BÔ

Figr. G7 ^ Dessins de Map:< pnr Boer et MûUler en 1830 et 1832.

en dehors de rhémisphère austral, entre 62** et 73** de longitude, est tracée, dans cet hémisphère boréal, entre 92® et 110**. Il y a eu là quelque méprise. Il eût fallu la tracer entre 62® et 73** et la continuer suivant le ponctué indiqué en dehors de l'hémisphère austral (M.

Les 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 de « 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 pôle sud en haut. Nous les comptons en sens contraire, c'est-à-dire de la gauche vers la droite, dam le sens du mouvement de rotation, 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- 9% 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 de comparaison avec les observations faites neuf ans auparavant par Kunowsky, dans lesquelles la même 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 serpentant 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 ne 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 identique 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 favorable, c'est pourquoi quelques erreurs d'appréciation et de dessin, petites en elles-mêmes, mais considérables relativement i\ leur objet, sont inévitables : une tache qui s'approche du bord disparaît avant de l'avoir atteint (ce qui provient sans doute, comme 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 exactement le même côté de la planète, qui était auparavant tourné vers la Terre.

(') Tous les traités d'Astronomie, et même l'excellente Astronomie populaire d'Arago, ont reproduit, depuis 1840, cette carte avec cette erreur sans s'en apercevoir.

En outre, les distances des oppositions varient, la planète n'arrive que très rarement aussi près de la Terre qu'en 1830, et à des 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. Déjà le 31 août, lors d'une observation tout à fait superficielle, elle avait été appréciée de i à JL du diamètre de Mars. Le 10 septembre, l'appréciation (faite dans la direction de l'Est à l'Ouest) donna pour résultat ^, le 15 septembre -jL, le 2 octobre -Jg, le 5 octobre ^ et le 20 octobre -Jg. Admettons pour le 31 août la valeur i, 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 à son centre :

31 août 83*37' de latitude; répondant au 16 juin de la Terre.

10 septembre 84* 15' » » 23 » »

2 octobre 86*50' » ■• 7 juillet »

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 commencèrent 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, ne présenta en revanche aucune trace de tache blanche, quoiqu'il se trouvât au milieu de son hiver. La forte inclinaison de Taxe de Mars explique ce fait et en reçoit en môme 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 Téloignement beaucoup plus grand de la planète eut une influence si fâcheuse qu'on ne put obtenir que des observations peu nombreuses et très imparfaites. De 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, 67). La tache a, si remarquée et si caractéristique deux ans auparavant, n'a pu être reconnue qu'une seule fois et encore à un assez grand éloignement du centre f 16 décembre).

Cependant, écrivent les auteurs, ces observations, quoique peu nombreuses, nous ont paru suriiaautea pour nous convaincre qu'aucuoe des taches bien visibles n'avait changé de position depuis 1830. Cela fut parfaitement dvideoL pour les trois taches principales, en particulier pour la région pm, et pour la faible bande q. Cette dernière était du reste si rapprochée de la partie qui formait alors lo bord austral, qu'on ce put l'apercevoir qu'avec beaucoup de difficulté, et celles qui étaient encore plus rapprochées des pâles, qui sont comprises dans les dessins de 1830, ne purent celte fois êtro aperçues, par des raisons faciles à concevoir. Le pôle austral n'était, eu suivant les éléments d'Ilerschel, le '20 novembre, qu'à lO* en deçà, du bord apparent, et ainsi la plus grande partie de la lumière, si éclatante en 1840, ne fut que très faible; elle ne fut même aperçue que deux fois avec certitude (uov. SO, a"", et nov. '23, 8''lii°| ; 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' & 35° de latitude nord, se montra doux fois une bande faible, large et concave du coté de pni, mais son extri^'Uiîté boréale seule fut distincte. Entre cette bande et pm apparaissaient souvent des lueurs rouges. En général, la lumière do l'hémisphère boréal, dans la partie qui ne contient pas de taches, ne paraissait pas être aussi pure et aussi uniforme que deux années auparavant. On ne voyait pas de trace do lumière blanche dans les environs du pôle boréal (ce pôle était encore caché à la vue ].

