Béer, Masdler et Arago

elle est calme et se distingue ainsi des étoiles de même grandeur appfœente, comme cela arrive généralement pour toutes les planètes. Si, au lieu de l'observer à Tceil nu, on emploie un télescope d'un assez fort pouvoir grossisscmt, la scintillation disparaît entièrement, le point lumineux prend la forme d'un disque nettement terminé, et le

Fig. 72. — Orbite et phases de Mars.

degré d'intensité de la couleur rouge diminue pour passer à une teinte générale d'un rouge jaunâtre.

Comme celle de Vénus et de Mercure, la lumière que nous envoie Mars est empruntée au Soleil, mais il est plus difficile de constater ce fait, commun à tous les corps qui circulent autour de l'astre central, parce que les phases de son disque sont extrêmement peu sensibles: elles le sont

cependant. Il est aisé de se rendre compte de cette diflFérenée que nous retrouverons plus tranchée encore deuis les planètes plus éloignées du Soleil.

Lorsque Mars et la Terre, dans leurs mouvements de translation autour du Soleil, se trouvent en ligne droite avec celui-ci (voy. la fig. 72), mais de façon à ce que nous soyons placés entre le Soleil et la planète, Mars se présente à nous sous la forme d'un disque complètement éclairé. Il en est encore ainsi lorsqu'il est dans la direction du Soleil, mais au delà par rapport à la Terre.

Dans les situations intermédiaires, il n'y a rien ou presque rien de changé, si Mars est dans le voisinage de sa conjonction ou de son opposition^. Le disque paraît alors entièrement circulaire.

Mais, à de certaines distances de ces deux positions extrêmes*, il arrive que Mars nous présente une faible partie de son "hémisphère obscur, bien que la portion lumineuse soit toujours de beaucoup la plus étendue. La figure 6 de la planche XV donne à peu de chose près la phase obscure maximum.

L'aspect de Mars en cette circonstance lui a fait donner par J. Herschel le surnom de gibbeux. La forme apparente de la planète est alors celle de la Lune, deux ou trois jours avant ou après son plein.

Si faible que soit cette phase, elle suffit à prouver, comme nous le disions plus haut, que Mars n'est pas lumineux par lui-même, et nous verrons qu'il en est

1. n y a conjonction, rëpétons-le, quand la planète est sur la même ligne que le Soleil et du même côté. II y a opposition, si elle est sur la même ligne que le Soleil, mais du côté opposé.

2. Dans les quadratures. On nomme ainsi les positions d'une planète, pour lesquelles les rayons menés au Soleil et à la Terre forment le plus grand angle possible.

ainsi de toutes les planètes qui circulent autour du Soleil.

Quelques données sur la courbe que Mars décrit autour de Tastre radieux vont me fournir Foccasion de faire comprendre comment il se fait que c'est la planète la plus favorablement située pour l'observation des particularit<^s physiques de sa surface.

Les deux planètes inférieures, Mercure et Vénus, oscillant à de faibles distances autour du Soleil, sont souveut plongées dans ses rayons ; en outre, dans leurs périodes de visibilité elles nous présentent une portion considérable de leur face obscure. Il n'en est point ainsi pour Mars, dont la lumière ne s'engage qu'une fois par révolution dans les rayons solaires, et qui n'a presque pas de phases. En outre, c'est précisément lorsqu'il se trouve à l'opposé du Soleil

que sa distance à la Terre est la moins considérable. A

cette époque en effet, cette distance est mesurée par la différence entre les deux distances au Soleil, de Mars et de la Terre.

Donnons à ce sujet quelques nombres.

Comme toutes les planètes, Mars décrit une orbite qui n'est pas circulaire, de sorte que son éloignement du foyer commun varie pendant tout son mouvement. Cet éloignement eM-il maximum. Mars se trouve à 63 millions de lieues du Soleil ; est-il au contraire minimum, Mars n'en est plus qu'à 52 millions et demi, ce qui donne 58 millions pour sa moyenne distance. Ainsi, différence entre Taphélie et le périhélie, près de H millions de lieues. Ces nombres indiquent une orbite assez allongée.

