CC.X. — >Lu',SDi-,N M.vxsu.N. — Les Clim.\ts de M.^us (M
\'oii'i mainicnaiil une discussion d'un autre ordre sur les climals pi'obaljles di' la planète.
Le fait que Mars présente des plii''noiii<" ues indiquant que les climats de ses i-égions polaires sont plus doux que ceux de la Terre semble intriguer bien des étudiants en astronomie. An lieu d'essayer d'expliquer ces phénomènes par dos di'iluetions logiques, tirées de faits admis et do lois connues, quelques-uns semblent prendre plaisir à exercer leur imagination eu les attribuant à des conditions d'une possibilité très douteuse, dont ils établissent l'existence iiar une série d'arguments qui dépassent la limite de crédulité que peuvent raisonnablement leui- iictroyer leurs collègues.
Nous nous ]iroi)osons de montrer que les conditions climatériques dont l'exislence sur Mars est généralement admise peuvent être expliquées au moyen de suppositions et d'hypotlièses restant dans le domaine du sens connium ; les argum^'Uis seront sinqjles et fondamentaux, et, jusqu'à ce qu'on ait établi qu'ils reposent sur des prémisses incorrectes ou ([uo des conclusions erronées en ont i'l(" déduites, l'imagination scientilique sera restreinte à ses limites raisonnables.
La planète Mars est environ une fois et demie plus éloignée du Soleil (|ue la 'lerre et son volume est ;\ jieu i)i-ès le septième de celui de notre globe. Contrairement au reste des autres corps <lu système solaire, ])lauètes et satellites, M.'U's réll(''ebit une suix.'rlu' lumière i'ou;^-eàtre, ci; qui est ini point inqioMaiil <lans l'interprétation desfunditions (dimatéri(pies. A surface égale, la lumière et la chaleur reçues par Mars n'atttdgnent pas la moitié de ce que reçoit la Terre; mais // n'en ré^ullc aucunement que .ses c/ùii.v/s soienl pioi>i>iiitninetlcntcnl
[') Astr. «oc. 0/ lliu l'iicilic, 18'.)5, VU.
MMisnrN MANSoy. ^ Li:s climats ni- mahs. 205
plus froids, car la quauiité de chaleur qu'une planète reçoit du Soleil n'est pas le seul facteur primaire qui détermine la température de sa surface; il y en a d'autres qui joueut un rOle considérable et dont l'omission rendrait les raisonnements illusoires. C'est cet oubli qui a rendu difflcile l'interprétation des conditions climatériques qui prévalent sur Mars et a fait douter certains astronomes que les climats y pouvaient être plus doux qu'ici. D'autres, pour exj)liquer la formation et la fusion des neiges polaires, ont imaginé de substituer à la vapeur d'eau quelque autre substance.
Alors que chaque pôle de Mars sort de sou hiver, on observe, en elfet, des taches comparativement blanches qui l'entourent. Elles sont généralement situées aux latitudes de 84" à Sî°, c'est-à-dire à 6 ou 8 degrés du pôle, bien qu'elles puissent s'étendre quelquefois jusqu'à 60" et même ôh° de latitude, sur un arc de '30 à 70 degrés; elles disparaissent en totalité ou en partie, l'été suivant, lorsque le pôle est resté tourné vers le Soleil. Les bords s'évanouissent rapidement, mais les taches voisines du pôle persistent pendant plusieurs mois. Ces phénomènes admettent la très simple interprétation suivante, qui est d'ailleurs généralement acceptée : ces taches sont des neiges polaires qui se forment ou qui fondent selon les saisons; mais l'entreprise d'expliquer comment une planète, recevant moitié moins de lumière et de chaleur que la Terre, puisse jouir à ses hautes latitudes d'un hiver si doux et d'un été si chaud a toujours été jusqu'ici considérée comme diflicile.
Le D' Bâtes avance (') que ces taches polaires iiourraieut bien être des plages d'acide carbonique i('0-i et sa théorie a pour elle d'avoir trouvé quelque crédit auprès du Prof. Campbell, de la .Section astronomique de Liek, à l'Université de Californie.
