CHAPITRE II

REMARQUES GÉNÉRALES SUR LE SYSTÈME SOLAIRE. — Nous allons nous occuper maintenant des planètes proprement dites. Auparavant il y a lieu, croyons-nous, d’insister sur quelques faits importants d’un caractère très élémentaire.

C'est d’abord l’énorme prépondérance de la masse du Soleil. Le Soleil à une masse 1.047 fois supérieure à celle de la plus grosse planète (Jupiter) et 333.000 fois supérieure à celle de la Terre : c'est en somme 1 tonne, comparée à 1 kilogranime et à 3 grammes respectivement.

Les distances donnent lieu à une remarque analogue. Si la Terre avait 1 centimètre de rayon, celui du Soleil atteindrait { m. 09 et serait situé à 240 mètres.

Le Système Solaire est donc excessivement clairsemé. Son nom même fait illusion. Le Soleil et, srès loin les uns des autres, quelques /rès petits corps : voilà la réalité. Ces choses sont bien connues ; mais on les perd souvent de vue.

Une autre remarque est celle-ci dont la première idée est due à Humboldt. Les planètes se partagent en deux groupes nettement tranchés, séparés par l’anneau des astéroïdes (1). D'un côté les planètes inférieures, petites et très denses, de l’autre Les planètes supérieures, relativement énormes et de densité à peine supérieure ou même inférieure à celle de l’eau. Quelle que soit la signification profonde de cette observation, elle est si nette qu'elle mérite de frapper l'esprit.

(1) A. Auric, Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 34, 1920, p. 371.

Cours d’'Astronomie. — BosLer-n1, 22

Nous commencerons par les planètes du premier groupe — dont fait partie la Terre ct, si l’on veut, la Lune — et nous passerons à l’étude de Mercure.

A. — Mercure.

1. Données GénéraLes. — Mercure est, de toutes les planètes connues, la plus voisine du Soleil : sa distance moyenne est 0,387 unités astronomiques et sa période de révolution 88 jours environ. Son excentricité orbitale et son inclinaison sont respectivement 0,206 et 7° : ce sont là les plus fortes valeurs que nous présentent les orbites planétaires, celles des astéroïdes mises à part. —- La planète est petite : son diamètre n’est que 0,382 de celui de la Terre. Sa masse, très difficile à déterminer, ne peut être connue que par les faibles perturbations que Mercure exerce sur Vénus ou sur certaines comètes et Les chiffres obtenus diffèrent beaucoup entre eux, de 1/9 à 1/30 de la masse terrestre : on peut admettre 1/18, ce qui fait, par rapport au Soleil, 1/6.000.000 êt correspond à une densité voisine de 6.

Mercure présente, on le sait, des phases comme la Lune. IL passe devant le Soleil à certaines époques régulières (mois de mai et novembre), mais dont le retour suit une loi assez compliquée.

Le périhélie de Mercure possède, dans le sens direct, un déplacement de 40" par siècle que la Mécanique Céleste classique n’explique pas (1). L'existence d’une planète intra-mercurielle plus voisine du Soleil suffirait pourtant à en rendre compte : on à vainement cherché à en apercevoir une. Même

aux éclipses totales de Soleil, aucun objet de ce genre n'a

jamais été observé et l’on peut affirmer qu'aucune planète de diamètre supérieur à 30 ou 35 kilomètres ne saurait exister dans ces régions : on l'aurait déjà vue. S'il y a des planètes intra-mercurielles, ce ne peuvent être que de très petits asté-

roïdes.

(1) On sait que la nouvelle loi. de la gravitation, proposée par M. Ems- TEIN, en donne une explication.

2. Rorariox. — Le problème de la rotation de Mercure est toujours en suspens : les uns pensent que la planète tourne sur elle-même en { jour environ; les autres qu'elle présente, comme la Lune par”rapport à nous, toujours la même face au Soleil, ce qui correspond à une période de 88 jours. ;

Schrôter, observant Mercure vers 1800, crut y apercevoir des taches et annonça une période de 24 h. 4 m. Schiaparelli (1) en 1880 trouva au contraire d'autres taches qui le conduisirent à une période de 88 jours et P. Lowell (2) à Flagstaff aboutit après lui à la même conclusion. La vérité est qu'en dehors des phases, la planète offre bien peu de points de repère. M. E. M. Antoniadi (3) vient pourtant d’en trouver à Meudon. Ses observations confirment l’opinion de Schiaparelli.

