PREMIER MÉMOIRE

Lu le 11 janvier 1781, envoyé de Bath le 18 octobre 1780.

Comme son titre l'indique, ce travail a pour but de déterminer la durée de la rotation des planètes, afin de vérifier par cette durée si la rotation diurne do la Terre reste toujours égale. L'auteur commence par traiter des mouvements de la Terre et principalement de son mouvement diurne, et il suggère ridée de vérifier la constance du mouvement diurne d'une pianote par le mouvement diurne d'une autre. U s'occupe principalement ici de Jupiter et de Mars.

Les observations de la planète ont commencé le 8 avril 1777 et n'embrassent que (luatre jours de cette année, les 8, 17, 26 et 27 avril. L'illustre

(») Philosophical Transactions, 1781, pag^e 134, et 1784, page 273.

(*) Afitrono)nical observatioris on the rotation of the plancts round their axes, made with a view to détermine whether the Earth's diurnal motion is perfectly equable.

astronome les a reprises le 9 mai 1779 et les a continuées jusqu'au 19 juin de cette même année.

Voici les principales :

8 avril, 7*>30'". — J^observe deux taches sur Mars séparées par une bande brillante {Voyez ci-dessous, fîg. 14).

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&l^.fÇ.

Fig. 27. — Dessins do Mars par William Herscbcl, en 1777 et 1779 (Fac-stmtlé).

Même soir, 9i>30°>. — Les taches sont avancées sur le disque et Ton en voit davantage [fig, 15).

La rotation de Mars sur son axe est maintenant très évidente [p,g. 16).

(Observations faites avec un télescope newtonien de 20 pieds; grossissement = 300).

17 avril. — Télescope newtonien de 10 pieds, grossissement = 211. 7»» 50». Mars paraît comme dans la fig, 17. En a et 6, on voit deux taches brillantes si lumi-

neuses qu'elles semblent se projeter hors du disque. En c et d, on voit deux taches très foncées réunies par une ligne noire, croisées dans la direction ef par une séparation blanchâtre.

26 avriL — Même instrument, même oculaire. 9^5". Les taches sont très faibles et apparaissent comme dans la fig. 18.

27 avril.— Même instrument, grossissement = 324. b*»40". Très belle soirée, télescope en bon ordre; les taches se présentent comme dans la fig, 19.

William Herschel a repris, avons-nous dit, ces mêmes observations du 9 mai au 19 juin 1779. Voici les principales :

9 mai. 11^1"». — Je trouve la situation des taches telle qu'elle est représentée fig. 20; il y a une tache très remarquable non loin du centre.

Même jour, 11^30". — Les taches se sont éloignées du centre.

Il mai, 10** 18'". — La tache du 9 mai est visible sur le disque, sa région la plus foncée se trouvant au sud-est du centre {fig. 21).

Même jour, 11*»43°». — La région la plus sombre est arrivée au centre {fig, 22).

13 mai, 11»>26-. — Mars parait tel qu'il était le 11, à 10M8-.

22 mai, à 10^ lO™. — On voit sur le disque de Mars les mômes configurations que les avril 1777, à 7ï>30°> {fig. 14).

15 juin, à 9'' 45™. — La planète présente la figure qu'elle présentait le 9 mai, à Ifhim ^pg 20), mais plus avancée.

17 juin, de 9*» à 10^, même aspect.

19 juin, 8*> 40°>, même aspect que le 26 avril 1777, à9'»5", représenté fig. 18.

Telles sont les observations d'Herschel; en combinant entre elles les figures de 1777 avec celles de 1779 ainsi qu'en vérifiant celles de cette dernière période les unes par les autres, il conclut pour la rotation sidérale de Mars la valeur suivante :

Nous avons reproduit ici un fac-similé des dessins d'Herchel lui-même, tels qu'ils ont été publiés dans la PI, VI des Philosophical Transactions^ à laquelle renvoient les descriptions précédentes. Notre fac-similé est de la môme dimension.

La fig. 17 représente certainement la mer du Sablier, de c à la zone ponctuée e[. Nous pouvons aussi reconnaître cette même mer sur les fig. 20, 21 et 22j et l'on a en môme temps Timpression évidente que chaque observateur voit et dessine à sa façon. En 1777, Mars se trouvait en une opposition presque aphélique, nous présentant non plus son pôle austral supérieur, comme en 1672 [fig. 20, p. 32), mais son pôle boréal inférieur. L'hémisphère ayant la mer du Sablier à son centre offrait la configuration représentée ci-dessous [fig, 28), par la projection du globe dont nous avons parlé plus haut.

