CHAPITRE VL
La révolution de la planète autour du Soleil, ou son année sidérale, est, nous l'avons vu tout à l'heure, de 68G jours 23 heures 30 minutes iO secondes, soit de 686,979, soit 687 jours, à yh près. Cette orbite est une ellipse marquée, dont l'excentricité est de 0,093. Le grand axe, ou ligne des apsides, du périhélie à l'aphélie, est tracé dans la direction 334^ (périhélie) à 154° (aphélie). Le solstice d'été de l'hémisphère austral arrive à la longitude héliocentrjque 356*» 48', et la ligne menée de ce solstice au solstice opposé est tracée dans la direction 356^48' à 176^48'. ( Voy. la figure p. 493).
[') E. Ledoko, TJie Sun, iis planets and tJioir sntollitoa.
1/inclinaison de l'équateiir de Mars sur le plan do son orbite est do 24** 52', Les saisons y sont donc sensiblement du même ordre que les saisons terrostres, l'inelinalson de l'équateur terrestre étant de 23°27'. La dilTérence n'est que de 1**25'. Si notre planète recevait cette inclinaison (elle peut du reste, l'atteindre), nos saisons seraient à peine changées, seulement un peu plus marquées.
Si nous traçons, dans l'orbite do Mars, une ligne perpendiculaire à la
ligne des solstices, passant par le Soleil, nous trouvons la position des équi'
noxes, époques où le Soleil éclaire un hémisphère do Mars passant juste par
* les pôles. Ces deux points seront donc respectivement aux longitudes hélio-
centriques 86»48' et 266^48'.
Cette ligne des équinoxes partage Torbite de Mars en deux parties inégales, à cause de l'excentricité de l'orbite. Comme le solstice d'été austral est assez voisin du périhélie ( à 23° de dislance angulaire et à 36 jours), la section de droite (voy, p. 493) est plus courte en arc que la section do gauche, et, de plus, parcourue plus rapidement, selon la loi dos aires. Il on résulte des inégalités très marquées sur la durée des saisons.
l<> Pour aller de l'équinoxe de printemps austral à l'équinoxe d'automne austral, la planète emploie moins de temps que pour aller de Téquinoxe d'automne h l'équinoxe de printemps. Cette section de l'orbite est parcourue en 306 jours, tandis que l'autre section en demande 381. La différence s'élève à 75 jours.
2° La section la plus rapidement parcourue est celle qui va de l'équinoxe do printemps de l'hémisphère austral au solstice d'été suivant, parce que le passage rapide au périhélie est compris dans cette section. La durée de cette saison n'est que de 145 jours.
3° La saison qui vient ensuite comme durée, est la suivante, du solstice d'été de l'hémisphère austral à l'équinoxe d'automne : elle est de 160 joufîs.
4° Les deux autres saisons sont, respectivement, celle de l'équinoxe d'automne austral au solstice d'hiver suivant, opposée à la première et par conséquent la plus longue, de 199 jours, et la dernière, de 181 jours. En tenant compte dos fractions de jours, nous avons :
Durée des saisons de MarSy en jours terrestres.
1» De l'équinoxe de printemps austral au solstice d'été suivant.. . 145, G
2" Du solstice d'été austral à l'équinoxe d'automne suivant 160, !
3» De l'équinoxe d'automne austral au solstice suivant 199,0
V Du solstice d'hiver austral à l'équinoxe suivant 181.7
Saison chaude de l'hémisphère austral 305,7
Saison froide du même hémisphère 381 ,3
Voici les dates des solstices et des équinoxçs pour le dernier cycle martien, de
Calendrier martien.
Dates des saisons, solstices et équinox(^s. sur la planète Mavs.
Hémisphère austral (supëricur).
Ilémtspljùre boréal (inférieur).
Solstice d'été.
Kquinoxe d'automne.
Solstice d'hiver.
Solstice d'hiver.
Equinoxc de printemps.
Solstice d'été.
Kquinoxe de printemps. Équinoxe d'automne Solstice d'été. Solstice d'hiver,
lïquinoxe d'automne. Équinoxe do printemps. 22 janv. Solstice d'hiver. Solstice d'été. 8 août
Équinoxe de printemps. Kquinoxe d'automne.
Dates.
27 sept.
0 mars
21 sept.
22 mars W août
Solstice d'été.
Équinoxe d'automne.
Solstice d'hiver.
Équinoxe de printemps.
Solstice d'été.
Équinoxe d'automne.
Solstice d'hiver.