Les oppositions de 1834-35 cl 1837 furent également, comme les donx précédentes, très peu ravorisêe.? par les circonstances atmosphériques, et comme enoutre l'éloigaernenl de Mars atteignait alors sou maximiun (pour les oppositions), 11 les résultats de nos ohservations, écrivaient les auteurs, auraient été n'es insigniûants, si nous n'eussions pu avoir recours au grand télescope établi en 1835 à l'Obsorvatoire royal. »

Cet instrument, dans toutes ses dimensions parfailument égal h celui de Dorpat, 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 mouvement par lequel, sans lo concours de l'observateur, il suit le cours des planètes. Depuis le 12 janvier jusqu'au 22 mars, nous avons obtenu, pendant 15 nuits en partie sereines, 32 dessins qui toutefois no nous ont fait particulièrement connaître que l'hémisphère boréal, et encore avec beaucoup moins de détails que nous eu avions en 1830 pour l'hémisphère austral. Dans toutes les observations sans exception, la tache blauclie du pôle boréal fut visible avec un degré de clarté que nous ne nous rappelons pas avoir jamais vu dans celle du pôkaustral; eu mémo temps, elle était considérablement plus grande que celle de 1830 et apparut, surtout pendant les mois de janvier et février, tellement distincte des autres parties du globe, qu'au premier coup d'ceîl on n'aurait pu croire que la planète fût en cet endroit couverte par une autre planète. La vraie grandeur delà tacbo du pôle austral, aux moisdc février et de mars 1837,

a surpassé de plusieurs fois celle des mois de septembre et d'octobre 1830.

La tache du pôle boréal, dans la première observation du 12 janvier, fut si bien limitée qu'on put apprécier son étendue avec assez de certitude ; elle comprenait, le long du bord de Mars, 0,27 du diamètre de la planète, et sa largeur fut de 0,13. La première donnée nous fait conclure à un demi-diamètre de 15^,7 du globe de Mars ou à une latitude nord de son bord de 74», 3; la seconde, en admettant les éléments de rotation donnés par Herschel et en admettant que le pôle a occupé le centre de la tache circulaire, nous conduit à 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 Tautre. En tout cas, on voit évidenmient 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 certitude, 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, en grande partie, stérilisé notre intention. Le peu de mesures qui aient réussi nous apprennent seulement que Texcentricité de la tache polaire est, dans tous les cas, très faible. Cette distance au pôle a été estimée à 4o 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 austral, cette tache ne s'est pas montrée directement opposée à celle du pôle boréal : le 7 février, à 16*>14°, elle s'écartait d'environ 12" du point opposé à cette tache boréale, et à 18^16°» seulement de 8° à l'Est; le 7 mars, à 10»» 34°', elle s'en écartait d'environ 5*» à l'Est; enfin, le 18 mars, à l^b(j^, de 3o à 5o à l'Ouest.

De toutes les taches de l'hémisphère austral observées avec quelque précision en 1830, une seule, marquée p/?i, put être reconnue avec certitude. Nous la vîmes d*abord le 7 février, à 16»>4°» (fuj. G), avec précision; ensuite le 28 février, à6»>49" (^g. 7), et dans trois observations pendant la nuit du 7 mars (fig. 14, 15, 16); enfin, un peu moins déterminée le 10 mars, de 7*»7'n 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 -f- 43° 29'; 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 longitude observée cette fois-ci avec celle de 1830 donna 24»>37*n29»,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 des rotations entières.

Une seconde tache, marquée efh sur notre carte, a été reconnue le 12 janvier

BEEU ET MADLEK.

■■il

Kig. GO. — Dessins de Mars, faits par Béer et Mddler en 1837.

et le 22 février, ainsi que le 12 mars; mais aucun point n'en a été assez fortement marqué pour qu'on pût en tirer une détermination précise.

Cette remarque est curieuse et digne d'une attention toute particulière, car cette tache efh est la mer du Sablier, qui, généralement est, au contraire, si nette et si bien caractérisée. Pendant l'opposition dernière (1890), par exemple, elle frappait la vue chaque fois que Thémisphère qui la renferme était tourné vers nous.

Quant à Topposition de 1839, toutes les observations ont été faites avec le grand télescope de TObservatoire royal. Mars exigeait un fort grossissement et, par conséquent, une grande tranquillité dans l'atmosphère. Cette dernière condition se réalisa rarement dans l'hiver de 1838 à 1839, ce qui fait que les observations n*ont pu être nombreuses. L'hémisphère austral cachait 62° 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 1839 par les auteurs sont tellement pâles et indécis qu'il serait absolument inutile de les reproduire ici.

