvoir  conclure  que  le  mi- 


12  octobre 

.     59  j 

ours  ; 

prrs. 

T'O 

17 

.     01 

11..-. 

IS 

.    r.j 

'.)..'! 

21 

.     08 

8.U 

22        " 

.     09 

1) 

0.7 

23 

.     70 

)i 

9.5 

28        u 

7j 

.. 

3.8 

8  novembre.  . 

.     8G 

» 

4.0 

Il)         » 

.     88 

« 

4. G 

1! 

.     89 

» 

11.0 

17  novnmhrf^    . 

9.'j  joui 

18           ..         .    . 

.      90 

27          .... 

.     105 

28 

.     iOG 

28 

lOG 

29         » 

.     107 

21  dcrcnibro . . 

129 

20          » 

.     I3'i 

2  jiinvicr. ,    , . 

.     lil 

i50  ilot- 


Fi;,'.  2Cy2.  —   Le  pulc  s\i.l  (l-  .Mars  a  l'.poiiue  lUi  ininiiiuiin  dr>  neiges  polairos. 

nimum  a  eu  lieu  dans  la  seconde  moitié  de  novembre,  trois  mois  et  demi  après 
le  solstice  austral.  Grandes  lluctuations  dans  les  dimensions  estimées. 

La  dimension  minimum  a  du  être  de  'i".  Plusieurs  fois,  celte  tache  blanche 
paraissait  sortir  du  disque  par  irradiation,  qui  doit  doubler  la  grandeur  a])])arente. 
Le  diamètre  rdel  serait  donc  réduit  à  ■!".  ou  à  lîO  kilomètres. 

D'après  les  observations  de  Bessel  en  18.10,  Kaiser,  Lockyer  et  Linsser  en  18G2, 
Hall  et  Schiaparelli  cm  1877,  et  ce  dernier  de  nonveaii  en  1870,  la  position  de  la 


ÔIO  I.A   PI..\Ni:TK   MARS. 

neige  polaire  australe,  lorsqu'elle  est  rrdnito  à  sa  plus  petite  dimension,  est  ; 

Distanco  nu  pûlo  céoprrnphiiiuo j".4 

J.ongitiulo 30° 

La  douille  figure  précédente  i  pn.  '202  i  représente  la  neige  polaire  australe  à  ses 
niinima  de  1877  et  1S79. 

Kn  ISSI,  le  polo  austral  se  trouva  juste  au  cercle  tcrminateur,  pendant  l'été, 
Jusqu'au  11  septembre,  où  il  s'inclina  tout  à  fait  dans  riiémispliéro  invisible.  Il 
lut  donc  impossible  de  l'observer  pendant  l'opposition  d'octobre  1881  àavril  1882. 
On  aperçut  parfois  des  taches  blanches;  mais  ce  n'était  pas  lui  :  c'étaient  les 
iles  australes.  En  juin,  il  mesurait  25",  en  juillet,  10°.  Le  solstice  arriva  le  25  juin. 
Sept  mois  après  son  solstice,  en  janvier  et  février,  la  neige  polaire  australo  n'a- 
vait pas  plus  de  10°  de  diamètre,  car  on  no  l'apercevait  pas.  Kilo  n'augmentait 
donc  pas  encore. 

De  18S1  à  1888,  le  pôle  boréal  a  pu  être  étudié  à  son  tour.  Le  pôle  austral  est 
resté  à  peu  près  caché  aux  observateurs  terrestres. 

Pendant  ses  observations  du  30  septembre  1879  au  2'i  mars  1880,  M.  Schiapa- 
relli  avait  remarqué  cinq  ramifications  bien  curieuses,  paraissant  émerger  du  pûlo 
boréal  invisible,  et  disposées  en  couronne  entre  30°  et  -'lO"  de  distance  polaire. 

Pendant  l'opposition  suivante  (1881-82),  on  put  vérifier  si  ces  taches  blanches 
venaient  bien  du  pôle,  car  ce  pôle  se  présentait  à  la  vue  de  l'observateur  ter- 
restre, exactement  sur  la  limite  de  l'hémisphère  visible.  Depuis  le  26  octobre  1881 
jusqu'au  25  janvier  1882,  aucune  neige  polaire  permanente  n'a  pu  être  constatée 
dans  l'endroit  du  pôle;  mais  des  neiges  éparses  en  émanaient,  formant  huit 
rameaux  différents,  dont  plusieurs  occupaient  les  positions  observées  en  1879. 
Ces  rameaux  se  raccourcirent  et  augmentèrent  de  blancheur,  pendant  le  mois  de 
janvier,  et  se  concentrèrent  graduellement  vers  le  pôle.  Le  20  janvier  (on  n'avait 
pu  observer  les  jours  précédents,  à  cause  du  temps),  le  pôle  était  marqué  par 
une  immense  calotte  de  neige,  à  peu  près  ronde,  mesurant  environ  4jo  de  dia- 
mètre, provenant  de  la  concentration,  de  la  coagulation  en  une  seule  masse,  des 
rameaux  dont  nous  venons  de  parler.  Cette  condensation  do  rameaux  de  neiges 
en  une  seule  masse  polaire  n'a  rien  d'analogue  sur  la  Terre.  Cette  phase  de  con- 
centration s'est  produite  vers  le  25  janvier,  c'est-à-dire  cinq  mois  avant  le  solstice 
d'été  boréal,  qui  est  arrivé,  en  1882,  le  25  juin.  L'auteur  a  trouvé  ensuite,  pour 
le  diamètre  de  cette  neige  polaire  boréale  : 

Neige  boréale,  1882. 
Solstice  d'été  lioréal  :  25  juin. 

26  janvier 150  jour.';  rivant  le  solstice    45" 

28        »       lis  »  45 

4  février 141  »  40 

17        »       128  B  30 

27  >^       118  »  20 

10  mars 107  »  30 

4  avril 82  »  20 

10      .)     77  »  27 


Li:S  s  VISONS  s  II!   LA    l'I.  VMill-    .M  A  US. 


51! 


L;i  i)rcci5>ion  n'est  pas  très  i,'ran(Jc,  à  cause  de  l'obliquitû  du  pùle  et  parce  que 
les  limites  n'étaient  pas  toujours  nettes.  Cette  calotte  polaire  n'a  pas  été  seule- 
ment le  rc'sultat  de  la  suppression  des  branches  neigeuses  signalées  plus  haut 


l-'ig.  263.  —  I.e  pùlc  nord  et  rUémisphcre  boréal  de  Mars  eu  1879  et  1881.  Tiainécs  de  neig>.\ 

mais  plutôt  de  leur  contraction  vers  un  noyau  central,  de  leur  accroissement  en 
largeur  eu  même  temps  que  leur  longueur  diminuait,  remplissant  les  intervalles, 
qui  pourtant  restèrent  parfois  visibles  en  plusieurs  points. 

L'équinoxe  de  printemps  de  l'hémisphère  boréal  de  Mui.v  avant  eu  lieu  le 
8  décembre  J88i  et  le  solstice  d'été  boréal  le  -25  juin  188"2,  on  voit  (juc  la  plus 
grande  dispersion  de  la  blancheur  polaire  sous  forme  de  branches  lancées  vers 
léquateur,  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  après  l'équinoxe  de  printemps,  ou  seulement  cinci  mois  avant  le  solstice 
d'été.  Co  maximum  a  correspondu  à  une  calotte  réguliero  do  i'*"  de  diamètre  en- 


:.4-2  LA    IM.AMVli;    M  vus. 

viroii.  conceutrùiiK''  nu  pnk'  nord,  (ini  a  ensuite  iliniiniu'  lentement  en  approcluint 
de  lotc. 

L'astronome  de  .Milan  a  essayé  de  représenter  irranhiquement  {/'nj.  263)  ces 
particularités  de  la  neige  polaire  boréale,  déduites  de  ses  observations  de  novembre 
et  déccrabre  ISSi.  Les  huit  branches  ressemblaient  aux  tracés  esquissés  ici  autour 
de  la  région  polaire. 

De  plus,  trois  stries  blanciuUres,  bien  formées,  et  d'une  largeur  uniforme, 
allaient,  en  tournant,  atteindre  l'équateur  aux  longitudes  5",  95°  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.  Ou  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  l'opposition  de  I88i,  qui  a  donné  au  même  obser- 
vateur les  mesures  suivantes  : 

Neige  boréale,  188i. 

Solstice  d'été  boréal  :  13  mai. 

20  janvier 1 1  i  jours  avant.  3G° 

15  février 80  »  31 

23  mars 51  »  23 

2  mai H  »  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. 

1880.     18  janvier 02  jours  avant  le  solstice.  25" 

20  f(:'vrier 33  »  »  10 

l'i  mars 17  »  <>  0 

28      »     3  »  »  G 

21  mai 51  jours  après.        »  5 

l"  juin 02  y  »  9 

1888.       7  mai SI  -  -  12 

2  juin 107  w  )'  11 

Juillet pou  visible . 

La  tache  a  diminué  rapidement  d'éclat  en  juillet  1888  par  suite  de  l'énorme 
obliquité  de  l'illumination  solaire,  suivie  bientôt  par  son  immersion  dans  la  nuit 
du  pôle.  Le  pôle  boréal  est  entré  dans  l'ombre  le  1."}  août,  jour  de  l'équinoxe. 


LKS  SAISONS  SUK    I.A   l'I.AMMK   MAIlS.  5i3 

D'après  l'eusemble  des  observalioiis,  lu  neige  polaire  boréale  est  centrée  sur 
le  pôle,  taudis  que,  comme  nous  l'avons  vu,  la  neige  australe  est  à  côte. 

L'opposition  de  1890  nous  a  présente  la  planète  avec  ses  deux  pôles  visibles. 
Kn  juin,  juillet,  août  et  septembre,  on  a  pu  voir  en  même  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  ca])  polaire  austral.  J'ai 
trouvé  : 

Neige  australe,  1890. 

Sulslicc  d'étO  aus-lr;d  :  %  nuvcnibro. 

•24  septembre 03  jours  avant  le  solstice.  .30' 

'2  octobre 55  «  »  '25 

9        »      48  »  »  "25 

12  »       35  M  M  -20 

13  décembre  — .   .        17  juins  après.        »  10 
'20  février 80           »                   «  8 

Récapitulons  toutes  ces  observations  : 

VARIATIONS  DE  [.A  NEIGE  l'OLAIUE  ALSTRALE. 

Uianiétrr. 

1781 Max.  (30° 

1798 50 

1830 

1837 70 

1862 30 

1877 2'J 

1879 

1890 30 


VAHIATIOXS  DE    LA  NEIGE  POLAIRE  nOREALE. 

1837-30 Max.  31'  Min.    15°  iJeer  et  Miidler, 

1882 l".                        '>  Schiaparclli. 

1884 Id. 

1886 '                         "i                        Ll. 

Si  nous  éliminons  de  la  première  série  l'appréciation  de  1837,  fondée  sur  une 
tache  blanche  non  identillée  avec  le  pôle  alors  invisible,  les  variations  des  deux 
pôles  deviennent  comparables  entre  elles,  contrairement  à  la  théorie  et  à  l'opi- 
nion de  Becr  et  de  Miidler.  En  effet,  M.  Schiaparclli  a  mesuré  en  1S82,  l.-iO  jours 
avant  le  solstice,  'lô"  à  la  neige  boréale.  Ce  nombre  pont  ne  pas  coïncider  avec  le 
maximum  absolu,  qui  peut  atteindre  .'lO''  et  même  OO".  De  plus,  le  même  observa- 
tour  a  vu  descendre  en  1886,  ce  cap  polaire  boréal  à  ô".  Ces  limites  sont  égalu- 
mcnt  celles  des  neiges  polaires  australes. 


Diamètre. 

Min.  10» 

W.  Ibrschel. 

50 

Sclirœter. 

G 

Béer  et  Madler. 

1) 

M. 

0 

llosso  et  LasscII 

7 

Schiaiiarelli. 

4 

Id. 

8 

Flammarion. 

544  I.  \  PI. am:ti;  m  vus. 

Il  est  fort  possible  que  les  années  ue  se  ressemblent  pas,  sant>  douLo,  iiu'il  y  eu 
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  l'on 
peut  attribuer  ;\  d'énormes  chutes  de  neige.  On  se  souvient  dos  photographies 
prises  par  M.  Pickering,  les  'J  et  10  avril  ISOO  ip.  îOîi.  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  h\  comme  ici  —  mais  moins. 

On  le  voit,  l'ensemble  des  observations  sur  les  neiges  polaires  ne  nous 
conduit  pas  à  conclure  que  l'excentricité  de  l'orbite  ait  pour  résultat  de  faire 
subir  aux  neiges  australes  des  variations  annuelles  plus  considérables  que 
celle  du  pôle  boréal.  Dans  tous  les  cas,  la  dilTérence  est  légère. 

Très  certainement,  il  fait  plus  cJiaudan  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 
complèten:!ent  fondue.  Elle  l'est,  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.  Gomme  sur  la 
Terre,  le  premier  est  surtout  maritime,  le  second  surtout  continental  :  les 
mîmes  lois  géologiques  ont,  sans  doute  dirigé  le  relief  des  deux  surfaces  plané- 
taires^ élevant  le  sol  boréal  au-dessus  du  niveau  moyen,  (^ettc  différence  a 
un  efîet  climatologiquc  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  l'excentricité  et  qui,  peut-être,  le  neutralise  entièrement.  11 
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  au  Soleil  et  l'excentricité  consi- 
dérable de  l'orbite.  Les  neiges  polaires  fondent  en  été,  à  chaque  pôle.  Jjeau- 
coup  jjlus  complètement  que  les  nôtres.  Les  hivers  paraissent  moins  rudes. 
L'èvaporation  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  suit  LA   PLANKTE  MARS.  543 

D.  —  CoxcLusroNs. 

Cette  analyse  comparée  des  saisons  sur  la  Terre  et  sur  Mars  nous  conduit 
aux  conclusions  suivantes  : 

Les  saisons  de  Mars  sont  à  peu  prés  de  mrine  intensité  que  les  nôtres, 
mais  près  de  deux  fois  plus  longues. 

La  saison  chaude  dure  381  jours  sur  riiémisiilierc  boréal,  et  la  saison  froide 
a  la  mrmc  durée  sur  riiéniisphère  austral, 

La  saison  froide  dure  30G  jours  sur  l'hémisphère  boréal,  et  la  saison  chaude 
a  la  nirme  durée  sur  riiémisphère  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  polaires  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  solsticQ  d'été.  De  même  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'écjuateur.  On  a  vu  dans 
l'hémisphère  boréal  des  traînées  en  spirale  venant  du  pùle,  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  offre  les  plus  grandes  analogies  avec 
celle  de  la  Terre  :  ses  conditions  paraissent  plutôt  meilleures.  L'éloigne- 
ment  de  Mars  du  Soleil  et  la  légèreté  de  son  atmosphère,  dife  à  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  Adhémar,  reprise  par  James  CroU  sur 

d'autres  bases,  n'est  pas  conQrmée  par  l'examen  de  Mars.  Cette  planète  a  une 

excentricité  cinq  fois  et  demie  supérieure  à  l'excentricité  actuelle  de  la  Terre, 

Fi..\MM\nioN.     -  Murs.  35 


540  i.  A  ri.ANinH  M  A  us. 

et  celle-ci  ne  peut  jamais  atteindre  celle  de  Mais.  Celle  planète  est  donc  un 
excellent  type  à  étudier  comme  contnMo.  Justement,  c'est  aussi  son  hémi- 
sphère austral  qui  a  son  été  au  périhélie,  et  son  hiver  à  l'aphélie  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 
l'été  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  l'an  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  dupérihélie  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  l'air  y  est  sans  doute  de  moitié  moins 
dense.  Eh  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 
Ijlus  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  noire  propre  globe. 


CHANGEMENTS  ACTUELLEMENT  OBSERVÉS.  547 


CIIAIMTRK  VII. 

CHANGEMENTS  ACTUELLEMENT  OBSERVÉS  A  LA  SURFACE 
DE   LA   PLANÈTE   MARS. 

Le  monde  de  Mars  ressemble  beaucoup  à  celui  que  nous  habitons,  et  c'est 
même  là  ce  qui  nous  intéresse  le  plus  dans  son  étude,  c;u-,  en  général,  nous 
sommes  portés  à  croire  que  ce  qui  nous  ressemble  est  plus  intéressant  (jut> 
tout  le  reste.  Mais,  d'autre  part,  ce  petit  globe  dilfùre  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 
contemporaine.  Nous  signalons  ce  fait  depuis  l'année  1876  {voij.  p.  241). 

Les  observations  prouvent  que  des  variations  considérables  se  manifestent 
réellement  dans  les  aspects  géographiques  de  cette  planète.  Toutefois,  nous 
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  diifércnces  de  visibilité,  d'observation,  ou  d'interpré- 
tation. 

Tout  observateur  de  Mars  sait  combien  la  perception  si\re  des  détails  de 
sa  surface  est  itifficile,  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  mieux  les 
petits  détails;  tel  autre  remarque  une  nébulosité  qui  passera  inapeirue  pour 
son  voisin.  Des  572  dessins  télescopiques  ou  cartes  aréographiqucs  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  Lallon. 

L'analyse  critique  de  tous  ces  dessins  nous  a  convaincu  de  leur  insuffi- 
sance. La  dislance  est  trop  grande,  notre  atmosphère  est  trop  épaisse,  et  nos 
instruments  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,  eu  delinitive,  et  qu'elles  nous  donnent  une  idée  générale  de  la 
planète. 


54S  LA    IM.ANKTK   M  A  US. 

Mais  il  ne  faut  en  prendre  aucune  à  la  lettre. 

Sans  doute,  il  y  a  des  heures  decalme  parfait  et  de  pure  transparence  qui 
donnent  d'excellentes  images  télescopiques.  et  même  récommciit  nous  ve- 
nons d'être  favorisés  (le  ([iicli[nf<-unes  dt' ces  heures  (nuils  du  IT)  au  Kî  juil- 
let 1893,  du  31  au  1"  août,  du  5  au  G  août,  et  du  12  au  13);  mais  on  est  loin 
de  tout  voir, et  même  devoir  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  l'observateur. 

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  diiîé- 
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. 


CHANGEMENTS   ACTUELLEMENT   OHSERVftS. 


5i9 


Eh  bien,  ces  deux  dessiiiïi  sont  très  caractéristiques  par  la  tache  circulaire 
dont  nous  parlons.  L'observateur  romain  la  voit  allongée  du  Nord  au  Sud, 


Fjg.  26i.  —  Dessin  clo  Mars  fait  lo  18  octobre  mi,  à  7''.33'"  (heure  do  Paris),  par  Secchl. 

et  l'observateur  anglais,  allongée,  au  contraire,  de  l'Est  à  l'Ouest.  De  plus, 


Fig.  265.  —  De-sàiii  d-.-   Mars  fait  le  même  soir,  à  S'-O",  par  Lockycr. 

