PLANCHE XVII

Photographies de Mars à travers des écrans colorés.

a, écran violet, pose courte ; b, idem, pose normale; 6 écran infra-rouge ;

d et e, images violette et infra-rouge côte à côte.

(W. H. Wright, Observatoire Lick, 21 août 1924).

Photographies directes de Mars.

(E. E. Barnard, Observatoire Yerkes).

M. W. A. Wright (1) a aussi photographié Mars à Lick à travers 3 écrans ne laissant respectivement passer que les radiations jaunes (région À 5600), violettes (À 4400) et voisines de l’infra-rouge (À 7600). Les clichés en lumière violette ne révélaient aucun détail, ceux en lumière jaune rappelaient l'observation visuelle, ceux en lumière infra-rouge ressemblaient à ces derniers en beaucoup plus net et surtout le diamètre apparent de Ia ‘planète y était plus petit (PL XVII). — On peut conclure de là que Mars est entouré d'une atmosphère diffusante, comparable à la nôtre, transparente pour le début de linfra-rouge et très élevée : M. Wright évalue sa hauteur à 200 kilomètres — ce qui ne préjuge rien, il est vrai, de sa densité.

Diffusant Le violet et le bleu, l'atmosphère martienne doit, comme la nôtre, donner une teinte rouge aux objets vus par transparence : on s'explique alors l'aspect rougeâtre de l’astre. Une confirmation saisissante de tout le travail à pu être apportée par M. Wright, qui photographia, du Mont Hamilton, à travers ses deux écrans violet et infra-rouge, la plaine éloignée de San José : les épreuves en lumière violette ne révélaient que les montagnes des premiers plans ; celles en lumière infra-rouge montraient au contraire parfaitement la ville lointaine, jusqu’à l’horizon et établissaient en même temps l'effet absorbant, pour le violet, de l’atmosphère interposée. Bien que ces recherches suggestives méritent d’être reprises, tout semble donc se passer à cet égard sur Mars comme sur la Terre.

3. SPECTRE DE Mars. — Le spectroscope nous apprend ici assez peu de chose. À part les raies de Fraunhofer d'origine solaire, on ne voit pas, dans le spectre de Mars, d’autres radiations que les raies telluriques.

Certains ont cru les voir renforcées, notamment Janssen (du haut de l'Etna, en 1868) Vogel, Wilsing et Scheiner et surtout Percival Lowell (2). Laissons de côté les observa-

(1) Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXVI, 1924, p. 239.

(2) Lowell Observatory Bulletin, 1. 1, 1909, no 36, p. 207,

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tions trop anciennes. Lowell comparait le spectre de Mars à celui de la Lune, pris à la même hauteur apparente : il cons- , tata un renforcement pour la bande à (XX 7164-7327) de la Vapeur d'Eau mais non pour les autres. Or s'il y à de la : vapeur d’eau sur Mars, les autres raies telluriques de même origine (À 6602-6433 ; À 6054-585, « rain band »; à, À 578- 567 ; €, À 5478-5420) doivent paraitre renforcées aussi.

Les travaux de M. W. W. Campbell semblent avoir élucidé le problème. Afin d'éliminer autant que possible les eftets de l'atmosphère terrestre, M. Campbell observait au Mont Whitney, à 4.200 mètres d'altitude : il ne trouva pas la plus légère différence (1) entre le spectre de Mars et celui de la Lune à la même hauteur, même en ce qui concerne la bande a. De nouvelles tentatives faites à Lick avec une grande dispersion ont donné le même résultat.

Le principe de Doppler-Fizeau permet d’ailleurs de distinguer les raies martiennes des terrestres, qu'il s'agisse ou non du même élément : il suffit d'observer Mars en quadrature ; sa vitesse étant alors sensiblement normale au rayon visuel, les raies imputables à Mars doivent paraitre déplacées, ce qui doit faire sembler doubles les raies dites telluriques (2). L'expérience a été faite à l'Observatoire Lick (3) : on a examiné la région À 6280 (qui contient 6 ou 7 raies de l'Oxygène) et le résultat a été négatif : M. Campbell en a conclu qu'il y a sûrement très peu d'oxygène dans l'atmosphère martienne et que la quantité de vapeur d’eau qui s’y trouve ne saurait dépasser le 1/5 de celle contenue dans l'air le jour de l'expérience (1 g. 9 par m°).