Mais aucune autorité ne nous explique ni ce que serait devenue l'eau qui a pu exister sur la planète et qui aurait été condensée avant l'anhydride carbonique, ni pourquoi, après l'évaporation de ce dernier, nous n'apercevons pas la neige et la glace, blanches également, (jui ont dû être formées et précipitées bien avant que la planète eût atteint la température extrêmement basse à laquelle se congèle l'anhydride carbonique. Avant que cette interprétation remarcjuable soit l'objet d'une discussion, il faudrait établir que l'eau n'a jamais existé sur Mars, car elle eut été congelée d'abord et eût recouvert la planète d'une couche blanche sur laquelle la condensation et la fusion de l'anhydride carbonique, également blanc, seraient invisibles. Et la même objection peut évidemment être opposée à toute autre substance ayant un point de fusion compris entre ceux de l'eau et de l'anhydride carbonique. Quel que .soit le point de fusiou de la substance qui cause les calottes polaires de Mars, il est nécessairement le plus élevé qui puisse se rencontrer dans la série des constituants de l'atmosphère de la planète, car aussitôt après sa fusion nous observons la surface générale de l'astre.
{') Publicalions A. S. P., vol. VL P- 3Û0. — Voyez plus haut, p. r.G.
2C6 LA IM.A M;T1: m a II s. 1.<'J.->
Li;s FACTEURS O-Mis. — Au cuurs <ie la vie d'ime planète il y a, entre l'épuisement total de sa chaleur propre utile et le règne de la chaleur solaire, une liériode durant laquelle les conditions glaciaires sont e'tendues et persistent fort longtemps. Cette période, la Terre l'a manifestement franchie, comme l'indique l'existence des glaciers des continents aux latitudes tropicales, tempérées et ni("'me polaires, qui ont presque complètement disparu et dont les restes se retirent sur les hauteurs et vers les pôles. Cette retraite, quoique très lente, est néanmoins a]i]iréciable ])artout oii existent encore des glaciers. Il s'ensuit donc que depuis la période où ils furent le plus étendus, il y a eu augmentation générale de la température et, comme cet accroissement subsiste encore, on en doit chercher la cause dans les phénomènes actuels.
11 a été rappelé jirécédemnient que la quantité de chaleur qu'une planète reçoit actuellement n'est pas le seul facteur influençant la température de sa surface; d'autres sont également importants, peut-être môme davantage. Leur existence et leur intlueiice sont rendues appai'entes par un accroissement général dans les températures terrestres depuis l'extension de la période glaciaire sur <ies régions maintenant temjiérées et tropicales. Un de ces facteurs est l'aptitude de l'atmo-sphère à capter la chaleur. Tyndall et BufT ont montré, en effet, qu'au contact de la surface du globe, les rayons lumineux et calorifiques solaires ■^'Uit convertis en rayons calorifiques obscurs retenus par l'atmosphère et que ce pouvoir appartient individuellement à ses divers constituants; quelques gaz. et pai'ticulièrement les parfums des fleurs, le possèdent à un très haut degré. Maintenant, quand cette période d'eminagasinement calorifique est commencée sur nue planète, celle-ci cesse non seulement de se refroidir, mais elle voit même sa tiinpérature augmenter, car la vitesse de refroidissement est moindre que celle d échaufl'ement. L'opération est néanmoins limitée par l'évaporation de l'eau, laquelle, quand elle est excessive, ferme la route à l'énergie solaire par la formation des nuages ('). La température moyenne de la surface de la Terre semble s'être ainsi élevée depuis les plus basses températures de la période glaciaire. Comme le progrès de cette élévation est encore marqué par le retrait d(is glaciers dans les deux hémisphères et à toutes les latitudes, et comme il a roHuncncé à une époque relativement (■loignéc, un troisième facteur, le temps, entre ainsi dans le résultat comme une cause importante.
Les climats d'une planète sont donc déterminés par trois causes principales : I la ((uantitc' de chaleur et de lumière qu'elle reçoit du Soleil; •2" le |)OUvoir de son atmosphère a emniagasin<>r la chaleur et qui détermine l'i'xcès de la chaleur reçue sur la chaleur rayounée; '.'<" eulin le temps pendant lequel ces facteurs ont agi.
.\]ipln|uons ce raisonnement îi Mars. Nous pouvons lixcr en termes généraux la valeur relative de chaque cause, le résultat logique de cette combinaison cl.uit que Mars jouit d'un climat général plus doux que celui de la Terre.
(') Le climat de Vénus semble être aujourd'hui dans cet étal.