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  gran  bur- 
rasca  in  Marte  «.  Le  second  y  voit  simplement  une  mer  tranquille,  qu'il 
appelle  la  Baltique.  L'impression  des  deux  observateurs  est  totalement  dif- 


550 


I.A   IM^ANliTR   MARS. 


férontc.  Comparez  les  détails  des  deux  dessins,  vous  en  recevrez  la  même 
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  (ftg.  2G6), 
l'autre  par  M.  Perrolin,  à  Nice  [fig.  2G7),  et  tous  deux  à  l'aide  d'excellents 
instruments.  Sans  contredit,  ces  deux  dessins  indépendants  se  confirment 
aussi  l'un  l'autre.  On  voit  sur  tous  les  deux  :  1°  la  mer  du  Sablier  (un  peu  plus 
avancée  vers  la  gauclic,  par  suite  de  la  rotation  de  Mars,  sur  le  second  dessin 


0      \llc-^l 


M 


§  'ê   / 


"rVirrliOc 


Fig.  2CG.  —  Dessin  de  Mars  fait  le  4  juin  1888,  par  M.  Scliiaparelli,  à  Milan. 

que  sur  le  premier  ;  2°  son  prolongement  appelé  Protonilus;  3°  un  golfe  con- 
duisant a  Astaboras;  4°  la  petite  ligne  nommée  Astusapes;  5°  les  deux  canaux 
doubles  du  Phison  et  de  l'Euphrale  montant  en  ligne  droite  de  Protonilus 
pour  se  joindre  à  la  mer  supérieure;  6°rHiddekel  allant  du  lac  Ismenius  à  la 
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  celte  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  de  M.  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 


CHANGEMENTS  ACTUELLEMENT  OBSERVÉS.  551 

double  canal  dans  celui  de  Milan.  On  pourrait  croire  à  des  changements 
réels  si  les  dessins  étaient  do  deux  dates  différentes.  Ils  nous  montrent,  au 
contraire,  que  dans  les  observaliuns  astronomiques,  comme  dans  la  vie  habi- 
tuelle, lorsqu'on  en  arrive  aux  nuancés,  chacun  a  un  peu  sa  manière  de  voir. 
Considérons  encore,  si  vous  le  voulez  bien,  un  troisième  exemple  du  mémo 
ordre.  Voici  [ftg.  268  et  2G9)  deux  dessins  faits  au  même  instrument,  —  et  ce 
instrument,  c'est  le  plus  puissant  du  monde,  le  grand  équatorial  do  0"',91  de 
l'Observatoire  Lick,  —  par  deux  observateurs  différents,  le  même  jour,  à  un 


\ 
\ 


'^. 


■<.^, 


\,     i.     y  -Polr  -^ 

Fig.  2G7.  —  Dessin  de  Mars  fait  le  même  soir,  par  M.  Perrotin,  à  Nice  (une  heure  environ 

après  le  précédent). 

quart  d'heure  d'intervalle.  Ils  sont  tous  deux  du  27  juillet  1888.  Le  premier  a 
été  fait  par  M.  Iloldon,  le  second  par  M.  Keeler.  Dans  chacun  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  même  instant,  un  observateur  voit  l'aspect  de  la  fig.  268  et  un  autre 
voit  celui  de  la  fuj.  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,  tandis  que  M.  Keeler  ne  les  voyait 
pas  :  il  voyait  autre  chose. 

Du  reste,  nous  avons  vu  passer  plus  haut  sous  nos  yeux,  notamment 
p.  482,  plusieurs  cas  analogues. 


1.  \    l'I  AM.TK    MARS. 


Ces  oxemplcs,  quil  est  supeiihi  de  multiplier,  prouvcnl  à  n'en  plus  pou- 
voir douter,  que  chaque  observateur  voit  selon  sa  rétine  et  dessine  à  sa  façon,  et 


Fier.  WS. 


iMi,'.   vîfiO. 


Dessin  de  Mars  fait  par  M.  Holden, 
à  l'Observatoire  Lick,  au  grauil  équatorial, 
le  27  juillet  1888,  àSi'O^la,  ile  blancliàtre). 


Dessin  de  Mars  fait  par  M.  Keeler, 
au  même  Observatoire  et  au  même  instrument, 
le  même  jour,  un  quart  d'heure  après. 


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  imputa])les  aux  instruments. 

II.  —  Différences  instrumentales. 


Les  instruments  jouent,  en  effet,  un  rôle  qui  n'est  pas  sans  importance. 

Et  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  de  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  identique- 
ment rendus.  Gomme  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  obsercateur  joue  un  grand  rôle.  Pour  moi,  par  exemple,  qui 
lis  parfaitement  l'heure  à  minuit  aux  fines  aiguilles  de  ma  montre,  à  la  seule  clarté  des 
étoiles,  et  qui  suis  un  peu  myope,  je  ne  distingue  rien  nettement  de  loin,  tandis  que 
d'autres  yeux  sont  dans  un  cas  diamétralement  contraire.  Le  meilleur  observateur 
d'étoiles  doubles  que  nous  ayons,  M.  Burnham,  qui  a  découvert  tant  de  couples  serrés 
à  moins  d'une  seconde,  n'a  jamais  pu  voir  les  nébuleuses  des  Pléiades,  etc. 


(  :  1 1 V  N  <  ;  r  m  i-  n  t  s  a  c  t  r  f.  ij.  e  m  i-  n  r  ( i  n  s  r  w  v  i-:  s  :>:>\i 

Celle  cause  esl  évidciniiKMit  réduilo  à  son  rniiiinmm  lorsque  robservatcur 
se  préoccupe  d'avance  de  co  (ju'il  doit  Irouver  sur  la  plhnole,  lorsqu'il  connaît 
par  les  épliéinéridcs  quelle  est  la  loni,'ilud<!  du  méridien  central  et  quel  est 
l'aspect  (jui  doil  se  préscutt-r  à  sfs  yeux.  C'est  ce  <|ui  est  arriv('  notam- 
ment dans  les  .•bservalions  de  M.  Terby,  de  Louvain,  pendant  l'opposition 
de  1888.  Cet  astronome  avait  reçu  les  dessins  de  M.Scbiapandli  et  rherchait 
tout  exprès  à  vérifier  et  conlirmer  les  observations  de  Milan.  Son  in.slrument 
est  un  excellent  équatorial  de  8  pouces  ou  ()'", -20  construit  par  (Irubb,  de 
Dublin,  tandis  .jne  celui  de  l'Observatoire  de  Milan  est  un  18  pouces  (0"",  iO) 
parfait,  sortant  des  ateliers  de  Merz,  de  Municb.Eli  bien,  comparons  au  des- 
sin publié  plus  haut  {fig.  266)  de  M.  Scliiaparelli,  celui  de  M.  Terby  (fig.  270), 


Fip.  270.  —  Dessin  de  Mars,  fait  par  M.  Terby,  à  Taide  d'un  objeclif  deO"',QO  (à  comparer 
a  la  pg.  2GG,  obtenue  par  M.  Schiaparclli  à  Caidc  dun  objectif  de  0'",40). 

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 
difTérences  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  à  lui  et 
dessine  simplement  ce  qu'il  parvient  ;i  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,  mais  surtout  sa  valeur  comme  puissance  de 
définition,  sont  deux  conditions  importantes  à  considén-r.  Le  pouvoir  op- 
tique de  l'appannl  eiuployé  joue  un  grand  rôle;  le  grossissement  des  ocu- 
laires en  joue  un  autre  :  souvent  lui  grossissenicml  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  eu  rapport  avec  le  grossissement  employ<'. 


bôi  LA   PLANÈTK  MAHS. 

Toutefois,  la  dimension  des  instriinients  n"a  pas  autant  d'importance 
qu'on  serait  porté  à  le  croire.  Les  plus  puissantes  lunettes  des  Observatoires 
actuels,  celles  du  mont  Ilamilton,  en  Californie,  celle  de  Nice,  celle  de 
Pulkowa,  n'ont  point  donné  d'images  comparables  à  celles  qu'a  obtenues 
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,  et  qui  ne  mesure  que  0m,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  ia  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.  11  faudrait  que  l'instrument  et  môme  loeil  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,  môme  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 eUe-même. 

Le  globe  de  Mars  ne  se  présente  pas  toujours  de  la  môme  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  ACTUKLLi: M  K NT  OBSERVfiS.  555 

nord  en  bas  cl  ligne  cciuatorialc  le  travorsaiil  horizontalement  au  milieu. 
Tantôt  il  incline  vers  nous  son  pôln  supérieur,  et  nous  dén^be  son  pôle  infé- 
rieur; dans  ce  cas,  la  ligne  équatoriab;  est  fort  au-dessous  d'une  ligne  hori- 
zontale médiane  qui  couperait  son  disque  en  deux  parties  égales.  Tantôt,  au 
contraire,  il  relève  de  notre  côté  son  pôle  inférieur  et  nous  cache  son  pôle 
supérieur  :  alors  l'ciiuateur  est  fort  au-dessus  du  centre.  Laspect  de  toutes 
les  conQgiirations  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  touche  presque  le  bord  inférieur 
du  disque.  Dans  le  cas  contraire,  cette  même  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  face  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 
effets  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  aréographiqucs  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  qui  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  mémo 
en  approchant  des  bords,  par  suite  de  cet  effet  de  perspective. 

Voici  maintenant  une  cinquième  cause  de  dilTércnces. 

\ .    —  \  ArUATIONS  .A.TMOSPHÉniOLES  SLIt  I.  V  in.ANKTE  MaRS. 

Cette  cinquième  cause  n'est  pas  aussi  imporUuih.'  (jue  b.-s  <|ualre  precè- 
cédentes,  parce  que  l'atmosphère  de  Mars  est  généralement  pure.  Cependant 
elle  est  loin  d'être  négligeable,  car  il  y  a  là  comme  ici  des  nuages  et  des 
brumes  variables  qui  parfois  masquent  absolument  de  vastes  contrées  sous 


550  l-\    PlAM/n:   MARS. 

leur  voile  Manc  et  modiriciiteiilièivmeiil  l'aspecl  delà  configuration  géogra- 
phique normale. 

Que  ratmosphèrc  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  parla  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  Tlieure,  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  11" 23"'. 
Revoyez  un  instant  les  pages  156  et  157  de  cet  Ouvrage  et  la  fig.  97,  la  région 
qui  s'étend  àQ  x  i\y  se  montrait  blanche  ;  dans  le  dessin  de  1 1"  23"'  [fUj.  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  l'aspect  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  fuj.  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  même  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  jjacifique  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  OBSRR  VflS.  :,.-,7 

mers,  M.  Schiaparelli  ajoute  (luc  crt  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  distinj,Mier nettement  cequiexiste  à  la  surfacedu 
plobe  de  Mars,  il  ne  suffit  pas  qu'il  fasse  beau  chez  nous  et  (jue  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  manif(.'ste  sur  cette  planète, 
car  elle  éteint,  elle  elFace  toutes  les  taches  vers  les  bords  du  disrjue;  mais 
lorsque  celte  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  même  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  roux  des  continents. 

Des  nuages  peuvent-ils  paraître  sombres,  vus  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  brumes. 

Quoi  qu'il  en  soit,  il  y  a  là  une  cause  certaine  de  variations  apparentes 
d'aspects  dans  les  configurations  géographiques  de  la  planète  Mars. 

Voilà  donc  une  série  de  causes  à  éliminer  tout  d'abord  si  nous  voulons 
savoir  à  quoi  nous  en  tenir  sur  la  valeur  réelle  des  changements  apparents 
observés  à  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,  différences  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  diiïérences  d'instruments; 

;')■'  Les  conditions  atmosphériques  terrestres,  heures; 

0"  Les  variations  de  l'inclinaison  de  Mars; 

7°  L'atmosphère  de  Mars. 

Ces  diverses  causes  de  variations  apparentes  dans  les  aspects  des  configu- 


558  LA    PI.ANkTK    MARS. 

ration?  pt^ographiques  de  Mars  snftisenl-olles  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  h  la  surface  de  la  Terre. 

L'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  rétendue  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  observateurs  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  1G59.  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  jjointde  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  ACTUELLEMENT  OBSERVÉS.  559 

A.  —  Changements  observés  dans  la  mer  du  Sablier. 

Ainsi,  par  exemple,  en  IGôO,  dans  les  tont  premiers  dessins  de  la  planète 
par  Hiiygcns,  cette  mer  paraît  si  large  qu'elle  occupe  une  grande  partie  du 
disque.  (  Voyrz  p.  IG,  fîg.  9). 

Il  en  est  de  même  en  1072,  dans  un  croquis  dumCmeaslronorae  (p.  32,/Î5'.  19). 

On  a  la  même  impression  en  examinant  un  croquis  fait  par  Maraldi,  en 
1719  (p.  41,  fig.  2-i  D).  Ces  trois  époques  (1659,  1072,  1719)  sont  des  époques 
auxquelles  Mars  s'est  présenté,  vers  son  périhélie,  en  d'excellentes  condi- 
tions d'observation  et  à  peu  près  avec  l'inclinaison  de  la  fig.  20,  page  32.  In- 
contestablement, la  mer  du  Sablier  était  alors  très  large,  même  en  accordant 
aux  incertitudes  des  observations  et  des  croquis  toutes  les  limites  possibles. 

Un  dessin  de  William  Herschel  en  1777  {voy.  p.  51,  fig.  17)  la  montre,  au 
contraire,  très  étroite  et  comme  étranglée  en  cf.  Celte  année-là,  Mars  fut 
observé  vers  son  aphélie,  incliné  comme  fig.  28,  page  53. 

Nous  la  retrouvons,  assez  large,  dans  un  dessin  de  Schrœter  du  18  no- 
vembre 1785  (voy.  p.  71,  fig.  2)  (en  celte  époque  la  planète  se  présente  à  peu 
près  droite,  comme  la  projection  de  la  p.  30).  On  voit  celte  même  mer  très 
large  dans  un  croquis  du  même  astronome,  du  9  septembre  1798  (p.  74), 
épo(]ue  où  la  planète  se  présente  également  à  peu  près  droite,  légèrement 
inclinée  du  pôle  supérieur;  très  étroite,  au  contraire,  dans  un  dessin  du  20  ne- 
vembre  1798  du  même  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  lieu  le  1"  septembre  et  que  l'observation  est 
du  20  novembre,  la  planète  est  déjà  très  relevée. 

On  voit  sur  le  dessin  du  24  octobre  1800  (p.  78,  fuj.  IGl),  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  Béer  et  Madler  l'ont 
vu  en  1830. 

Une  observation  faite  par  Schrœter,  le  2  novembre  de  la  même  année, 
montre  la  mer  du  Sablier  très  large.  L'axe  delà  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  reproduisons  pas  pour  ne  pas  trop  étendre 
ce  volume,  donne  déjà  l'impression  de  variations  considérables  dans  la  lar- 
geur de  celte  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  1,  \    IM.  ANIVri"    M  AHS. 

exemple  de  1719,  dessin  de  Maraldi  (p.  4!,  D)  à  1798 (p.  74,  //,7.56),  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  18.%.  (]ui.  ciiln'  les  mains  de  Béer  et 
Miidler.  inaugura  réellenirnl  Taréographie,  nous  ne  trouvons  guère,  relati- 
vement à  la  mer  du  Sablier,  qu'un  dessin  intéressant  :  c'est  celui  qui  porte 
le  n"  6  dans  la  planche  de  ces  auteurs  (p.  105);  il  est  du  19  septembre,  à 
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  Hue,  le  20  avril  185G  (voy.  p.  128). 

On  la  retrouve  sensiblement  plus  large  dans  les  dessins  du  P.  Secchi, 
de  1858  (t'oy.  p.  139  et  140). 

Elle  se  montre  également  très  large  dans  les  dessins  de  Lockyer  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  instant  le  dessin  de  Dawes, 


Fig.  271.  —  Dessin  de  Mars,  par  M.  Lockyer,  le  3  octobre  1862.  De  :c  ii  jy  :  Libye. 

du  26  novembre  \S(ji{fîg.  272).  Nous  remarquons,  pour  la  première  fois, l'ap- 
pendice qui  s'élève  comme  une  feuille  tenue  par  son  pédoncule  sur  la  rive 
gauche  de  la  mer  du  Sablier,  et  en  même  temps  nous  pouvons  reconnaître 
que  le  rivage  est  indécis  et  comme  brumeux.  Eh  Ijien!  il  en  est  souvent  de 


CHANGEMENTS    ACTUELLEMENT    OUSEUVÉS.  ÔCI 

même  dans  les  représciitalioiK  .1.'  .-..iie  ivgion.  Ainsi,  par  exemple,  l'obser- 


Fig.  212.  —  Dessin  de  Mars,  par  Dawes,  le  20  novembre  1864. 

vation  faite  par  Lockycr  le  3  octobre  18G-2,  à  11''51"',  donne  la  même  impres- 
sion, comme  on  peut  le  reconnaître  sur  la  fig.  211 . 
Comparons  aussi  le  dessin  fait  par  M.  Schiaparelli  le  28  octobre  1879  et  qui 


Fig.  27.1.  —  Dessiu  do  Mar=.  par  .M.  Scliiaparelli,  le  28  octobre  1879. 

offre  une  si  remarquable  similitude  avec  celui  de  Dawes.  La  région  dont 
nous  parlons  s'y  montre  éi^alemeut  voilée  et  brumeuse. 

Dans  ces  deu.x  dessins,  qui  correspondent  comme  position  de  la  planète 
(1864-1879),  la  mer  du  Sablier  est  très  étroite  et  sa  région  limitroplie  à  gauche 
est  comme  fumeuse  ou  marécageuse  (c'est  la  Libye).  Cette  mer  est  encore 
plus  étroite  dans  les  dessins  de  1877. 

Flam.m.\hio\.  —  Mar^.  36 


5(V:  I   \    l'I   VM.TI.   M  A  H  s. 

On  remarque,  à  ganclie  de  celte  mer.  le  jïolfe  Main,  appelé  aussi  le  lac 
Mœris.  Ce  petit  lac  se  voit  tort  l)ien  sur  les  dessins  do  Uawcs  en  18G't. 
En  1877,  les  observations  de  M.  Schiaparelli  lui  ont  ajouté  un  prolongement 
curviligne  qu'il  a  baptisé  du  nom  de  NépiMitbès,  En  1888,  ce  Népenthcs 
s'»'Sl  présenté  sous  une  forme  toute  différente,  comme  un  canal  courbe, 
double,  surmonté  du  lac  Mœris  réduit  à  une  dimension  insignifiante  et  rap- 
proché de  la  mer.  A  la  même  époque  (2-4-6  juin  ),  une  légère  teinte  d'inon- 
dation couvrait  le  sud  de  la  Libye  jusqu'à  la  mer  Flammarion,  comme 
en  1882.  D'après  M.  Perrotin,  l'inondation  aurait  été  beaucoup  plus  étendue 


1864  1879  ^  1883 

Fig.  274.  —  Changements  sur  Mars.  Le  lac  Mu^ris  en  lso4  (L»awes|,  en  1«7'J  et  1S88  (Schiaparelli). 