L'identiQcalioii n'est pas difficile pour les figures 17, 20, 21 et 22 d'Herschel. n n'en est pas de mémo pour les cinq autres, La bande blanclie est digne d'attention.

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

A propos de la comparaison des figures de 1777 avec celles de 1779, Her?-

aidérales :

Supposons, dit-il, que l'orbite de Mars MABC {/ig. 39| soit sur le m6me plan que l'orbite de la Terre EDFG et que l'ase do Mars soit perpendiculaire i!i son orbite; soient MEmc les positions respectives de Murs et de la Terre le 13 mai etlc17juin(l77[l), la ligne tlM qui joint les centres de Mars et de la Terre indique la position géoccntrique de Mars le 13 mai, et la ligne em la position géocentrique de la même planète le 17 juin. Mcuods inaintenaut les lignes or et ms, parallèles à ER, alors la ligne er indiquera la position géocentrique do Mars le I 13 mai; l'angle smc est égal à l'angle mer. Nous savons par les éphémérides

47 juin, à 9^9", à 7 signes 12o2T22' ; par quoi nous obtenons la différence ou l'angle rem = ems = 8"31'59'.

Maintenant, une tache sur Mars située dans la direction ME aura fait une rotation sidérale lorsqu'elle reviendra dans cette même direction ou sur une parallèle à la direction ms. De là nous concluons que la tache du 17 juin, après être arrivée à la ligne me où finit sa rotation synodique, devra encore parcourir un arc

Flg. 29.

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

de 80 3^59" afin d'arriver dans la direction de la ligne ms où elle finit sa rotation sidérale.

Le temps qu'elle emploiera pour parcourir cet arc au taux sidéral de 24^ 39°» 20* pour 360° ou 4», 109 par minute de degré sera de 3o"3»,8, chiffre qui, divisé par le nombre de 34 rotations, donne i°>l%8, lequel, ajouté à 24^38"20% 3, nous donne 24^ 39™ 22», 1 pour la rotation sidérale de Mars résultant du tiers des périodes mensuelles.

Remarquons que le mouvement de Mars est rétrograde dans l'exemple précédent; c'est pourquoi la mesure de l'angle ems a été ajoutée à la rotation synodique pour compléter la rotation sidérale. Mais si ce mouvement avait été direct, ou si la planète avait été plus avancée dans l'éclîptique que la position que nous avons considérée, si elle avait été par exemple en [jl, alors la ligne [xa parallèle à EM indiquerait la direction à laquelle la tache devrait retourner afin d'accomplir une

rotation sidérale et par conséquent la quantité de l'angle a(jie = (Jier ou la différence des positions géocentrîques devrait être soustraite de la rotation synodique pour obtenir la rotation sidérale.

DEUXIÈME MÉMOIRE D'HERSCHBL,

Lu le 11 mars 1784 {').

Comme le titre de co second mémoire Tindique, Tauteur a eu principalement pour objet l'étude des pôles de Mars et de l'inclinaison de son axe. Il rappelle d'abord l'observation et le dessin du 17 avril 1777 (voir plus haut, page 51, fig. 17), et remarque que pendant les observations de 1779, aucune tache polaire n'a frappé son attention. Ses nouvelles observations s'étendent du 13 mars au 7 septembre 1781 et du 20 mai au 17 novembre 1783. Nous donnerons ici les principales.

La fig. 1 a pour but unique de montrer les deux taches polaires observées le 17 avril 1777 (à 7^50"). Quant aux taches sombres, l'auteur ne s'en inquiète pas du tout ici, comme on peut s'en convaincre en comparant la fig. 17 du mémoire précédent, à la /ig. 1 de celui-ci, qui représente la même observation.

La fig. 2 signale la tache polaire australe, d'une étendue considérable, observée le 13 mars 1781, à 17^40", à l'aide du télescope de 20 pieds. La figure suivante [fig. 3) reproduit l'observation du 25 juin, à li*>36n», faite à l'aide du télescope de 7 pieds, a Deux taches brillantes, écrit Tauteur, se montraient en a et b, a étant plus grande que b. »

Le 28 juin, à 11ï>15", la différence entre les deux taches était plus considérable encore, comme on le voit fig. 4.

Le 30 juin, à 10^48°", la tache supérieure est seule visible (fig. 5), mais, à 11^35», on les voit toutes deux.