Il en résulte aussi, pour les distances de Mars à la Tenv, dans leurs diverses positions relatives, d'énormes différences: tandis que la planète s'éloigne de nous jusqu'à près de 106 millions de lieues, elle arrive — dans

ses oppositions les plus favorables — à n'être plus qu'à une distance de 14 millions, plus de sept fois moindre que la première. Cette dernière circonstance s'est présentée, à fort peu de' chose près, dans l'opposition de 1845.

On ne sera donc poiot étonné, en jetant un coup d'oeil sur la figure suivante, d'y trouver de ?i grandes différences eiitre les dimensions apparentes du disque de Mars, vu de la Terre à ses distances extrêmes et à son éloignement moyen :

L'orbite de Mars présente un développement total de ■)6S millions de lieues de 4 kilomètres, que la planète parcourtavec des vitesses variables. En moyenne, elle se meut ainsi avec une vitesse de 2201 1 lieues par heure, ou encore de 24448 mètres par seconde.

Le diamètre apparent de Mars est moindre que celui de Vénus ; ce qui provient de deux causes ; d'abord Vénus s'approche davantage de la Terre, ensuite le diamètre de cette planète est plus grand en réalité que celui de , Mars ; il le dépasse des trois quarts. Mesuré en lieues de 4 kilomètres, le diamètre de Mars est de 1600 lieues; c'est un peu plus de moitié du diamètre de la Terre. Sa circonférence offre un développement de 5000 lieues. Enfin, tandis que la

su LE MONDE SOLAIRE,

surface de Mars n'est guère plus du quart de la surface terrestre, son volume ne dépasse pas le septième du volume de la Terre. Néanmoins, c'est encore plus dn double de Mercure, et sept fois environ la grosseur de la Lune.

Arrivons enfin aux détails les plus curieux, à ceux qui concernent la constitution physiqne particulière de la planète.

Choisissons, pour observer Mars, l'époque la plus favorable, celle d'une opposition ; et s'il se peut, d'une opposition oîi sa proximité de la Terre soit la plus grande

Fig. 74. — Min el la Terre; dimeniioDï eomputfM.

possible'. Munissons-nous d'uu fort télescope : enfin, braquons notre instrument sur le point lumineux rougeâtre. quand, par une nuit sereine et un temps calme, su hauteur au-dessus de l'horizon est la plus grande possible, afin de n'avoir pas à souffi-ir de l'interposition des vapeurs qui troublent la transparence des couches les plus basses de l'atmosphère. Il sera donc près de minuit, puisque c'est vers cette heure que toute planète en opposition culmine, c'est-à-dire passe au méridien.

1. Entre deux oppositions de Mars, la différence de ses distances k U Terre peut s'élever jusqu'à quinze millions de lieues. On a tu que cela tisDt k la fonns allongée de l'orbite.

Le disque de la planète nous apparaîtra, sous une forme à peu près circulaire et parfaitement limitée, parsemé de taches sombres et de taches brillantes, dont l'éclat et la couleur diffèrent sensiblement. Les parties brillantes, sauf en deux points presque diamétralement opposés, sont d'une teinte rougeâtre caractéristique, tandis que les taches sombres, probablement par uneflètde contraste, semblent (l'un bleu ou d'un gris verdàlre. Vous remarquerez que sur toute sa circonférence, le disque est plus lumineux que

Fig. Ta. — Vues de Han à deux heures d'intervalle; d'après Wanen de la Rue.

dans la partie centrale ; aussi tes taches sombres s' effacentelles et disparaissent-elles sur les bords.

Enfin, aux deux points dont j'ai parlé plus haut, et qui De sont pas situés à l'extrémité d'un même diamètre, deux taches d'inégale étendue et d'une blancheur qui contraste avec les parties rougeâtres, brillent avec un éclat tout particulier'. Ces deux taches marquent à peu près les pôles de Mars.