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  Pyrrhœ  Regio,  Protei  Regio,  lac  Tithonius,  etc.  Mais 
les  changements  survenus  au  lac  Mœris  sont  encore  plus  dignes  d'attention 
peut-être  :  Comparez  les  trois  dessins  de  1864,  1879  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.  fiçj.  230,  p.  439). 

.\in.si,  il  n'y  a  pjlus  l'ombre  d'un  doute  à  conserver.  Il  se  passe  en  ce  mo- 
ment même  sur  cette  planète  voisine  des  choses  extraordinaires. 

Voilà  une  série  d'observations  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  diversités  d'appréciation  possibles.  D'ailleurs,  la  série  des  ob- 
servations suivies  d'année  en  annéeptarM.  Schiaparelli  dex^uis  1877  confirme 
absolument  cette  variabilité  d'étendue.  Ces  variations  ne  sont  donc  pas  appa- 
rentes^ mais  doivent  être  considérées  comme  n'clloa. 


cil  ANCKMHNTS  ACTUi:  IIKM  lAT  OMSKRVflS. 


5G3 


Voici  maintenant  d'autres  témoignages  de  variations  non  moins  évidents. 
Ils  nous  sont  foiiiiiis  par  les  excellents  dessins  de  SchriL'tcr. 


15.  —  (.'lunii/nnciilx  olisrrvrx  dans  lu  buie  Gruiiliuisen  ou  Syrlls  Parvn. 

Considérons  d'aboid  ici  [j'kj.  275)  trois  dessins  faits  par  cet  astronome 
le  8  décembre  1800,  à  G*"  19"",  C'^S"  etO»"  'i3'".  Ces  trois  dessins  en  confirment 
d'autres  de  la  même  époque,  iiutamim;nl  ceux  des  1",  2  et  i  novembre  précé- 
dents. Le  premier  de  ces  trois  croquis  a  pour  lonj,àtude  du  méridien  central. 


.^^ 


Fi^.  275.  —  Trois  dessins  lie  Mars  laits  par  S<lii(uter  le  8  dé<einljre  ISlhJ,  montrant  une  mer 
inconnue  à  gauche  de  la  mer  du  Sablier  (entre  a  cl  b). 

d'après  les  calculs  de  M.  Van  de  Sande  Bakhuyzen,  24.5".  On  y  remarque  une 
traînée  grise  traversant  la  iilanèlc  de  l'Est  à  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  à  cette  position. 
On  trouve  là,  sur  notre  carte  (  voir  plus  haut,  p.  69)  une  baie  de  la  mer  Flam- 
marion, la  baie  Gruithuisen,  descendant  vers  le  255*  degré  jusqu'à  l'équateur. 
Pour  expliquer  cet  aspect,  il  faut  admettre  l'allongement  et  l'élargissement 
de  cette  haie,  que  M.  Schiaparelli  a  appelée  Syrtis  Parva. 

Le  croquis  suivant,  fait  une  heure  2G  minutes  après,  conlirme  ce  dessin, 
lequel  s'accorde  d'ailleurs  avec  ceux  des  1",  2,  3  et  i  décembre  :  il  montre 
ladite  mer  avancée,  par  la  rotation  de  la  planète,  près  du  bord  gauche, 
et  la  mer  du  Sablier  arrivant  par  la  droite.  Le  dessin  qui  vient  après,  fait 
à  9''43'",  montre,  en  effet,  cette  mer  du  Sablier  au  milieu  du  disque,  dont 
la  longitude  centrale  est  309°. 

Cette  mer  inconnue,  située  vers  2i0°  ou  250»  est  indiquée,  avec  une  étendue 
plus  ou  moins  large,  sur  un  grand  ncmibre  de  dessins  de  Schripter,  notam- 
ment sur  ses  fig.  58,  du  12  septembre  1798;  03,  du  10  septemlire  ;  89,  du 
18  octobre;  92,  du  25  octobre;  17-.'.  du  1"'  novembre  1800;  175.  ihi  2  no- 
vembre; 227,  du  2i  décembre  1802.  Nous  reproduisons  ici  [jig.  270)  le  cro- 
quis du  V'  ndvcmbro  :  b  est  la  mer  du  Sabliei*. 


\CA 


l.A    PI  AM-TE   MARS. 


L'iiii  (!••>  (lo>>iii>(iui  ifsscnililenl  le  plus  à  l;i  //^.  l'TG  est  celui  ([uia  été  fait 
parM.Schiaparelli  lc28  oclobro  lS79.Xous  vcuous  ilt,'  le  reproduire  (//Vy.  273). 
Il  suflirait  d'allonger  la  baie  Iriangulairo  (jue  l'on  reniarcjue  à  i^auche  du 
centre  pour  reproduire  la  nier  inconnue  dessinée  par  Schrœter.  Remarquons 
on  même  temps  sur  le  premier  dessin  du  8  décembre  1800  [fKj.  275)  la  ré- 
ijion  blanche,  au-dessus  de  a,  qui  vient  écliancrer  la  mer  et  qui  doit  être 
due  à  des  nuages.  X  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 


/ 


>' 


:y 


Fig.  276.  —  Dessin  analogue,  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 


\       / 


Fig.  277.  —  Dessins  de  .Mars  par  Schrœter.  en  1708,  montrant  une  pointe  de  mer 
en  une  région  où  nous  n'en  voyons  plus. 

plus  ou  moins  considérables.  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  :  celte 
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, 


CIIANGEMKNTS    ACTUKI.I.KMKNT    fHlSKFl  V  f-H  .  Tj^â 

mais  en  apparence  elles  sont  très  étendues.  Supposons,  par  exemple,  qu'en 
certaines  circonstances  météorologiques  elles  se  couvrent  d'une  fumée 
,  noire,  cela  suffirait  pour  expliquer  ces  changements  d'aspects.  Mais,  comme 
toutes  ces  taches  ont  l'aspect  et  lo  Ion  des  mers,  il  ne  serait  pas  impossible 
que  ce  fussent  là  de  véritables  inondations.  OlioI  qu'il  en  soit,  la  variation 
d'aspect  de  cette  région  (Syrtis  Parva  et  Léthé  de  Schiaparelli)  est  certaine. 
Trois  autres  dessins  de  Schrœter,  de  1798,  19  septembre,  à  7''31'",  20  sep- 
tembre, à  7''27"',  et  môme  soir,  à  9''48"',  montrent,  par  190»  de  longitude, 
dans  une  région  où  nous  no  voyons  rien  aujourd'hui,  une  pointe  de  mer 
descendant  de  la  mer  Maraldi.  Nous  les  reproduisons  également  ici  (fuj.  277). 
Voir  aussi  le  dessin  de  Secchi  du  1"  décembre  1864,  p.  1  i9. 

G.  —  Changements  observés  dans  le  détroit  dlkrschcl  II 
cl  la  baie  du  Méridien. 

D'après  ce  qui  a  été  remarqué  plus  haut,  l'un  des  moyens  les  plus  sûrs 
de  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  différences  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  même  inclinaison  relativement  à  la  Terre.  Ainsi,  par  exemple,  le  solstice 
austral  de  Mars  est  arrivé,  en  1830,  le  18  septembre  et  l'opposition  a  eu  lieu 
le  lendemain  19  ;  en  1862,  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  même  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  observations  faites  en  1830,  1862  et  1877. 

En  1830,  Béer  et  Madler  firent,  du  10  septembre  au  20  octobre,  17  séries 
d'observations  et  35  dessins.  Ce  qu'ils  remarquèrent  do  plus  caractéristique 
sur  la  planète,  ce  fut  une  petite  tache  ronde  et  noire,  rattachée  Aune  grande 
tache  grise  par  un  arc  fortement  recourbé  et  serpentant.  Elle  était  le  point  le 


5r.«> 


\    IM. ANkTi;    M  VHS. 


plus  lui  «lu  disque.  Déjà  nous  l'.ivons  si.iiiialcr  daus  iiu  dessin  de  Schrœter 
du  24  octobre  1800  (p.  78,  fig.  11)1).  On  la  voit  aussi  sur  deux  dessins  de 
Kunowsky  de  1821  et  1822  (p.  93). 

Celle  pelite  tache  ronde  et  noire  lui  lout  spceialenienl  observi'c  cl  dessi- 
née par  eux  et  choisie  connue  point  normal  pour  délcrminci-  la  rotation. 
Six  dessins,  des  10  et  14  septembre  et  14,  10  et  20  octobre,  la  représentent 

Fig.  27S. 


Le  ruban  ondulé  dessiné  en  1830  par  Béer  et  Màdler. 

avec  une  netteté  parfaite,  bien  détachée,  avec  Tare  serpentant  dont  elle 
forme  l'extrémité  [fiQ.  278). 

L'instrument  employé  pour  ces  observations  était  un  équatorial  de 
4  pouces  ou  108"""',  de  Fraûnhofer. 

En  1862,  M.  Lockyer  entreprit  la  môme  série  d'observations  à  l'aide  d'un 


Fi-.  ÎTO. 


-'r^iÇ^'^"''- 


i^^ï 


•Vgù^y'ip^i 


Le  même  ruban  oliscrvc  en  180:2 
(25  septembre),  par  Lockyer. 


Le  ineme,  ob.servé  en  1879 
(28  nov.  ),  par  M.  Schiaparelli. 


équatorial  de  6  pouces  \  ou  158""",  de  Cooke,  et  retrouva,  coinnic  ^m  pouvait 
s'y  attendre,  le  même  aspect  d'ensemble,  avec  un  peu  plus  de  détails,  cor- 
respondant à  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,  lob- 
servateur  a  dessiné  une  tache  rectangulaire  continuant  une  sorte  de  ruban 
assez  large  (voy.  fig.  270).  Les  dessins  de  Kaiser,  faits  pendant  la  même 
opposition,  concordent  avec  ceux  de  Lockyer  et  confirment  l'élargissement 
de  l'arc  de  Béer  et  Madler  et  la  forme  rectangulaire  allongée  dont  il  s'agit. 
Comparons,  par  exemple,  celui  du  31  octobre  (p.  174). 


r.ii  \Mii:Mi:NTs    \(:Tri:i.i.i;.Mi;NT  (>iisi;i{vi':s 

Si  inainlfiuiiil  nous  coiiliiiuoiis  la  (.-oiiiparaisoii  de  ce  mC'ïw  point  par  les 
observations  de  1877,  nous  constatons  uno  dilïï'renc»;  encore  plus  frappante. 
A  l'aidf  d'un  cfiualorial  de  218""",  d(i  Merz,  plus  puissant  que  les  doux  pré- 
cédents, M.  Schiaparelli  obtient  des  détails  jusqu'alors  inconnus.  Mais  si 
nous  considérons  spécialement  et  simplement  l'aspect  dont  nous  nous  occu- 
pons ici,  nous  ne  retrouvons  plus  du  tout  le  disque  rond  attaché  i  un  mince 
ruban,  de  l'opposition  de  1830,  ni  les  aspects  de  18G2,  mais  une  vaste  traînée 
sombre,  ([ui  ne  se  détache  pas  de  la  tache  supérieure  et  lui  est  associée  par 
une  teinte  j^rise  intermédiaire.  Jamais,  au  p:rand  jamais,  cette  configuration 
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  do  la  rolalion.  Ile  plus,  dans  les  observations  de  1830  et  dans  celles 

Fig.  280. 


V;irialinii>  uli.sci'Vii's  sur  .Mars  (haicdii   Mcri'lnMi  I 

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  pénètre  et  la  détache  presque  de  la  mer  supérieure.  Toute  cette  con- 
trée, que  M.  Schiaparelli  a  nommée  Deucalionis  Regio,  Mare  Krythranmi  et 
Japygic,  est  donc  certainement  variable,  et  avec  elle  cette  tache  normale  de 
Béer  et  de  Miidlcr,  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  notre 
Aslronomie  populaire,  en  1879,  par  la  figure  comparative  (fin.  280)  que  nous 
reproduisons  ici  et  qui  résume  la  variation  dont  il  s'agit. 

Tandis  qu'eu  1830  cette  haie  du  Méridien  se  détachait  nettement  en  noir 
d'un  fond  clair  environnant,  en  1877  elle  se  confondait  avec  los  marais 
adjacents,  et  si  l'on  avait  dû  choisir  un  point  noir,  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  circu- 
laire situé  à  90  degrés  de  distance  ;ï  l'Est  arcographique,  et  qui  se  détachait, 
en  1877,  comme  un  disque  noir  cl  absolument  net. 


56S 


I.A    ri  ANKTK    MARS 


L'observation  de  colle  nit'me  h-Mo  du  Méridirn.  ou  1879,  donne  encore  un 
résullat  sensiblement  dilTérent  :  on  y  rcmaïque  un  élranglement  qui  en 
modifie  singulièrement  l'aspect,  coniparalivement  surtout  à  celui  de  1862. 

Ainsi  cette  région,  la  baie  du  Méridien,  subit,  clic  aussi,  des  variations 
«évidentes.  Ce  n'est  pas  d'aujourd'liui  que  nous  les  avons  remarquées. 

Le  ruban  curviligne  dont  lo  disque  circulain»  forinç  rextrémité  aboutit  à 
gaucbe,  dans  les  six  dessins  de  Miidler  de  l'année  1830,  à  une  mer,  presque 
à  angle  di*oil,  et  semble  même  s'y  continuer  par  sa  Icintc  plus  sombre,  sui- 


Fig.  ?8I. 


Le  détroit  d'Herschel  II  en  ISOO. 

vant  l'ondulation  durivage(uoî/.les  deux  dessins  ci-dessus, /t^.  278).  Cette  mer 
a  reçu  le  nom  d'océan  Dawes  dans  les  cartes  de  Proctor  et  Grecn.  M.  Schiapa- 
relli  l'appelle  Mare  Erytbrœum.  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  parait 
n'être,  au-dessus  même  du  ruban  qui  forme  son  rivage,  qu'une  plaine,  la- 
quelle sans  doute  était  couverte  d'eau  (ou  de  quoique  autre  chose),  en  1877 
el  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. 

Colle  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  kilomètres  de 


cil an(;i;mi:nts  actukijj-mknt  ohskuvks. 

longueur  sur  mille  ou  douze  cents  de  largeur,  parait  vraiment  tour  à  tour 
découverte  cl  snliraer-^ée.  Les  variations  observées  ne  fieuvcnt  être  attribuée*; 
à  des  nuages,  étant  donnée  la  netteté  des  dessins  de  1830  depuis  le  10  sep- 
tembre jusqu'au  20  octobre. 

Examinons  encore  un  instant  cette  région. 

Voici  {/ig.  281  )  un  disque  de  Mars  dessiné  en  181)0,  sur  lequel  on  voit  plu- 
sieurs canau.x  dédoublés.  Le  supérieur,  horizontal,  le  détroit  llersclit;l  II. 
n'a  jamais  été,  jusqu'à  ce  jour,  considéré  comme  un  canal  double.  Comme 

Fig.  ^«2. 


La  même  région  en  1888. 

comparaison,  nous  mettons  encore  en  regard  (fig.  282)  le  dessin  fait  on  1888 
par  M.  Schiaparelli. 

L'aspect  topograpliique  est  entièrement  transformé.  Au  lieu  d'être  sinueuse, 
la  ligne  du  rivage  est  droite  et  double,  partagée  par  un  sillon  blanc  longitu- 
dinal. Double  aussi,  comme  d'habitude  d'ailleurs,  la  baie  du  Méridien.  Double 
aussi  également  un  petit  lac  inférieur. 

Cette  région  est,  comme  la  précédente,  l'une  de  celles  que  nous  signa- 
lons depuis  1870  pour  les  changements  observés,  et  déjà,  précédemment, 
nous  avons  montré  un  dédoublement  analogue  momentané  observé  en  1877. 

C'est  cette  tendance  au  dédoublement  qu'il  s'agit  surtout  d'e.xpli(iuer. 

Si  ces  canaux  dédoublés  sont  les  deux  côtés  d'une  bande  d'eau,  comme  on 
serait  porté  à  le  croire  par  l'aspect  comparatif  du  détroit,  qui  a  déjà  été  vu 
maintes  fois  plus  clair  dans  sa  ligne  médiane  que  le  long  des  bords,  il  reste 
à  expliquer  comment  cette  transformation  s'opère.  Admettre  qu'un  banc  de 
sable  s'élève  ainsi,  nous  semblerait  un  peu  téméraire,  et  d'ailleurs  ce  soulè- 


570 


I  \  l'i  \m:ti.  m  \hs 


venioni  ferait  ('couler  reaii  do  pari  et  (l'autre,  sans  (loniicr  uéccssaireiuonl 
naissance  à  des  bonis  reetiligues. 

D.  —  Changements  observrs  aidoiir  dr  la  mer  Tei-by. 

Dans  les  dessins  de  180'.^  on  rcmaniuo  entre  autres  une  tache  ovale  allongée 
de  l'Est  à  l'Ouest  et  rallachée  à  gauche,  par  un  lilel  étroit,  mais  toujours 


■^y^^j^^i?fs«^mmm 


Fig.  28.3.  —  La  mer  Torby  ou  lac  ilu  Soleil  en  186;J  (Lockycr)- 

visible,  à  la  mer  voisine.  Celte  tache,  en  forme  d'œil,  se  voit  notamment 
dans  les  dessinsde  M.  Lockyer  des  17  septembre  cl  18  octobre  de  cette  année-là, 


I-'i,!.'.  x'.s'j.  —  La  iMcinc  mer  en  1877  (Grecoj. 

ainsi  que  dans  ceux  de  Kaiser  des  24  octobre  et  23  novemjjre  et  des  1(J  et 
18  décembre  1864,  et  dans  ceux  de  Dawes  de  la  même  année.  Il  ne  peut  y 
avoir  aucune  incertitude  sur  l'existence  du  détroit  reliant  ce  lac  circulaire  à 
la  mer  voisine.  Les  dessins  des  18  octobre  (Lockyer)  et  23  novembre 
(Kaiser),  suffisent  amplement  pour  s'en  rendre  compte. 
Comparons  à  ces  aspects  ceux  de  1877,  soit,  par  exemple,  les  dessins  de 


r. Il  wdKMKNTs  \(:tiki.i.i;.mi:n  1  (»usi;n\i;s  :.7i 

MM.  Scliiaparolli  cl  (iioen  (/iij.  2«i),  do  scplonilire  à  (léct'inluT!  :  ce  détroit 
a  absolument  disparu,  quoique  l'œil  et  tous  ses  envirojis  soient  bien  visildes 
et  non  voiles  par  des  nua,u<'S.  Sur  mes  (b'ssiiis  de  rxïtte  ainn'f  1877,  le  lac 
n'est,  non  plus,  jamais  rattache  à  la  mer.  Voilà  donc  encore  ici  une  variation 
incontestable.  Hemarquons  que  Tobservateur  italien  a  fait  tous  ses  efforts 
pour  retrouver  l'émissaire  dont  il  s'apit  et  n'a  pu  parvenir  à  en  apercevoir 
la  moindre  trace.  Cependant  ce  tracé  est  déjà  indiciué  en  1830  sni-  la  carte 
aréographique  de  Béer  et  Miidler.  Ainsi  le  changement  est  absolument  prouvé. 
Voir  ci-dessous  le  dessin  de  Grcen  conforme,  d'ailleurs,  à  tous  les  autn.'S  de 
la  même  année. 