Kquinoxe de printemps.
Solstice d'été.
Équinoxe d'automne.
Solstice d'hiver.
Équinoxe de printemps.
Solstice d'été.
Solstice d'hiver.
Kquinoxe de printemps. Kquinoxe d'automne.
Solstice d'été. Solstice d'hiver.
Équinoxe d'automne. Kquinoxe de printemps
Solstice d'hiver. Solstice d'été.
Équinoxe de printemps. Équinoxe d'automne.
Solstice d'été.
Équinoxe d'automne.
Sclstice d'hiver.
Équinoxe de printemps.
Solstice d'été.
Équinoxe d'automne.
Solstice d'hiver.
Équinoxe de printemps.
Solstice d'été.
Kquinoxe d'automne. Solstice d*hiver.
Solstice d'hiver.
G fév.
2 juil.
9 déc.
26 juin 25 déc.
19 mai 2G oct.
13 mai 10 nov.
5 avril 12 sept.
31 mars 28 sept.
21 fév.
Équinoxe de printemps. 31 juill.
Solstice d'été.
Équinoxe d'automne.
Solstice d'iiiver.
Équinoxe de printemps.
Solstice d'été.
Équinoxe d'automne.
Solstice d'iiiver.
Équinoxe de printemps.
Solstice d'été.
Équinoxe de printemps. Équinoxe d'automne, Solstice d'été. Solstice d'iiiver.
IG fév.
15 août 8 janv.
17 juin
2 janv.
3 juill.
2G nov.
5 mai 20 nov.
20 mai 13 oct.
Longitude à midi.
Intervalles en jours.
nmeg i\e% oppositions.
5 sept. 1877
12 nov. 1879
26 déc. 1881
31 janv. 1884
6 mars 1886
11 avril 1888
27 mai 1890
4 août 1892
Nous avons calculé dans ce Tableau, outre les dates des équinoxes et des solstices de Mars, les intervalles en jours qui correspondent aux époques où la planète est passée par les longitudes héliocentriques de chaque position, à midi, et nous avons ajouté en regard les dates des oppositions. On voit que.l'opposition de 1877 est arrivée 22 jours avant le solstice d'été de l'hémisphère austral; celle de 1879, 89 jours après; celle de 1881, 17 jours après l'équinoxe d'automne; celle de 1885, 103 jours avant le solstice d'hiver; celle de 188G, 15 jours avant; celle de 1888, 55 jours après; celle de 1890, 37 jours avant l'équinoxe d'automne; et celle de 1892, 1^ jours après. La série des oppositions parcourt ainsi tout le cycle des saisons et les observateurs ont chaque fois des aspects différents sous les yeux.
I/iuclinaisoii du globe de Mars étant de 24" 5*2' et la longitude héliocentriquc de la planète à ses solstices étant 356«48' pour le solstice d'été de riiémisphèrc austral et 176° 48' pour le solstice d'été boréal, il en résulte que le Soleil se trouve pour les habitants de Mars, au solstice d'été de l'hémisphère austral, au zénith de la latitude australe 24o52' et par 176° 48 de longitude, et au solstice d'été boréal au zénith de la latitude 21" 52' et par 356° 48' de longitude. Le premier de ces points est dans la constellation du Lion, et le second dans la constellation du Verseau : au lieu d'être les tropiques du Cancer et du Capricorne, les cercles analogues de la sphère de Mars sont donc les tropiques du Lion et du Verseau. Quant aux noms réels qu'ils peuvent porter chez nos voisins du ciel, il serait superflu de les chercher.
Les durées que nous venons de donner pour les saisons de Mars sont exprimées en jours terrestres. Il n'est pas moins intéressant de connaître ces durées en jours martiens. Or nous avons vu que la durée de la rotation sidérale de Mars est 24'^37«»22»,66 et que le jour civil de Mars est de 24»» 39*° 35». Il y a 608,6 de ces jours civils dans l'année de Mars.
Ces 668,6 jours martiens de Tannée tropique se partagent les saisons dans la proportion suivante :
Durée des saisons en jours martiens.