CA.Ml'BKl.l.. — I.KS OALOTTF.S l'OLM H KS DK MAltS. i'C:
roiir le premier [loint, la quantité de chaleur et de lumière reçue par l'unité de surface de Mars est environ les ^J, de la quantité correspondante relative à notre ;4'lohe.
L'existence et l'efTicacité du second facteur sont rendues manifestes parle niani|uc de rayons bleus et l'excès de rayons rouges ou oranu'es qui existent dans la lumière solaire rélléohie par Mars, établissant ainsi q\ie l'atmosiihère martienne a le pouvoir d'extrair»; et de retenir ces mêmes rayons qui sont le plus aisément retenus par l'atmosphère terrestre. Ce déficit montre que l'excès lie la chaleur reçue sur la chaleur rayonnée est une quantité positive, ou, en d'autres termes, que Mars, eonuiie la Terre, est, on bien un cor]is aci'umulant de la chaleur, et (jue la tem])érature de sa surface augmente encore graduellement, ou bien que la température de la surface est constante, l'excès de l'énergie solaire étant employée à y maintenir ces conditions et à agir à sa surface.
Quant ;\ la troisième cause, le temps, elle est manifestement plus influente sur Mars que sur la Terre; la masse de ÎMars est, en effet, égale à la neuvième pai lie de celle de la Terre, et cette planète a dû perdre sa chaleur interne en un temps plus court et devenir, bien plus tôt que la Terre, capable de recevoir la chaleur de l'extérieur.
Les trois causes jirincipales que nous venons d'euvi-^ager sont donc positives <ians leurs eti'ets, indi'pendanles de la constance ou de la diminiiti'in de la soui'ce de chaleur et ne tiennent aucun compte de la chaleur stellaire, imounue il est vrai, mais dont l'effet est positif et constant.
Il est doue rationnel de conclure que la plténomi'nes ohsi^rrcs ■•icrnuc rom'clemcnt interprétés en disant que Mars jouit d'un climat générril plus doux que celui de la Terre.
Ce raisonnement est applicable h une planète quelconque de n'iinpoi-te quel système, et l'on doit penser que des conditions cliniatériques similaires iiouvent se réaliser avec le temps sur toute jdauète ]iussédaut une atmosphère capable d'emmagasiner la chaleur solaire.
CCXL — (.'AMI'MKI.L. -- SlH LA FUSION IIES CALOTTES l'Ot.AlllKS DE .\L\I1S 'l.
Le savai.t aslroiiuiue de l'i ibservatoire Lick continue de comlialli-i- tous les arguments tires des observations en laveur d une almiis[ihiTe niarlienne.
Aucun fait concernant Mars n'a été mieux éiabli que celui liu ilécroissement graduel des calottes polaires après que le solstice d'été a passé sur l'heinisphère correspondant. On a prétendu récemoient, tant dans les revues astronomiques spéciales que dans la presse quotidienne, que cette continuelle diminution des taches polaires après le solstice prouve que le maximum de température de la
■; Astr. Soc. of the Pacific. IS'Jj, VIL p. i'Ji.
268 LA m. A NE TE MARS. 189:i
planète arrive aussi plusieurs mois après cette époque et que Mars possède une atmosplièi'p capal)le d'enimay^asiner la chaleur (heat storing atmosphère).
Je suis convaincu que les astronomes ont toujours consiiléré Mars comme piiurvu lie quelque enveloppe gazeuse, qu'une atmosphère plus ou moins étendue est nécessairement heal storing, et que le maximum de température y arrive après le solstice d'été. .Mais je ne pense pas que, réciproquement, lafusion continuelle des calottes polaires après le solstice suffise à le prouver.
Supposons ipi'avant le solstice une aire donnée A de la calotte disparaisse, laissant une aire B couvrir les régions i)olairos. L'aire B reçoit après le solstice la même quantité de chaleur qu'avant; si cette chaleur était sans effet sur B jusqu'à ce moment, le pciint serait Ijion établi. Mais ce n'est pas le cas : on a de nombreuses preuves qu'une fusion intense de l'étendue B se produit avant le solstice, et le fait qu'elle se prolonge après ne prouve pas que le maximum de température \' ait alors lieu, puisque la même quantité de chaleur directe doit être encore reçue.
