CLX.\.\1I. — llLT.GiNS. — Snt i.i; Spectre dp. .M.aus

Le professeur Camphell est dans l'erreur en supposant que les précautions n'ont pas été prises pour éliminer les effets de la présence de la vapeur d'eau dans notre atmosphère. En ISOT, j'ai observé la Lune en même temps que Mars. A propos des lignes faibles vues des deux cotés de la ligne D, et qui paraissaient indiquer des gaz ou vapeurs terrestres dans l'atmosphère de la planète, j'ai dit expressément :

« Que ces lignes ne soient pas produites par la partie de l'atmosphère terrestre traversée par la lumière de Mars, c'est ce qui est démontré par l'absence de ces mêmes lignes dans le spectre de la Lune, laquelle, au moment de l'observation, avait une altitude inférieure à celle de Mars, t^i Motithlij Xolices of the Roy. Aslr. Soc, t. XXVII, p. 178).

(') Ce sont préci-séraent ces observations dans l'Himalaya, sur l'Etna, dans les Alpes, qui ont conduit M. Janssen à recommander- l'emploi des stations élevées et l'ont déterminé à en établir une au sommet du mont Blanc.

(=) Aatronormj ami Astrophysics, t. XIII, IS'.'l, p. 771 ; The Observaionj, IS'Ji, p. 353.

En lfc!T9, j'ai pris des photographies des spectres de Mars et de plusieurs autres planètes pendant le crépuscule, en même temps que des spectres de la lumière du ciel dans le voisinage immédiat des planètes. Dans ces spectres s'étendant de la raie b à la raie S, dans l'ultra-violet, aucune raie ou modification du spectre solaire ne se montre qui soit partirulière au spectre de la planète.

Sans doute, mes appareils de 18G-2-1867 étaient fort imparfaits comparativement aux appareils actuels, mais je n'ai aucune raison de douter de l'exactitude substantielle des observations, faites avec le plus grand soin.

M. Huggins a recommencé ces comparaisons entre le spectre de Mars et celui de la Lune au mois de novembre 1894 (').

La méthode emploj'éc en 1867 pour éliminer du spectre de la planète l'efTet de l'absorption de notre propre atmosphère était de lui comparer le spectre de la Lune observé à une altitude égale ou plus basse. Eu 1879, l'auteur a adopté un auti'e plan, qui était de photographier ce spectre de Mars pendant le crépuscule, de manière à obtenir sur la même plaque le spectre du ciel environnant la planète. On avait ainsi les deux spectres (atmosphère terrestre et Mars) voisins et fa''iles à comparer

Le 8 novembre 180'i, six photographies du spectre de la Lune et quatre de celui de Mars ont été [irises avec dilTérenies poses donnant des longueurs de spectres de la raie F à la raie S dans l'ultra-violet. Elles furent ensuite comparées en plaçant un spectre martien sur un siiectre luuaire, mais, connue en 1879, on n'a trouvé aucune bande, aucune modification qui dilTénU du spectre lunaire et fut particulière à celui de Mars.

Mais, ;\ l'œil, les observations faites les S, 10 et 15 novembre nionti'èrenl dans le spectre de Mars, des deux côtés de la raie D, les bandes atmosphériques plus fortes que dans le spectre de la Lune. On doit signaler surtout les groupes telluriques de l 59^8 à ). b93.5 et de X 5920 à X 5925, ainsi que le grand groupe D, de X 5885 à X 5905, comme plus niarqui'S sur Mars.

La môme constatation a été faite plusieurs nuits de suite par M. et M'"'' Huggins, même lorsque la Lune était plus basse dans l'atmosphère.

Les deux spectres étaient, autant que possible, amenés à la même grandeur et au même éclat.

On ne peut pas encore afiiruirr qu'il \ ait dans le spectre de Mars des bandes d'absorption qui ne C(irres]iondeut pas avec ctdles de notre propre atmosphère; mais il reste peu île doutes (|uil y ail là une liandc d'absorption du côté le pins réfrangible (bleu; de la raie 1), s'c^teudant de X 5860 à X 5X10, (jui n'a pas encore été vue sur la Terre et semble liien particulière au monde de Mars. La visibilité

(') The A^lfojihnsical Journal, IS'JJ, t. 1, ji. 193.

VOGEL. ANVI.VSli SP K CTH A I.I- . 173

de cette bande varie sans doute suivant l'état de l'iUniosphôre de la planôte. Ou la voyait distinctement le 10 novembre.

