I) 5'J7 585 (autour de D

G. » ■> 578 567 ,o de Brewsier).

La présence de ces groupes de lignes implique l'existence de la vapeu/r d'eau. Si elles sont plus fortes dans le spectre de (Mars que dans le spectre lunaire, il y a de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de (Mars.

Maintenant, tandis que toutes ces lignes peuvent être vues individuellement dans le spectre solaire, eu vertu de la grande dispersion que l'on peut em[doyer, elles ne peuvent être observées que comme des groupes ou des bandes dans les spectres martien et lunaire, à cause de la faiblesse de ces spectres, et de la faible dispersion que l'on est forcé d'employer.

On ne peut pas observer les groupes A, 713-716 et 71il-f,.><7, qui sont à lextrénie rouge du spectre, et c'est pour cela que nous n'allons plus les Cunsidérer. Les bandes atmosphériques B et a sont faciles à obtenir dans les deux spectres. Les groupes de lignes de vapeur demandent beaucoup d'attention dans l'observation, pour la raison que, eu vertu de la faible dispersion dont on doit se servir, les lignes individuelles ne sont pas seulement confondues ensemble, mais même avec les lignes solaires métalliques qui sont situées dans leur voisinage. Ainsi, dans le 1" groupe, les lignes de vapeur sont à un tel point plus faibles que les lignes métalliques voisines que nous pourrions ne pas considérer cette bande dans le problème qui nous occupe. De même, leG° groupe, j7S-ô07, n'est pas une épreuve suffisamment sensible pour la vapeur d'eau, excepté dans l'atmosphère de la Terre, lorsque l'astre observé est près de l'horizon. Cependant ce ù' groupe a été reconnu dans les spectres martien et lunaire peudajit plusieurs nuits.

Le 4' groupe, 635-Gifî, est inutile comme preuve de vapeur d'eau, car les lignes faibles qui le composent sont toujours elYacées par les ligues évidentes du groupe atmosphérique a. Il n'y a que les 3° et ô'' groupes qui puissent nous être utiles. Pour le 3' groupe, j'ai trouvé négligeable la partie comprise entre 060 et 653, à cause de la présence des fortes lignes solaires Hx, et de celles d'autres

148 l'A PLANÈTE MARS. 1894

ligues solaires existant parmi les raies faibles des vapeurs. Pour ma part, j'ai divisé le reste du 3' groupe en trois parties, dont chacune a e'té trouvée utile. La première partie couvre les longueurs d'onde G5I,5 à G5"2,0 et renferme environ huit lignes assez fortes dont la majorité sont produites par la vapeur d'eau. Avec toutes les dispersions dont je me suis servi, cette partie s'est présentée comme une ligne ou bande très étroite, que j'appellerai c'. La deuxième partie couvre la région Ci9, 1-050,0; elle renferme nue demi-douzaine de lignes métalliques fortes, et quelques fortes lignes de vapeurs, mais toutes se superposant pour former une bande que nous appellerons c". La troisième partie est renfermée entre Gi0,3 et 640,0, qui contient une grande quantité de lignes de vapeur d'eau et quelques lignes métalliques; elle forme une large bande que nous nommerons c'"-

Le 5'' groupe, s'étendant de 507 à 585, a été divisé en quatre parties. La première couvre les longueurs d'oude 50'i, 1-595,0 ; elle contient un nombre de lignes aqueuses fortes et quelques ligues métalliques, formant une bande que j'ai appelée d'. La seconde s'étend de 592,8 à 593,5; elle n'est forte ni en lignes métalliques ni en raies de vapeurs; elle constitue une bande noire que j'ai appelée d". La troisième partie couvre 591,2 à 592,5; elle contient quelques lignes métalliiiues et beaucoup de fortes raies de vapeurs; j'ai nommé cette région d'". La quatrième couvre 588,4-590,0; elle contient les deux très fortes raies solaires 1), et LU, plusieurs ligues solaires faibles, et un grand nombre de raies de vapeurs. Cette dernière partie serait une bande très utile si les lignes D n'y étaient pas contenues; mais j'ai trouvé leur présence très gênante. Appelons cette région d'^'.