Le 3 juillet, à 10^54°», la tache polaire supérieure se montre très considérable (fig. 6); à 11»>24«, on ne voit pas encore l'inférieure (fig. 7); à 12*» 36», on l'aperçoit (fig. 8). Le 4 juillet, l'astronome remarque que les deux taches ne sont pas diamétralement opposées l'une à l'autre.

Le 15 juillet, à 9*» 54», la tache supérieure est visible (fig. 9).

Le 22 juillet, à 11^14™ (fig, 10), on distingue bien les deux taches polaires; la supérieure est plus vaste. « Très probablement, écrit l'auteur, le pôle sud est tourné vers nous, tandis que le pôle nord nous est caché. Si ce sont là des taches polaires, la tache supérieure australe doit nous paraître, en effet, plus grande que l'inférieure, et si celle-ci s'étend un peu plus d'un côté que de l'autre du

(•) On the remarkable appearances at the polar régions of the planet Mars, the inclination of ils axis, the position of its pôles, and its spheroidical figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphère, by William Herschel, Esq. F. R. S.

pôle nord, elle doit nous offrir des variations apparentes provenant de la rotation de la planète autour de son axe. »

8 août, à 10^4", on ne voit que la tache supérieure {fîg. 11 ).

23 août, à 8*»44, on voit la tache supérieure bien évidente comme d'habitude, et Ton aperçoit un peu de la tache inférieure {fîg. 12).

Telles sont les observations faites par Tillustre astronome pendant l'opposition de 1781 : on voit qu'elles ont eu pour but unique les taches polaires. Nous résumerons également aussi complètement que possible celles de 1783.

20 mai. La planète Mars offre un singulier aspect; on remarque en a {fîg. 13) la tache polaire brillante, et son éclat est tel qu'elle semble se projeter au-dessus du disque et s'en séparer au point c.

26 août. La tache brillante de Mars marque son pôle sud, car elle reste fixe à la même place, tandis que les taches équatoriales foncées effectuent leur rotation constante. Cette tache polaire australe est sensiblement circulaire.

22 septembre. Vue magnifique de la planète lorsqu'elle est vers le méridien. Une légère brume empêche le rayonnement désagréable et donne une grande netteté aux objets. Mesure de la tache polaire australe : son petit diamètre, dans la direction de l'équateur = 1*41'".

23 septembre, à 9"» 55", tache polaire a visible comme d'habitude {fîg. 14).

25 septembre, à 12^30" (fig. 15), tache polaire parfaitement ronde, détachée du bord du disque. A 12"» 55™, on reconnaît que le cours des taches équatoriales est curviligne et convexe vers le Nord, comme on le voit par la ligne eq {fîg. 23), ce qui prouve que la tache blanche marque bien le pôle sud, et, à Taide d'une longue attention, j'arrive à reconnaître le bord du disque au delà de la tache polaire : la distance entre la ^ache et le bord est d'environ le quart du diamètre de la tache.

26 septembre, 12"» 10™, la tache polaire est en ligne avec le centre du disque et l'extrémité du crochet « hook » {fîg. 16).

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

1" octobre. Je suis conduit à penser que la tache blanche a un petit mouvement

de rotation et que, par conséquent, son centre ne marque pas exactement le pôle

de Mars. Le pôle réel doit être dans l'intérieur de la tache, mais près de la

circonférence, vers un tiers de son diamètre. J'espère le savoir dans quelques

jours.

Ici William Herschel suspend la description de ses observations pour déclarer qu'aucune des deux taches polaires ne marque exactement le pôle et que ce fait est prouvé par leur rotation. Il ajoute qu'elles n'en sont pas très éloignées; puis il continue dans le journal :

9 octobre, à 10*» 35 ; la planète Mars se présente telle qu'elle est dessinée fîg. 18. La tache polaire tourne et arrive ensuite vers nous, comme on le voit fig. 24.

Fig. 30.

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zo

Observations de la planète Mars faites par William Herschel en 1781 et 1783.

10 octobre, à6ï>55 {fig, 19).

Même jour, à 9^ 55 (fig, 20).

17 octobre, à 7»» 47 {fig.2{),

23 octobre, à 7»> 11 (fig. 22) : la tache polaire doit être à rextrémité de sou parallèle de déclinaison.