On a songé au spectroscope : des méthodes analogues à celle de l’inclinaison des raies, appliquée jadis à Jupiter (4), donneraient peut être quelque chose. Malheureusement l’observation est très difficile : Mercure est assez rarement visible, jamais en pleine nuit et, dans le cas pourtant moins épineux de Vénus, le problème est loin d’avoir été résolu.

3. ABSENCE QUASI-TOTALE D'ATMOSPUÈRE. — Mercure n’a pas d’atmosphère appréciable. Lors de ses passages devant le Soleil, le petit astre forme un disque noir, et la légère auréole qui paraît parfois l'entourer ne peut être qu'un effet d'irradiation. Son albedo (5) 0,062 est voisin de celui de la Lune {avec p = 0,18), ce qui permet de conclure à un sol et à des conditions analogues. Comme pour la Lune, le bord du disque n’est pas moins brillant que le centre, au rebours de ce qui a lieu pour le Soleil : il semble même généralement l'être plutôt davantage : il n’y a donc pas d’absorption. La faible masse de Mercure et sa proximité du Astronomisthe Nachrihten, 1. 123, 1889, n0 2944, p. 241.

Mem. of the American Acad.of Sciences, t. XII, 1897, n0 4, p. 464.

) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 185, 1927, p. 756. ) Voir p.377.

Rappelons que p est le pouvoir réflecteur de la surface (voir p. 318).

Soleil, qui l'échauffe bien plus que la Terre, rendent du reste probable, d’après les idées de Johnstone Stoney, la disparition rapide de tous les gaz qui ont jamais pu s’y trouver.

. Le spectre de Mercure à cependant paru révéler le contraire. Ce spectre, presque identique à celui du Soleil, est très peu intense : on n’y voit guère que les principales raies de Fraunhofer (C, «, D, E, le groupe 6, F, G entre autres). H. C. Vogel (1) crut y constater, par comparaison avec une étoile de même hauteur, un renforcement des raies telluriques de la vapeur d’eau ; la région photographique a été étudiée par P. Lowell (2) : le violet et l’ultra-violet y semblent anormalement faibles à côté du rouge. La signification de ces faits est pourtant fort douteuse : il n’y a sans doute, dans “tout cela, que des effets de la faible altitude de la planète et la présence d'une atmosphère quelconque reste très peu vraisemblable. ;

4. Température. — Les moyens actuels de lAstronomie ne permettent pas d'évaluer directement la température de Mercure : celle-ci dépend d’ailleurs, comme c’est le cas pour toutes les planètes, des suppositions qu'on peut faire concernant sa rotation et son atmosphère.

La quantité de chaleur que Mercure reçoit du Soleil, nversement proportionnelle au carré de sa distance moyenne, est 1 : 0,387° ou 6,7 fois plus forte que celle reçue par la Terre. Si celle-ci se trouvait donc placée à la distance de Mercure et en équilibre calorifique, sa température absolue serait, en supposant applicable la loi de Stefan, \6,1 fois supérieure. Or on évalue à + 15°C. la température moyenne du globe ; ceci nous donnerait à la distance de Mercure :

2880 >< 6,7 — 465 abs. ou + 192 C.

Mais l'assimilation de Mercure à la Terre n’est pas exacte. et ce calcul est théoriquement bien critiquable.

(4) Untersuchungen über die Spektra der Planeten, Leipzig, Engelmann, 1874, p. 9.

(2) D’après Scueiner et Grarr, Astrophysik, déjà cité, p. 248.

Faisons donc entièrement abstraction de l'atmosphère et des alternatives de jour et de nuit. Cherchons alors la température d'équilibre que prendrait un petit corps noir sphérique sous l'action du rayonnement’ solaire, à la distance de la Terre. Cette température T, est atteinte lorsque la quantité d'énergie rayonnée par la surface totale Arr” du corps compense celle reçue dans le même temps par la surface 7°. En admettant 5,6.10—* ergs: sec. comme constante de la loi de Stefan (1) et 1,93 calories par minute ou 0,135.10° ergs : sec. comme constante solaire, nous avons :

4 5,6.10— TT: — 0,135.107 d'où T,—278° abs.

