C. FLAMMARION. -^ MÉTÉOROLOGIE MARTIENNE

Le troisième montre à gauche de la mer du Sablier (d) une dentelure m et une langue de terre en n, rappelant la séparation signalée tout à Theure pour 1873, et que nous avons remarquée aussi dans les dessins de Franzenau (p. 193). Cette même séparation se retrouve dans les deux figures du 20 juillet.

Les pôles sont marqués par une tache neigeuse; il y en avait même deux au pôle inférieur, le 20 juillet, à 10*'20", ce qui rappelle encore un dessin de Franzenau du 10 novembre 1864, et un de Secchi du 16 novembre 1862 (p. 1471.

Le dernier croquis montre la mer Maraldi et la baie de Huggins et rappelle une observation de Schrœter.

Ces observations de M. Terby conduisent aussi à notre conclusion perpétuelle : permanence des taches fondamentales, mais variations réelles dans les détails.

Si Ton se reporte à notre carte (p. 69), on reconnaît la nécessité de tracer un banc de sable, une ligne de fond parfois découverte au-dessus de la mer du Sablier, à gauche, obliquement, h travers la mer Flammarion. L'ensemble des observations donne Timpression que ces eaux ne doivent pas être très profondes.

LXI. 1865. — C. Flammarion. Recherches sur la planète Mars (*).

L'interprétation des observations de Mars est soumise à discussion. Dans la revue scientifique le Cosmos du 26 juin 1863, nous avions discuté les observations de neiges polaires et émis l'idée que ces neiges pouvaient être dues à une eau chimiquement différente de la nôtre ; et nous avions en même temps exprimé l'espérance de voir bientôt une mappemonde méridienne complète de Mars succéder aux projections polaires de Béer et Miidler (Cosmos, 1863, 1. 1, p. 751). En 1865, revenant sur le môme sujet, nous constations que, d'après les observations de 1864, la ligne isotherme de 0*» oscille comme sur la Terre, pour les deux hémisphères, jusqu'à 45** de latitude, ce qui paraît indiquer une température moyenne peu différente de notre globe, malgré la plus grande distance de Mars au Soleil. Mais, ajoutions-nous, « qui nous assure que le degré de congélation de Teau terrestre et de cristallisation de notre neige soit celui auquel se produisent sur cette planète les mômes phénomènes? On pourrait plutôt penser le contraire, puisque Tébullition dépend du rapport spécial qui existe entre la vapeur du liquide et la pression atmosphérique et que la congélation diffère semblablement selon les substances. C'est aller trop vite et trop loin que de transporter les phénomènes terrestres sur une région étrangère à celle où ils se produisent. » (Cosmos, 1865, t. II, p. 315 ).

{*) Cosmos des 6, 20 septembre et 11 octobre 1865.

LXII. 1867. — HuGGixs, Secghi : Analyse spectrale de ratmosphère de Mars,

Nous avons vu plus haut (1862, p. 182), les premières recherches sur le spectre de Mars, faites par Rutherfurd, Huggins, Miller et Vogel. M. Huggins y constata la présence des principales lignes du spectre solaire, et Rutherfurd, notamment, les raies C, D, E, t et G de Fraunhofer. A la séance de la Société royale astronomique de Londres du 8 mars 1867, M. William Huggins présenta sur ce sujet un nouveau mémoire dont voici le résumé.

Mars ne brille-que par la réflexion de la lumière solaire. Son atmosphère absorbe une partie de cette lumière et indique par son spectre quelles substances la composent. Dans la région bleue et indigo de ce spectre, les raies ont paru trop faibles pour pouvoir être sûrement identifiées. Dans la région rouge, la raie C du spectre de Fraunhofer est parfaitement visible et son identité a été certifiée par les mesures du micromètre. A partir de cette ligne jusqu'à l'extrémité la moins réfrangible du spectre, on aperçoit un grand nombre de raies sombres. Une ligne très forte a été mesurée micrométriquement au quart de la distance de C à B. Comme on ne voit rien d'analogue en ce point du spectre solaire, on peut la considérer comme résultant do l'absorption causée par l'atmosphère de la planète. Les autres raies dans le rouge peuvent être identifiées, au moins en partie, avec B et a, ainsi qu'avec les lignes voisines du spectre solaire.