Voici les conclusions générales qu'ils tirent de l'ensemble de leurs observations sur les pôles et les saisons :

La couleur des taches polaires, toutes les fois qu'on put les apercevoir distinctement, fut toujours un blanc pur et brillant, en aucune façon semblable à la couleur des autres parties de la planète. 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 beaucoup 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 micromètre en l'observant avec de puissants instruments.

11 faut aussi remarquer la diminution et l'accroissement de ces taches qui conservèrent malgré cela toujours la même 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 indiqué 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 74M8'; saison correspondante au 4 mai.

Mars 7. » à 76 » » 4 juin.

1839 Févr.2G. » à 78 33 » > 17. juin.

Avril 1 . )' à 80 48 m » 4 juillet.

Avril 10. « à 82 20 •> » 12 juillet.

Mai 1. où 81 .. « 20 juillet.

1830-1841 BEER ET MÀDLER. 113

D'après cela, le minimum pour les deux taches tombe environ ^ d'année après le solstice d*été, ce qui correspond au 12 juillet (et 12 janvier) de notre Terre. Mais, tandis que la tache du pôle austral a diminué jusqu'à G® de diamètre, celle du pôle boréal avait encore à son minimum 12o à 14« 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 son hiver (les jours d'observation correspondent, pour la saison, aux 4 et 10 décembre ), a pris une telle extension sur la planète, qu'on put encore la distinguer, lors même que le pôle était déjà à 18^ au delà du bord extrême, ce qui conduit à environ 55o de latitude et ainsi à un diamètre de la tache de 70".

Nous n'avons jamais aperçu un 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 tacite du pôle boréal.

Par suite de la position de l'axe de Mars, le pôle austral est le plus exposé au Soleil, lorsque la quantité de la lumière (et de la chaleur) qu'il en 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, en ce qui concerne l'année dans son ensemble, complètement détruite par le rapport contraire qui a lieu en hiver; et même pour les différentes saisons, on trouve une compensation partielle, en ce que la longueur du semestre d'été, dans l'hémisphère boréal, est à celle de l'hémisphère austral dans le rapport do 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 l'idée que ces taches blanches représentent un précipité analogue à notre neige; et il est en effet presque impossible de rejeter une explication qui se confirme d'une manière aussi surprenante. Notre Terre, vue de la distance d'une planète, doit présenter des phénomènes tout à fait semblables; seulement, chez nous, le rapport réciproque do l'hémisphère boréal et de l'hémisphère austral est moins inégal.

Les autres taches de la planète paraissent pour l'essentiel appartenir à la surface. Vu la position et l'éloignement de Mars, nous n'aurions pu, en aucune circonstance imaginable, distinguer des ombres produites par des montagnes, quelque gigantesque que fût leur élévation (la forme sphérique toujours bien prononcée du disque leur prescrit du moins un maximum); ces ombres sont donc des différences dans la réflexion de la lumière, qui peuvent très bien provenir des mômes causes que celles qui ont lieu sur notre Terre. C'est dans l'opposition de 1830 que s'est montrée la plus grande précision relative à la délimitation dans les taches de l'hémisphère austral, qui étaient situées entre l'équateur et 45o de

Flammawiox. — Mars. S

114 LA PLANÈTE xMARS.

latitude nord; cependant aussi alors la noirceur et la netteté relatives des taches ne sont pas restées constamment les mêmes, et ce fut encore moins le cas en 1837 et 1839. Ainsi, quoique ces taches elles-mêmes ne paraissent pas être analogues à nos nuages, toutefois elles présentent certaines analogies optiques avec des condensations semblables à des nuages, car elles se montrent plus déterminées, plus précises et plus intenses dans leur été, et au contraire plus vagues, plus pâles et plus confondues pendant leur hiver.

Quelquefois nous avons aperçu une coloration rougeâtre en 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 générale est tout au plus un rouge jaundtrc; 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 nous avons faite qu'en s'approchant des bords les taches apparaissent toujours fondues ou s'effacent entièrement; l'éclat du bord, que nous avons souvent aperçu, paraît aussi provenir de procédés atmosphériques particuliers.