Pour les raisons exposées ci-dessus, j'ai appliqué mes observations presque entièrement aux groupes B, a, c', c", c"', d', d", d'" et rf'v, et ai trouvé que x se prêtait mieux aux observations que les autres lignes.

J'ai observé le spectre de Mars pendant dix nuits, entre le 29 juin et le 10 août 1894, en portant mon attention particulièrement sur les neuf groupes de raies que je viens de mentionner. En huit nuits j'ai comparé son spectre à celui de la Lune, lorsque ces deux astres étaient à des hauteurs égales au-dessus de l'horizon. Pendant deux nuits, les 24 et 25 juillet, lorsque la Lune était près de la planète, j'ai passé à plusieurs reprises d'un spectre à l'autre, tandis qu'à la première nuit la planète s'est élevée de 18° à 50", et à la seconde d'une hauteur de 45° à 55". Les deux spectres ont été comparés lorsque l'humidité relative de notre atmosphère n'était que de 15" et lorsqu'elle s'élevait à 55°. Les observations ont été faites principalement avec un prisme de flint dense de 60", et parfois avec un prisme de 30". Grossissement = 13.

Lors(iu'on examinait le spectre lunaire, la fente du spectroscope était toujours rétrécie, de sorte que le spectre do la Lune avait constamment la même largeur que le spectre de Mars. La fente était constamment dirigée vers la partie la plus éclatante de la Lune, de l'a(;ùn ;\ rendre l'éclat des deux spectres

(;a\iim!1-i,i,. i.ATMospiiKiu- Dr: maiîs. ny

semblable, oc qui est une comiitiitu très importante. Kn un mot, les spectres ont été comparés dans une variété lie conditions, mais dans des circonstances toujours identiques pour les deux astres. Les raies atmosphériques et de la vapeur d'eau ont été vues et sur Afars et sur la Lune, décroissant d'intensité au l'ur et à mesure que ces astres s'élevaient dans le ciel, et les raies de la vapeur aqueuse variant d'intensité avec la quantité d'humidité présente dans notre atmosphère. Le spectre de Mars a paru identique à celui de la Lune sous tous les points de vue.

De plus, plusieurs fois, lorsque la hauteur de la planète était grande, j'ai examiné les groupes de lignes on question, surtout a, afin de déterminer si les extrémités des lignes qui correspondent au limbe de la planète étaient plus marquées que leur milieu, correspondant au centre du disque. Les lignes paraissaient toujours être d'une intensité uniforme, du moins en ce qui nous permettait d'estimer l'intensité variable des différentes parties du disque.

L'intensité des bandes principales, a par exemple, était considérablement plus grande lorsque la Lune ou Mars étaient à 30" au-dessus de l'horizon que lorsqu'ils étaient à hh". L'épaisseur relative de notre atmosphère traversée par les rayons, lorsque les astres étaient à des hauteurs de 30" et 55°, était comme '2 : à [,2'2. Si ies rayons de lumière de l'un des astres. Mars par exemple, passent à travers une épaisseur unité de notre atmosphère, et les rayons de la Lune à travers une unité et demie, l'intensité de a dans le spectre du second est certainement plus grande que dans le spectre du premier. L'ue différence de ■-'."i pour 100 dans la longueur des trajectoires traversées par les rayons des deux astres amenait une difl'érence appréciable dans l'intensité de leurs bandes a. La précision de l'observation est grandement accrue par la présence de plusieurs lignes métalliques voisines, que l'on peut prendre comme points de comparaison. Les résultats de ces observations peuvent être énoncés ainsi qu'il suit :

Les spectres de Mars et de la Lune, observés avec tous ces soins minutieux, se montrent identiques à tous les points de vue. Les bandes atmosphériques et de la vapeur d'eau observées dans les deux spectres paraissent produites entièrement par les éléments de l'atmosphère de la Terre. Ainsi ces observations ne donnent aucune indicalion d'une atmosphère ino.rtienne contenant de la vapeur d'eau.

Le même astronome est revenu sur le même sujet dans l'étude suivante.