Ce  d»''troit  est  redevenu  visible  en  1879,  mais  incomparablement  plus  minco 
qu'il  ne  s'était  montré  en  18G2. 

Ce  lac  circulaire  mesure  17  degrés  de  longueur  sur  li  de  largeur,  soit 
1020  kilomètres  sur  840,  c'est-à-dire  que  sa  superficie  est  un  peu  supérieure 
à  celle  de  la  France. 

Cette  étude  conduit  donc  à  la  conclusion  certaine  que  des  changements 
réels  s'opèrent  constamment  à  la  surface  de  ce  monde  voisin. 

D'après  M.  Schiaparelli,  en  1877,  ce  lac  est  circulaire  (fifi.  285)  ;  un  affluent 


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Fig.  2S,i.  —  Le  lac  du  Soleil  en  1877. 


le  rattache  à  droite  au  petit  lac  du  Phéiii.x,  cl  un  second  aflluent,  plus  large, 
mais  plus  pâle,  le  relie  en  haut  de  la  mer  australe.  L'auteur  a  examiné  celle 
région  avec  un  soin  tout  spécial,  parce  qu'elle  diirérait  déjà  sensiblement 
des  dessins  faits  i»ar  Dawes,  Lockyer  et  Kaiser  en  1862  et  180  i  :  le  lac.  était 
alors  ovale,  allongé  dans  le  sens  Est-Ouest.  Au  contraire,  en  1877,  il  était 
u  parfaitement  circulaire,  avec  le  liord  légèrement  ondulé  »,  et  quelquefois 
même  il  paraissait  plutôt  allongé  dans  le  sens  vertical.  De  plus,  en  1862 


:.:•:  la  pi.  \ m:  ri:  mars 

cl  1803,  ou  voyait  un  larrjr  afjlucnt  relier  à  gauelic  le  lae  à  l'océan  voisin.  Au 
lieu  de  cela,  l'observateur  milanais  vit  la  place  tout  à  fait  nclle  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  clian- 


Fig.  280.  —  Le  lac  du  Soleil  eu  iST'J. 


gements  évidents  sont  constatés.  L'affluent  dont  nous  venons  de  parler,  qui 
était  tout  à  fait  invisible  en  1877,  est  maintenant  perceptible,  quoique  très 


j~~^"^     ft 


Fig.  287.  —  La  même  région  ea  1881. 

mince,  et  reçoit  le  nom  de  canal  du  Nectar;  l'Aurea  Cberso  est  élargie,  le 
Chrysorrhoas  a  changé  de  place  :  au  lieu  de  descendre  verticalement  le  long 
du  86*  degré,  il  part  du  78^  pour  aller  rejoindre  le  11".  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- 


ClIANr.FMI-NTS    A(  TIKM.RMKNT    OnSKRVÉS. 


,73 


ment  moins  lary;e  (jn'fn  1877  ol  :i  re»;u  It^  nom  d'Amljrosi.i,  Le  l.ic  du  l'Iif'nix 
est  très  diminué.  On  cherche  on  vain  hi  Fons  Juventx.  . 

Nouvelles  études  en  1881,  et  nouvelles  transformations.  Le  lac  se  montre 
décidément  allonge  dans  le  sens  Est-Ouest,  concentriiiue  avec  le  contour  de 
la  Thaumasia.  Le  lac  du  Phénix  est  devenu  un  centre  d'allluenls  nombreux. 
L'Aval hoihemon  donne  naissance  à  un  lacdéj;\indi<iuéen  1877,  maisaujour- 
dhui  très  développé,  et  i\m  reçoit  le  nom  de  lacTilhonius.  Cette  vue  corres- 


r  --wm^  "^--. 


Kf 


X 


Fig.  'JS8.  —  La  même  région  en  1890. 


pond  à  celles  de  18G2  et  1864.  La  Fontaine  de  Jeunesse,  qui  avait  disparu 
en  1879,  est  revenue. 

«  Che  il  Lago  del  Sole  cambi  di  forma  e  di  grandezza,  écrit  l'éminent  obser- 
vateur, e  cosa  induhUabile.  »  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  la  mer  Sirenum  au  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  établir  sans  contestation  possible  l'état  de  la 
planète  pendant  ces  observations.  Eh  bien,  voici  maintenant  1890  [fig.  288). 

Le  lac  est  fendu  en  deux  ;  —  le  petit  lac  Tithonius  inférieur  est  également 
partagé  en  deux  ;  —  le  grand  affluent  du  lac,  ce  que  nous  avons  appelé  plus 
haut  la  queue  de  la  poire,  vient  du  Nord-Est  au  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  Ciirysorrhoas  est  double, 
jusqu'au  lac  de  la  Lune,  et  au-delà,  jusqu'à  la  mer  Acidalium. 

Du  lac  du  Soleil  descendent  deux  nouveaux  affluents  inconnus  jusqu'ici. 

Voilà  l'état  de  la  question.  Il  n'y  a  pas  à  le  dissimuler,  des  changements 


57A  1.  \    l'I. AM'.Ti:    MARS. 

réels,  incontestables,  et  considcrabh's,  s'accomplissi-nt  à  la  surface  de  ce 
monde  voisin. 

La  question  no  manque  pas  d'iiitoivt.  Outre  qu'il  est  déjà  curieux  de  savoir 
que  nous  pouvons  voir  d'ici  ce  qui  se  passe  sur  Mars,  il  ne  Test  pas  moins 
de  constater  que,  tout  en  ressemblant  beaucoup  à  notre  planète  par  sa  con- 
stitution générale,  son  atniosplière,  ses  eaux,  ses  neiges,  ses  continents,  ses 
climats,  ses  saisons,  ce  globe  voisin  en  dillere  cependant  de  la  manière  la 
jtlus  bizarre  par  sa  configuration  géograpbiquc,  ses  canaux  dédoublés,  et 
surtout  par  cette  faculté  de  transfoi-mation  superlicielle  et  de  dédoublement 
des  lacs  eux-mêmes,  de  lacs  grands  comme  la  France  ! 

Comment  expliquer  ces  variations  ? 

L'bypotbèsc  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  cbanger 
de  place.  L'atmosphère  peut  être  légère,  l'évaporation  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  saljle  s'est  élevé  au-dessus  du 
niveau  des  eaux  et  qu'en  général,  les  déplacements  d'eaux  soient  dus  à  des 
soulèvement.'*  du  sol  ? 

Il  est  égalem.ent  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  jdusieurs  années,  tels  qu'on  les 
a  vus  d'abord.  Et  puis,  ces  déplacements  d'eaux  n'expliquent  pas  le  fait  ca- 
pital, on  pourrait  dire  caractéristique,  des  changements  observés  sur  Mars  : 
la  tendance  au  doublement. 


t. Il  wdKMKNTS  a(:tui:i.i.i:.mi:.\  I  (iusi:i{\  i:s.  r.7r. 

Il  est  donc,  reconnaissons-lo,  cxtroincinonl  diftîcilc,  pour  ne  pas  dire  im- 
possible, d'expliquer  ces  transformations  parles  forces  .naturelles  que  nous 
connaissons.  Mais  c'est  peut-être  ici  le  lieu  df  reiMai-i|n<'r  (jue  nous  ne  con- 
naissons pas  toutes  les  forces  de  la  nature,  et  (jue  d<;s  choses  très  proches  de 
nous  restent  souvent  ignorées.  Les  hahilanls  des  tropicjues  qui  viennent  à  Paris 
en  hiver  pour  la  première  fois,  et  (jui  n'ont  jamais  vu  d'arbres  sans  feuilles 
ni  de  neige,  sont  stupéfaits  de  nos  climats,  (l'est  une  curiosité  toute  nouvelle 
pour  eux  de  prendre  dans  leurs  mains  de  l'eau  solidifiée,  de  cette  éclatante 
blancheur,  et  ils  doutent  un  instant  que  ces  squelettes  tout  noirs  des  arbres 
doivent,  qutdques  mois  plus  tard,  être  couverts  d'un  hi.xuriant  feuillage.  Sup- 
posons un  habitant  de  Vénus  n'ayant  jamais  vu  de  neige.  Arriverait-il,  en 
observant  la  Terre,  à  com[iren{lre  ce  (|U('.  sont  les  taches  blanches  qui  recou- 
vrent nos  pôles?  Certainement  non.  Nous  le  pouvons,  nous,  habitants  de  la 
Terre,  pour  les  neiges  de  Mars.  Mais  nous  ne  nous  expli([uons  pas  ces  varia- 
tions de  rivages,  ces  déplacements  d'eaux,  ces  canaux  reclilignes  et  leurs 
dédoublements,  parce  (jne  nous  n'avons  ici-bas  rien  d'analogue. 

E.  —  Changements  dans  tes  canaux. 
Considérons  encore  les  petites  cartes  ci-dessous  [fuj.  289  à  -^Qî).  En  1877, 


('lian!.'ements  dans  le  cours  îles  lleuvos  mi  canaux. 

la  mer  du  Sablit-r  était  très  étroite,  et  aucun  canal  n'a  été  vu  dédoublé.  Un  en 


57t'i 


I.A   PLANETE   MARS. 


remarquai!  un,  entre  autres,  auquel  ou  a  doinié  le  nnm  île  IMiisnu.  Ku  1.S79, 
mer  plus  large,  le  Nil  semble  avoir  changé  de  cours,  cl  l'on  voit  deux  canaux 
au  lieu  d'un.  En  188"2,  nouveau  changement  au  cours  du  Nil  et  dédouble- 
ment; les  deux  canaux  de  187'J  se  montrent  également  dédoublés,  et  Ion  en 
découvre  cinq  autres.  En  1888,rEuphrate,  le  Phison,  le  Nil  (appelé  mainte- 
nant Protonilus),  se  montrent  dédoublés  comme  en  188-2,  mais  on  voit  un 
nouveau  dédoublement,  l'Astaboras,  qui  descend  obliquement  de  la  mer  du 
Sablier  au  lac,  et  un  autre  canal  voisin  (voy.  fuj.  288).  Ce  sont  encore  là 
des  changements.  En  1890  {fig.  292)  l'Eupbrate  et  le  Phison  se  montrent 
dédoublés,  ainsi  qu'une  partie  seulement  du  Protonilus,  mais  lAstaboras 
ne  l'est  pas,  le  canal  de  1888  a  disparu,  et,  comme  nous  l'avons  déjà  re- 
marqué, le  détroit  supérieur  s'est  partagé  en  deux  dans  le  sens  de  sa  lon- 
gueur ! 

La  même  conclusion  pourrait  être  tirée  de  l'examen  des  cours  d'eau  qui 
arrivent  à  la  baie  du  Méridien  (Hiddekel,  Gehon,  Oronte,  Edom),  ainsi  que 
de  celui  de  THydaspe  et  de  l'Indus,  tels  que  les  représentent  les  dessins  de 
Secchi  en  1858,  de  Kaiser  en  1864  et  de  Schiaparelli  depuis  1877.  Nous  ne 
multiplierons  pas  ces  dessins,  déjà  trop  nombreux  pour  l'attention  du  lec- 
teur; mais  nous  ferons  remarquer  que  l'Hiddekel,  large  et  évident  en  1877, 
était  complètement  invisible  en  1879  et  remplacé  par  un  fleuve  d'une  autre 
forme  (l'Oronte).  Il  n  reparu  en  1882,  l'Orontc  y  aboutissant  très  loin  de  la 
mer,  et  s'est  montré  encore  sous  une  autre  forme  en  1888,  l'Oronte  venant 


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1-  ig.  -'.JJ.  —  J/ilyUaspe,  uij.-JurvL'  par  Succlii  en  ISOS. 


au  contraire  se  jeter  dans  la  baie  du  Méridien,  à  la  même  embouchure; 
Remarquons  aussi  que  l'Hydaspc  est  très  large  sur  les  dessins  de  Secchi 
en  18.Ô8,  comme  on  le  voit  sur  ceux-ci,  des  3  et  5  juin  de  cotte  année-là. 
L'Indus  varie  dans  les  mômes  proportions,  n  y  a  môme  ici  un  fait  particu- 


cil  \N(.i:Mi;Nis  Aciri-i.i.K.MKM  ()usi:uvfcs. 


rj 


lièrement  remaniiiahl».',  c'est  qui-,  par  siiili;  de  ces  variations,  la  mer  du 
Sablier  paraît  rci)rodiiitc  (]iiel(iiiefuis  exactement  à  95.»  de  dislance  à  droite 
jiar  renibouchurc  de  l'Indus,  et  ogalwment,  d'autre  part,  à  10"  de  distance 
à  jrancliG  par  rallcngcnient  de  Syrtis  Parva,  comme  déjà  n(jus  l'avons  vu 
par  les  dessins  de  Sciirœter,  de  sorte  que  celte  forni»;  paraît  répétée  trois 
fois  au  moins,  en  certaines  années. 
Il  est  lùen  dillicile  de  se  refuser  à  admettre  que  les  «canaux  »  (jiii  varient 

Fig.  2!t.l. 


Lac    fuiiui;  l'ur  rinlerscction  de  iilusiciirs  cauuiix. 

ainsi  représentent  quelcjue  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,  l'eau  ne  doit  pas  y  être  étrangère.  Aux  points  d'intersection  où 
ils  se  rencontrent,  on  remarque  souvent  une  taclie  (jui  donne  absolument 
l'idée  d'un  lac,  comme  le  montre  la  fi(j.  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  l'hiver  dé  longues  traî- 
nées de  neige  traverser  ces  lignes  :  or,  ces  neiges  sont  fondues  là  comme 
le  ferait  la  neige  en  tombant  sur  do  l'eau. 

Auraient-ils  pour  origine  des  crevasses  géométri(]ues  dues  à  quelque  pro- 
cédé naturel  dans  la  formation  du  globe  de  Mars';*  Peut-être;  nuiis  des  cre- 
vasses seules,  même  remi>lies  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  difTércnte.  Ainsi  le  Nilosyrtis  mesure  quelquefois  5» 
ou  300  kilomètres  de  largeur,  tandis  que  d'autres  mesurent  moins  de  1''  ou 
de  GO  kilomètres. 

Fi.AMMAïuoN.  --  MarK.  37 


r)78  I.  \  PI  wi.ri;  m  \I{s. 

Quclquos-uns  sont  (l'iiiie  imiiionso  longueur,  plus  du.  quart  du  méridien, 
plus  de  5  iOO  kilomètres. 

Tous  changent  de  largeur. 

Tous,  ou  presque  tous,  se  dédouMrni. 

Le  lecteur  est  du  reste  au  courant  de  lous  les  l'ails  relalifs  ;V  ces  rlranges 
formations  par  la  dissertation  de  M.  Scliiaparelli  publiée  plus  haut  i^p.  4î2 
à  4581,  et  il  serait  superlUi  d"y  revenir. 

Ce  sont  là  des  faits  vraiment  hien  extraordinaires  et  auxquels  il  est  dilli- 
cile  d'adapter  une  même  interprétation  e.xplicative. 

En  résumé,  il  est  dilieile  d'admettre  des  changements  de  niveau  dans  le 
sol,  des  mouvements  de  bascule,  de  supposer  que  la  surface  du  glolic  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'aliord  parce  que  nous  ne  comprenons 
pas  bien  une  surface  planétaire  d'une  pareille  instabilité,  ensuite  parce  que 
nous  retrouvons  actuellement  des  configura tiuns  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,  noire  pro[)re  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 
indiqnées  par  les  phénomènes  de  Mars,  que  du  jour  au  lendemain,  par 
exemple,  l'Océan  arrive  à  Paris  et  retourne  à  Cherbourg,  c'est  ce  (]u'il  (;st 
bien  difficile  d'admettre,  étant  donné  surtout  que  l'ensemble  de  la  géogra- 
jjhie  martienne  reste  en  définitive  sensiblement  stable. 

Examinons  d'un  peu  plus  près  encore  cette  curieuse  question  des  canaux 
de  Mars. 


i.i:s  c  w  \i  \  :,79 


(•.IIAIMTIU;    VIII. 

LES  CANAUX,   LES  FLEUVES,   LE   RÉSEAU  GÉOMÉTRIQUE 
CONTINENTAL,  LA  CIRCULATION  DES  EAUX. 

Nous  arrivons  ici  au  point  le  plus  délicat  do  mtlre  œuvre,  et  nous  en 
ressentons  toute  la  difficulté. 

Devons-nous  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  (jui  ont  accueilli  les  affirmations  de 
M.  Schiaparelli.  D'abord,  ces  lignes  droites  menées  d'une  mer  à  l'autre  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  est  arrivée,  on  pouvait  penser  que  l'on 
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  Béer  et  Miidler,  l'IIydaspe  sur  les 
dessins  de  Secchi  en  1858  (p.  138);  nous  en  retrouvons  aussi  sur  ceux  de 
Dawes  en  1864  (p.  18G-187),  liurton  et  Dreyer  en  1879  (p.  317),  Niesten  en 
1881  (p.  3G7),  Knobel  en  1884  (p.  379)  :  mais  il  faut  arriver  jusqu'en  188G 
et  1888  pour  voir  vérifié,  au  moins  en  majorité,  le  curieux  réseau  de 
M.  Schiaparelli  par  MM.  Perrotin  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, 
même  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  Guiot.  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  lépaisseur  atmospbériquc 
des  couches  inférieures. 