I . ■ La couleur des taches pi.kires, ce sont Béer et Mœdler qui parlent, toutes les fois qu'on put les apercevoir distinctement, fut toujours un blanc brillant et pur, en aucune façûii semblable à la couleur des autres parties de la planète. En 1837, il arriva une fois que Mars fat pendant l'observa-

Tous ces accidents de la surface de la planète sont en partie permanents, en partie Tarîablcs. La permanence des taches, c'est-à-dire la constance de leurs contours principaux et de leurs situations relatives, a été constatée par de nombreuses et minutieuses observations, chose plus difficile qu'on ne le croirait au premier examen. En effet, comme l'observation même des taches le prouve, la planète a un mouvement de rotation sur elle-même assez rapide, puisqu'il s'effectue en 24 heures et demie environ. Il suit de là qu'eu quelques heures l'aspect du disque change :

Fig. ^6, — Rotaljon de Uan. HouTemant des Uchet, d'tprii tes observttioiu de II. Normin Lockyer, peadam l'opposilioa de 1863.

c'est ce dont on peut s'assurer facilement en examinant les dessins des figures 75 et 76. En outre, lorsque par suite du mouvement de rotation une tache approche du bord, elle disparmt avant de l'avoir atteint. Cette disparition est due sans doute à l'atmosphère de Mars, vue en ces points sous une grande obliquité, et dont l'éclat efface la teinte sombre de la tache.

tioD complètement obscurcie par un nuage, à l'exception de la lâche polairt qui se morjrait disiinclement à la vue. >

(Fragments sur les corps cilesles du tyslittu soiaire.) Anfga estimait que l'éclat des taches polaires est plus que double de celui des autres taches brillantee, ou des bords du disque.

Enfin Torbite de Mars ne coïncide pas avec Técliptique : les deux plans forment un angle assez faible (1® 51). Mais si Ton y joint l'inclinaison beaucoup plus forte de Taxe de rotation sur Torbite, il en résulte qu'aux oppositions successives, Mars ne présente pas vers la Terre les mêmes parties de sa surface. De là des changements produits par la perspective, et qui sont d'autant plus apparents qu'il s'agit d'une surface sphérique.

La variabilité, souvent très-rapide, qu'on observe dans la forme des taches qui parsèment le disque a suggéré l'opinion que ces . phénomènes sont dus à F interposition de masses nuageuses, en avant de ces taches. M. Norman Lockyer, qui a suivi avec soin la configuration des accidents de Mars pendant l'opposition de 1862, s'exprime ainsi dans son intéressant Mémoire : «Bien que la permanence des taches caractéristiques de Mars ait été mise hors de doute, on observe de jour en jour, que dis-je, d'heure en lieure des changements de détail dans les nuances des diverses régions, sombres ou lumineuses, de la planète. Ces changements, je n'en puis douter, ont pour cause le passage de nuages en avant des différentes taches. » Les beaux dessins qui accompagnent le Mémoire me paraissent justifier pleinement cette opinion.

On s'accorde à voir, dans les taches rougeâtres et brillantes de Mars, les parties solides du sol ou les continents, tandis que les taches sombres bleuâtres en forment les parties liquides ou les mers. Cette distinction est fondée sur l'inégale réflexion de la lumière par les terres et par les eaux; celles-ci absorbant une notable portion des rayons lumineux doivent réfléchir une lumière moins vive et paraître sombres à côté des terres. Selon M. Lockyer, si l'on admet que les taches obscures sont des mers, les taches les plus sombres sont celles que

les terres environnent, sinon de tous côtés, du moins eu grande partie.

D'où vient la coloration rougeâtre qui caractérise les parties brillantes du disque? Si Mars était lumineux par lui-même, on eût sans doute attribué cette teinte à la nature même de sa lumière; mais comme il ne fait que nous renvoyer la lumière blanche du Soleil, il est évident que la couleur est inhérente à la surface de la planète. On a fait à ce sujet plusieurs hypothèses. Les uns ont attribué la teinte rouge des continents à la nature du sol, composé de terrains ocreux , de grès rouges. D'autres (Lambert), ont prétendu que la couleur de la végétation, au lieu d'être verte comme sur notre Terre, est rouge sur Mars : cette explication n'a rien d'invraisemblable ; mais, si elle est exacte, il doit y avoir dans l'intensité de la teinte, sur chacun des hémisphères de la planète, des variations correspondant aux saisons, de sorte que cette teinte diminue pendant l'hiver, pour renaître au printemps et atteindre en été son maximum.

