CLXXVII. — OliSERVATIONS FAITES A l'OBSERVATOIRE Lic.K

iM. W. Campbell, astronome à cet Observatoire, dont il est aujourd'hui Directeur, a publié en 1894 (') une étude sur les photographies prises par M. Holden, alors Directeur, en 1890 et 1892.

On sait que le bord du disc[ue de Mars est considérablement plus lumineux que l'intérieur du disque. Le contraste avec le fond noir du ciel doit jouer un grand rôle dans cette appréciation.

En général, les taches disparaissent avant d'arriver au bord.

Les photographies ont une grande valeur pour juger cet éclat relatif, parce qu'elles ne sont pas alTeclées comme l'œil par l'entourage. A'oici l'élude de M. (',ampb(dl à ce sujet :

Trois séries de photographies ont été prises ; 1" avec la plaque au foyer du grand objectif, donnant de très petites images; 2» avec une lentille intermédiaire grossissant environ & fois, et 3» avec une lentille grossissant près de 8 fois.

Lorsque Mars est voisin do son opposition, les photographies nous montrent que son contour est bien jilus clair que ses régions centrales. Mais l'éclat est loin d'être uniforme. Lorsque des régions sombres se trouvent au bord du disque, le

(',1 Publicatiods of llie Astroiioniical Society of the Pacific, vol. Yl, p. 139.

OBSKUVATOllîi; l.ICK. 143

limbe est seulement légèrement illuminé en ces endroits. Lorsque, au contraire, ce sont des réglons claires, ces parties du limbe deviennent tout aussi brillantes ([ue les calottes polaires. L'éclat de la périphérie est donc très irrcgulier, et varie selon la nature des régions qui y passent.

Lorsque .Mars est voisin de' son opposition, le bord est nuancé de tons variés, et il en est de même du terminateur, sur une plus petite échelle.

Lorsque Mars se trouve loin de son opposition, de sorte que le terminateur est évident et que la planète paraît gibbeuse, le limbe est brillant comme dans les cas précédents, mais le terminateur ne l'est pas. se montrant très irrégulicr de contour, et plus rapproché du centre qu'il ue devrait l'ètro théoriquement, ainsi qu'il arrive dans les photographies lunaires.

Les photographies montrent les principaux détails de la planète très distinctement.

Ou a dit que l'accroissement d'éclat vers le limbe de Mars est produit par l'atmosphère do la planète. Il me semble que les irrégularités et les variations d'éclat du limbe rendent cette hypothèse insoutenable. Si l'eflfet avait une cause entièrement atmosphérique, nous devrions voir le limbe uniformément illuminé.

Plusieurs astronomes ont attribué cet accroissement d'éclat vers les bords à des nuages du matin et du soir. Si cela était correct, le limbe ne devrait pas être rendu plus clair lorsque l'angle de Mars entre le Soleil et la Terre est assez grand. Quelques-unes de nos photographies ont été prises lorsque cet angle était do 370, .j. le 31 mai 1892. Nous devions avoir alors les nuages du matin complètement cachés de nous par la planète. Cependant les photographies ue montrent pas de diminution appréciable dans l'éclat ordinaire du'limbe. h'albedo très faible de la planète est encore une objection à l'hypothèse des nuages.

Les photographies montrent d'une manière concluante que le limbe est rendu lumineux par les détails mêm(is de la planèle, les plus brillantes régions donnant les bords les plus brillants. On retrouve le même effet sur la Lune; le limbe est plus brilUant que l'intérieur, parce que les régions montagneuses réfléchissent mieux la lumière que les surfaces planes; au limbe, les montagnes forment le fond réfléchissant visible tout entier, les plaines basses et les vallées disparaissant par l'obliquité. Je crois que nous devons chercher une explication analogue pour Mars, bien que, comme d'autres l'ont signalé, toutes choses égales d'ailleurs, des montagnes très escarpées seraient nécessaires.

L'importance de faire une série de photographies à exposition courte en combinaison avec d'autres observations de la planète est donc manifeste.

Le même astronome a publié en 1894 plusieurs dessins pris par lui en 1892. Nous choisissons parmi ces dessins ceux des 18 et 20 juillet dont il vient d'être question (p. 140 à propos de la disparition en 1894 du Détroit de Pandore, si marqué, si évident en 1892. Lies dessins sont pour nous,

14'i I.A l'LANKTE I\IAR!=;. IROl

comme les pi-r'Cédenls, un nouveau lémoi.unagc des vari;itions marliennes.

FiR. 133.

Fig. i:;i.