Appliquons ce résultat à Mercure. Son albedo 0,062 montre qu'il n’absorbe guère plus de 93 0/0 de la lumière incidente ou, ce qui revient à peu près au même (étant donnée la répartition de l’énergie dans le spectre solaire), de l’énergte incidente. Par contre le pouvoir émissif de Mercure est, selon toute vraisemblance, voisin de 1 pour les grandes longueurs d'onde qui correspondent à sa température possible. En tenant compte de ces facteurs, nous trouvons :

278 >< 16,7 >< 0,93 — 440° abs. ou + 167 C.

Telle est la température moyenne (2) qu'aurait sans doute Mercure si, dénué d’atmosphère, il tournait comme la Terre. Mais Mercure présente toujours la même face au Soleil. Si la conductibilité est négligeable, on trouve, pour la

température au centre du disque, 440 >< Ÿ 4 abs. ou + 349°C. Les mesures de MM. E. Pettit et S. B. Nicholson ont donné + 3500 C. (3). — Sur cette planète, la vie doit donc être impossible.

(1) A. Branc, Rayonnement, Eclairage, Paris, A. Colin, 1924, p. 47.

(2) J. H. PoynriG. Radiation in the Solar System, Philosophical Transactions of the Royal Soriety of London, vol 202 A, 1904, p. 525. — Nous avons refait les calculs avec des données plus modernes.

(3) H. N. Russez, R. S. DuGan, J. Q. Stewart, Astronomy, Boston, 1926-1927 (Ginn), t. [, p. 312.

Il. — Vénus.

1, Données GéNéaares. — La distance moyenne de Vénus au Soleil est 0,723 unités astronomiques ; sa période de révolution 224 j. 70. Son orbite, presque circulaire, n’a qu'une excentricité de 0,0068 : elle est inclinée de 3°23' sur l'écliptique. La planète est, comme dimensions, très comparable à la Terre, avec un diamètre 0,972 du nôtre et une masse 0,817 “de celle de la Terre, soit 1/408.000 de la masse solaire. La densité moyenne de Vénus, 5,0, diffère donc peu de la densité terrestre et la gravité à sa surface vaut 0,85 de celle de notre globe.

Comme la Lune et Mercure, Vénus a des phases. Comme

“ces deux astres également, il lui arrive de passer entre le Soleil et nous; mais les passages, qui ont lieu aux mois de juin et de décembre, sont plus rares que ceux de Mercure. On leur attribuait autrefois une grande importance : ils fournissaient une base en vue de la détermination si délicate de la parallaxe du Soleil. Malheureusement les observations des instants des contacts n’ont pas toute la précision qu'on en espérait : lorsque le disque de la planète devient tangent soit extérieurement soit intérieurement au bord éclatant du Soleil, il se forme au point de contact une sorte de filament, la « goutte noire », simple effet d'irradiation, mais qu'il est impossible d'éliminer, On a donc aujourd'hui pour la parallaxe solaire recours à d’autres méthodes et nous n'insisterons pas davantage sur celle-là, qui fut appliquée pour la dernière fois en 1874 et 1882.

2. ROTATION. — On n'aperçoit sur Vénus que de vagues taches blanchâtres, moins fugitives cependant que celles qu'on à cru voir sur Mercure. Le problème de la durée de rotation n'est pourtant guère plus avancé. Jacques Cassini (1740) crut pouvoir déduire d’observations antérieures une période de 23 h. 20 m.; Schrôüter en 1790 parvint à la même conclusion. Mais Schiaparelli (1) (1890) affirma au contraire

(1) Rendiconti del R. Istituto Lombardo, t. XXII, 1890, série II et Astronomische Nachrichten, t. 138, 1895, no 3304, p. 249.

med. tent dé Sd D

que Vénus tourne toujours la même face au Soleil, ce qui correspond à une période de 225 jours. Perrotin, Tacchini, Percival Lowell et bien d'autres opinérent dans le même sens. ;

Les observations spectroscopiques de V. M. Slipher (1) à Flagstaff — par comparaison des vitesses radiales des bords Est et Ouest du disque — aboutirent à une période très longue, difficile à préciser et furent en somme favorables à Schiaparelli. À l'Observatoire de Paris, les mesures effectuées sur le spectre de Vénus eurent le même résultat. Mais M. A. Belopolsky (2) obtint à Poulkovo,. toujours par la méthode spectroscopique, des durées de rotation de l’ordre de 1 j.5 : ses pointés sont toutefois fort discordants entre eux. Aussi, malgré la légère incertitude qui subsiste, les probabilités sont elles pour une durée de rotation très longue, sans doute égale à celle de la révolution.