Enfin, on a cru pouvoir expliquer la couleur des taches par la réfraction des rayons lumineux du Soleil, à travers l'atmosphère de M§rs. Arago a réfuté cette hypothèse par une remarque très-simple, à savoir qu'aux bords de la planète la rougeur devrait être plus prononcée que dans les parties centrales, puisque les rayons lumineux traversent plus obliquement les régions des bords, et dans une plus grande profondeur. Or, c'est le contraire qu'on observe. Ajoutons qu'on ne voit pas pourquoi, dans cette hypothèse, la teinte rougeâtre ne serait pas générale. On no peut donc assimiler, comme on l'a fait, la lumière rougeâtre de Mars aux lueurs de nos crépuscules.

Quoi qu'il en soit de ces incertitudes que les progrès de la science dissiperont un jour. Mars est, après la Lune, le

corps céleste dont nous connaissons le mieux la constitution physique. Les travaux des deux astronomes allemands que nous avons eu l'occasion de citer et que nous citerons encore, Béer et Msedler, nous permettent de donner ici, planche XV, les hémisphères de Mars vus dans deux situations différentes, en face des pôles et en face de Téquateur. Nous y joignons deux vues de la planète d'après les dessins de Tastronome romain Secchi.

Occupons-nous maintenant des taches polaires. Nous avons vu qu'elles se distinguent des autres par leur éclatante blancheur. Elles n'en diffèrent pas moins par leur variabilité. Mais, circonstance singulière, à mesure que la tache blanche de l'un des pôles diminue, l'autre s'accroît progressivement, de sorte que le minimum correspond toujours à l'été, et le maximum à l'hiver de l'hémisphère où elle est située. C'est ainsi que, pendant l'opposition (le 1 830, on vit la tache blanche du pôle austral diminuer peu à peu, et ses limites se rétrécir jusqu'à l'époque qui correspond, pour cet hémisphère de Mars, au milieu du mois de juillet de notre hémisphère boréal; puis à partir de ce moment s'élargir de nouveau (Béer et Mœdler). En 1837, on put observer des diminutions semblables dans les dimensions de la tache du pôle boréal. En même temps, les régions blanchâtres du pôle austral prenaient une extension considérable. Or, ces variations correspondaient également à la saison d'été de l'hémisphère nord, et à Thiver de l'hémisphère sud de Mars.

Ainsi, de la Terre, nous assistons à la formation des glaces polaires, à la chute et à la fonte des neiges* sur le

i. « Si les taches polaires sont véritablement de la neige, leur diminution à l'approche de Tété ne peut avoir lieu que par la fonte et Tévaporation continuelle ; l'épaisseur de cette neige est, d'après toute vraisemblance, très-considérable. Ces parties de la surface se disposant à s'évaporer, doi-

1 . A la diBtaace mojreime de Mars au Soleil, 1m disque de ce dernier astn

itMsdler. l.Vuenr>ceikl'E<^t«ur Il.VueiifaccdeKaeuipôlu. m. Hnnfiphèrei etphuas it Mtfi.d'iprU S«cclii .

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nus voient notre planète sous des apparences à peu près semblables à celles que Mars présente au foyer de nos instruments. Comme les pôles de Mars, les pôles de la Terre sont couverts de neiges et de glaces ; c'est aussi notre pôle austral qui est le plus envahi, et pour les mêmes raisons astronomiques, par ces produits de la congélation de Teau. Enfin les pôles de froid, sur Mars comme sur la Terre, ne coïncident pas exactement avec les pôles de rotation. Cette excentricité des pôles de froid est très-évi-' dente dans les vues de Mars que nous donnons dans la planche XV, et dans la figure 75.