CLXXVIII. - Campreli.. Le specthr de Mars M.

Après avoir passe en revue les observations spertrales de l'iullu'rfiird (voir tome I, p. 182), Secehi (p. 201), (lluggins (p. 200), Janssen (p. 413, noie). Vogel (p. 212), et Maunder (p. 308), l'auteur s'exprime en ces termes :

Les recherches des spectroscopistes ont coudiiit à ce résultat ; L'atmosphère do Mars est semblable h la nôtre. Leur conclusion a été généralement acceptée par les astronomes. Un examen attentif de toutes les données publiées m'a montré toutefois que plusieurs des observations ont été faites dans des circonstances exlrêrnemenl défavorables, et que l'on ne saurait trouver l'accord désiré entre les divers résultats. Tandis que je croyais que Mars a une atmosphère et qu'elle contient de la vapenr d'eau, il me parut qu'une répétition des observations spectroscopiques faites dans bis circonstances /rè.^' farorables que l'on trouve à l'Observatoire Lick aurait une certaine valeur.

Parmi les avantages de notre installation je citerai :

1° Un appareil spcctroscopique perfectionné. Les observations ipic nous allons examiner ont été faites il y a de di.x-sei>t à trente ans, avec des spectroscopes relativement grossiers.

i" Une lunette de. fjrande dir^lnnce focale et de grande ouverture. Les instruments dont ou se servait dans les iibservations primitives étaient petits et courts, de sorte que les images de Mars formées par eux sur les plaques à fente ne pouvaient être que le tiers de celles que nous obtenons à noti'e lU'i ponces. 11 y a ici un avantage énorme, et pour estimer les intensités relatives des ligues spectrales, et pour comparer les intensités des centres de lignes (correspondant

(') Society of Ihe Paci/ic, t. VI, IHlJ'i. p. î'.'S. A.'ttronorny and A.'^lru-Pliy.-iics, t. \in, 1894, p. 752.

CAMPBELI,. LK Sl'F.CT Kl- DK MARS. 145

au centre du disque) avec les inleusitL^s des extrémités des mêmes lignes (correspondant au limbe).

3" L'allitudc de rObgervaloire, qui élimine du problème refTct absorbant des 1250 mètres inférieurs de notre atmosphère, avec toutes ses impuretés. La plupart des anciennes obsei-vatious ont été faites vers le niveau de la nier.

5° La prépondérance d'un air egtivnl <n>s .sec. L'humidité relative moyenne est très basse au mont Hamilton pendant les mois de juillet et août. En plusieurs années, elle est inférieure à ;î.j pour 100. 11 n'y a pas de difficulté de choisir des nuits pour l'observation du spectre de Mars, lorsque notre humidité relative est souvent inférieure à iù. C'est là uu facteur important, attendu qu'il est indispensable pour nos recherches sur la vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars, d'éliminer, autant que possible, ainsi que la l'ait remarquer .lanssen en 1867 l'effet de la vapeur d'eau dans notre propre atmosphère. Les observateurs ne paraissent pas avoir pris ce facteur eu considération. Ln examinant les données contemporaines de l'état du temps, je trouve que plusieurs des observations ont été faites par une humidité relative de 80, 8.j, ou même 90.

5° La situation méridionale de l'Observatoire et la déclinaison boréale de Mars ont permis de faire des observations par une altitude de la planète de 59°. A une hauteur de 09", la lumière venant de Mars passe par une épaisseur atuiusphérique 1,17 fois plus grande seulement qu'au zénith. Les plus inipurtantes des observations publiées ont été faites lorsque la hauteur de la planète était de 'U" à 26". Ces hauteurs équivaleut à des épaisseurs atmosphériques respectives de 2, 75 et 2,Î8 fois plus grandes que si la planète eût été au zénith! Tandis que les observateurs cherchaient à éliminer l'efïetde notre atmosphère et de sa vapeur aqueuse en observant le spectre de la Lune, à des hauteurs égales, il doit être évident que le spectre de Mars a été observé dans des conditions extrêmement désavantageuses. Ainsi une observation a été faite lorsque l'altitude de Mars était seulement de •24°, avec une humidité relative de 85. Les elî'ets de toute atmosphère martienne possible seraient certainement noyés dans l'elTet énorme de la grande épaisseur de notre atmosphère à travers laquelle les observations ont été faites, atmosphère presque saturée d'humidité.

6" Enfin, nous pouvons dire que nos connaissances du spectre de notre propre atmosphère ont été largement accrues dans ces dernières années. Les excellentes cartes de Thollon, par exemple, sont très utiles pour l'élucidation du problème.