On sera d’ailleurs peut-être bientôt fixé. M. F. Quénisset (3) a réussi à obtenir à l'Observatoire Flammarion de Juvisy des photographies de Vénus, où les taches aperçues visuellement sont fort nettes. En reprenant de semblables clichés à des dates différentes et avec des instruments plus puissants, il est à espérer que la question pourra enfin être élucidée.

3. ATmosPuÈre. — Vénus a une atmosphère analogue à la nôtre, mais moins dense, Les indices en sont nombreux. 1° Lors des passages de la planète sur le Soleil, on voit tout autour — et même un peu avant le passage — comme un anneau illuminé. C’est là un phénomène de diffusion (4). 2 L'albedo de Vénus est très élevé (5), 0,59 (avec p = 0,738) et répond à peu près à celui des nuages. 3° L’éclat est

(1) Lowell Observatory Bulletin, t. 1, nos 2 et 3, 1903.

(2) Astronomische Nachrichten, t. 152, 1900, no 3641, p. 263.

(3) Comptes rendus, t. 172, 1921, p. 1645 et‘ antérieurement, t. 153, 1941, p. 1208. — Et aussi Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 36, 1922, p. 126.

(4) A. N. Russecz, Astrophysical Journal, t. IX, 1899, p. 284.

(5) H. N. Russezz, Astrophysical Journal, t. XLIIT, 1916, p. 190. — Voir plus haut, p. 320, note 2.

moindre au bord du disque qu'au centre, comme s'il y avait absorption. On aperçoit du reste, lors des conjonctions, une « lumière cendrée » qui ne peut guère être due qu’à une ‘ilumination atmosphérique. 4° Enfin la masse de la planète, voisine de celle de la Terre, rend très probable l'existence d'une atmosphère qui, en raison de la température élevée de Vénus, doit être cependant moins dense que la nôtre.

Il est d'ailleurs possible de se faire une idée de la densité de cette atmosphère (1..) Lorsque Vénus est tout près de la con- Jonction, un peu avant ou un peu après, le croissantestextrêèmementeffilé (fig.116).

Or il suffit de regarder la figure pour se rendre compte que si une atmosphère réfringente entourait Vénus, le point B, diamétralement opposé au point À où le croissant est le plus large, recevrait du Soleil une vive lumière et, grâce à la réfraction, nous apparaitrait brillant, ce qui n’a pas lieu. Un calcul facile montre qu'une réfraction horizontale de 12’ aurait ainsi des effets observables. Comme la réfraction de l'atmosphère terrestre est à l'horizon de 36,6, la densité de l'atmosphère de Vénus ne peut excéder le fiers de la nôtre.

__ En tout cas, cette atmosphère ne s'étend pas très haut : l'anneau brillant dû à la diffusion correspond à une altitude de 1.200 à 1.400 mètres au-dessus du disque.

Fig. 116.

A. SPECTRE DE VÉNus. — Le spectre de Vénus est le plus intense de tous ceux des planètes ; il est quasiment identique à celui du Soleil : J. Scheiner a examiné 300 raies de Fraunhofer comprises entre F et H et n’a pas trouvé la moindre différence de position ou d'intensité avec le spectre solaire (2).

On ne voit pas non plus dans le spectre de Vénus d’autres

(1) H. N. Russeze, loc cit , 1899.

(2) P. Sauer, Spectroscopie Astronomique, Paris, O. Doin, 1909, p. 303.

raies atmosphériques que les raies telluriques. Secchi et Vogel (1) les avaient cru intensifiées : la question a été reprise dernièrement par MM. Ch. St John et S. B. Nicholson (2), avec une forte dispersion, et les résultats ont été négatifs. Entre À 3.900 et x 6.900, on n’a pas trouvé trace de Vapeur d'Eau ni d'Oxygène et cependant la vitesse radiale de la planète permettait de distinguer les raies que son atmosphère aurait pu produire de celles de la nôtre.