Il  nous  parait  difficile  de  ne  pas  admettre  l'exactitude  des  observations  de 
M.  Schiaparelli.  D'une  part,  l'astronome  de  Milan  est  un  excellent  observa- 


580  1.  A  l'i.  \\iv\'\:  M  A  us. 

tour;  d'autre  pari,  elles  sont  eu  partie  vérilici's  aujuuivriiui  par  un  certain 
nombre  d'observateurs  dillerents.  Nous  eruyoïis  donc  devoir  considérer  cet 
é,lranj5'e  réseau  de  lignes  droites  comme  existant  réellemenl.  au  nutins  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  malheureusenicnt 
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.  Fizcau  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  parait  pas  admissible, 
par  la  raison  toute  simple  que  nous  observons  d'ici  les  glaces  de  Mars  et 
que  nous  les  voyons  limitées  à  quelque  distance  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  rougeàlres  tandis  que  celles  des  pôles  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  ijroposé  aussi  d'admettre  (voy.  f  Asironomic ,  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  Forêt-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-t-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  Elie  de  IJcauniont. 


I.l  >   '    \N.\rX.  581 

M.  Dauhréo  a  cliorclié  [miicz  SociùK;  Aslruimmiiiuô  du  Franco,  sr-ancft  du 
7  mai  1890,  cl  LWalronomic,  18!)Û,  p.  213)  à  reproduire  le  "réseau  descauaux  de 
Mars  ou  compriniaiU  un  globe  en  caoulciiouc  dans  le  but  de  le  déformer,  de 
le  rider,  de  briser  son  enveloppe  sphéroïdale  parreffet  d"uue  contraction,  et 
n'a  rien  pu  obtenir  qui  y  ressemblât,  quoiqu'il  eût  obtenu  une  imitation  des 
cbaîncs  de  montagnes  terrestres,  des  continents  etdrs  mers.  Mais  il  a  réussi 
à  imiter  le  réseau  martien  par  un  procédé  contraire,  par  la  dilatation  d'une 
croûte  spliéroïdale  et  par  les  cassures  qui  en  résultent.  Un  enduit  de  plâtre, 
de  masiic  à  mouler  ou  de  paraffine  étant  appli(iué  sur  un  ballon  en  caoutchouc 
que  Ion  dilate  par  Tiulroduction  graduelle  d'eau  sous  pression,  finit  par  pré- 
senter des  brisures  recliligncs,  souvent  parallèles  deux  à  deux  et  se  coupant 
suivant  diverses  directions,  ressemblant  à  ce  que  l'on  voit  sur  Mars. 

(In  pourrail  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  l'eau  des  pluies  ruisselle  à  la  surface, 
donnant  naissance  à  des  cours  d'eau  qui  peuvent  changer  de  place  d'une 
saison  à  l'autre.  Mais  la  longueur  de  ces  lignes,  leur  rectitude  géométrique, 
et  surtout  leurs  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  l'ensemble  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  asperl  a  coïKlnii, 
dès  l'origine,  à  assimiler  à  des  cours  d'eau  ? 

Dans  ce  bul,  nous  nous  permettrons  de  reprendre  la  question  antériinire- 
ment  à  la  découverte  des  «  canaux  »,  faite  par  M.  Schiaparelli  tni  1877. 
Antérieurement  à  cette  époque,  nous  écrivions  que  h  certains  golfes  des 
mers  martiennes,  certaines  ]»aies  allongées  en  pointes  dans  l'intérieur  des 
terres,  donnent  l'idée  d'embouchures  de  grands  ileuves.  » 

Il  n'est  peut-être  pas  hors  de  i>ropos  de  revenir  à  celte  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  adopté  pour  premier 
méridien  de  la  géographie  de  Mars,  et  pour  Icijuol  nous  avons  proposé  1g 
nom  de  «  baie  du  Méridien  ». 

L'observation  de  ce  golfe  a  donné  à  l'éminent  observateur  u  l'impression 
de  deux  très  larges  embouchures  de  Ileuves  »  qu'il  chercha  à  remonter,  mais 
dont  il  ^(  ne  put  découvrir  la  trace  ». 


5SÎ  1. A    PI.AM'.TI.    M\|{S. 

Or,  parmi  les  «  i'an;iii\  )^  do  M.  Schiaparclli,  on  pinil  en  reniariiuor  doux, 
l'Hiddekel  et  le  richoii,  qni  aboulissenl  précisément  à  ces  embouchures 
(roi/,  la  ligure  suivant»',  '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  assiniilalion. 

Sur  ce  dessin  de  Dawes  nous  remarquons,  à  droite  de  cette  baie  fourchue 
du  Méridien,  une  autre  embouchure,  plus  allongée  encore. 


'"^<Ui 


Fig.  J'jo.  —  Fleuves  de  3Iars.  —  Le  Gchon,  riliddekel  et  l'Orontes  aboutissant  à  la  baie 
du  Méridien.  L'Oxus  et  l'Iudus. 


C'est  l'embouchure  de  llndus,  dans  laquelle  arrive  rOxus. 

Ici  donc  encore  nul  besoin  d'imaginer  des  canaux  ou  des  mystères.  Voilà 
bien,  et  très  naturellement,  encore  un  fleuve,  très  large,  dira-t-on,  plus  large 
que  le  Mississipi,  le  Saint-Laurent  et  l'Amazone,  —  mais  ce  n'est  pas  là  une 
objection,  surtout  pour  des  terrains  plats. 

Ainsi,  la  discussion  attentive  des  observations  de  Dawes  et  leur  compa- 
raison avec  celles  de  M.  Schiaparclli  conduisent  à  proposer  le  commence- 
ment d'explication  suivante  : 

L'Hiddekel,  le  Gehon,  l'Indus  et  l'Oxus  sont  tout  simplement  des  fleuves. 

Peuvent  être  également  considérées  comme  des  fleuves  toutes  les  lignes 
foncées  qui  aboutissent  à  des  golfes  ou  embouchures,  telles  que  :  le  Léthé, 
qui  se  jette  dans  la  mer  Flammarion,  à  la  baie  Gruithuizen  (carte  de  Green 
et  p.  69)  ;  le  Titan,  qui  se  jette  dans  la  mer  Maraldi,  à  la  baie  Tiouveloi  ;  le 
Phison,  qui  se  jette  dans  le  détroit  d'Herschel  II,  à  la  baie  de  Schmidt;  le 
Gange  ou  la  Manche,  qui  se  jette  dans  la  baie  Christie;  le  Chrysorrhoas,  qui 


LKS  r.AN.vrX  583 

se  joltc  dans  lo  lac  varia). If  de  Titlioiiiiis;  l'Aiaxcs,  le  Sirenus  et  en  général 
toutes  celles  qui  aboutissent  à  des  golfes  et  des  emboiichurcs. 

Tous  ces  fleuves  vont  du  Nord  au  Sud,  comme  s'ils  arrivaient,  par  des 
transformations  successives,  des  neij^es  [xilaires  lidn-ales  et  de  continents 
plus  élevés  (]ue  les  mers  équatoriales  dans  les(|uellcs  ils  se  jettent,  ces  mers 
équatoriales  s'étendant  d'ailleurs  et  se  disséminant  vers  le  [lôle  sud  sans 
qu'on  ne  rencontre  plus  aucune  grande  terre. 

Ces  étendues  d'eau  sont  sujettes  à  des  variations  considérables.  Parfois 
rindus  est  lie;iucnu[t  jdus  lar^e  que  l'IIydaspe,  parfois  c'est  le  contraire. 
Ainsi,  par  exemple,  dans  ses  observations  de  ISôS,  le  P.  Secchi  a  constam- 
ment observé  et  dessiné  :  1°  la  baie  du  Méridien,  golfe  simple,  allongé  en 
pointe,  2°  IVrabouchure  de  l'Indus,  3°  l'IIydaspe,  sans  jamais  avoir  figuré 
rindus  hii-nième  ;  nous  venons  même  de  le  rappeler  à  la  fin  du  cliapitre  pré- 
cédent. Les  comparaisons  faites  sur  les  autres  points  conduist'iit  à  la  même 
conclusion. 

Ici,  il  y  a  un  caracli're  important  à  signaler. 

L'existence  de  nombreux  cours  d'eau  reetilignes  traversant  en  t(»us  sens 
les  continents  de  Mars  indique  que  ces  continents  sont  de  vastes  plaines. 

Le  fait  d'inondations  fré({ucntes  sur  d'immenses  étendues,  le  long  des 
rivages,  conduit  d'autre  part  à  la  même  déduction. 

Nous  pouvons  donc  admettre  que  les  continents  sont  presque  absolument 
plats. 

Mais  le  nom  de  fleuves  n'en  est  pas  moins  applicable  à  ces  cours  d'eau, 
fleuves  très  larges,  nappes  d'eau  sans  profondeur. 

Ainsi  il  peut  et  il  doit  exister  des  lleuvcs  dans  ces  tracés,  tout  au  moins 
des  fleuves  primitifs,  qui  d'abord,  sans  doute,  prenaient  naissance  en  terre 
ferme  par  des  lamifications  de  rivières  et  de  ruisseaux,  et  qui  ensuite  ont 
été  allongés  d'une  mer  jusqu'à  l'autre,  peut-être  par  suite  d'une  cause  aréo- 
logiquc,  donnant  le  même  résultat  que  celle  dont  M.  Daubrée  parlait  plus 
haut.  Des  brumes  d'une  nature  spéciale  peuvent  s'étendre  sur  ces  cours 
d'eau.  Des  phénomènes  de  réfraction  peuvent  les  doubler  en  certaines 
circonstances.  Ces  brumes  jouent  peut-être  un  grand  rôle  dans  les  faits 
observés. 

Sur  la  Terre,  l'eau  existe  en  cinq  états  ditrérenis  :  l'eau  solidifiée  en  mi- 
néral, appelée  glace,  les  flocons  de  ncif/c,  l'état  liquide,  l'état  nuaycuxel  l'état 
invisible  de  vapeur  transparente  répandue  dans  l'atmosphère.  Peut-être  pour- 
rions-nous conclure  des  observations  que  sur  Mars  il  existe  en  six  états,  et 
que  l'état  nuageux  se  partage  là  en  deux  autres. 

Déjà  ici,  les  nuages  et  les  brouillards  dill'èrent  sensiblement  les  uns  des 
autres.  Le  brouillard  est  stationnaire;  le  nuage  voyage.  Le  vent  passe  à 


584  1  A    PLAM-TI-    MARS. 

U*avers  le  brouillard  sans  le  (Irplaccr  sensilileinent  :  le  vont  emporte  le 
nuage.  Nous  avons  donné  dans  r Atmosphère  et  dans  nos  Voyages  en  ballon  les 
preuves  de  cette  distinction. 

Le  sixième  état  que  nous  imaginons  ici  pourrait  offrir  une  certaine  res- 
semblance avec  nos  brouillards  et  en  être  en  quelque  sorte  l'exagération.  Il 
peut  exister  là  un  étal  de  vapeur  très  dense  et  très  proche  de  l'état  liquide. 
Supposons  une  nappe  de  brouillard  épais,  visqueux,  sombre,  foncé,  con- 
tinuant les  mers  le  long  des  rivages,  remplaçant  même  parfois  les  lacs 
partiellement  ou  totalement.  C'est  une  transformation  de  l'eau  que  nous 
pouvons  accepter.  En  certaines  conditions  atmosphériijues,  l'eau  peut  passer 
de  l'état  liquide  à  l'état  visqueux,  puis  à  l'état  nuageux,  puis  à  l'invisibilité 
de  la  vapeur. 

Les  choses  se  passent  comme  si  l'eau  n'était  pas  absolument  liquide,  con- 
densée par  la  pesanteur  en  des  bassins  stables,  comme  si  ses  molécules  étaient 
séparées,  formant  seulement  un  fluide  visqueux,  plus  lourd  que  l'air,  soumis 
à  d'autres  forces  qu'à  la  gravité.  Imaginons,  un  instant,  que  ces  molécules 
aient  une  tendance  à  s'agréger,  mais  puissent  néanmoins  ol)éir  à  d'autres 
influences,  telles,  par  exemple,  que  l'électricité,  le  magnétisme  planétaire, 
et  d'autres  forces  inconnues  (car  nous  ne  devons  pas  avoir  la  prétention  de 
connaître  toutes  les  forces  de  la  nature).  Ces  eaux,  liquides  peut-être  au 
centre  des  mers,  mais  fluides,  à  l'état  de  vapeur  ou  de  gaz  visqueux  sur  les 
bords  et  sur  les  hauts  fonds,  ainsi  que  dans  les  fleuves  ou  canaux,  peuvent 
s'étendre  ou  se  resserrer  suivant  les  conditions  atmosphériques  de  chaleur, 
d'électricité,  etc.,  n'ont  plus  de  limites  précises.  Ces  traînées  de  vapeurs 
seraient  essentiellement  variables  d'aspect,  d'épaisseur,  de  densité.  Si,  en 
certaines  conditions,  ces  molécules  sont  électrisées,  elles  peuvent  se  re- 
pousser, comme  on  le  voit  dans  les  phénomènes  dits  d'électricité  positive 
et  négative,  et  produire  les  dédoublements  observés.  Ces  canaux,  ces  lacs, 
ces  étendues  aqueuses  peuvent  changer  de  place.  Ce  seraient  des  sortes  de 
brumes  assez  denses,  et  obéissant  docilement  aux  forces  qui  les  régissent  : 
le  voisinage  des  mers,  rhumiditc  du  sol,  Yrliû  hygrométrique  de  l'air,  la  tem- 
pérature, l'électricité,  etc. 

Il  faut  admettre,  il  est  vrai,  une  atmosphère  bien  calme.  Or,  tel  paraît  être 
l'état  de  celle  de  Mars. 

Une  telle  hypothèse  expliquerait  ces  variations  d'étendue  et  de  tons,  ces 
dédoublements,  ces  disparitions  et  ces  renaissances  suivant  les  saisons,  et 
tous  ces  innombrables  changements  d'aspects  assurément  difficiles  à  expli- 
quer par  des  eaux  de  même  nature  que  les  nôtres. 

Ces  eaux  martiennes  ne  doivent  être  ni  chimiquement  ni  pbysiquement  les 
mêmes  que  les  nôtres.  Qu'elles  leur  ressemblent  à  certains  égards,  c'est 


m:  s  CANAUX.  :.sj 

rendu  probablo  par  l'aspect  des  in-iges,  blanches  conimc  les  nôtres,  et  qui 
fondent  —  en  s'ovaporant  sous  l'action  de  la  chaleur  solaire,  —  comme  nous 
l'observons  sur  la  Terre.  Cette  analogie  est  rendue  plus  probable  encore  par 
les  raies  d'absorption  du  sjjeclrc  de  l'atmosphère  martienne,  raies  qui  cor- 
respondent à  celles  de  la  vapeur  deau.  Mais  il  n'en  est  pas  moins  probable 
que  ces  eaux  doivent  différer  des  nôtres. 

Qui  sait  si  au  lieu  du  chlorure  de  sodium,  par  exemple,  associé  à  l'iiydro- 
gène  et  à  l'oxygène,  comme  dans  nos  mers,  il  n'y  a  pas  là  toute  une  autre 
combinaison  d'éléments? 

La  densité,  d'une  jiart,  n'est  pas  la  même  qu'ici.  Un  mètre  cube  d'eau  ter- 
restre pèse  1000  kilogrammes;  un  mètre  cube  d'eau  martienne  a  pour  den- 
sité 0,711  et  ne  pèse  que  711  kilogrammes,  en  adm.ettant  que  la  densité  de 
cette  eau  soit  la  même  que  celle  de  l'eau -terrestre  proportionnellement  à  la 
densité  moyenne  de  la  i)Ianèle.  Si  l'eau  marlieniie  avait  la  même  densité  ab- 
solue que  la  nôtre,  les  matériaux  auraient  pour  densité  spécill(jue  3,01  au 
lieu  de  5,50.  Mais,  d'autre  part,  la  ditférencede  pesanteur  est  beaucoup  plus 
grande  encore,  puisque  1000  kilogrammes  terrestres  transportés  à  la  surface 
de  Mars  ne  pèseraient  plus  que  376  grammes. 

Les  conditions  sont  donc  entièrement  différentes  de  ce  qu'elles  sont  ici.  Il 
en  est  de  même  de  l'atmosphère  dont  la  pression  joue  un  rôle  .si  important 
dans  les  transformations  de  l'eau. Si  l'atmosphère  terrestre  disparaissait,  l'eau 
des  mers  s'évaporerait  immédiatement  pour  donner  naissance  à  une  nouvelle 
atmosphère  aqueuse,  jusqu'à  ce  que  la  pression  devînt  assez  forte  pour  main- 
tenir l'eau  à  l'état  liquide.  En  continuant  de  faire  disparaître  l'atm-osphère, 
on  unirait  par  dessécher  totalement  toutes  les  mers. 

Si  Mars  avait  la  môme  atmosphère  que  la  Terre,  cette  atmosphère  serait 
toutefois  beaucoup  moins  dense  que  la  nôtre,  dans  la  proportion  de  37Gà  1000. 
Le  baromètre,  au  lieu  de  marquer  7G0""",  au  niveau  de  la  mer,  n'en  marque- 
rait que  286.  C'est  la  pression  barométrique  au  sommet  de  nos  plus  hautes 
montagnes,  à  près  de  8000  mètres  d'altitude.  Ce  serait  là  une  couche  aérienne 
très  raréfiée,  même  au  niveau  de  la  mer,  et  il  semble  bien  que  l'atmosphère 
de  Mars  ne  soit  pas  très  éloignée  de  cette  condition. 

Mais  elle  peut  posséder  des  substances,  des  gaz,  des  vapeurs,  qui  n'existent 
pas  dans  la  nôtre. 

Ne  nous  dissimulons  pas  toutefois  que  la  plus  grosse  difliculté  reste  :  le 
tracé  rectiligne  et  géométrique  de  ce  réseau  ne  païaît  jias  nalun-1.  l'ius 
nous  regardons  ces  dessins  (ouvrons  encore  ce  livrr  aux  pages  361  et  440). 
et  moins  il  semble  que  nous  puissions  les  alliibuer  à  des  causes  aveugles. 
Pourtant,  n'oublions  pas  que  nous  sommes  loin  de  connaît  i'-  ioiii.'>;  l.-^  fnn-.^s 
de  la  nature. 


5Sfi  I  \  ri. ANi.Ti-:  MAiis. 

TmiU'ftus,  daulro  [kiiI,  soniincs-nous  aulorisrs  à  i-cjoier  de  ii;irti  prisTliy- 
potlirsed'uno  action  inlolligenle  do  la  pari  des  haMlaiils  possibles  de  cctlo 
pianote  voisint'? 

Les  conditions  actuelles  d'habitabilité  de  ce  globe  sont  telles,  comme  nous 
l'avons  vu  plus  haut,  que  nul  n'est  en  droit  de  nier  qu'il  ne  puisse  être  habité 
par  une  espèce  humaine  dont  l'inlelli.uence  et  les  moyens  d'action  peuvent 
être  fort  supérieurs  aux  nôtres. 