Pendant que nous sommes sur cette intéressante question de l'analyse spectrale de la planète, nous donnerons la parole à un autre speclroscopisle éminenl, M. \"oi;i:i., saut à revenir ensuite à l'observatoire Lick pour les observations télescopiques. 11 y a certainmii-uL avaulage, pour éclairer notre esprit en ces discussions assez compliquées, de rapprocher autant que possible les travaux faits sur les mèuu,'s sujets, afin d'en faciliter la comparaison et renseignement. L'atmosphère martienne reste ainsi en ce moment l'objet principal de notre attention. Le problème en est posé désormais avec une rigueur mathénuilique. .Nous avons sous les yeux toutrs les pièces du piocès et nous pouvons juger.

L'L.X.KXIII. — VoGEL. — SPECTRE DE I.'aTMi iSl'HÉIiE DE M.\US PUOTOliHAPUUi PENDANT LES OPPOSITIONS DE IS'j;' ET 1S'J4(')-

M. Vogel, directeur de rubservatoire d'Astronomie physique de Potsdain, a repris sts recherches spectrales sur les i)lanèles. \'oici les résultats obtenus en ce qui concerne Mars.

Trois bonnes photographies ont été prises an speclrographe les 27 et 29 juillet IS9Î. Entre les raies F et K on a pu identilier exactement 75 raies avec celles du spectre solaire, et l'on n'y a découvert aucune dilVérence. L'auteur donne la liste des longueurs d'onde des principales de ces lignes, depuis '1199 jusqu'à î38'i.

Le ["■ novembre 1891, trois nouvelles photographies eut été obtenues, sur lesquelles 50 raies ont été reconnues depuis F jusqu'au delà de IL Sur l'une de ces photographies, d'une durée do pose de 5 minutes, un grand nombre de détails se voient jusqu'à la longueur d'onde 3730.

M. Iluggins a informé M. Vogel à cette épuque que, dans ce même mois de novembre bSO'i, il a obtenu également plusieurs photographies s'étoudaiit loin au delà du violet et ne présentant non plus aucune dill'éreuce avec le spectre solaire.

A ce propos, M. Iluggins a abandonné l'opinion qu'il avait tirée de ses premières observations de 1867, que la couleur rouge de Mars serait due à l'absorption des groupes de raies du bleu et du violet. Les i)hotngraphies lèvent également les doutes qui restaient, après ces observations, de savoir si les ligues qu'il avait observées dans la région la plus réfrangible du spectre étaient des raies spéciales caractéristiques du spectre de Mars ou siuq)lement les raies de Fraunhofer, et prouvent en faveur de cette dernière interprétation.

(') The Astropli'jsical Journal, 1S9Ô, t. I, p. -Oo.

174 I.A l'LANETE MAlîS. 1894

En 1877, M. Maunder a fait également des observations sur la partie visible du spectre de Mars, principalement dans le but de découvrir toute trace d'absorption de son atmosphère et de chercher aussi s'il se présenterait des différences aux diverses régions de sa surface ('). Le spectre de la planète fut comi)aré avec celui de la Lune à une heure où les deux astres étaient à la même élévation au-dessus de l'horizon. Mais cette élévation était assez défavorable, n'étant qmde 24" à 20", et il était difficile de faire la part des lignes d'absorption produites par notre propre atmosphère et celle des lignes dues à l'atmosphère de Mars. Néanmoins, ces observations montrèrent que plusieurs de ces raies étaient plus larges et plus fortes dans le spectre de Mars que dans celui de la Lune.

(( Mes premières observations, écrit .M. Vogel, s'accordent avec celles de lluggins pour montrer que Mars possède une atmosphère de constitution analogue à la nôtre, prouvée par certains groupes de lignes dans le voisinage de V et D et par les groupes tolluriques a et o. C'est par des observations comparatives spéciales avec la Lune et les étoiles que j'ai pu m'assurer que les groupes de lignes telluriques dont il s'agit sont vraiment renforcées dans le spectre de Mars.

1. En 1894, M. Campbell a observé le spectre de Mars en de très favorables conditions atmosphériques, la planète se trouvant à une grande altitude. Comme il n'a réussi h découvrir aucune difïérence entre les spectres de Mars et de la Lune, ces astres étant observés à la même hauteur, il en conclut que l'existence d'une atmosphère sur Mars ne peut pas être démontrée par le spectroscope. Les recherches de cet observateur zélé, conduites avec les puissants instruments (le l'Observatoire Lick, méritent certainement considération, quoique, dans mon opinion, elles n'aient pas plus de poids que les anciennes observations qui viennent d'être rappelées, l'avantage d'un grand instrument n'étant pas de nature à. faire mettre en doute ici les résultats obtenus à l'aide de plus petits. »

l'our vérifier les conclusions de M. Campbell, M. Vogel a pris en 180i, le Kl novembre, eu d'excellentes conditions atmosphériques, à l'aide d'un spectrograplie appliqué au réfracteur photographique de treize pouces, tle nouvelles photographies du même spectre. Le rapport de l'(juverturc à la distance focale est de 1 à 10; l'instrument est donc, de ce chef, considérablement supérieur en pouvoir lumineux àl'équatorial de l'Observatoire Lick. La hauteur de la planète était de 43», celle de la Lune de 2.")0. Vnic'i les résultats obtenus :