Il est curieux que, bien que Vénus ait une assez forte atmosphère, aucune raie ne la révèle. La cause en est sans doute dans les nuages qui diffusent et réflééhissent la lumière solaire avant qu’elle ait pénétré dans les couches basses. L'intensité non diminuée de la région ultra-violette (Vogel) parait confirmer cette explication. Les observations polariscopiques plaident dans le même sens : la lumière réfléchie par des nuages n'est pas polarisée et J.J. Landerer,3) a trouvé que celle de Vénus ne l’est pas non plus.

5. TempéRATURE. — Celle-ci dépend, nous l'avons dit, de l'atmosphère et de la nature de la surface. On peut, comme on l’a fait pour Mercure, calculer très grossièrement quelle température aurait Vénus si son sol était analogue au nôtre et si son atmosphère avait même densité et même composition que la nôtre. Vénus recevant par unité de surface 1: 0,723 ou 1,9 fois plus de chaleur que nous, on trouve ainsi :

2880 >< V1,9 — 338° abs. soit + 65 C.

. Ce chiffre, concerne la température moyenne. Mais à l'équateur, en été, la température sur la Terre est de l’ordre de + 40° C. Un calcul analogue au précédent montrerait que ceci correspond pour Vénus à + 95°C. L'atmosphère de Vénus étant plus rare que la nôtre et par suite moins efficace

(1) Spektra der Planeten, Leipzig, Engelmann, 1874, p. 15. — Et: Astrophysical Journal, t. 1, 1895, pp. 196 et 273.

(2) Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXUWI, 1921, p. 208.

(3) Comptes rendus de l’Académie des Sciences, t, 114,1892, p. 1524.

pour égaliser les températures, ces 95° ne sont qu'un minimum, sûrement dépassé dans les régions directement exposées au rayonnement solaire.

© Or si la pression de l'atmosphère de Vénus était le tiers de. la pression normale terrestre, l’eau y entrerait en ébullition à 72°C. Sur Vénus l’eau — s'il y en a —se trouve donc à l’état d’ébullition permanente à l'équateur. Ce calcul, qui doit approcher de la vérité, explique pourquoi Vénus nous ‘apparaît couverte de nuages.

Dans le même ordre d'idées, une donnée intéressante concerne la fraction du rayonnement global de Vénus qui provient de la planète elle-même : celle-ci s'élève à 5 0/0 environ (1), 95 0/0 de l'énergie émise venant par réflexion du Soleil. L’albedo très élevé de Vénus, dû aux nuages qui l’entourent, suffit à expliquer ces chiffres.

Les nuages doivent protéger en partie le sol contre les excès de l’ardeur solaire et Vénus, malgré sa très haute température, semble, somme toute, jouir — au moins vers les pôles — de conditions assez favorables à la vie. Malheureusement nous ne pouvons rien voir de sa surface. C’est d'autant plus fâcheux qu'aucune autre planète n’a davantage de chances d’être habitée.

III, — Mars

1. Données GÉNÉRALES. — Mars (2) est la seule planète dont nous puissions voir un peu nettement le sol : de là naît surtout l'intérêt peut-être exagéré qu’elle soulève. Sa distance moyenne au Soleil est en unités astronomiques 1,523 ; sa durée de révolution 686 ;. 95. Son orbite, inclinée de 1°51!

(1) D’après W. W. Coscenrz (Popular Astronomy, t. XXXI, 1993, p. 116). — Voir plus haut, p. 92. Une évaluation de la température effective de Vénus a été tentée, en partant de ce résultat, par M. D. H. Menzel (voir p. 93) : on a trouvé + 500 C. ce qui concorde assez bien avec les 650 cités plus haut.

(2) Pour tout ce qui concerne Mars, on trouvera de précieuses informations dans l’ouvrage de Camille Frammariow : La Planète Mars et ses conditions d'habitabilité : synthèse générale de toutes les observations, Paris, t. I, 1892 et t. IT, 1909, Gauthier-Villars,

sur l’écliptique est la plus excentrique (e := 0,093) après celle de Mercure : c'est même à cette circonstance que Képler a dû de pouvoir découvrir ses célèbres lois. Le diamètre de Mars est un peu plus de la,moitié (0,534) de celui de la Terre. Sa masse, très bien déterminée par les satellites, est à peine supérieure au dixième de la nôtre, exactement 0,108, ce qui fait par rapport au Soleil { : 3.093.500. La densité qui en découle est 3,92 et la gravité vaut, sur Mars, les 0,38 de la pesanteur terrestre.