Nit>r  (|u"ils  ait-nl  ])u  rectifiiM' les  ilevivcs  ]iiiniilifs.  à  mcstii'c  ([iic  les  eaux 
dovenaiont  plus  rares,  et  exécuter  un  système  (b^  canaux  conçus  dans  l'idée 
d'une  répartition  générale  des  eaux,  nier  la  possibilité  de  cette  action  serait 
anti-scientifique,  dans  l'ignorance  absolue  où  nous  sommes  à  cet  égard. 

L'hypothèse  d'uiio  oriuine  intelligente  de  ces  tracés  se  ]irésent('  d'elle- 
même  à  notre  esprit,  sans  que  nous  puissions  nous  y  opposer.  (Juelque 
téméraire  qu'elle  soit,  nous  sommes  forcés  de  la  prendre  en  considération. 
Tout  aussitôt,  il  est  vrai,  les  objections  abondent.  Est-il  vraisemblable  que 
IfS  habitants  d'une  planète  construisent  des  œuvres  aussi  gigantesques  que 
celles-là  y  Des  canaux  de  cent  kilomètres  de  largeur?  Y  pensc-t-on?  Et  dans 
quel  but  ? 

Eh  bien  (circonstance  assez  curieuse),  dans  l'hypothèse  d'une  origine  hu- 
maine de  ces  tracés,  on  pourrait  en  trouver  l'explication  dans  l'état  de  la 
planète  elle-même.  D'une  part,  nous  avons  vu  que  les  matériaux  y  sont  beau- 
coup moins  lourds  qu'ici.  D'autre  part,  la  théorie  cosmogonique  donne  à  ce 
monde  voisin  un  âge  beaucoup  plus  ancien  que  celui  de  la  planète  où  nous 
vivons.  Il  est  naturel  d'en  conclure  qu'elle  a  été  habitée  plus  tôt  que  la 
Terre,  et  que  son  humanité,  quelle  qu'elle  soit,  doit  être  plus  avancée  que 
la  nôtre.  Tandis  que  le  percement  des  Alpes,  l'isthme  de  Suez,  l'isthme  de 
Panama,  le  tunnel  sous-marin  entre  la  France  et  l'Angleterre  paraissent 
des  entreprises  colossales  à  la  science  et  à  l'industrie  de  notre  époque,  ce  ne 
seront  plus  là  que  des  jeux  d'enfants  pour  l'humanité  de  l'avenir.  Lorsqu'on 
songe  aux  progrès  réalisés  dans  notre  seul  xix®  siècle  :  chemins  de  fer,  télé- 
graphes, applications  de  l'électricité,  photographie,  téléphone,  etc.,  on  se 
demande  quel  serait  notre  éblouissement  si  nous  pouvions  voir  d'ici  les 
progrès  matériels  et  sociaux  que  le  xx^,  le  xxi''  siècle  et  leurs  successeurs 
réservent  à  rimmanité  de  l'avenir.  L'espiit  le  moins  optimiste  pj-évoit  le 
jour  où  la  navigation  aérienne  sera  le  mode  ordinaire  de  circulation;  où  les 
prétendues  frontières  des  peuples  seront  effacées  pour  toujours  ;  où  l'hydre 
infâme  de  la  guerre  et  l'inqualifiable  folie  des  armées  permanentes,  ruine 
et  opprobre  d'un  état  social  intellectuel,  seront  anéanties  devant  l'essor  glo- 
rieux de  l'humanité  pensante  dans  la  lumière  et  dans  la  liberté!  N'est-il  pas 
logique  d'admettre  que,  plus  ancienne  que  nous,  l'humanité  de  Mars  soit 


I.KS  CANAUX.  ',S7 

aussi  jilus  porfcctioiiin'i',  ci  t|iic  liiiiitr  fiiroiidc  des  jiniplçs,  les  trav;iii\  di; 
la  ]»aix  aioul  pu  allriudre  des  tlévrloppcMiciits  cDiisidcvables;' 

Nous  ignorons  ce  que  pcuveul  idrcccs  longs  Iracrs  sombres  à  travers  les 
contincnls.  si  loulo  leur  rpaisseur  est  honiogèuo,  et  rien  ne  n<»us  prouve 
assurénn'nl  que  ce  soient  là  des  canaux  pleins  d'eau. (In  [leul  faire  là-dessus 
mille  conjectures.  On  y  peut  voir  des  travaux  de  drainage  des  eaux  devenues 
rares  sur  la  planète;  on  y  peut  imaginer  do  préférence  une  sorte  «le  cadastre 
de  cultures  collectives  sur  un  glolie  «  ari-ivé  à  la  période  d'iiarinniur  >,  ;  un 
se  souvient  que  Proctor,  traitant  ce  sujet  dans  un  intéressant  article  du 
Timcs^  a  suggéré  l'idé*'  (|ue  «  les  habitants  de  Mars  p<!uvent  être  engagés  en 
de  vasli^s  tiavaux  d'ingr'nieurs,  attendu  que  C(.'s  lignes  sont  tracées  dans 
toutes  les  direclions  et  gardent  entre  elles  une  distance  constante  et  signi- 
ficative; et  (pi'à  une  séance  de  la  Société  Royale  astronomique  de  Londres, 
M.  Grecn,  l'habile  ol)servateur  de  Mars,  signalant  cette  interprétation,  ajou- 
tait qu'il  n'a  aucunement  l'intention  d'introduire  un  sujet  de  plaisanterie  dans 
une  matière  scientifique  aussi  importante,  mais  que  de  tels  aspects  géf)gra- 
phiques  méritent  la  plus  grave  attention  et  qu'il  est  ilu  plus  haut  intérêt  de 
les  vérifier;  M.  Maunder,  de  l'Observatoire  de  Greenwich,  a  fait  remarquer 
que  ce  qu'il  y  a  de  plus  étrange,  c'est  que  ces  canaux  paraissent  changer  de 
jjlace  et  sont  tantôt  visibles  et  tantôt  invisibles;  pour  plusieurs  observateurs, 
ce  ne  seraient  pas  des  canaux  proprement  dits,  mais  plutôt  des  bordures  de 
districts  jilus  ou  moins  foncés.  Quoi  (ju'ilen  soit,  la  nature  peut  avoir  éti'- 
corrigée;  les  inondations  faciles,  fréqueutes  et  toujours  menaçantes,  sur 
des  continents  nivelés  par  l'usure  du  temps,  peuvent  avoir  donné  l'idée 
d'une  régularisation  rationnelle  des  eaux.  Il  semble  bien  qu'il  ne  nous  soit 
pas  plus  possible  d'arriver  à  expliquer  ce  réseau  géométriciue  sans  inter- 
vention intellectuelle  qu'un  habitant  de  Venus  ([ui  prétendrait  vouloir 
expliquer  nos  réseaux  de  chemins  de  fer  par  le  seul  j<'u  des  forces  géolo- 
giques naturelles. 

Le  globe  de  Mars  doil  cire  à  peu  près  nivelé  par  les  siècles. et  l'eau  n'y  est 
Jilus  qu'en  faillie  (|uaiilité.  Ce  qui  ai'rivera  dans  quebjues  millions  d'années 
pour  la  Terre  doit  être  arrivé  pour  Mars.  Les  pluies  désagrègent  lentement 
les  montagnes,  les  fleuves  en  transportent  les  débris  à  la  mer  dont  le  fond 
s'exhausse  graduellement;  mais  en  même  temps  la  quantité  d'eau  diminue 
en  pénétrant  dans  rinlérieur  du  globe  et  en  se  fixant  sur  les  roches  à  l'étal 
d'hydrates.  Tout  globe  terminé  S(,'  nivèle  lentement.  11  n'y  aurait  rien 
lie  surprenant  à  ce  (jue.  sur  Mars  les  eiforts  (h-  la  civilisation  eusseni 
surtout  tendu  à  une  répai'liliou  fcconde  des  eaux  à  la  surface  de  ces  vieux 
continents. 

Ces  tracés  rectiligues  mettant  en  communication  toutes  les  mers  mar- 


588  I.A    PI  A  Mil;   MA  US. 

tiennes  les  unes  avec  les  autres  paraissent  intentionnels.  Est-ce  île  Fean  qui 
coule  là?  Oui.  sans  doute,  en  principe;  mais  il  peut  s'y  associer  une  autre 
forme  de  Teau,  dont  nous  parlions  tout  à  l'Iicure.  des  brumes  allongées  au- 
dessus  de  ces  trac(-*'S,  qui  les  élargissent  à  nos  yeux  et  leur  font  sujiir  des 
changements  apparents  considérables. 

Peut-être  aussi  des  phénomènes  de  végétation  s'ajoulent-ils  à  cette  cir- 
culation des  eaux. 

Quant  au.x  dédoultlements,  il  est  difficile  d'admettre  que  réellement  de 
nouveaux  canaux  se  forment  du  jour  au  lendemain,  semblables  et  parallèles 
aux  premiers  :  nous  préférons  imaginer  qu'ils  puissent  être  dus  soit  aux 
brumes  dont  nous  avons  parlé,  soit  plutôt  à  une  doulile  réfraction  dans 
l'atmosphère  martienne.  Étant  données  les  conditions  de  température  (la 
chaleur  solaire  traversant  facilement  l'atmosphère  martienne  pour  échauf- 
fer le  sol),  l'évaporalion  doit  être  très  intense,  et  il  doit  y  avoir  constam- 
ment, au-dessus  de  ces  cours  d'eau,  une  grande  quantité  de  vapeur  rapi- 
dement refroidie,  qui  peut  donner  naissance  à  des  phénomènes  de  réfraction 
spéciaux.  (loy. aussi  L'Astronomie,  1889,  p.  461,  article  de  M.  Meisel).  Il  nous 
paraît  rationnel  de  ne  pas  oublier  les  effets  de  la  réfraction,  surtout  à  cause 
de  cette  particularité  que  parfois  toute  trace  d'un  canal  disparaît  pour  faire 
place  à  deux  nouvelles  lignes  seulement  voisines. 

M.  A.  de  Boëa  attribué  ces  dédoublements  à  des  images  secondaires  qui  se 
formeraient  dans  l'œil  de  l'observateur,  comme  il  arrive,  en  effet,  en  regar- 
dant une  ligne  droite  tracée  à  l'encre  sur  un  carton  blanc  placé  en  deçà  ou 
au  delà  de  la  vision  précise.  Mais  peut-on  admettre  que  les  observateurs 
des  canaux  ne  les  voient  que  lorsque  l'image  n'est  pas  au  point? 

Quoi  qu'il  en  soit  des  explications,  qui  sont  assurément  prématurées  et  que 
nous  ne  présentons  qu'à  titre  de  premières  hypothèses,  les  variations  con- 
sidérables observées  en  ce  réseau  aquatique  sont  pour  nous  un  témoignage 
que  cette  jjlanète  est  le  siège  d'une  énergique  vitalité.  Ces  mouvements 
divers  nous  paraissent  s'effectuer  en  silence,  à  cause  de  l'éloignement  qui 
nous  en  sépare;  mais,  tandis  que  nous  observons  tranquillement  ces  con- 
tinents et  ces  mers,  lentement  emportés  devant  notre  regard  par  la  rota- 
tion de  la  planète  autour  de  son  axe,  tandis  que  nous  nous  demandons  sur 
lequel  de  ces  rivages  il  serait  le  plus  agréable  de  vivre,  peut-être  y  a-t-il  là, 
en  ce  moment  même,  des  orages,  des  volcans,  des  tempêtes,  des  tumultes 
sociaux  et  tous  les  combats  de  la  lutte  pour  la  vie.  De  même,  les  astronomes 
de  Vénus,  armés  d'instruments  d'optique  analogues  aux  nôtres,  contemplant 
la  Terre  et  la  voyant  planer  dans  une  calme  tranquillité  au  milieu  d'un  ciel 
pur,  ne  se  doutent  pas  assurément  que  sur  ces  campagnes  dorées  par  le  soleil 
et  sur  ces  mers  azurées  qui  se  découpent  en  golfes  si  délicats,  l'intérêt,  l'am- 


l.i;S   CANAUX.  58'J 

biliou,  la  ciiiiiilili-,  la  liarharii;  ajoulciil  soiivciil  IcuiS  orages  volontaires  aux 
inleiiipénes  l'alalos  (ruin-  |tlaiit^lc  iuipaifailc.  N'olls  pouvons  pourtant  espé- 
r<'r  (|iie  le  niomlo  île  Mars  élaiil  i»lus  aiiricu  (|ui'  li-  nôtn',  son  liuinanid'  est 
plus  avancée  el  plus  sagi,*.  Ci;  sont  sans  doute  les  travaux  et  1rs  bruits  d.,'  la 
paix  qui  animent  depuis  bien  des  sièclt.'s  CL-tle  patrie  voisine. 

L'explication  de  tleuves  modifiés  par  les  habitants  de  Mars  et  d'un  système 
rationuL'l  de  répartition  des  eaux  devenues  rares  sur  les  continents  aplanis 
par  l'usure  des  siècles  ne  nous  paraît  pas  absurde.  Des  brumes  se  formrM-aient 
facilement  au-dessus  de  ces  canaux,  et  quelque  double  réfraction  atmosphé- 
rique, rappelant  celle  du  spath  dislande,  pourrait  expli(iuer  les  dédouble- 
ments. Après  tout,  nous  sommes  là  devant  un  nouveau  monde  et  nous  ne 
devons  rien  nier  de  parti  pris. 

Soyons  convaincus  toutefois  que  la  nature  tient  en  réserve  des  causes  in- 
connues de  nous  et  sans  doute  plus  simples  que  tout  ce  que  nous  pouvons 
imaginer.  Notre  savoir  est  insuffisant.  C'est  une  erreur  profonde  de  nous 
imaginer  que  les  sciences  aient  dit  leur  dernier  mot  et  que  nous  soyons  en 
situation  de  tout  connaître;  c'est  une  erreur  non  moins  puérile  de  nous 
ima.dner  que  nous  soyons  au  courant  de  toutes  les  forces  de  la  nature.  Au 
contraire,  le  connu  n'est  qu'une  île  minuscule  au  sein  de  l'océan  de  l'in- 
connu. Nos  sens,  d'ailleurs,  sont  fort  limités,  nos  moyens  de  perception 
s'arrêtent  encore  au  vestibule  ;  noire  science  reste  et  restera  toujours  fata- 
lement incomplète. 

Assurément,  ces  bizarres  phénomènes  nous  transportent  sur  un  autre 
monde,  bien  différent  de  celui  que  nous  habitons,  quoiijue  olfrant  avec  lui 
de  sympathi(|ues  analogies.  Au  point  de  vu(!  de  l'almosphére,  des  saisons, 
des  climats,  des  conditions  météorologiques,  Mars  paraît  habitable  aussi  bien 
et  mémo  mieux  que  la  Terre,  et  peut  fort  bien  être  actuellement  habité  par 
une  race  humaine  très  supérieure  à  la  notre,  étant,  selon  toute  probabilité, 
plus  ancienne  et  plus  avancée.  L'industrie  do  ces  êtres  inconnus  est-elle 
entrée  pour  quelque  chose  dans  le  tracé  de  ces  canaux  rectilignes  qui  se 
dédoublent  en  certaines  saisons?  Resle-t-ellc  étrangère  à  ces  variations  si 
soudaines  et  si  énigmatiqucs  que  nous  observons  d'ici?  Il  faudra  sans  doute 
encore  bien  des  années  d'observation  pour  découvrir  exactement  ce  qui  se 
passe  chez  nos  voisins  du  ciel. 

C'est  avancer  de  quelques  pas  la  question  que  de  préciser  les  faits  et  de  les 
discuter  mélliodi(juement.  Tel  a  clé  le  but  de  ce  travail. 


590  I   V    IM.AM.Ti;    M  \I{S. 


CHAPITRE  IX. 

RÉSUMÉ  SUR  LES  CONDITIONS  DE  LA  VIE  A  LA  SURFACE 
DE  LÀ  PLANÈTE  MARS. 

Comme  conclusion  générale  de  l'étude  de  la  planète,  nous  n'en  avons  pas 
de  meilleure  à  ajouter  aux  pages  précédentes  que  les  trois  séiies  d'articles  pu- 
bliés dans  c-ct  Ouvrage  même,  à  la  fm  de  chacune  deuos  périodes,  pages  9G, 
24'2  et  485.  Il  serait  superflu  de  les  réimprimer  ici,  et  nous  prions  le  lecteur 
de  vouloir  bien  relire  ces  articles,  aux([ucls  nous  pouvons  ajouter,  en  leriiii- 
nanl,  le  résumé  suivant  : 

43.  Le  monde  de  Mars  paraît  être,  comme  le  remarquait  déjà  \Mlliam 
Herscliel,  de  toutes  les  planètes  de  notre  système  solaire,  celle  qui  ressemble 
le  plus  à  la  nôtre.  Nous  pouvons  répéter  aujourd'hui,  sur  Jes  haiiitants  de 
Mars,  ce  que  ce  grand  observateur  écrivait,  il  y  a  plus  d'un  siècle,  le  1"  dé- 
cembre 1783  :  «  Its  inhabitants  proba])ly  enjoy  a  situation  in  many  res- 
pects similar  to  ours.  » 

Comme  dimensions  et  densité,  Vénus  se  rapproclie  tout  ;'i  l'ait  de  la  Terre, 
il  est  vrai,  mais  nous  n'avons  encore  aucune  notion  certaine  sur  sa  durée 
de  rotation,  ses  saisons  et  sa  géographie. 

44.  Les  faits  observés  à  la  surface  de  Mars  établissent  que  ce  globe  jouit 
d'une  température  moyenne,  de  climats  et  de  saisons  différant  très  peu  des 
climats  terrestres,  d'ailleurs  assez  variés  eux-mêmes.  Du  moins  sa  thermo- 
métrie  y  détermine-t-elle  des  effets  analogues  à  ceux  de  la  météorologie 
terrestre. 

45.  La  durée  du  jour  et  de  la  nuit  y  est  de  24''  39'"  35'. 

4G.  Ses  années  sont  près  de  deux  fois  plus  longues  qu'ici  et  durent  G87  de 
nos  jours  et  G68  des  siens.  Il  en  résulte  des  saisons  également  près  de  deux 
fois  ijlus  longues  que  les  nôtres.  Mais  l'inclinaison  de  l'axe  est  à  peu  près 
la  même  et  l'intensité  de  ces  saisons  à  peu  près  la  môme  également. 

47.  L'atmosphère  y  est  généralement  beaucoup  plus  pure  qu'ici.  Elle  y  est 
plus  raréfiée  et  sans  doute  plus  élevée.  Les  nuages  et  les  pluies  y  sont  rares 
et  l'on  n'y  observe  jamais  de  violentes  tempêtes. 