En somme, Le spectre de Mars ne nous révèle guère la composition de son atmosphère : 1l nous renseigne mieux sur ce que nous ne devons pas y chercher.

(1) Lick Observatory Bulletin, t. V, 1909, n° 169, p. 449. — Voir aussi : Astronomy and Astrophysies, t. XII, 1894, p. 752 et Astrophysical Journal, t. If, 4896, p. 28.

(2) Une méthode analogue a été appliquée en 1921 à Vénus (voir p. 345).

(3) Publications of the Astronomical Socitey of the Pacifie, t. XXI, 1910, p. 87. — Voir aussi plus haut, p. 348.

4. CaLOTTES poLaAIREs. — Les pôles martiens apparaissent comme de larges calottes d’un blanc éclatant, tout à fait comparables aux banquises qui, sur la Terre, recouvrent les mêmes régions. Ces calottes s'étendent de 25 à 35° des pôles et se comportent comme les nôtres, à certains détails près. Elles ne changent pas durant l’hiver martien et diminuent l'été : leur maximum a lieu 3 ou 4 mois après le solstice d'hiver et leur minimum 3 ou 4 mois après le solstice d'été (fig. 117) ; elles vont même alors parfois jusqu'à disparaitre totalement (1), ce que ne font jamais nos banquises polaires qui, même en été, restent considérablés. Par contre, le

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Fig, 117. — Variation avec les saisons du diamètre de la calotte polaire australe de Mars (d’après E. E. Barnard).

retard de la fonte existe sur la Terre où il est d'un ou deux mois ; on à invoqué le fait en faveur de l'existence d’une atmosphère, mais la nature du sol intervient aussi.

La calotte australe est celle que Mars nous présente quand il est en opposition près de son périhélie, c'est-à-dire au moment le plus propice aux observations. Elle n’est pas, comme la calotte boréale, exactement centrée sur le pôle martien : il s’en faut de 8 ou 10°.

Maintenant de quoi sont formées ces calottes? De glace d’eau probablement. On a parlé de neige d’acide carbonique solidifié : Fhypothèse parait contredite par ceci que, lors de

({) E. E. Barnar», Astrophysical Journal, t. XVII, 1903, p. 253.

la régression, la calotte se borde d'une bande bleue (1) dont la lumière est polarisée et qui la suit dans son mouvement, La bande est donc liquide : or l'acide carbonique solide se sublime sans fondre, passant ainsi directement de l'état solide à l’état gazeux. Les calottes martiennes ont done sans doute la même composition que nos banquises : la brusquerie des variations thermiques sur Mars ferait plutôt, il est vrai, songer à de la gelée blanche qu'à de la glace proprement dite (2). Quoi qu'il en soit de ce dernier détail, les évaluations de température dont nous allons maintenant parler, corroborent pleinement l'idée d’une assimilation étroite des calottes polaires de Mars avec les zones glacialés terrestres.

9. TEMPÉRATURE. — On peut évidemment se demander quelle serait la température de Mars si son sol et son atmosphère ne différaient pas des nôtres. Mars reçoit du Soleil, par unité de surface 1 : 1,523° ou 0,43 de la chaleur que reçoit la Terre. S'il est en équilibre calorifique, sa température doit donc être, dans les conditions supposées, en vertu de la loi de Stefan, supposée apjilicable : 288 \ 0,43 — 2340 absolus (3) ou — 39°C. en moyenne.

Ce n’est là qu'un résultat très problématique, en raison de la fausseté évidente des hypothèses faites. On s'accordait cependant il y à quelques années à croire que la température sur Mars ne pouvait être qu'excessivement basse partout. Les recherches récentes ont sensiblement modifié cette opinion trop absolue. M. W. W. Coblentz (4), en se basant sur ses mesures de rayonnement, a trouvé des chif-

(1) Cn. Axoré, Les Planètes et leur Origine, Paris, 1909 (Gauthier- Villars), p. 42.

(2) Les photographies à travers écrans colorés (voir ci dessus, $ 2) ont donné à penser à M. Wright que les calotles martienues pouvaient êlre doubles : une sorte de nuage planerait au-dessus d’une tache blanche siluée, elle, au niveau du sol. Mais ceci aurait besoin de contirmation.

(3) Puisque la température moyenne de notre globe est d'environ 2880 C.