Groupe ô Très disliiici lOuis le sjioctrc do M;ii's;

faible dau.< celui de la Lune.

Groupe a F.viileut dans le spectre de Mars: diflicile

il voir dans celui de la Lune.

Gi'OU])e ). ri'.)'!,") et >. b'.)10. Ti'ès distinct ilaiis le spectre de Mars;

cgaleiiicnt liien visiljle dans celui de la

Lniie.

') MonthUj XoUccif, t. XX.WIII, p. .M.

vo(;ri.. analyse spfctkai.i:. 175

Avec une faible dispersion, une bande claire assez étroite, un peu plus réfrangible que D, se voit daus le spectre de notre atmosphère, jjroduisant presque l'etïet d'une ligne brillante, quoiqu'elle ait pour caus« siuiplcnienl un espace vide parmi les fines raies d'absorption voisines de 1). Cette baudo brillante est bien visible dans le spectre de Mars, et elle l'est ;\ [)oine dans celui de la Lune.

Le IC décembre ISlJi, les (ibservations ont (Ué reprises par MM. Sidieinor et ^^"ilsiug, également en d'excellentes conditions, et elles établirent de nouveau que les raies telluriques du spectre solaire, c'est-à-dire celles qui sont jn-oduiles par l'atmosphère terrestre, se inontrent bien plus dUlincte)iient dans le spectre de Mars que dans celui de la Lune, même lorsque celle-ci est beaucoup plus basse.

Dans toutes ces opérations, on a eu soin de réduire le spectre lunaire au ni<'Uie éclat et à la même largeur que celui de Mars.

M. Campbell a fait remarquer que les lignes d'absorption du spectre de Mars ne sont pas plus marquées au bord de la planète qu'au centre du disque. M. Vogel répond que l'accroissement vers le bord ne peut être que graduel et qu'une grande différence ne pourrait être constatée (pi'au bord extrême, en une région si étroite que les détails n'y seraient plus reconuaissables.

Les 8, 10 et 1.5 novembre de cette même année IS9i, .^L et M"" Huggins comparèrent de nouveau les spectres de Mars et de la Lune et constatèrent que les groupes l 59a jj-a et X 59-2 ;j.ij. se montraient constamment plus forts daus le spectre de Mars. Il en fut de même du large groupe atmospiiérique des lignes D (À 5887 à À 5903).

L'existence d'une atmosphère autour de Mars est indiquée avec évidence, d'autre part, par les observations pbotométriques de Mùller i ' ). Ce fait est en contradiction avec les anciennes idées, basées sur queli|ues observations de ZOllner, que cette atmosphère doit être extrêmement tenue parce que \es phases de Mars se eomj)ûrteraient comme celles de la Lune. Les observations de Millier montrent que Mars est, à ce point de vue. intermédiaire entre Jlercure et la Lune d'une jiart, Jupiter et 'Vénus d'autre part, et que. sous le rapport de la densité, son atmosphère se rapproche tout à fait de celle de la Terre. 11 est donc rationnel de penser que l'existence de celte envelojipe gazeuse doit aussi se révéler au spectroscope.

Ces oLservations spectrales de MM. Yogel, Scheincr et Wilsing contredisent, comme on le voit, celles de M. Campbell.

,' Ptibl. der Astroph. OIj.<.. Bil LV, p. 330.

CIAXXIV. — IlEvnY-II. Bâtes. — I.a Constitution chimioue DE l'atmosphère de MaiisC).