48.  Il  y  a  à  peu  près  autant  de  terres  que  de  mers.  Celles-ci  sont  fmement 
découpées  en  méditerranées  allongées.  Les  rivages  sont  des  plages  unies,  en 


UfiSUMfi.  .Vil 

général,  exposées  à  des  inondalioiis  ou  ;ï  des  bancs  de  In-nmes  bordant  les 
eaux.  Il  semble  que  les  mers  soient  peu  profondes. 

49.  Le  diamètre  de  Mars  est  près  du  moitié  plus  petit  que  celui  du  globe 
terrestre  et  mesure  G753  kilomètres.  Les  eaux  (tccupent  environ  GG  millions 
de  kilomètres  carrés  et  les  terres  77  millions.  La  surface  babilablc  parait  éin; 
cinq  à  six  fois  ccllo  de  l'Europe. 

50.  Le  Soleil  y  est  vu  un  peu  plus  petit  quu  d'ici  :  21'  au  lieu  de  'A\'. 

51.  Deux  lunes  minuscules  circulent  rapidement  dans  son  ciel. 

52.  Ce  globe  est  plus  ancien  (juc  la  Terre  et  paraît  presque  complètement 
nivelé.  L'bémisphère boréal  est,  toutefois,  plus  élevé  que  riiémisphèreauslral. 
On  n'y  a  pas  reconnu  de  grandes  cliaiiies  de  montagnes,  mais  seulement 
plusieurs  plateaux  assez  élevés. 

53.  Les  canaux  doivent  être  dus  à  des  fissures  superficielles  produites  par  les 
forces  géologiques  ou  peut-être  même  à  la  rectilication  des  anciens  lleuves, 
par  les  habitants,  ayant  pour  luil  la  répartition  générale  des  eaux  à  la  surface 
des  continents. 

54.  Il  est  possi])le  que  ce  monde  soit  actuellement  liabilc  par  une  espèce 
humaine  analogue  à  la  nôtre,  plus  légère,  .sans  doute,  plus  ancienne  et  qui 
pourrait  être  beaucoup  plus  avancée.  Toutefois  il  doit  exister  entre  les  deux 
mondes  des  différences  originaires  essentielles.  Quant  à  la  forme  organique 
des  «  humains  »  comme  à  celles  des  animaux,  végétaux  ou  autres  êtres  qui 
peuvent  peupler  cette  planète,  nous  ne  possédons  encore  aucun  élément 
suffisant  pour  faire  à  cet  égard  des  conjectures  plausibles  scientiliquonitMit 
fondées.  Mais  l'habitation  actuelle  de  Mars  par  une  race  supérieure  à  la 
nôtre  est  très  probable. 

Il  y  a  dans  la  vie  des  heures  charmantes,  des  sensations  fort  agréables,  des 
plaisirs  délicieux,  d'immenses  joies,  des  bonheurs  qui  touchtint  au  ciel  et 
des  voluptés  exquises.  Eh  bien,  parmi  ces  heures  d'enchantement,  il  en  est 
peu  qui  donnent  à  l'âme  une  satisfaction  plus  complète,  une  émotion  plus 
noble  et  plus  élevée,  que  l'observation  des  aspects  de  la  jilanète  Mars  pen- 
dant une  pure  soin-e  d'été.  C'est  un  regret  que  si  pou  d'humains  connaissent 
cette  impression.  Voir  devant  soi  un  monde,  un  autre  monde,  avec  ses  con- 
tinents, ses  mers,  ses  rivages,  ses  golfes,  ses  caps,  ses  îles,  ses  embouchures 
de  fleuves,  ses  neiges  éblouissantes  de  blancheur,  ses  terres  dorées,  ses  eaux 
sombres,  placé  là  devant  vous,  au  bout  de  votre  télescope,  tournant  lente- 
ment sur  lui-même,  donnant  le  jour  et  la  nuit  à  ses  diverses  contrées,  fai- 
sant succéder  le  printemps  h  l'iiivcr,  l'été  au  printemps,  nous  offrant  en 
miniature  la  vue  de  la  Terre  dans  l'espace...  il  y  a  là  une  contemplation  ({ui 
nous  transporte  en  face  du  plus  grand  des  mystères,  celui  do  la  Vie  univor- 


59-2  I   \    PI.ANKTi;   M\I{S.  HKSrMK. 

selle  cl  éternelle,  en  face  tic  la  sulilinic  Vérité,  en  face  du  Iml  même  de  la 
création.  La  Terre  devient  une  province  de  l'Univers  cl  nous  sentons  des 
frères  inconnus  dans  les  autres  patries  de  l'Inlini  ! 

Et  puis,  peut-être  s'ajoutc-t-il  à  ce  sentiment  celui  de  la  Ijcauté  et  de 
la  grandeur  des  concjuèlcs  de  l'Astrononiie  moderne.  La  nouvoauLc  a  tou- 
jours pour  nous  un  attrait  particulier.  (Test  la  première  fois,  depuis  l'ori- 
gine de  l'humanité,  que  nous  découvrons  dans  le  Ciel  un  nouveau  monde, 
assez  semblable  à  la  Terre  pour  éveiller  nos  sympathies,  c'est  la  première 
l'ois  qu'un  Ouvrage  tel  que  eelui-ci  a  pu  être, conçu  et  réalisé,  et  bien  des 
années  se  passeront  sans  doute  avant  que  rélude  positive  puisse  acquéiir 
sur  notre  autre  voisine,  la  planète  Vénus,  des  notions  aussi  complètes  que 
celles  que  nous  venons  de  passer  en  revue  sur  ce  monde  de  Mars. 

Mais  quelles  merveilles  la  Science  de  l'avenir  ne  réserve-t-clle  pas  à  nos 
successeurs,  et  (jui  oserait  même  affirmer  que  l'humanité  martienne  et  l'hu- 
manité terrestre  n'entreront  pas  un  jour  en  communication  lune  avec 
l'autre!  Les  générations  passeront  et  le  Progrès  continuera  longtemps  encore 
sa  marche  ascendante. 

Pour  nous,  dont  les  débuts,  en  notre  adolescence,  dans  la  carrière  scienti- 
fique et  littéraire,  ont  été  précisément  la  défense  de  la  doctrine  de  la  Plura- 
lité des  Mondes,  et  qui  avons  consacré  notre  vie  entière  à  montrer  que  le  but 
de.  l'Astronomie  ne  s'arrête  pas  à  la  Mécanique  céleste,  mais  doit  s'élever  jus- 
qu'à la  connaissance  des  conditions  de  la  vie,  actuelle,  passée  ou  future,  dans 
l'immense  Univers,  nous  sommes  heureux  d'avoir  assez  vécu  pour  assister  à 
la  naissance  et  au  développement  de  l'Astronomie  physique,  pour  contem- 
pler de  nos  yeux  un  premier  monde  exploré  dans  les  cieux,  et  pour  avoir  eu 
le  privilège  d'en  écrire  l'histoire.  Puissent  nos  lecteurs  avoir  partagé  la 
même  satisfaction  que  nous,  en  assistant  à  cette  évolution  de  la  Science  :  les 
pages  qui  précèdent  ne  sont  qu'un  humble  et  grossier  prélude  des  décou- 
vertes que  le  Progrès  réserve  à  nos  successeurs. 


aim'KM)[i:k. 

i;(»i'i'i)siii()N  i»i;  189?. 

Au  moment  <tù  nous  mettons  sons  presse  la  derniùre  frnillr  île  cft  Ouvrai^'e, 
nn  certain  nombre  d'observations  intéressantes  ont  di^jà  »?t«'  faites  à  l'observa- 
toire do  Jiivisy,  caraetéristiques  de  l'opposition  actuelle.  Nous  sommes  heureux 
de  pouvoir  ajouter  encore  ici  quelques-uns  de  ces  dessins,  qui  n'ont  besoin  d'au- 
cune description  pour  les  lecteurs  do  ce  livre 

Ces  dessins  ont  été  faits,  le  n"  1  par  M.  Sclunoll,  le  ii"  '  par  M.  Mabire,  les 
n<»  3  et  S  par  M.  Flammarion,  les  n»»  -i,  .".,  0,  7,  9,  10,  l,',  !i.  1.')  et  K;  par  M.  L«îon 
Guiot,  les  n»»  11  et  lii  par  M.  Quénisset. 


Fiu'.  I.  —  .7  juin,  2'' t)- ilii  matin. 


1-iK  2 


jllilii't.   i'*  (lu  liKltill. 


:î.  -  |t,  juillcl,  J"!..-  ilii  inaiiii.  '•■-■-  '■  -  -.' jmllel.  -'''  I.'.-  .lu  malin. 

Dessins  iik  Mabs  kaits  kn  IN'.t.'  a  i.OiisKUVAToinK  de  Jdvisy. 
Kr,AMMAHiON.  —  Murs.  38 


\<)S 


1  A    IM  \NKTr   MARS. 


Fig.  d.  —  ?3  juillet.  l'-OJ"  du  matin. 


Fig.  G.  —  :;i  juillet,  P'Sû™  du  matin. 


i'ii.'.  7.  —  I''  août.  1^0"  du  matin. 


Fig.  8.  —  G  août,  11''  du  soir. 


FiL'.  'I.  —  7  août,  CSO"  du  matin.  Fig.  10.  —  7  août,  'J''  10"  du  soir. 

Dessins  nr  Mars  fait.s  t.s  18ÎI-2  a  L"OnsERVATOinE  de  Jlvisy. 


ApprNnicr, 


■)'.•-, 


—  Il   iiMiii,  [><■  IH".  ,in 


Fi-'.    i:.   —   Il   .-ir.ut.   In'.   ,|ij 


Fii.'.  13    —  l.'îaoïit,  11''  du  soir. 


Vi'j!.  14.  —  i;;auiU,  11''45"'  du  soir. 


Fitr.  15.  —  IG  août,  lU"»  du  soir.  Fiic.   16.  —  23  août,  •J'-l.")'"  du  soir. 

Dessins  dk  Mahs  faits  en  IS'j-2  \  1,'On.sEnvAToinn  de  Jrvisv. 


jaiuj:  I)i:s  mmikkks. 


PllKTACK 


V 


PREMIÈRE  PARTIE. 

EXPOSÉ  i;t  discussion  des  observations. 

Première  Période.   1636-1830. 

I                 1G3G-1G38     FoNTANA 6 

Premier  de.s.sin  de  Mars 7 

L'invention  de  la  lunette  d'approche i,  9 

il                 iO'iO-lG'ii     IlicciOLi 12 

III  1643             HlRZGARTElt 13 

IV  1615             SCHYRLE   DE   HlIEITA 13 

V                     lG'i.5          HÉvÉLius 13 

VI                     1G5G          IIUYGENS 13 

\ll                   1G57          RicniOLi I.-, 

\lll                         lG.i9             HUYGENS ].-, 

Première  découverte  de  la  rotat  ion 1  .'> 

Premier  croquis  de  la  mer  du  Sablier ir; 

IX  IGCG         CASstNi IG 

Observations  faites  à  Bologne  (Italie).  17 

Deu.xiômc  découverte  de  la  rotation 18 

Aspect  lointain  d'une  planète,  par  Gamlée  et  Cassini..  21 

X  1G66         Salvatore  Serra.  Rome 21 

\  I                   16G6          IIooKK 25 

Observations  faites  k  Londres 27 

Les  dessins  primitifs,  rudimentaires 29 

XII                   1G72          Ulycens 32 

Deuxième  croquis  de  la  nur  du  tjaldier 32 

XIH                  1G72          Flamstei-o 33 

XIV  1G83          lIlYGENs 33 

XV  IGSG             FONTENELLE ■. 3i 

XVI  1701          Maraldi 35 

Première  observation  des  taches  polaires..  !G 

XVII  1719         Marai.di :VJ 

Opposition  périhélique  précise .39 

Observations  sur  la  rotation \0 

Aspects  changeants  du  disque 13 

Ce  que  deviennent  les  dessins  astronimiiques..  ij 


m  TAin.i:  ni; s  ma  ri i; ni: s. 

Pages. 

xvni           i7i'.i       HiANciiiM w 

\1\                 ITSO         Cassim  II 'iT 

XX  I7(J4-GI3       Messier M 

XXI  1771          L.u.AXDE '18 

XXII          1777-79-81-83  William  Herschel 49 

Constatation  des  neiges  polaires 49 

Période  de  rotation bl 

Inclinaison  de  l'axe.  Saisons 58 

Diamètre 59 

Habitabilité  de  Mars 59 

XXUl                 17S;î         Messier Ci 

XXIV                17S5          lÎAiLLY 61 

X X  V           178.".  à  1803   ScmutnEU 62 

Première  aréographic  générale 62 

Taches  de  Mars  assimilées  à  des  nuages 63 

L'atmosphère  de  Mars — 04 

Rotation 65 

Neiges  polaires 65 

Inclinaison  de  l'axe.  Saisons 68 

Diamètre 08 

Carte  aréographiquc  générale 69 

Premières  observations  de  la  baie  du  Méridien....     7i.  78 

XX  VI                 1794         Von  Haun 83 

XXVII  1796  à  1813   Fl.vugergues 84 

XXVIII  1802  à  1807   Fritsch 89 

XXIX  1805          HuTH 89 

XXX  1813  à  1847   Gruithuiskn 90 

XXXI  1811  à  1847   Arago 90 

Aplatissement  de  Mars 90 

Diamètre 91 

La  lunette  de  l'Hmpereur 91 

XXXII  1821          KuNOWSKY 93 

Observation  de  la  baie  du  Méridien 94 

XXXIll               1824          IlARDiNn 91 

Conclusions  de  la  Première  Période 96 


Deuxième  Période.   1830-1877. 

XXXIV          1830-1841     Béer  ET  M.XnLER 102 

Première  Carte  aréographique 107 

Neiges  polaires 108 

Saisons 113 

Atmosphère 114 

Durée  de  la  rotation 118 

Sir  Jon.N  Herschel 120 

Bessel 122 

Sir  Ja.mes  Solth 123 

Occultation  d'une  étoile  par  Mars 124 

Galle 124 

Napoléon  III 126 


XXXV 

1830 

XXXVI 

1830-37 

XXXVII 

1831-32 

X  XXVIII 

1837-39 

XXXIX 

1839 

Tvin.i.  m  >  M  \  I  ii.Ki;s.  .  .'lOO 

XL            18 i3  à  187.1    .li'MUs  S.:ii.MiiiT  ..                                 l'20 

XLI  18'iJ  ;i  I8.'i(;    MiTGiiEi,,  (Jham),  WAHUi^N  de  i.a  I{uk,  J.\t.<iii,  Haoni.  . 

Wiwjii,  Tam.oi! 1»7 

\I,II           I8i5  à  1875    Main... ...  130 

\MII                 183G          W'iNNECKi; 1^1 

XMV                1853         AnAGo 131 

Saisons 132 

Atmosphère 133 

XLV                1859         Le  P.  Si:.;ciii 13i 

Première  nomenclaUiro 135 

Continents  et  mers i:j6 

Neiges  polaires 137 

Rotation 1 37 

XLV!                18G0         Emm.  Liais li! 

XLVII              1862         C.Flammarion 113 

XLVIIl              186-2         Le  P.  Secchi lil 

Les  Saisons  sur  Mars 145 

XLIX                 186-2         LocKYER 150 

Grands  dessins  arcograiihiquos 151 

Nuages  sur  Mars 155 

La  coloration  des  continents  et  des  mers 157 

Neiges  polaires 158 

L                    186-2         Phillips 163 

Réllexion  du  Soleil  dans  les  mers  martiennes 166 

LI                  186-2         Lord  Rosse 166 

LU                  1862         Lassell 168 

Lin  1862         Main,    Linsser,    Nasmyth,   Harkness,   Grove,   Knott, 

Ellery,  Bulard,  etc 170 

LIV               1862-6i       Green  et  Banks 172 

LV                 1862-6i       JoYNSON,  NoiiLE,  Williams    172 

LVI                186-2-64       K.viSER 173 

Durée  de  rotation 180 

2*  Carte  aréographiquc 181 

LVI  I              1862-64       HuGGiNS,  Miller,  Rutherfurd,  Vooel 182 

Analyse  spectrale  de  l'atmosphère  de  Mars 182 

LVI  II                 1864          Dawes 184 

Embouchures  des  fleuves 185 

Canaux 187 

Ll.X                   186i          Phillips 189 

3°  Carte  aréographiquc 190 

LX                  1864         F.  VON  Franzenai- 191 

LXI                  1864         Talmage,  Secchi,  Rudolf  WoLF 195 

LXII                   1864           ZÔLLNER,  SeIDEL,  SCHMIDT 195 

Photométric  de  la  surface  de  Mars 196 

LXIU           186i  à  1875   F.  Terhy 197 

Analyses  arèographiques 198 

LXIV                1865         C.  Flammarion 199 

|,XV                  1867          lIuGGiNS,  Secchi 200 

Analyse  spectrale  lie  l'atmosithère  de  Mars 20(1 

LX\  1  lstJ7  à  1873   BiiowNiNd,  Barnes.  Johnson,  Elgeh,  Grover,  Knioht, 

Backholse,  NoiiLrj,  Wii.mami^ 202 


Giin  T.MiLl-   l)i:S  M  AT  ii:  ni- s. 

Papes 

LX  VII          isr.7  à  1877   R.-A.  PnocTon 203 

4'  Carie  et  nomenclature  pônérale 205 

Période  de  rotation 206 

I.Wlll  1S71-1S73     Lkhardelay,  Grosley,  Gi,i;diiill,    Buuton,   Dennmno, 

WiLSON,   GUYON,   LOWDON,   JOYNSON,   SpEAR 208 

l.XIX  1872-73      Vor.EL.  Analyse  spectrale 212 

LXX  1873         C.Flammarion 213 

Eaux  et  neiges  polaires 215 

Couleur  des  continents  cl  végétation 215 

LXXl  1873         F.  HoEFER,  St.  Meunier 216 

l.XXll  1873         Green 218 

5*  Carte  aréographique 219 

Image  solaire  dans  les  mers  martiennes 220 

LXXllI  1873         K.NODEL,  Webr,  Groyer 221 

LXXI V  1873         Jules  Scumidt 222 

Durée  de  la  rotation 222 

LXXV  1873         Trouyelot 223 

LXXVI  1873  LOHSE 226 

LXXVII  1872         Amigues,  Hennessy,  G. -II.  Darwin,  Flammarion 227 

Aplatissement  de  Mars 230 

Rapport  de  la  force  centrifugea  la  pesanteur 235 

LXXVI  11  1874  Terhy 236 

Aréographie 236 

LXXIX  1875         HoLDEN,  Bernaerts,  Ellery,  Flammarion 237 

Couleur  de  Mars 238 

LXXX  1870         C.  Flammarion 238 

Aréographie  et  climats 240 

Changements  observés  sur  Mars 241 

Conclusions  de  la  Deuxième  Période 2'i2 

Troisième  Période       -  Le  cycle  martien  de  1877  à  1892. 