(4) Popular Astronomy,t. XXXIII, 1925, pp. 310 et 363. — Voir aussi plus haut, p. 92.

use. re

fres atteignant + 10° C. ou même + 20° C. sous les tropiques, à midi, pour les régions sombres ; les régions brillantes seraient à La vérité plus froides, de — 10° à + 5°, le côté de la nuit restant sans doute uniformément à une température voisine de — 70 C. (1). Telle serait aussi en hiver la température des calottes polaires qui, en été, pourraient être à quelques degrés au-dessus de 0° : on s’expliquerait par là tout naturellement la régression que ces banquises supposées manifestent en été.

On le voit, l’eau, en général liquide sur la Terre, est normalement solide sur Mars — du moins selon toute probabilité. Il ne faut en effet pas oublier que l'absorption sélective de l'atmosphère joue un grand rôle climatérique : l'importance à ce point de vue de l’acide carbonique et de la vapeur d’eau dans l'air n’est pas contestable. Une composition chimique appropriée de l'atmosphère martienne pourrait done modifier les résultats ci-dessus, quoique le peu de densité de celle-ci nous permette de serrer ici de plus près la réalité que dans le cas des autres planètes, dont nous ne voyons pas le sol. Il n’est de toute façon pas douteux que, sur Mars, les variations de température sont fort accentuées. Dans certaines parties de la Sibérie, à Verkhoïansk notamment, on passe de — 60° en hiver à + 20° en été : il semble en être à peu près de même sur Mars, avec cette différence que, là, c’est la région la plus favorisée qui ressemble — sans parler de la nuit! — au pays le plus déshérité de la Terre habitée.

G. CARACTÈRES PRINCIPAUX DE LA SURFACE MARTIENNE. — En dehors des calottes polaires, il y a sur Mars deux sortes de détails :

1° Les uns sont constamment visibles ; tout le monde les

(1) MM. Enisox Perrir et S. B. NicHozson ont, par des procédés analogues, trouvé au Mont Wilson des chiffres assez comparables à ceux cités ici: — 700 aux pôles et quelques degrés au-dessus de 0° sous les tropiques (Popular Astronomy, t. XXXII, 1924, p. 601). — Ajoutons, à titre de renseignement, que M. Mewzez (voir p. 93) a obtenu, pour la température effective moyenne, des nombres oscillant entre — 169 et — 300,

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voit et les voit pareillement : ce sont les mers et les continents.

20 Les autres, essentiellement fugitifs, n'ont été signalés qu'en 1877 par Schiaparelli et ont prêté depuis à d’interminables discussions : ce sont les canaux.

Mers et Continents. — Les Mers, d’un gris bleuâtre ou verdâtre, couvrent à peu près les 3/8 de la surface ; elles occupent surtout l'hémisphère Sud et la zone équatoriale. Elles forment vers le Nord de vastes golfes dont les plus connus sont la Grande Syrte et le Margaritifer Sinus.

Elles paraissent plus grandes et plus sombres quand les calottes polaires sont au maximum de leur extension, plus petites et plus vagues quand celles-ci sont au minimum (1). On les prenait d'abord pour de vastes étendues d’eau. Mais La lumière qu'elles émettent n’est pas polarisée. On suppose d'ordinaire aujourd'hui que ce sont des zones de végétation où plutôt des sortes de mousses ou de lichens (2) et des narécages.

Les Continents sont des régions vaguement orangées ou rougeâtres : ils occupent plus de la moitié de la planète et ont l'apparence de déserts de sables ou de rochers. Des montagnes semblent s’y trouver : on aperçoit quelquefois des aspérités, des points brillants (3) (près du terminateur notamment) qui ne peuvent s'expliquer que de cette façon.

Canaux. — Tels étaient les seuls traits connus de Mars lorsqu’'en 1877, puis en 1879, Schiaparelli, qui s'était déjà illustré par de magnifiques travaux sur les étoiles filantes, annonça la découverte de caractères nouveaux. Il s'agissait de lignes sombres, fines et droites, traversant les continents rougeâtres dans des directions variées. Schiaparelli Les baptisa du nom de « canaux », sans rien préjuger toutefois de leur origine (fig. 120).

Les canaux de Mars ont ceci de Res qu'ils sont —

(1) CG. A. Youxc, General Astronomy, New-York (Ginn and C!), édit. 1904, p. 362

(2) Cogcenrz, loc. cit , p. 376.

(3) W. W. Camreez, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. NI, 1894, p. 410.