Au reste, il ne faut pas s'attendre à ce que l'atmosphère de Mars, lors de l'immersion d'une étoile fixe ou d'autres corps célestes, puisse être rendue sensible par la réfraction. Même aux époques où Mars est le plus rapproché de nous, une étendue de 20 lieues sur lui ne nous paraît que sous un angle de 0',30; à une telle distance, la réfraction est entièrement insensible, lors môme 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 rapproche de l'été ne peut avoir lieu que par la fonte et l'évaporation continuelles ; l'épaisseur de cette neige est, selon toute vraisemblance, très considérable; ces parties de la surface, se disposant à s'évaporer, doivent par conséquent être extrêmement humides ; 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 1837 avec une intensité et une étendue si considérables et en 1839, au contraire, fut très piile et au commencement très petite.

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

1830-I8il BEER ET MADLEIi. 115

à l'œil nu). 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 déterminer de la manière suivante, si l'on admet la position de l'axe d'après Herschcl et notre période de rotation :

Une anoée de Mars contient 6G9 -î- rotations,

Par conséquent GCo ■? jours solaires de Mars.

Le printemps de l hémisphère boréal contienl 101 4 jours de Mar.^.

L'été 181

L'automne 149 ■?■ >» »•

L'hiver r*7 » ».

de telle sorte que le printemps et l'été réunis ont 76 jours de plus dans l'hémisphère boréal que dans l'hémisphère austral. Les deux moitiés de l'année séparées par les équinoxes sont donc dans le rapport de 19 à 15.

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. 106) qu'ils ont trouvé 24''37"'23%7 pour la période la plus sûre.

La période de rotation que nous avons trouvée, remarquent-ils, diffère de 2 minutes 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 •2ii»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-être pas sans intérêt de se reporter aux observations d'IIerschel et d'examiner quel résultat elles présentent lorsqu'on les réduit avec une plus grande exactitude.

Eu 1777, du 8 au 26 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 1770 et Mars atteignit alors un diamètre de iS",,'), grandeur qui diminua jusqu'au l'.l juin où il fut de 11'.

Le 11 mai, à 11*» i3«», il aperçut au centre une tache qu'il avait déjà vue le 9 mai, à 1 l*»0'"4ô», 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 :

Juin 19, 11'' 30". The figure ofmai 11 is not come to the position; il was then at 11'* 43", but cannot be far from it. I fear as Mars approaches to horizon, I s hall not be ablc to fûliow him till the figure cornes to the centre.

j|h47« tijq State of the air near the horizon is very unfavorable. VVith much diflîculty I can but just see that the la figure is not quite so far advanced as it was mai 11 at 11''44'", but can cerlainly not be above two or three minutes from it.

En trois minutes une tache de Mars s'écarte du centre d'un espace égal à ■— du diamètre de Mars; elle ne se meut ainsi, avec la grandeur apparente qu'elle avait alors, que de ~ de seconde d'arc, et Mars n'était qu'à 9° au-dessus de l'horizon ! Cependant, admettons l'appréciation dTIcrschel, ainsi que le passage de lu tache à ll'^iQ'^SO*. Le calcul se présente de la manière suivante :

Juin 19 IP-AO-CO»

Mai II II 43 {)

Intervalle 3'Ji C 0- 30»

Correction I -f 37" 30* à cause du changement do la lon.iiikule gcoccnlriquc.

Correction II. .. — IG^Ii» à cause do la phase de Mars.

Correction III. . — 0™ 49' à cause de l'aberralion.

38 rotations do •^i»'38-3G»,4

Ilerschel observa une autre tache le 11 mai, à 10''17"'41% et le 13, à lli'25"»51*, après quoi elle reparut le 17 juin à 9^12"»'20*. Toutefois il dit :

Juin 17, 9''1'2"' (clock 20* slow). The dark spot is rather more advanced than it was mai 11, 10'' 18".

. Et Herschel admet encore une correction de 3"», d'après quoi le moment véritable est y*>9'"20\ Cela donne les résultats suivants :

Juin

IT

Mal. . .