La fusion sur l'aire B avant le solstice est mise eu évidence par la formation de régiims sondjres que l'on a observées à l'intérieur des calottes polaires. Un examen des dessins du pôle sud pris ;\ l'opposition de 18'J4 montre i|ue de grandes régions sombres existaient à l'intérieur de la tache polaire au voisinage immédiat du pôle, plusieurs mois avant le solstice, qui eut lieu le 1" septembre 189i, al(H-s ipiil ne restait plus qu'une petite aire B. Même au mois de mai, c'est-à-dire trois mois avant le solstice, il y avait tout près du pôle une région sombre jiresque aussi étendue que la partie restante de luire B, le !"'■ septembre. Si des taches sombres, formées probablement par la fusion, apparaissent dans les régions polaires plusieurs mois avant le solstice d'été, nous devons nous attendre à voir cette fusion se continuer sur les mêmes endroits durant au moins un nombre égal de mois ajirès le solstice, et le l'ait qu'il en est ainsi n'indiipie eu aucune façon la position du maximum de température.
Et même, parce qu'uue petite aire B subsiste le l"' septembre, devons-nous croire que la neige ou toute autre substance formant la calotte polaire y est encore sous son épaisseur primitive'.' Il est probable que la nu)iiie, les deux tiers ou presque toute la neige convient li a disparu avant le I" septembre, de f.içcjn ipi'il n'en i-este plus qu'une mince coiicho a fondre après le solstice.
11 e>t lion de remarquer encore une fois que. ([uellc que soit la nature île ratmos]dière de Mars, les astronomes l'ont toujours tenue pour capable d'emmagasiner la chaleur solaire, et ont toujours pense que le maximum de température arrivait après le sulstiee d'été; mais la fusion des neiges polaires après la culmination du soleil sur leur horizon ne prouve ni cotte assertion ni l'asserlion contraire;.
FI.AMMAIJÎO.N. — DATES DES SAISONS SUU M Ali S. ;'(i'.)
ol'I'i )SITI()X i)E isDCi.
CGXII. — I'[.AMMAIllll\. — ItATKS DES SAISONS SIR MaUS.
Au moment de comiiarer entre elles les oliservalioiis l'ailrs priidaiil l'cijiposition de 189G, il m'a paru necessaii'e d'i^xauiiner avec un soiu |iai-iiciilier les époques des saisons à la surl'aci' de la plaiirte. A mesure ijur l'on avance dans l'étude d'un sujet, on exiye jilns dr in-érision dans les détails. Jusqu'à présent, dans rélablissemenl des dates des équinoxes et des solstices mai-liens, nous lU- nous sommes pas assez préoccupés, peut-être, de la variation due à la précession des ('(juinoxes U.'rrestr('S. V.Wr n'i'sl pourtant pas sans valeur.
Les premières déterminations un peu précises de la direction de l'axr de rotation de la planète ont été faites jiar William Hersehcd en IT-^o et pur Schrieter en 1798. Le premier trouva :
Longitude céleste où |>ointe le pôle nonl 317 i7 Laliiude T- ô!) -ii
Le second :
Longitude 3hi j.i
Latitude -;- (H) 3:!
De 1830 à 18.37, Bessel a fait une série de mesures et a trouvé :
Longitude . 349 1
Latitude +01 '.i
OU
Ascension droite. .. . 317 M D-Jcliuaison. . . .■ - .M -j
En 1877, JL Schiaparelli, adoptant cette dernière détermination pour LS3), et la corrigeant de la variation annuelle causi'O par la [u'écession terrestre, de -1-0', 485 et +0'.247, obtint pour 1877 :
Asi'ension droite 317 5.")
Déclinaison - 511 l(i
En 1879, les observations de la tache polaire australe ont donné au même astr( nome les valeurs suivantes pinw la direction du pôle boréal sur la sphér,' céleste :
Ascension droitp. ... 318 7. S ; équinoxe Déclinaison -r- 53 37. M ISSO. 0
L'iuclinaisondel'ér{uateurdeMarssur son orbite, résultantde cette position, est :
'J70 1-A l'LANKTK MAHS. ISOr.
Dans le premier Volume de cet Ouvrage, nous avons adopté que la planète passe à son solstice austral quand sa longitude héliocentriquo est de l-ir)!]"!.-;'.