!• De l'équinoxe de printemps austral au solstice d'été suivant.. 142 / 2« Du solstice d'été austral à l'équinoxe d'automne suivant.. 156 \ *
3' De Téquinoxe d'automne austral au solstice suivant 194 /
4* Du solstice d'hiver austral à l'équinoxe suivant 176 )
L'inclinaison de Taxe de rotation de la planète Mars étant peu diiférentc de celle de Taxe terrestre, les saisons qui en résultent sont sensiblement du môme ordre que les nôtres, quoique près de deux fois plus longues. Les températures dépendent d'ailleurs de la constitution de l'atmosphère . Si. par exemple, cette planète était dépourvue d'atmosphère, le sol ne s'échaufferait pas du tout, et resterait glacé, même en plein midi, comme les cimes du Mont-Blanc, des Andes ou des Cordillères, et plus encore, puisque Mars est plus éloigné du Soleil que la Terre.
Mais ce globe est environné d'une atmosphère dans laquelle la vapeur d'eau existe en quantité notable et dans laquelle peut-être existent d'autres vapeurs ou gaz. II peut en résulter — et Tobservation prouve qu'il en résulte, en effet. — des températures (ou des conditions d'état) comparables aux nôtres.
L'excentricité de l'orbito, si considérable, joue-l-elle un rôle dans Tinlensilé relative des saisons de chaque "hémisphère ?
Examinons d'abord, comme point de comparaison, les saisons de la Terre.
A. — Saisons et climats des deux hémisphères terrestres.
L'orbite terrestre n'est déjà plus une circonférence, mais une ellipse marquée. L'excentricité, c cst-à-dire la distance du centre de l'orbite elliptique au foyer, en unités du demi grand axe, est 0,01677. En admetlant 149 millions de kilomètres (t: étant 8'', 82) pour ce demi grand axe ou distance moyenne, nous voyons que cette valeur est de 2498730 kilomètres. La Terre est donc de 4997460 kilomètres plus proche du Soleil au périhélie qu'à l'aphélie. On a pour ces distances :
Distance périhélie —
146501270 kilomètre^;.
Distance moyenne. . .
Distance aphélie . . .
Cette excentricité étant environ ^V ^c la distance moyenne, le Soleil est d'environ ^ plus près de nous au périhélie qu'à l'aphélie. Gomme la lumière et la chaleur solaires irradient dans toutes les directions tout autour du Soleil et se répandent en divergeant sur la surface d'une sphère qui va toujours en s'agrandissant, l'intensité de cette lumière et de cotte chaleur diminue en raison de l'agrandissement des surfaces de cette sphère, c'est* à-dire en raison du carré de la distance. Par conséquent, l'hémisphère exposé au soleil reçoit au périhélie -^^ ou 1*5 plus de chaleur qu'à laphôlie (*j. La proportion est à peu près de 100,5 à 100.
La Terre passe au périhélie le i" janvier et à Taphélie le 1*^ juillet. Les hivers de notre hémisphère arrivent donc quand la Terre est le plus proche du Soleil et les étés quand elle est] le plus [loin. Il résulte de cette circonstance que nos hivers sont moins froids qu'ils ne le seraient s'ils arrivaient de l'autre côté de l'ellipse, et nos étés moins chauds. C'est le contraire pour l'autre hémisphère. 11 semble donc que le pôle austral devrait avoir plus de neiges que le boréal en hiver, et, au contraire, moins que le nôtre en été.
Xous ne devons pas en conclure immédiatement qiie les hivers de l'hémisphère austral sont plus froids que les nôtres, parce que l'absorption de la chaleur solaire reçue dépend beaucoup de l'état de la surface qui la reçoit. Si cette surface est un océan, par exemple, l'eau des mers ne s'échauffe jamais à plus de 29% même sous les tropiques (Humdoldt, Mélanges, p. 441 )j Si ce sont des forêts, la température du sol pourra s'élever à 36" ou 40**; si c'est du sable aride, elle pourra atteindre 60'' et môme 70^. La distribution des températures est ensuite réglée par la conductibilité des eaux, par le régime des vents, par l'humidité de l'atmosphère. Nous ne devons donc rien
/GU2 ^ ;62\2 /3l\2 961 OG 10
V) ( 5yj - ^ peu pre. {^) -. ( 5^ ) -- — ou -^ ou -•
conclure d'un point de vue exclusivement géométrique. L'hémisphère terrestre austral est surtout aquatique.
Ainsi, à Tépoque du solstice d'hiver de notre hémisphère, qui se trouve actuellement voisin du périhélie et n'en diffère que de 1 1 jours en position, le globe terrestre reçoit par jour le maximum de chaleur qu'il puisse recevoir du Soleil. En ce solstice de décembre, c'est le pôle austral qui est exposé au soleil et c'est l'hémisphère austral qui a les jours les plus longs. Géométriquement parlant, ses étés devraient donc être plus chauds que les nôtres. Au solstice de juin, c'est notre hémisphère boréal qui est exposé au soleil, mais à la plus grande distance du Soleil; nous devrions donc avoir des étés moins chauds, et en même temps l'hémisphère austral devrait avoir ses hivers plus froids.