;îg'

Concction

4 37» es»

.îô'

îaMS-lC*

Juin

Mai

Correction

— liî 0

La moyenne de ces trois déterminations extrcmemcnt incertaines est donc

241*38'" iiN 2.

l830-!8il BEEU ET iMADLEU. 117

et, au Hou de cela, llerschel, n'ayant t^gard qu'en passant à la correction qui provient du changement do la longitude et ne faisant pas du tout attention aux autres, admet comme résultat final pour 1779

Il faut cependant encore avoir égard à une circonstance qui no peut gu(>re être soumise au calcul. Nous calculons la grandeur do la phase au moyen de Tangle que forment la Terre et le Soleil avec le centre de Mars, mais rexpérience 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'Herschel, le bord entièrement éclairé s'avancera beaucoup plus dans la partie obscurcie que le bord opposé; or, comme les 11 et 13 mai le disque complet a été aperçu, mais que les 17 et 19 juin il manquait déjà au bord oriental 28oir/ et 29'»22', il faut donc d'après toute vraisemblance augmenter la correction II et diminuer par conséquent la période de rotation.

Herschel, prenant pour base la période de 24i»39«22% 1, qu'il avait trouvée, admit qu'entre les jours suivants, où les mêmes taches furent aperçues,

1777 avril 8 et 1779 juin G, il s'étai écoulé 768 rotations : 1777 u 17 et 1779 » 15 » « 768

1777 » 26 et 1779 » 19 » « 763

d'où résulta alors la p<^riode

Moyenne 24''31)-2l',t.7.

lOn augmentant les diviseurs d'une unité et en ayant égard aux corrections exigées, on obtient :

Moyen ne 24"» 37» 20», 27 ;

de sorte que la différence de 2 minutes qui se trouve entre le résultat d'Herschel et le nôtre se trouve réduite à 2 ^ secondes.

11 est évident que, pour le résultat exact des observations, les deux diviseurs sont également ti peu près possibles et vraisemblables, tandis qu'une diminution du diviseur que nous avons appliqué dans la combinaison de 1830 et 1832 ferait supposer une erreur moyenne de l^'lô™ dans les intervalles observés en 1830, ce qui est inadmissible.

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

exactitude que nous avons mise dansée calcul, paraissent décider eu faveur de notre résultat qui, comme on le voit, peut être mis d'accord avec les observations dTIerschel.

Nous adopterons cette correction, d'autant plus que les déterminations récentes les plus précises confirment la période de Bcer et Madler, la durée de rotation de Mars étant, sans aucun doute possible, de 24'*37"22%6. La période de Béer et Madler est, avons-nous dit, de24*'37'"23',7. Elle approchait donc de 1*, 1 de la précision absolue.

Les observations qui précèdent ont été continuées par Màdler, à l'observatoire de Dorpat, pendant Topposilion de 1841, et le résumé en a été publié dans le numéro 434 des As(ronomische Nachricliten, année 1842, accompagné d'une planche 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 ropposilion ; ce sont les fig. G, 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 = lô",!) :

Fig, G ou i : !<''• avril, à minuit 8", temps moyen de Paris.

Fig. 7 ou 2 à gauche : 5 avril, 9^ 13'», temps moyen de Paris.

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

Fig. 14 ou !'• du 2« rang : 20 avril, à 9^ P2"«.

Fig. 15 : Même jour, à 9*> 52"»

Fig. 16 : 29 avril, à 8»» 50™.

Fig. 22 ou l*<^ du 3** rang : 8 mai, à 8^ iP".

Fig. 23: 9 mai, à 8»» 11"».

I^ig. 24 ou dernière : Il mai, à 7^ r>4"».

Ces observations complètent les précédentes sans y ajouter de nouveaux documents.

Telles furent les recherches de l'astronome Madler, auquel s'était associé son ami Guillaume Béer (frère de Meyerbeer , passionné comme lui pour Pélude du ciel. Ces recherches sont les plus fécondes de toutes celles qui aient été faites jusqu'à leur époque, car elles inaugurent réellement la connaissance de la géographie martienne, ou Varéographie.

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

Iâ30-184]

BEEH ET MADLEH.

plus chauds et des Jiivers plus froids quo riiémispliLTo Ijoi-i^hI, ;i cause de la plus grande excenlricité de la planète et de l'inclinaison de l'axe : les varialions dea glaces polaires australes sont plus grandes que celles des glaces polaires boréales, et elles correspondent aus saisons. L'hémisphère sud a (les étés courts et brûlants et des hivers longs et rigoureux; l'hémisphèro noi'd, au contraire, a des étés longs et tempérés et des hivers courts et doux.