L'auteur passe ensuite à Texamen du mouvement de rotation des taches polaires et de leur excentricité. Il arrive à la conclusion que la latitude de la tache polaire boréale, étudiée pendant les observations de 1781, doit être 76* ou 77*» Nord : « car, dit-il, je trouve que pour les habitants de Mars, la déclinaison du Soleil le 25 juin 1781 , à 12*» 15" de notre temps, était environ 9*» 56 Sud et que la tache polaire doit avoir été assez éloignée du pôle nord pour se trouver à quelques degrés dans la partie éclairée du globe et être invisilee à nos yeux. » 11 ajoute :

Le pôle sud de Mars ne pouvait être éloigné du centre de la tache brillante australe de Tannée 1781 ; cette tache était d*une étendue assez grande pour couvrir toutes les régions polaires jusqu'au 70« ou même jusqu'au GO^ degré de latitude.

En 1781, la tache polaire australe s'étendait sur un arc de grand cercle égal à 45®, 50* ou peut-être 60* du globe de Mars : elle ne pouvait avoir une grande distance polaire ; cependant son centre n'était pas juste au pôle.

11 résulte de cette étude que le pôle nord de Mars doit être dirigé vers 17» 47' de la constellation des Poissons, et que l'inclinaison de l'axe sur l'écliptique est de 59* 42'. Puis l'observateur ajoute :

« Ayant ainsi déterminé ce que les habitants de Mai*s doivent appeler l'obliquité de leur écliptique, ainsi que la situation des points équinoxial et solsticial, nous pouvons nous rendre compte des saisons de Mars et nous expliquer ainsi les variations si remarquables des taches polaires. » Écoutons Herschel lui-même :

L'analogie entre Mars et la Terre est certainement la plus évidente parmi toutes les planètes du système solaire. Leur mouvement diurne est presque le même ; l'obliquité de l'écliptique, cause des saisons, est analogue; de toutes les planètes supérieures, la distance de Mars au Soleil est la plus rapprochée de celle do la Terre, et il en résulte que la durée de l'année martienne n'offre pas avec la nôtre ces énormes différences que présentent les années de Jupiter, de Saturne et de Georgium Sidus (Uranus). Si donc nous savons que notre planète a ses régious polaires glacées et couvertes de montagnes de glaces et de neiges, lesquelles glaces et neiges fondent en partie lorsqu'elles sont alternativement exposées aux rayons solaires, il est permis de penser que les mêmes causes produisent proba* blement les mêmes effets sur le globe de Mars, que ses taches polaires, si brillantes, sont dues à la vive réflexion de la lumière sur ces régions de neiges et

de glaces et que la diminution de ces taches doit être également attribuée à l'action des rayons solaires.

Herschel passe ensuite à Texamen de la figure sphéroïdale de Mars et de son aplatissement polaire. Il considère d'abord cet aplatissement comme certain au point de vue théorique de la gravitation et remarque qu'il ne peut I être que rarement mesuré, puisque nous ne voyons entièrement Thémisphère éclairé de Mars qu'au moment des oppositions, c'est-à-dire seulement trois ou quatre semaines sur deux années.

Ses observations sur ce point s'étendent du 25 septembre au 9 octobre 1783. Dans les suivantes, le disque de Mars offre déjà une phase sensible. Par ces mesures, il trouve que l'aplatissement de la planète est évident et môme aussi sensible à première vue que celui de Jupiter, ce qui est vraiment assez singulier : jamais nous n'avons eu cette impression. « Le 29 septembre, dit-il, la planète ne se trouvait qu'à 37 heures de l'opposition et la veille, 28 septembre, jour où elle se trouvait à 2 jours et demi de l'opposition, Paplatissement a été reconnu, non seulement par moi, mais encore par trois autres observateurs, MM. Wilson, Blagden et Aubert, les mesures micrométriques ont donné 29'' ib" ou 1355'' pour le diamètre équatorial et 2F 29"" ou 1289*^ pour le diamètre polaire, de sorte que le diamètre équatorial est au diamètre polaire dans le rapport de 1355 à 1289 ».

En réduisant le diamètre polaire à cause de l'incUnaison de l'axe, il conclut que les deux diamètres sont entre eux dans le rapport de 1355 à 1272 ou à peu près comme 16 à 15.

D'après ces mesures, l'aplatissement serait donc de yï»

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

L'axe de Mars est incliné de 59<* 42' sur l'écliptique.

Le nœud de l'axe est à 17*47 des Poissons.

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

Le point équinoxial sur l'écliptique martien répond à 19«28' du Sagittaire.

La figure de Mars est celle d'un sphéroïde aplati dont le diamètre équatorial est au diamètre polaire dans la proportion de 1355 à 1272, ou à peu près comme 16 à 15.