Le 14 février 1867, l'observateur remarqua des raies faibles des deux côtés de la ligne D. Celles du côté le plus réfrangible étaient plus fortes que celles de l'autre côté. Elles occupent des positions qui paraissent coïncider avec les groupes que l'on voit lorsque la lumière solaire traverse les couches inférieures de l'atmosphère et qui sont produites par Tabsorption de gaz ou de vapeurs, notamment de la vapeur d'eau. Ces lignes indiquent probablement l'existence de substances semblables dans l'atmosphère de la planète. Elles n'étaient pas causées par l'atmosphère terrestre, car elles étaient absentes au même moment du spectre de la Lune, quoique celle-ci fût alors à une moindre altitude que Mars.

M. Huggins a également observé le spectre des portions les plus sombres du disque de Mars, c'est-à-dire des mers. Leur spectre est beaucoup plus faible dans toute sa longueur. Les matières qui forment ces régions foncées absorbent également tous les rayons du spectre. Nous pouvons en conclure que, comme couleur, elles sont neutres ou à peu près.

La couleur rouge de Mars ne doit pas être attribuée aune absorption élective, c'est-à-dire à une absorption de certains rayons seulement qui produiraient des intervalles sombres^dans son spectre. D'ailleurs, il n'est pas probable

1867 IIUGGINS, SECCIII. — SPECTROSCOPIE. 201

que cette coloration si caractéristique ait son origine dans Tatmosphère do la planète, car la lumifere réfléchie des régions polaires reste blanche, quoiqu'elle ait traversé une plus longue épaisseur d'atmosphère que celle qui nous arrive des régions centrales du disque; c'est dans ces régions centrales que la couleur est la plus marquée. Elle tire certainement son origine de la surface de la planète.

Les observations photométriques de Seidel et Zôllner confirment cette interprétation. Elles montrent que Mars ressemble à la Lune, quant à la valeur anormale de la variation de la lumière réfléchie selon Taccroissement ou le décroissement de la phase, et également pour le plus grand éclat des régions marginales du disque. De plus, Zollner a trouvé ( p. 196) que Talbedo de Mars, c'est-à-dire le pouvoir réfléchissant des différentes parties de son disque, est seulement une fois et demie plus grand que celui de la surface lunaire. Ces caractères optiques s'accordent avec Tobservalion télescopique pour montrer que, dans le cas de Mars, la lumière solaire réfléchie vient presque entièrement de la vraie surface de la planète^ et non pas d'une enveloppe do nuages comme pour Jupiter et Saturne. Dans ces deux dernières planètes, le disque est moins brillant sur les bords que dans la région centrale. Nous avons vu plus haut que ces deux planètes ont un albedo quatre et cinq fois plus grand que la Lune.

En même temps que Huggins s'occupait de celte question en Angleterre, et Zôllner en Allemagne, en Italie, le P. Secchi étudiait de son côté les planètes Jupiter, Saturne, Uranus, Mars et Neptune dans ses recherches spectroscopiques sur les corps célestes (^).

a Mars, écrit-il, a montré des raies atmosphériques terrestres, assez faibles au centre du disque, mais fortes vers le bord ; ce qui prouve l'existence d'une tmosphère analogue à la nôtre. * L'auteur donne plus loin deux observations, des il février et 28 avril 1869, qui se bornent à témoigner d'une zone nébuleuse voisine de la raie G et d'une autre dans le rouge extrême. Les atmosphères de Jupiter, Saturne et Uranus diffèrent beaucoup plus de la nôtre.

L'atmosphère de Mars paraît faible et raréfiée : « La sua atmosfera è assai piccola e sotile. »

La môme recherche a été reprise en 1872 par Vogel en Allemagne, et les résultats ont confirmé ceux de Huggins et Secchi, quant à l'existence sur Mars d'une atmosphère analogue à la nôtre au point de vue de la vapeur d'eau qui donne naissance aux raies observées. Nous retrouverons plus loin, en 1872, les recherches de Vogel sur le môme sujet.

[') Sugli SpcUri prismatici di Corpi celesti. 1 br. in-8; Rome, 1868. 1 br. n-4; Home, 1872.