Fig, 7U, — DesBlDE Je Maru dJIs par Madl«r en \W.

Les mesuros de distance des pôles de froid aux pôles géographiques ne concordent pas avec celles d'Herschel (l'oy. p. 97], quoiqu'il reste conslanl que les deux calottes polaires ne sonl pas diaméiralement opposées. Peut-être les pûles du froid ne sont-ils pas fixes.

Les taches foncées de la planète ont une certaine fixité, une certaine permanence. Cependant il y a des changements incontestables, Ce que noua 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. (C'est la baie du Méridien de notre carie. ) Si noslecteurs veulent bien remonter aux pages 30 et G9 de cet ouvrage, ils trouveront celle région à ili-oile de l'hémisphère renfermant la mer du Sablier et remarqueront que

l'aspect n'est plus le môme que celui de la carte de Béer et Màdlor : le ruban ne se détache plus sur un fond clair et est moins étroit; il s'opère incontestablement là des variations d'aspects^ peut-être périodiques.

Ce détroit d'Herschel II a paru stable aux auteurs, comme ayant été observé aussi par Kunowsky en 1821 (voy. fig, 65). Ainsi l'arc serpentant ac et la tache a leur paraissent appartenir sûrement à la surface do la planète. La longue et large tache pm de leur carte est également considérée comme fixe (c'est la mer Maraldi). Du reste, malgré les incertitudes et la confusion do certaines images, ils écrivent en 1832 qu^aucune des taches bien visibles en 1830 n'a changé do 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 rétendue de ces taches sombres. Les auteurs seraient disposés à attribuer ces variations, du moins dans les latitudes élevées, aux effets de la foivte 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 variations 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 môme arriverons-nous à la déduction que Teau n'est pas dans le même 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 variations. L'étude géographique de la planète Mars devient une étude de précision; Mars 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 énigmatiques qui feront l'objet des études futures de la Science.

XXXVl. 1830. — Sir John IIerschel.

Après avoir donné sur Mercure et Vénus l'opinion suivante [Outliiies oj Astronomy] : « 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

mn

JOHN HBRSCHBL.

atmosphères liés cliargées en nungea et qui peuvent, servira adoucir l'éclat d'ailleurs trbs intense de leur clarté », rillustre astronome iijoulo :

« Le cas est très différent pour Mars. Dans celte pUnète, nous distinçuona avec une parfaite netteté les contours do ce que nous pouvons regarder comme lies continents et des mers (voyez ^3. 71 où Mars est représenté tel qu'il a été vu, le ]G août 1830, dans le réflecteur de 20 pieds de Slougli). Les continents se distinguent par cotte couleur rougeâtre qui caractéi-ise la lumière de celte planùle et qui annonce, à n'en pas douter, une teinte d'ocre dam le sol en général (comme les carrières de pierre à sablon 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, Ips mers, comme nous pouvons les appeler, paraissent verdAtres.

Ct'S taches cependant ne se voient pas toujours d'une manière également distincte, quoique, quand on les voit, elles ofH-ent toujours la môme apparence, Cela peut venir de co que la planète n'esl pas entièrement dépourvue d'almosphère et de nuages; et ce qui donne beaucoup d'autorité à celte liypolliése, c'est la présence de lâches blanches et d'un vif éclat à ses pôles (dont une est représeulée dans notre dessin). On a soupçonné, avec beaucoup de probabilité, quo 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 no font que sortir de la longue nuit do leur hiver polaire, s

Eu 1838, le 2'2 juin, le D' Poarson avait observé sur le disque de Mars une tache sombre allongée verticalement, non loiu du bord gauche ou occidental, et, quatrejours après, il revoyait cette tache, non plus verticale, mais horizontale et allongée le long du bord supérieur. 11 eu écrivit à sir John Hcrschcl qui lui-même communiqua le fait à Smylh . Celui-ci en parle d;m3 sou ouvrage Cycle of Celesiial abjects et en donne môme la figure. Il s'agissait

certainement là de deux taches différentes, car la planète ne tourne pas dans ce sens : nous ne sommes pas dans la direction du pôle.

Nous retiendrons de sir John Herschel 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'explication du flls de William Herschel est soumise à caution. Pour Tadmettre, 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 rougeâtre, 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 blés mûrs.