S'il tombe de la neige sur Mars, c'est qu'il y a de l'eau vaporisée par la chaleur; dès lors, l'eau doit se répandre à la surface sous forme de nuages qui tombent, tantôt à l'état liquide sous forme de pluie, tantôt à l'état de cristallisation neigeuse. Ainsi, Mars possède certainement une atmosphère vaporeuse.

Mais nous voyons trop distinctement les taches permanentes du disque, pour ne pas être certains de l'existence d'une atmosphère gazeuse analogue à la nôtre et dont la pression, en contrebalançant l'expansion de la vapeur d'eau, l'empêche d'envahir toute la surface. Déjà nous avons dit que les bords plus lumineux du disque laissaient présumer l'existence d'une atmosphère qui efface par sou éclat les taches sombres, au moment où la rotation les amène vers les bords.

La météorologie de Mars est donc en grande partie connue. Elle doit avoir, je le répète, les plus grandes analogies

ne pftraity en surface, que les 43 centièmes du disque solaire vu de la Terre, moins de la moitié. Mais à sa plus courte distance, ce nombre est dépassé, et le diamètre apparent de Tastre radieux approche d'être les 3/4 des dimen- 8Î0D8 qu'il nous présente : la surface apparente de son disque est alors un peu plus de moitié de celle que nous apercevons.

SSO LE MONDE SOLAIBR.

avec la météorologie de la Terre. Mais en même temps de notables différences les distinguent. Comme l'a remarqué ud savant professeur', l'échange considérable d'humidité qui se fait périodiquement entre les deux liémisphères, surtout entre les deux pôles, doit donner lieu à des ouragans d'une impétuosité dont nous n'avons guère idée. La fonte des neiges, sur des étendues aussi considérables, ne produitelle point aussi de terribles inondations périodiques ?

Fîg. 71. — Inclinaison de l'aie de rotation. — Hars k l'un de ws solstices.

Ott a VU que Mars tourne sur lui-même en 2t heures et demie environ*. Ainsi, la durée de son mouvement de rotation dépasse celle de nos jours sidéraux de 41 minutes. Quant à la durée du jour solaire de Mars, il est facile do la connaitre.

C'est en 687 de nos jours terrestres que Mars accompli!

1. M. Johns Philips de l'Université d'Oiford. S. ik heures, 37 miaules, 23 secondes.

autoiir du Soleil une révolution entière. Mais l'année de ^sti^ ne contient que 669 | de ses propres jours sidéraux, ^t Comme le nombre des jours solaires — nous l'avons fait ^^tnprendre pour la Terre — est toujours moindre d'une ^^Vlé que celui des rotations, l'année de Mars se compose ^^ réalité de 668 1 de ses propres jours solaires, ce qui ^onne pour la durée d'un de ces jours, 24** 39°* 35*.

Ainsi, un jour entier de Mars surpasse un de nos jours de 39° 35*. La différence n'est pas, on le voit, très-sensible.

D'ailleurs l'inclinaison de l'axe de rotation sur le plan de l'orbite est à peu près la même que celle de l'axe de ia Terre*, Il en résulte que dans le cours d'une année. Mars présente ses diverses régions au Soleil, à peu près comme le fait notre globe, de sorte que la durée des jours et des nuîts, aux diverses latitudes, se distribue de la même manière. Les zones extrêmes, ton^ide et glacîfide, y sont proportionnellement un peu plus étendues, ce qui restreint par conséquent la surface des zones tempérées. Mais il ne faut pas oublier que c'est plutôt ici une circonstance favorable, du moins pour les régions tropicales, puisque la lumière et la chaleur solaires parviennent à la planète avec une intensité beaucoup moindre que sur notre globe.

Entre Mars et la Terre cependant, il y a une grande différence, c'est celle qui existe entre la durée des saisons terrestres et celle des saisons de Mars. Pour l'hémisphère boréal de la planète, voici comment se partagent les 668 jours de son année :

Le printemps dure 191 jours 1/3.

L'Été — 181 —

L'Automne.. . — 149 — 1/3.

Et enfin l'Hiver — 147 —