Oppositions  de  1877  à  1802 247 

LXXXL              1877         C.  Flammarion 249 

C"  Carte  aréographique 251 

LXXXH              1877         Paul  et  Prosper  Henry 254 

LXXX  1 1 1             1877         Asaph  Hall 2.55 

Découverte  des  satellites  de  Mars 255 

Masse  de  la  planète 260 

LXXXIV             1877          XiESTEN 262 

LXXXV              1877         Terby 264 

LXXXVI             1877         Van  Ertiîorn 266 

LXXXVII            1877         Crlls 268 

LXXX  VIII            1877          Dreyer 270 

LXXXIX             1877          LoHSE 271 

XC                   1877          Green 273 

7*  Carte  aréographique 275 

lie  neigeuse 278 

Fonte  des  neiges  polaires 279 

Plages  inondées 281 


XCIV 

1879 

xcv 

1879 

XCVI 

1879 

XGVII 

1,S79 

TAHi.r:  dhs  m  vtii:iu:s.  .  r,oi 

\(]\  1877         IIaukness,  Noule,  Puvtt,  John  Hkett,  IIihst,  Huedi* 

ciiiN,  I{i:uNAi:ivrs,  IIautwig,  Sciinn,  Eli.kry.  de  Kon- 

KOLY,   litKDDIKEH,   WeiNEK,    KLEIN,    DuVAL,   ctr .'82 

8*  Carto  an'-ograiiliique .  -83 

XCIl                    1S77           SCIIIAPARELLI 288 

Direction  de  l'axe  de  rotation 289 

Trianpulation  de  G2  points  fondamentaux 290 

9*  Carte  aréographiquo 293 

Description  générale 2% 

Canaux 298 

lO»  Carte  aréograi»hiquc  :  hémisphère  austral 305 

Variations  des  neiges  polaires 307 

XCIll                 1877          Malnder 308 

Analyse  spectrale 308 

Opposition  de  1879 309 

GllEEX 310 

Tehiiy 311 

Niesten 314 

BURTON 316 

1 1*  Carte  aréographique 317 

XGVII  I              1879         LoHSE,  DE  KoNKOi-Y,  Hartwio 318 

12<=  Carte  aréographique 319 

Mesures  du  diamètre 320 

Conjonction  de  Mars  et  Saturne 320 

SCHMICK 321 

G.  Flammarion 322 

Gliangenients  observés  sur  Mars 322 

Les  Cartes  aréograpliiques 325 

lIconiNS 32G 

Analyse  spectrale 326 

SCHIAPARELL! 326 

Inclinaison  de  l'équateur  de  Mars 327 

Triangulation  de  11  i  points  fondamentaux 328 

13°  Carte  aréograpliique 332 

Canaux : 334 

14°  Carte  aréographique 337 

Neiges  polaires .  •  339 

Satellites  de  Mars 340 

G. -II.  Darwin,  D.  Kirkwooh.  Lkdgeu 341 

Les  marées  sur  Mars 3Ï3 

Adams,  Tisserand 344 

Inclinaison  des  satellites 345 

Martii 349 

Passage  de  la  Terre  devant  le  Soleil 349 

(IppiïnHion  d«H SS I - 1 SS2 350 

Webii 351 

St:niAPAREi,Li 351 

Dèdoubli-ment  des  canaux 3;)3 

15*  Carte  aréographique 355 

IG*  Carte  aréographique 3til 

CIX               [ii6[-Sl       ().  lioEDOiKER 3G4 


XGIX 
G 

1879 
1879 

CI 

1879 

GII 

1870 

cm 

1870 

civ 

1879 

GV 

1879 

GVI 

1879 

CVII 

1881 

GVI  II 

1881-82 

602 


ex 

18S1-8-2 

CXI 

1881-82 

CXII 

1882 

ex  III 

1882 

ex  IV 


cxx 


GXXVI 


CXXXVJ 


1883 


cxv 

1SS4 

ex  VI 

1884 

exvii 

1884 

ex  VI II 

1884 

exix 

1884 

1885 


exxi 

1886 

CXXII 

1886 

CXXIII 

1886 

CXXIV 

1888 

CXXV 

1888 

CXXVII 

1888 

CXXVIII 

1888 

ex  XIX 

1888 

exxx 

1888 

GXXXI 

1888 

exxxii 

1888 

exxx  m 

1888 

1888 

ex  XX IV 

1888 

CXXXV 

1888 

1888 


TAHI.E   ni: S  MATIKUES. 

Pasres. 

RruTON 365 

NlESTEN 366 

Trouveiait 368 

DinVN'INCi,   PUITCHETT 369 

Mesures  du  diamètre 370 

PioKEiUNG.  —  Satellites 370 

Mahth 370 

Période  de  rotation 371 

Opposition  de  1884 371 

Trouvelot 372 

Montagnes 375 

Knobet 376 

17»  Carte  aréographique 379 

Terby 381 

0.  BOEDDIKER 382 

De.nning 383 

Période  de  rotation 384 

Van  de  Sande  Bakhuyzen 384 

Période  de  rotation 384 

Opposition  de  1886 385 

Dexning 386 

Pkrrotin 391 

Wislicenus 395 

Opposition  de  1888 396 

LonsE 396 

18»  Carte  aréographique 397 

Proctor 398 

1 9°  Carte  aréographique 40 1 

Perrotin 402 

Inondations  sur  Mars 403 

NiESTEN 411 

FiZEAU.  Hypothèse  glaciaire 412 

e.  Flammarion 415 

Teruy 419 

Schiaparelli 422 

IlOLDE.N,    SCHyEHERLE,    KeEI-ER 426 

Oliservatoirc  du  Mont  Hamilton 428 

AVislicenus 430 

20°  Carte  aréographique 430 

21^  Carte  aréographique 69,  325 

GÉRiG.NY.  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 

C.  Flammarion 462 

Fleuves.  —  Changements  observés 462 

Opposition  de  1890 463 


TABi.K  in:s  math: m: S.  603 

\\  .    Il     l'iCKKHINC. .                                                                                           .  .  iGi 

IMiMlM^T.iphics  de  Mars.  Neijfes tOl 

AsAPii  Hai.i \r/i 

Keei.eh 4GC 

Taches  blanches  vers  le  terniinateur 46G 

G.  Flammahion 467 

Tkhby,  SniiAPAUEi.i.i,  Stam.ey  Williams 470 

(iriLLAIME,  GlOVANNOZZI,   WiSLICE.M  > 477 

23*  Carte  aréographiquo 481 

Gheen,  discussion  sur  les  dessins 481 

CXLIII              1S90       DoM  Laxiey.  Couleur  de  Mars 483 

Oppo.s-jfion  (/(•  180-2 485 

C.  FLAMMAnioN.  Mesures  du  diamètre 4S5 

Conclusions  de  la  Troisième  Période                  487 


CX.WVII 

1S'.¥) 

C.WWIII 

180<) 

i;\x\i\ 

IK'JO 

CXL 

IS'JU 

CXLI 

1890 

ex  LU 

1890 

SECONDE   PARTIE. 

RÉSULTATS  CONCLUS  DE  L'ÉTUDE  GÉNÉRALE  DE  LA  PLANÈTE. 

Pages 

Chapitre  I  —  L'ORniTE  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 

Chapitre  II.   -  Di.mensions  de  la  Planète.  Masse,  densité,  pesanteur 504 

Chapitre  III    —  Rotation.  Dun'e  du  jour  et  de  la  nuit .j07 

Chapitre  IV.  —  Géographie  de  Mars,  ou  Aréographie.  —  Continents  et  mers. 

Uliservation  de  la  planète 500 

Chapitre  V.  —  L'at.mospuere  de  Mars.  Météorologie  et  climatologie  martiennes. 
Lis  conditions  de  la  vie  sur  Mars 517 

Chapitre  VI.  —  Les  saisons  sir  la  planète  Mars  .    .  Viî 

Chapitre  VII.   —  Changements  actuellement  observés  à  la  surface  de  la  planète.  547 

Chapitre  VIII.  -  Les  canaix,  les  fleuves  ;  réseau  continental;  circulation  des  eaux.  579 

Chapitre  IX.  —  Résume  sur  les  conditions  de  la  vie  à  la  surface  de  Mars 530 

APPENDICE    -  L'Opposition  de  189Î ^OS 


TviîLi:  alimiaiu:tioue  sommaire. 


Année  (1')  sur  Mars.  49-2,  508,  5ÎÎ. 
Aplatissement    polaire,    59,    G5,    90,    230, 

235,  3i5,  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.  Vai'ialions). 
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,  8î, 

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,  5.57. 
Dimensions  apparentes  de  Mars,  5,  499. 
Dimensions  réelles,  505. 
Distance  de  Mars,  497. 
Doublements  ou  géminalions  des  canaux, 

353,  448. 
Eaux  sur  Mars.  82,  95,  114,  145,   103,  179, 

183,  206,  318,  325,  378,  579. 
Éléments   astronomiques    de    l'orbite    de 

Mars,  492. 
Équation   personnelle  dans   les  observa- 
tions de  Mars,  242,  427. 
Fleuves,  188,  462,  579. 


Fonte  des  neiges  sur  Mars,  57,  66,  97,  108, 

279,  307,  535. 
Force  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,  08,  97, 

327,  522. 
Inondations,  403. 

Jour  et  la  nuit  (le)  sur  Mars,  507. 
Lunette  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,  32i,  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,  15'i, 

183,  277,  295,  368,  388. 
Observation  de  Mars  (meilleures  condi- 
tions pour  ]'),  267,  513. 
Occultations   d'étoiles   par  Mars,  123;  de 

Jupiter,  491. 
Oppositions  de  Mars  (Table  des),  495. 
Orbite  de  Mars,  493. 

Orient  et  occident  sur  le  globe  de  Mars,  294. 
Passage  de  la  Terre  devant  le  Soleil  pour 

les  habitants  de  Mars,  349. 
Pesanteur  sur  Mars,  506. 


TA  nu:   AF.ni  AHflTFUL'r. 


''.05 


Pli.ises  (Je  Mars.  VJO,  ôdil. 

IMiotoinûtiic,  l'.).j. 

Pùlcs  du  froid  sur  Mars.  :,t\,  11'.»,  ns,  IIÎS. 

305,  3(17,  331),  'iir,.  ,J3D. 
Relations  entre  l'orbite  de  Mars  ot  celle 

de  la  Terre,  230,  2iS,  371,  V.»3. 
Rotation  (mesures),  500. 
Saisons  sur  la  planî;lc  Mars,  ôîl  à  .')'i('(. 
Satellites,  2JJ  :i-2(il,3iO,  3il,  354.  37(1. 
Scepticisme,  325,  3G3,  SUS,  i81. 


Siiloil  rr-ll<-<lii  li.iiis  les  mers  miii  l'um-s, 

U,\,  220. 
Tf'tnprraturo  sur  Mars,  520,  522,  52(«. 
Trianf.'ulution  ariÎ0),'rapliinue  do  la  Carte 

de  Mars,  290,  .328. 
Variations  observées,  3.'..  39,  V.),  (^0,  (13,  lis. 

W!2,  179.  189,  194,  22G,  2'él,  .322,  352.  381, 

430,  547  à  578. 
Vég.'tation,122, 132, 142, 215,210, 270, 370,515. 
Vie  sur  Mars  (conditionsdela»,  517,522,590. 


TABLE  DES  XOMS  D'AUTEURS. 


Abbadie(d').  lîG. 

Adams,  344. 

Adhémar.  545. 

Airy,  130,  260. 

Amigues,  227. 

Antoniadi,  484. 

Arago,  90,  131,  230. 

Armelin,  581. 

Arrest  (d'),  258. 

Bacon,  9. 

Bailly,  61. 

Bakhuyzen  (Van  de  Sande),  62,  95,  38'j. 

Bail  (Sir  Robert),  531. 

Banks,  172. 

Barnes,  202. 

Bartoli,  48. 

Béer  et  Màdler,  101  à  120. 

Bernaerts,  238,  286, 

Bessel,  122,  230,  289. 

Bianchini,  46. 

Boë  (A.  de),  588. 

Bœddiker,  288,  364, 382. 

Bose,  47. 

Bouquet  de  la  Grye,  463. 

Brackett,  341. 

Bredichin,  286. 

Bressy,  484. 

Brett,  277,  284. 

Brodie,  129. 

Browning,  202. 

Bruguière,  396,  484. 

Bulard,  171. 

Burckhard,  260. 

Burnham,  552. 

Burton,  209,  316,  365. 

Campani,  17. 

Capocci,  241. 

Cappelletti,  134. 

Capron,  363. 


Cassini  I,  16,  19.  20,  23,  24,123. 

Cassini  II,  44,  47. 

Comas,  484. 

Common,  340,  370. 

Copernic,  3,  90. 

Courtois,  484. 

Croll,  545. 

Crosley,  208. 

Cruls,  268. 

Darwin  (G.-A.),  234,  341. 

Daubrée,  581. 

Dawes,  184  à  189,  230,  561,  581. 

Decroupet,  484. 

Delambre,  96,  260. 

De  la  Bue  (Warren),  128. 

Denning,  212,  383,  386,  484. 

Donati,  5. 

Downing,  369. 

Dreyer,  270,  316. 

De  val,  484. 

Duménil,  484. 

Dutheil,  484. 

Duval,  288,  484. 

Ehrenberger,  47. 

Ellery,  170,  287. 

Ertborn  (Van),  266. 

Fabritius,  241. 

Paye,  168,  463. 

Fenet,  484. 

Fizeau,  412,  580. 

Flammarion,   142,    199,  213,  235,  238,  249, 

322,  415,  462,  467,  593. 
Flamsteed,  33. 
Flaugergues,  84. 
Folque,  241. 
Fontana,  6,  11. 
Fontenelle,  34. 
Fraissinot,  7. 
Franzenau,  191. 


TAHI.i;    l)i;S  NOMS   D'AUIKURS. 


G07 


Fritsch,  89. 

tîalilée,  4,  J.  -21. 

(îalle,  lîi. 

Gérigny,  131. 

(Jiuvaiinozzi,  478. 

Grant,  1J8. 

Green,  172.  218,  273  à  282,  310,  3G3,  390. 
481,  569,  587. 

Grove,  171. 

Grover,  222. 

Gruithuiseii,  90. 

Guillaume,  477. 

Guiot,  395,  39G,  48 i,  483,  579,  593. 

Guyon.  212. 

Hahn.  83. 

Hall  (Asaph),  255,  340,  370,  4CG. 

Hansen,  2G0. 

Harding,  94. 

Harkness,  170,  282. 

Hartwig,  287,  320.  505. 

Hennessy,  230. 

Henrionnet,  484. 

Henry  (Paul  et  Prosper),  254. 

Herschel  (William),  49,  50,  55,  115,  210. 

Herschel  (Sir  John),  120. 

Hévélius,  13. 

Hirst,  28G. 

Hirzgarter,  13. 

Hœfer,  216. 

Holden,  237,  427,  551. 

Hooke,  25,  27,  180,  207. 

Huggins,  182,  200,  326,  518. 

Humboldt,  19,  526. 

Huth,  89. 

Huygens,  13,  15,  32,  33. 

Jacob,  128. 

Jansson,  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. 

Kœliier,  230. 

Konkoly  (de\  287,  319. 

Kropp  (L.),  484. 

Kunowsky.  93,  106, 

Laiande,  48. 


Lamey,  483. 

Landerer,  484. 

Laplace,  96,  227.  ' 

Lassell.  168.  537. 

Laurt-ntiis,  33. 

lif-'clair,  48'i. 

i.«-dger,  343. 

Lehardelay,  208. 

Léotard,  484. 

Lerebours,  91. 

Le  Verri<.T,  260,  504. 

Liais,  141,  268. 

Lihou,  484. 

Linsser,  170. 

Lippfrshey,  4. 

Lûckyer,  150  à  163,  537,  549,  556,  560,  568. 

Lohse,  262,  271.  318,  396. 

Loiseau,  484. 

Lowdon,  212. 

Lyell,  231. 

Mabire,  485,  .593. 

Miidler,  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. 

Pluiumcr,  3'il. 

Porta,  y. 

Pratt,  284. 

Prilch«:lt.  369. 


608 


TAHl.l-    OES  NOMS  HAUTEURS. 


Proctor,  203.  ToO.  3C3,  398.  hSl. 

Ptolénu'o.  .191. 

gu(*nisset,  iSl,  485,  593. 

» an yard,  520. 

niioita.  10,  13. 

Hiccioli,  12.  1.^. 

Hûsso  (lord).  IfiG.  270. 

Uiithorfurd.  182. 

Schaîbcrle,  427. 

Schiaparolli.  220.  288  à  308.  320  à  3iO,  351 

à  3C3,  406,  422,  436  à  462,  474,  510,  540, 

550,  5G3,  568. 
Schmick,  321. 

Schmidt  (Jules),  126,  196,  222. 
Schmoll,  484,  485,  593. 
Schrœter.  62  à  83,  230. 
Schultz,  241. 
Schur,  287. 

Secchi,  134  à  141,  144  à  150,  195,  201,  549. 
Seidel,  195. 

Serra  (Salvatore),  21,  24. 
Smyth,  121. 
South,  60,  123. 
Spear,  212. 
Stenberg,  484. 
Talmage,  195 


Tcrlty,  15.02.  70.  78,  171,  197,  230,250,264, 

311,  381,  419,  470,  553. 
Thollon,  391. 
Tisserand,  345. 
Traniblay,  484. 
Trouvelol,223,  368,  :}72,  556 
Tyndall,  ."^99. 
Vada,  241. 

Valderrama,  390,  484. 
Vogel,  183,  212,  518. 
Vimont,  484. 
Voltaire,  258. 
Ward,  351. 
Wcbb,  130,  222,  .351. 
Weiner,  531. 
Weinek,  287. 
Williams,  173,  203. 
Williams  (Stanley),  470. 
\Vilson,  211. 
Winnecke,  131,  230,  395. 
Wislicenus,  395,  430,  479. 
Wolf  (Rudolf),  195. 
Young,  230,  341. 
Zollner,  195,220,  518. 
Zucchius,  48. 


FIN   DES  TABLES. 


26974  Paris.  —  Imp.  Gauthier- Villars  et  Iil.s,  hi>,  quai  des  Grands-Augustins. 


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i^lammarion,    Camille 

La  planète  Mars   et 
ses   conditions  d'habita- 
bilité 


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