Eu raison de toutes ces circonstances favorables, je m'attendais à une confirmation évidente des résultats précédents.

■Voici les éléments qui entrent dans ce problème.

Nous savons par l'observation que l'hémisphère de Mars tourné vers le Soleil est brillant, et que l'hémisphère opposé au Soleil est sombre. La planète brille donc par la lumière solaire réfléchie. Le spectre de .Mars doit être identique à celui du Soleil, excepté les modifications qui peuvent provenir de l'atmosphère supposée de la planète.

L'intérieur iaeaiidcscent chi Soleil, qui cunstitue ses parties les plus denses, rayonne de la lumière de toutes les longueurs d'onde possibles. En d'autres termes, son spectre est une bande conliiiue, sans raies sombres. Les parties extérieures du Soleil sont gazeuses, d'une température beaucoup plus basse que les parties intérieures, et constituées des vapeurs de,s éléments chimiques contenus dans le Soleil. Ces vapeurs, celles de l'hydrogène et des métaux particulièrement, constituent une sorte d'atniosjihère solaire. I^a lumière rayonnée de l'intérieur plus chaud de l'astre ne passe pas librement à travers l'atmosphère enveloppante. Celle-ci absorbe quelques-uns des rayons do toutes les longueurs d'onde (mais, plus particulièrement, les rayons bleus et violets). C'est là une absorption générale. Elle choisit aussi de la lumière de longueurs d'oade particulières, et absorbe cette lumière très fortement, produisant les raies noires. L'absorption qui produit les lignes sombres est .^élective, et les ligues sont appelées lignes inél.illiques. Le spectre solaire est l'ornié par le Sjiectre conlinu de l'intérieur du Soleil, modifié ou interrompu par des milliers de lignes métalliques (sombres) produites par l'atmosphère solaire.

Notre propre atmosphère modifie, elle aussi, la lumière qui la traverse. lOlIe exerce une absorption générale qui affaiblit le spectre continu, et une absorption sélective qui introduit au moins l'IÎOO lignes sombres additionnelles. Ces lignes sombres — appelées lignes telluriques — constituent ce que nous pouvons nommer le spectre de notre atmosphère.

Si la planète ^Lars est entourée d'une atmosphère, celle-ci doit exercer aussi une absorption sur la lumière solaire qui la pénètre. Les rayons de lumière qui nous viennent de la planète ont leur origine dans le Soleil; ils passent une fois à travers l'atmosphère solaire; ils entrent dans l'atmosphère de Mars, sont rélléchis eu partie par la surface de la planète, et en partie par les couches inférieures de son atmosphère, et ensuite nous arrivent en traversant enfin notre atmosphère. Le spectre de Mars est donc la combinaison des spectres des atmosphères solaire, martienne et terrestre. Si cette planète n'a pas d'atmosjihère appréciable, le spectre de la planète sera simplement la combinaison dessiicctres solaire et terrestre.

Ce problème serait pratiquement insoluble si nous n'avions un moyen commode d'éliminer les spectres de l'atmosphère solaire et de l'atmosphère terrestre, en laissant seulement le spectre de Mars. Notre Lune n'a pas d'atmosphère sensible. Par consé(|uent, sou spectre est le spectre combiné des atmosphères solaire et terrestre. Si nous comparons les spectres de Mars et de la Lune lorsque ces astres sont aux mêmes hauteurs au-dessus de notre horizon, — c'està-dire lorsque leur lumière traverse la même éjiaisseur d'atmosphère terrestre, — et si nous trouvons qu'ils diffèrent en quelque point, si insignifiant qu'il soit, la différence serait produite par l'atmosphère de Mars. S'il n'y a pas de différence, alors le spectroscope ne d-^cèle pas la présence d'une semblable atmosphère. Ainsi, le prnblème se réduit à une comi)araiMui des spectres martien et lunaire.

c.AMinu-LL. I.1-: ^l'iiCTKt: ni: maus. u:

ThoUon a, de plus, trouvé que dans les spectres solaire et terrestre combines, il y a tn>is lignes très fortes produites par quclcjucs éléments constante de notre atmosplière, probablement par l'oxygône. Ce sont les groupes A, H et x de Frauuhofer, contenant environ 130 lignes distinctes. La présence de ces lignes indique la présence d'une atmosphère. Si elles sont plus fortes dans le spectre martien que dans celui de la Lune, cette planète devrait posséder une atmosphère.

Thollon a, de plus, trouvé d'autres groupes de lignes, comprenant au moins 1100 lignes séparées, produites par la vapeur d'eau dans notre atmosphère. Ces lignes ont été divisées par Thollon dans les sept groupes qui suivent :