En 1895. M. llcrniau Struve a dr'terniiné les élémi'nts uraniigr:iplii(iues de la planète par l'analyse du mouvement des orbites des satellites et a trouvé pour le nœud ou l'intersection du plan de l'équatcur martien avec le plan de l'orbite :
Longiliid.' 811 'j7,5
et pour l'inclinaison de l'équateur de Mars sur son orbite ou l'obliquit ■ de l'écliptique pour Mars :
Ce ([ui conduit pour les coonlonnées du pôle nord :
Ascension droite. .'îi; o.i; , (■■quuio.xe
Déclinaison ô'j :io.l i IsnO. u
Dans ses éphémériiles pour l'opposition de ls'.ir,-is'.i7, M. M.artli a a(l(iptc. non sans hésitation, ces dernièi'es iléterminatinns. l/ini-liiiaisiin de l'équatcur sur l'orbite est augmentée de 0",:i'i'i, mais le nœud de l'orbite est reculé de 'J",'.!;:! i ' i.
(') En IS'.IS, M. Cromiiielin a cniistruit son l'phrméri.le avec les constantes de M. Sli'uve, la position du pnle iiomI |iiiiii' IS.iS,(i ri. ml :
Ascension ilri.)ii,t.' ;îl7 l.'i
et Distance pol;iire ... 'M 'i^)
on Déclinaison .. Wi ]1
quûi<|ue Cts données dilfeient très seusiblenieiit de ''elles déduites des taches qui, fcipiiortées à lSy8, sont :
Seliia|.,iiTlli . ::IS.,';
:!(;,:il
Lolise, is.^'l!.. . lîi.s.::',
.■îG,ii:;
Lolise, K'X) '.IIR.')..
:iu,iij
MuyL'unes.
;!is":îr> aii":;7
En 1902, dans les épliéiiui'idi's p.nir ^..ppn^itillll de l'.tllM!ill3. M. Cromnieliii a |iris pour coordonnées (1UI13,0) :
() Ascen.^ien droite , ;;i/,'.'7
Dislance |iolaire. , . ;î7,3ij
D'ajirès ces éphéraéj-iiles, la date de l'éiiuiiioxe de printemps de l'hémisplière boréal uu la longitude ai'éocontriqiie du Soleil rapportée au plan de l'urbite de Mars (G -- 0", cuiTespondaiit au 'iU iiuu-s lerrestre) est le i:i août IIHH, le solstice d'été le -,'7 fovrici- 19113 et rci|uino.\e d'autiuiine le 'i'J août suivant.
La longitude héliocentrique de Mars au niuiiieid de l'éqtunoxc vernal est pour \'Mi : &'r 17'.
l-[. VMM AlilON. - D.\Ti:S DKS SAISONS SIK M A I! >
La varialiou aiiinielle de ia lonu-iiiido li('liucontri((ue lift Mars par siiite ilc la précession terrestre est de — ."i(r,?5 et de- 7". 07 par suite de la préeessimi de Mars il'iuclinaison de l'orbite de Mars sur l'écliptique terrestre | !"5I'| est négligeable) = 'iS', 18 pour l'éiioqiio aciiiello.
Les époques du comniencemeiit des saisons d'une planète sont déterniinc'es par les positions respectives du i>lan de son <'M(ii,-itciir et du plan i\o son orbite.
Soient S i ' i le centre du Soleil; S II une derai-droitc! dirigi>o perpendicidaireMient au plan de l'orbite de la planète considérée et menée dans un sens tel qu'un observateur couché sur cette ligne les pieds en S voie l'astre tourner dans le sens direct: SI' une |)arallèle à l'axe de rotation de la planète et dirigée selon des consiilérations analogues.
L'équinoxe de printemps, dont la connaissance suffit à fixer toutes les dates relatives aux saisons, s'obtient en menant une demi-droite SL perpemlii-ulaireinent au plan !1S1> dans un sens tel que, pour un observateur couclié sur cette ligue, les pieds en S, une rotation dans le sens direct amène l'axe SU à coïncider avec l'axe SP.
Soient L et l les coordonnées longitude et latitude du point II: L' et /' cidies du point P; on calculera d'abord la l(iugitude A de l'équinoxe E par l;i fornudr
b"ig. l'j.;.
Il)
ang ( .'
in(/-/'l , L-L' cotang ^ —
siu ( / — i
puis sa latitude ). par l'une ou l'autre des formules
tang À = sin i L — A ) cotanc l — sin ( L' — A) cotang /'.
Les coordonnées du jioint II se déduisent de la longitude du no dant !Z de l'orbite de la jilanète et de son inclinaison /, telles ([u'on dans la C'oiuiai.ssa/ice des Ti'iiijis :
ud ascenles trouve
:i;-!io'
'JU' — i.