Mais ici vient se placer une autre considération.
Quoique la Terre soit plus proche du Soleil au périhélie qu'à Taphélie, et qu'elle en reçoive plus de chaleur, si l'on considère une moitié entière de l'orbite, par exemple, la moitié comprise entre l'équinoxe de septembre et Téquinoxe de mars, on constate que la quantité de chaleur solaire reçue est la même pour les deux moitiés ; elle n'en reçoit pas davantage du 21 septembre au 20 mars que du 20 mars au 21 septembre.
Sans doute, il y aurait une différence, si les saisons étaient d'égale durée. Mais le mouvement de notre planète le long de son orbite n'est pas uniforme. La vitesse angulaire de la Terre sur son orbite varie en raison inverse du carré de la distance, précisément comme la lumière et la chaleur. Il en résulte que les mêmes quantités de chaleur sont reçues du Soleil pour les mêmes arcs parcourus, quelle que soit la section de l'ellipse que l'on considère.
Les durées des saisons sont inégales à cause de cette variation dans la vitesse de la Terre. Son mouvement est le plus rapide au périhélie, le plus lent à l'aphélie; si elle reçoit plus de chaleur dans la première position que dans la seconde, elle passe plus vite et reste moins longtemps sous l'action des rayons solaires. Voici la durée actuelle des saisons, en prenant notre hémisphère comme point de départ i
Durée des saisous terrcsti'ej Hûmispholrc boréal.
Printemps. 92i21- )
Été 93 14 S
Automne...;; 89 19 /
Hiver 89 0 \ ^^^ ^^
C'est le contraire pour l'autre hémisphère.
Le Soleil reste doue huit jours de plus sur riiémisphère boréal que sur
l'hémisphère austral. La Terre met huit jours de plus pour aller de Téquinoxe de mars à Téquinoxe de septembre que pour aller de l'équinoxe de septembre à celui de mars. Mais, si Ton examine le globe dans son ensemble, on trouve que la compensation est exacte : le Soleil, malgré ses variations de distance périhélique et aphélique, restant plus longtemps sur une section do l'orbite que sur l'autre, verse exactement sur chacune d'elles la même quantité de chaleur.
Ainsi, la quantité de chaleur que la Terre reçoit du Soleil dans chaque partie de l'année est proportionnelle à l'angle décrit, durant le même laps de temps, par le rayon vecteur du Soleil. Cette relation peut être comparée à la deuxième loi de Kepler, d'après laquelle les aires ou surfaces décrites par les rayons vecteurs des orbites sont proportionnelles aux temps employés à les parcourir, eu remplaçant le temps par les angles. Ainsi, en allant de A en B [fig, 258), dans la section de l'orbite la plus proche du Soleil,
Fig. 258.
Égalité de clialeur reçue pour des arcs égaux.
la Terre ne reçoit pas plus de chaleur en parcourant cet arc de OU*" (lu'elle n'en reçoit dans l'autre section, en se rendant de G en D pour parcourir un môme arc de 90^ Seulement, elle a mis plus de temps pour parcourir le second arc que le premier.
La quantité de chaleur reçue par une planète quelconque en chaque point de son orbite varie exactement comme sa longitude héliocentrique, de sorte que les mêmes quantités de chaleur sont reçues du Soleil pour des angles égaux, quelle que soit la position de l'orbite que l'on considère. Coupons, par exemple, l'orbite teiTCStre par un diamètre quelconque passant par le Soleil; puisqu'il y aura 180° de longitude de part et d'autre de cette ligne, la même quantité de chaleur solaire sera reçue par chaque segment. Donc, en passant d'un équinoxe à l'autre, que ce soit de A en B par l'aphélie (pg. 259) ou de
B en A par le périhélie, toute planète reçjoit du Soleil la même quantité de chaleur, que ce soit du coté du périhélie ou du côté de Faphélie. Il en résulte que, durant l'année entière, chaque hémisphère reçoit la môme
Fig. 259.
Pérfhttie
Aphiln
La Terre reçoit la môme quantité de chaleur de A en B que de B (périhclie) en A, par l'aphélie.
quantité de chaleur solaire, quelle que soit la position des équinoxes sur l'orbite et quelle que soit Texcentricité. Si nous considérons encore (fig, 260) des arcs parcourus en temps égaux.