Le diamètre équatorial de Mars, réduit à la distance moyenne de la Terre au Soleil, est de 9' 8^

La planète a une atmosphère considérable mais modérée, de sorte que ses habitants jouissent probablement d'une condition à plusieurs égards analogue à la nôtre.

William Herschel s'occupa aussi, comme on le voit, de l'atmosphère de Mars. Il pense qu'elle doit être assez considérable, parce qu'il y a souvent

observé des variations dans certaines régions plus brillantes, variations qui lui paraissent attribuables à des nuages et à des vapeurs flottant dans l'atmosphère. II admet même qu'une bande sombre dessinée fig, 18 à une très haute latitude pourrait aussi représenter des nuages. Il rappelle une observation de Cassini, dans laquelle cet astronome vit une étoile du Verseau disparaître à la distance de 6 minutes du disque de Mars, mais ne croit pas que cette disparition puisse ôtre attribuée à autre chose qu'à Téblouissement causé par l'état de la planète. Les 26 et 27 octobre 1783, il observa deux étoiles de 12* et 13' grandeur à 3^9" et à 2' h^" du bord de la planète, et leur éclat ne parut pas diminuer autrement que par l'efTet du voisinage de la lumière de Mars.

Il conclut donc que l'atmosphère de Mars n'est pas aussi démesurément étendue que l'interprétation de Cassini aurait pu le faire supposer (*).

De cette nouvelle série d'observations et de dessins de William Herschel, résulte la même conclusion que nous avons tirée des séries précédentes : Vaspect de la planète Mars varie considérablement. On peut attribuer tout ce qu'on voudra à la négligence do certains dessins, et notamment de ceux-ci, puisqu'ils avaient pour objet non la configuration de la planète, mais les taches polaires; cependant, lorsqu'il y a, comme en 1777 et 1779, des configurations dessinées avec certains détails, nous sommes bien forcés de penser que la planète ressemblait plus ou moins à ces aspects. Or, ces aspects ne sont ni ceux de Cassini, ni ceux de Hooke, ni ceux de Huygens, ni ceux de Maraldi, ni ceux de Bianchini.

Chaque observateur voit à sa façon, lorsqu'il s'agit d'aspects légers, vagues, peu définis, comme ceux d'un monde lointain entouré d'une atmosphère plus ou moins vaporeuse. Voilà pourquoi l'identification des dessins est souvent difficile, lors môme que le fond des croquis est sûr.

Les observations de l'illustre auteur de la découverte d'Uranus viennent de faire avancer grandement notre connaissance cosmographique de la planète; nous savions déjà avant Herschel (p. 38) : 1** qu'elle a des taches sombres ; 2® qu'elle tourne sur elle-môme en 24*» 40" environ; 3° que ces taches sombres sont variables; 4° que les pôles sont marqués par des taches blanches; 5** (p. 45) qu'elles n'occupent pas le pôle géographique, mais lui sont excen-

(*) Cette conclusion a été confirmée depuis. Le 28 novembre 1832, James South observa l'occultation, par Mars, d'une étoile de 8* grandeur, spécialement en vue de cet objet. Là ne se montra pas le moindre changement dans l'étoile; elle garda au contraire toute sa lumière et sa couleur bleu clair jusqu'au moment de sa véritable entrée; à sa sortie, nul changement ne se montra non plus; c'est une preuve que l'atmosphère de Mars n'est pas sensible au bord de la planète, vue d'ici. La lunette de South, longue de 5", 70 et d'une ouverture de 30'*, avait une remarquable puissance de définition. On trouvera plus loin ces observations.

triques. Nous savons de plus maintenant 6° que ces taches sont analogues aux glaces polaires terrestres, fondent en été et se reconstituent en hiver; 7* que le centre des neiges polaires boréales se trouvait en octobre 1781 vers 76** ou 77** de latitude; 8** que l'atmosphère paraît analogue à celle de la Terre; 9** que Tobliquité de Técliptique est sur Mars de 28^42'. Nous ne parlons pas do Taplatissement polaire trouvé par Herschel. Cet élément sera discuté plus tard.

Voici donc un grand progrès d'accompli. Années, jours, saisons, climats sont maintenant déterminés : les saisons sont analogues à celles de la Terre comme intensité, quoique près de deux fois plus longues; de môme que sur notre planète, le pôle du froid ne coïncide pas avec le pôle géographique.

Ce sont là assurément des faits intéressants; ils sont découverts depuis plus de cent ans.

Quant à la connaissance géographique de la planète Mars, on voit que les travaux dllerschcl ne l'ont pas fait avancer d'un seul pas. Ce n'était du reste pas là leur but.