La position du point P est connue avec moins de précision.
Nous avons, d'après IL Struve, les valeurs suivantes r:ipportées à l'équinoxi!
moyen de 1903. 0 :
ffi = 317° ic \r CD = 5«- 38' •24",
'') Nous avons confié cet intéressant calcul à l'obligeance de .M. H. Chrélien, l'un de U'js jeimes et savants collègues de la Société Astronomique de l-rai.c .
soit, ou cooi-doimées écliptiques,
Ou trouve, d'autre part, daus la Connaissance des Temps pour la même
époi[uo :
n ='4S"'iO' 'i3",4
(■== l-ûl' 1", 1.
En portant ces éléments daus les formules (1) et (2j ou trouve pour I'.)03.0
et pour l'inclluaisou de l'axe de Mars sur celui de sou orbite
IISI' = w = 25° 13'.
La longitude liélioceutrique moyenne pour une année t, voisine de 1003,
sera
[iriii-
Nous adopterons 84" 17' 13" pour la longitude de Mars à l'équinoxe de temps de 1903, et nous trouverons pour les oppositions antérieures ;
1901,0... 84 Ifi
Nous avons ilouc maintenant pour les longitudes héliocentriiiues de Mars au commencement de chacune de ses saisons :
u / I' III
Iviuinoxe de priuleiiips boro.il 84 17 13 ;^oûll9(l^. à 'i Tl
Solstice il'él.' bnré.il 174 17 27 février 1903 à ÎO 1
Kquino.xe d'auloniue iiorénl 264 17 29 août 1903.. à 2u 40
Solstice d'hiver boréal 354 17 23janvier 1904 à 7 31
L'JunÉu Di;s s.visoNs kt dk l'.^nnée tropique en jours terrkstrks.
De rrimiuuxo (le priiiteniijs boréal au solstice ilï-li'... 198 j 17 li
Du solstice d'été à l'équinoxe d'automne IS3 I
De l'équinoxe d'automne au solstic-e d'hiver I4ii 11
Du solstice d'hiver à l'éiiuinoxo de printemps I.i8 18
Année tropique G8G 23
OBSKUV MdllU, \)\: .lrVIS^
D'après ces données, nous continuerons comme il suit li^ tableau dos saisons martiennes publié pour la première fois à la page hl't de notre prcniier N'olunnet (|ni n'était qu'approximatif.
DATES DES SAISONS SLli MMiS.
iltMiiisi-hel-o austral.
Hciiiîspht-re IiurOu'.
Siilstice
Equinoxe
SoUtice
Efiuiuuxe
Solstic'e
Ei|uinoxc
Si>lsUcc
Equinoxe
SoUtico
Etjuiiioxc
SoUtife
E'Hiiii'-'Xe
Solstice
E luinoxr
SolsticL'
P^juiniixe
Solstice
Equiaoxe
Solstice
E(|uinoxe
Solstice
Equinoxe
Solstice
Equinoxe
Solstice
Equinoxe
pi*iutenip-<
été
automne
hiver
printemps
éli!
automne
liiver
printemps
été
auloinne
hivei'
printemps
été
autonine
hiver
printemps
été
automne
hiver
printemps
été
automne
hiver
printemps
été
automne
Eipiiuose
Solstice
Equinoxe
Solstice
Equinoxe
Solstice
Eiluinoxe
Solstice
Equinoxe
Solstice
P^quiuoxe
Solstice
Equinoxe
SolstiCâ
Equinoxe
Solstice
E(]Uinoxe
Solstice
Equinoxe
.Sol.siice
Equinoxe
Solstice
Equinoxe
Solstice
Equinoxe
Solsti.-,.
KquiuOXe
automne
hiver
jiriuleniiis
ete
automne
hiver
printemps
été
automne
hiver
printem|is
été
automne
hiver
printeTups
été
automne
hiver
printemps
été
automne
hiver
printemps
été
autoume
hiver
j.rinlemps
mai
octohre
mars
octohre
avril
aoiit
l'évrier
août
février
juillet
ilécemb.
jUllh't
janvier juin uovemb. ls;),x mai I.Silil
novenib. I.si)'.)
IX!I2 IS'Ji IS'.i:; 18:i:!
l.s!)l ISU'i KS'.l;)
isa.".
IS'.iii ISilll ISii'l