Le Mémoire de M. Campbell, publié plus haut, a été l'objet des remarques .suivantes par ce chimiste, membre de la Société Astronomique du Pacifique :

J'ai été fortement frappé par les déclaratiuns do M. Campbell sur le spectre de Mars. Ce Mémoire semble contredire entièrement les impressions admises jusqu'ici sur la présence de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de cette planète; M. Campbell lui-même paraît avoir travaillé en vertu d'une idée préconçue, mais opposée à ses résultats, ce qui rend son travail d'une très grande valeur. Il y a, à la lîn de son article, une romar(pie que je vomirais mettre en évidence. Il considérait, avec beaucoup d'autres, que « les cab^ttes polaires de Mars prouvaient l'existence de l'atmosphère et de ki vapeur d'eau «. Ne serait-ce pas là aller trop loin, en l'alisence de toute évidence positive et en présence de l'évidence négative opposée 'r"

La seule raison de croire en la présence de la vapeur d'eau sur Mars est l'augmentation et la diminution des calottes polaires blanches sous l'influence apparente du Soleil, en analogie avec celles de notre jdanète.

Mais pourquoi supposer de la neige ou de la glace? Il parait inadmissible, eu égard à la petitesse de Mars, ;\ sa grande distan>;e du Soleil, à son atmosphère raréfiée, qu'il puisse y avoir là une chaleur suffisante pour liquéfier la glace, même dans le cas où il y aurait une atmosphère de vapeur d'eau. La quantité de chaleur reçue est calculable et trouvée insuffisante. La température de Mars aux pôles ne peut pas être fort au-dessus du zéro absolu. La planète parait refi'oidie jusqu'au centre et fendillée dans tous les sens, comme les canons immenses, absurdement nommés canaux, nous le montrent. La planète se disloquerait en morceaux sous l'influence de la moindre force venant rompre l'équilibre, un peu dans le genre de sa voisine extérieure dont les débris ont formé les astéroïdes. Il n'y a pas de raison ])our supposer que des calottes blanches impliquent nécessairement de la glace. Je considère qu'au lieu de protoxyde d'hydrogène, ces calottes sont plus vraisemblablement composées de diosyde de carbone, ou, du moins, de quebpu^ oxyde ou sel dont l'état solide, liquide ou gazeux soit en rapport avec les conditions actuelles de température sur Mars, calottes d'acide carbonique qui ressemblant à de la neige croîtraient et décroitraient avec la très faibb' arrivée de chaleur sur Mai-s. de même i[ue nous le constatons dans nos glaces polaires sous nos conditions de température beaucoup plus élevée. D'où les Ilots de dioxydc de carbone li(iuide qui

{') Publications of Ihe Axtronomiral Socitilij of U\e Pac.i/ir, t. VI. IS'Ji, p. 303-3U2.

.IKWI-l.I. — ANA1.VSI-: SlM:c,TI{AI.Fi. 177

paraifîsent remplir les canons et dépressions on quanlité variable, et qui peuvent aussi être la source d'une atmosphère basse et dense de vaiieur d'acide carbonique, suffisante pour expliquer les indications atmosphériques aperçues sur Mars, surtout la Lrémination rëfractivc des lignes de canons ( ' ).

Une autre considération infirme la probaltilité antécédente de l'existence de la vapeur d'eau sur Mars. La masse de Mars est beaucoup Iroj) petite pour avoir pu retenir une cn\cloppe gazeuse constituée coinnii' notre atmosphère — certainement en ce qui concerne l'hydrogène libre, et, prol)ablemont aussi l'oxygène libre, ainsi que l'a montré M. .l.-G. Stoney. Les constituants de l'eau étant par suite absents dès l'origine, la présence de l'eau ne jieut pas être soutenue. Mars est sans doute dans une condition plus sénile et ])lus décrépite que notre Liuie.La Lune, il est vrai, est entièrement morte, mais elle n'est pas crevassée et prête pour la désagrégation, selon toute apparence, l'endant longtemps elle a eu une inlluence considérable sur la Terre, en retardant son refroidissenieni . Mars, malgré son volume, se porte bien plus mal, à cause de son isolement, (lunifjue. par ce fait même, il ait pu, contrairement à la Lune, retenir une certaiim atmosphère de gaz assez lourds, épais et denses, pour expliquer les aspects observés de précipitation blanche aux régions du froid absolu. Il dépend des observateurs d'identifier cette substance chimi(|uemcnt. J'aimerais beaucoup voir M. Campbell essayer ses spectroscopes sur Mars pour y découvrir les raies du carlione, ou bien les raies de tout autre élément capable de se snlidifier à des températures extrêmement basses, et de se liquéfier ou de se transformer en gaz aux températures que l'on doit rationnellement attribuer ;\ cette planète, eu égard à sa distance du Soleil.

C'est aussi ce que nous souhaiterions. L'analyse spectrale do M. Campbell n'a pas encore découvert sur Mars le carbone ou ses coniposi/s. En attendant, et pour le moment, nous nous en tenons aux raisonnements de Tyndall (p. 158'.