LXIII. 1867-1873. — John Browning, Barnes, Johnson, Elger, Grover, Knight, Bagkhouse, Noble et Williams.

Le premier de ces observateurs, John Browning, excellent constructeur d'instruments d'optique à Londres, a publié dans The Intellecttml Observer huit chromo-lithographies de Mars, d'après ses dessins faits du 8 janvier au 24 février 1867.

Il a également présenté à la Société astronomique de Londres, le 10 mai 1867, une série de treize dessins coloriés (y compris ceux dont nous venons de parler), faits par lui, du 29 décembre 1866 au 24 février 1867, à Taide d'un télescope à verre argenté de 8 pouces |, construit par Barnes. La coloration du disque varie depuis le rose jusqu'à Tocre, la nuance étant d'autant plus rouge qu'il y a plus d'humidité dans notre atmosphère. Les bords du disque sont très pâles. Les taches sombres sont d'un gris bleuâtre ou verdàtre.

On a vu assez fréquemment de légères taches blanches paraître sur le disque, être emportées par la rotation et devenir presque aussi blanches que les neiges polaires en approchant du bord du disque. Ces nuages étaient, en général, mal définis dans leurs contours et de formes circulaires. On les a toujours observés dans la région de Téquateur.

Le 31 mars, à 7 heures, on a fait un dernier dessin qui correspond exactement à celui qui avait élé obtenu le 23 février, à 9 heures. « Dans ces deux dessins, écrit l'auteur, la tache désignée habituellement sous le nom de mer du Sablier (Hoiir-Glass Sea], est représentée comme venant de passer au centre du disque de la planète. ^

Le constructeur Barnes a fait en môme temps des dessins de Mars qui s'accordent très bien avec ceux de Browning. Dans cette double série, on retrouve également deux vues identiques h celles de Warren de la Rue, reproduites plus haut ; mais elles n'offrent qu'une lointaine ressemblance avec celles de Secchi, et pas la moindre avec celles de Béer et Miidler.

Browning a construit en 1868 un globe de la planète Mars, d'après la carte de Procter, dont nous allons parler, et en a tiré des vues stéréoscopiques assez curieuses. Depuis plusieurs années, Warren de la Rue avait obtenu d'excellentes vues stéréoscopiques directes de la Lune, en combinant entre elles des époques de libration correspondant aux mêmes phases et donnant un angle suffisant pour le relief. (L'angle est même un peu trop grand sans doute, car nous ne voyons pas d'autre cause à laquelle nous puissions attribuer la forme ovale trop allongée de ces vues stéréoscopiques de la Lune. )

Parmi les autres observations faites en 1867, signalons celles de MM. Joyn-

1867 WILLIAMS. — PROCTOU. 203

son, Elger, Grover ol Kiiightcn Angleterre. On trouve dans The Astronomical Hegistev des études faites pendant Topposition de 18G7 par les observateurs dont nous venons de citer les noms. La conclusion dos premières est que, près du pôle sud, il y a une bande permanente. M. Elger remarque que la coloration du disque est toujours plus forte dans la région centrale que vers les contours et que les taches s'effacent vers ces bords, Rien de nouveau.

La bande australe que M. Joynson croit continue est celle que nous avons remarquée dans les dessins de M. Terby, de 1875. Elle est formée par la presque continuité des mers Maraldi, Hooke, Flammarion, du Sablier, océan Dawes, océan de la Rue, mer Cottignez et mer Schiaparelli (voy, p. 69).

Signalons encore pour cette époque les observations de T.-W. Backhouse, faites pendant les oppositions de 1807, 1869, 1871 et 1873. Elles n'ajoutent rien de nouveau aux précédentes.

MM. Noble et Williams, dont nous avons déjà parlé plus haut (p. 173), ont

Fig. 1-2G.

Croquis do Mars, par Williams, le 11 janvier 1867 à 11'' 40,

pris cette même année 1867 de nouveaux croquis, peu détaillés en général. Nous signalerons, parmi ceux de M. Williams, celui que nous reproduisons ici, du 11 janvier {fig. 126). Télescope de 4 pouces { d'ouverture. On y remarque une solution de continuité dans le détroit d'Herschel, correspondant probablement h. celle qui est indiquée sur la carte de Kaiser (p. 181), au 130'' degré de longitude. La neige polaire inférieure ou boréale était fort étendue.