Les quantités de chaleur reçue sont proportionnelles aux arcs.
par exemple, en un mois de périhélie (CD) et un mois de l'aphélie (EF), la quantité de chaleur reçue sera proportionnelle à Tare; dans le premier cas, Tare est de 90** et, dans le second, de 6^ : la proportion serait de 15, c'eslà-dire que, dans l'ellipse décrite, Tastre recevrait, en un mois, quinze fois moins de chaleur à Taphélie qu'au périhélie.
L'égalité dont nous venons de parler, en vertu de laquelle chaque hémisphère reçoit dans le cours de l'année entière la même quantité de chaleur, n'empêche pas les contrastes causés par les différences de distances du périhélie et de l'aphélie.
FLAMMAnioN. — Mars. 34
La Terre reçoit plus de chaleur au périhélie qu'à Taphélie, en raison inverse du carré de la distance.
L'hémisphère exposé au Soleil dans la section du périhélie est favorise dans la même proportion. Nous avons vu que cette proportion est de V»-.
Elle pourrait être beaucoup plus grande. On peut imaginer des ellipses allongées de telle sorte que cette proportion y devienne x^^, J, \, 2, 5, 10, 20 et davantage. La comète de Hallcy, par exemple, a pour excentrciité 0,9673 [fig. 201 ), son demi grand axe étant de 18,00, ce qui représente 17, il pour cette excentricité; la distance aphélie est de 35.4112, la distance périhélie, 0,5889 : la comète est donc GO fois plus proche du Soleil au périhélie qu'à
Kig. 2G1. — Excentricité de l'orbite de la comète de llulley.
Taphélie, et par conséquent, reçoit alors 3G00 fois plus de chaleur. Imaginons que ce soit là Torbite d'une planète dont l'axe serait couché sur son écliplique et parallèle à la ligne du grand axe : jamais les neiges ne fondraient sur l'hémisphère aphélique passant dans Pombre au périhélie. Sans doute, les Ijlanètes n'ont pas des excentricités pareilles. Cependant celle de la petite planète .Elhra est de 0, 38, plusieurs autres dépassent 0. 30. celle de Mercure est de 0,2056, et celle de Mars est de 0,09326.
Examinons maintenant chaque hémisphère sùpavément pour sa saison d'été (d'un équinoxe à l'autre ' et sa saison d'hiver.
L'inclinaison de l'axe du globe apporte un élément de différentiation entre l'hiver et rété. (Nous appelons ici hiver les six mois compris de Téquinoxe d'automne à l'équinoxe du printemps, et été les six mois compris dans l'autre section de l'orbite*) L'excentricité et la position de la ligne des équinoxes ne causent aucun changement, mais il n'en est pas de même de l'inclinaison. 11 est évident que si la Terre avait son axe perpendiculaire à l'orbite, comme Jupiter, il n'y aurait pas de saisons du tout.
L'inclinaison de l'équateur terrestre sur Técliptique est de 23^27' et varie dans le cours des siècles entre 21"38'36" et 24«35'58''.
S'il est vrai de dire que la chaleur reçue par la Terre entière de Téquinoxc de printemps à l'équinoxe d'automne est égale à celle qui est reçue del'équi^ noxe d'automne à l'équinoxe de printemps, il ne le serait pas d'ajouter que la chaleur reçue par chaque hémisphère pendant son hiver soit égale à celle qu'il reçoit pendant son été.
LES SAISOxNS SUR LA PLANETE MARS. 531
En fait, ce rapport est très inégal. Si Ton représente pur 100 la quantité totale de chaleur solaire rerue par un hémisphère dans le cours de l'année, 63 pour 100 appartiennent à la saison d'été et 37 pour 100 à la saison d'hiver (*;.
(') Sir Robert Ball, Tlie cause of an ice aye, 1892; — Weiner, Vebcr die Siàrkc der l^es^ra/i/unf/, Zeitschrift derOKsterreichischeiiiGesellschaftfûr Météorologie, 1879.
Soit -7Y hi quantité 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 8 la déclinaison boréale du Soleil. La proportion recrue par rhéniisphère nord sera
- vl -+-sino
et, par rhémisphèro sud.
- (1 -sin8}.
A la distance ?•, et dans le temps t//, la chaleur reçue par l'hémiî^phère nord sera
mais nous avons
d'où l'expression devient
D'autre part.
J^(l-:-sinS)c//;