Mars est surtout observable aux oppositions : à sa plus courte distance de la Terre, son diamètre apparent de 25" fait qu'on ne le voit pas alors plus gros avec un grossissement de 420 que la Lune avec un de 6. On distingue done mieux la Lune avec une simple.jumelle que Mars avec un puissant télescope : nous verrons bientôt la portée de cette remarque. La planète, rougeâtre, parsemée de taches verdâtres, présente parfois une déformation due à un effet de phase : on dit alors que Mars est « gibbeux ».

A l'encontre de ce que nous avons vu pour Mercure et Vénus, la durée de rotation est très bien déterminée par comparaison avec les dessins de Huygens : elle est de 24 h. 37 m. environ. L’axe étant incliné de 24 sur le plan orbital, Mars possède des saisons analogues aux nôtres, mais plus longues : saison chaude 306 jours: saison froide 381 jours. Enfin l'aplatissement polaire, plus grand que celui de la Terre, est de 1/200°.

Mars à deux satellites minuscules : Phobos le plus rapproché mesure 20 ou 30 kilomètres de diamètre, Deimos 10 seulement. Le premier présente une étrange particularité : sa durée de révolution 7 h. 39 m. étant inférieure au jour martien, 11 fait 8 révolutions par jour, se levant à Ouest pour se coucher à l'Est. L'intérêt cosmogonique de cette anomalie ne saurait être trop souligné.

2. ATmospnÈRe. — L'atmosphère de Mars est fort peu apparente, si peu même qu'on a douté parfois de son existence. Bien qu'on soit aujourd'hui revenu de cette opinion, les raisons qui l’accréditaient étaient assez sérieuses.

318 î COURS D'ASTRONOMIE

1° L’albedo de la planète est assez faible, 0,154 (avec p — 0,208) (1). Or, si Mars avait une atmosphère notable, des nuages s’y formeraient et en élèveraient l'albedo.

2° Lorsqu une étoile vient à être occultée par le disque, elle disparait soudain, ce qui n’a jamais lieu avec les planètes à atmosphère appréciable.

3° La faible masse de Mars rend, d’après la Théorie Cinétique des Gaz, une atmosphère importante peu vraisemblable.

On aperçoit cependant souvent sur Mars de vagues nuées, sortes de brumes jaunâtres ou de poussières localisées ; par intervalles même, la surface entière semble se recouvrir d’une buée. Il est difficile de ne pas attribuer ces phénomènes à la présence d’une atmosphère, d'autant plus que les bords du disque apparaissent en outre estompés.

Divers savants ont essayé d'obtenir une évaluation grossière de la pression de cette atmosphère martienne en admettant que la planète soit, à ce point de vue, comparable à la nôtre, eu égard à sa masse, à sa surface et à l’intensité de sa gravité : on trouve ainsi une pression de

jrs >< 0,38 — 0,14 atmosphère,

soit le 1/7 de la pression terrestre normale ou la moitié de celle au sommet de l'Himalaya (où l’eau bout à 53° C.)..

Ce chiffre, 0,14 atm., ne saurait être qu’une limite supérieure : un raisonnement analogue conduirait pour la Lune à 1/36° d'atmosphère et nous avons vu que l'atmosphère lunaire est, sans aucun doute, au moins 20 fois plus rare.

Les recherches spectroscopiques de MM. W. $S. Adams et Ch. E. Saint-John (2) ont suggéré, en 1928, dans l’atmosphère martienne, environ 5 0/0 de la Vapeur d’Eau et 15 0/0 de l’'Oxygène contenus dans la nôtre... On ne sait rien des autres gaz; mais une pression totale de 0,05 à 0,20 atmosphère semble probable.

Le problème a donc fait dernièrement un pas sensible.

. (1) HN. Russeze, Astrophysical Journal, t. XLII, 4916, p. 490. Voir plus haut, p. 318.

(2) Public of the Astr. Soc. of the Pacific, t. XXXVII, 1955, p. 151.