MOUVEMENT DE ROTATION. — JOURS ET NUITS. SAISONS ET CLIMATS

Si l'on choisit, pour observer Mars au télescope, les époques les plus favorables — ce sont, comme on l'a vu, celles où la planète est en opposition, et par suite à sa plus grande proximité de la Terre — si, de plus, les conditions atmosphériques sont

1. Le tableau de la page 231 donne, d'après l'Annuaire du bureau des Longitudes, le nombre 0.714, qui est trop fort. Même remarque pour l'intensité de la pesanteur à la surface de Mars, que le même tableau donne plus forte que ne le comportent les autres éléments.

convenables, son disque apparaîtra, sous une forme 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 un effet de contraste, semblent d'un bleu ou d'un gris verdâtre. Sur toute sa circonférence, le disque est plus lumineux que dans la partie centrale; aussi les taches sombres s'eflFacent-elles et

Fig. 139. Aspect de la planète Mars, le 20 avril ISôG, d'après les dessins de Warren de la Rue.

disparaissent-elles sur les bords. Enfin, aux deux points dont j'ai pai'lé plus haut, et qui ne 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.

Tous ces accidents de la surface de la planète sont en partie

1. « La couleur des taches polaires — 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 façon semblable à la couleur des autres parties de la planète. En 1837, il arriva une fois que Mars fut pendant l'observation complètement obscurci par un nuage, à l'exception de la tache polaire qui se montrait distinctement à la vue. » (Fragments sur les corps

permanents, en partie variables. 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 efTet, comme l'observation même des taches le prouve, la planète a un mouvement de rotation sur elle-même assez rapide, piiisqu'il s'effectue en 24 heures et demie environ. Il suit de là, qu'en quelques heures l'aspect du disque change : c'est ce dont on peut s'assurer facilement en examinant les dessins des figures 139 et 140. La première montre le mouvement des taches de Mars, d'Occident en Orient, dans le court intervalle de 2 heures

célestes du système solaire.) Arago estimait que l'éclat des taches polaires est plus que double de celui des autres taches brillantes ou des bords du disque.

1. Tandis que Cassini reconnaissait sans difficulté, en 1670, les taches qu'il avait vues en 1666, Maraldi regardait comme impossible d'identifier les dessins de Mars faits dans les années 1704, 1717, 1719. De nos jours, des difficultés semblables se sont présentées, en comparant les dessins de Mars faits en 1830 et 1837 par Béer et Mœdler avec ceux qui résultent des observations de 1858 faites à Rome par Secchi. Au contraire, M. N. Lockyer retrouve toutes les configurations principales des taches de Mars données par Béer et Mœdler, dans celles que cet observateur a reconnues luimême en 1862.

Il y a deux raisons principales qui expliquent la contradiction apparente de ces résultats. En premier lieu, on conçoit aisément l'altération qui résulte de la perspective pour des objets situés à la surface d'une sphère; le mouvement de rotation les fait voir tantôt de face, tantôt obliquement sur les bords du disque, et dans ce second cas, très-déformés. De plus, un effet semblable est la conséquence de l'inclinaison de l'axe de Mars, laquelle est, comme on sait, considérable; aux diverses oppositions, les pôles et les autres régions de Mars se présentent à la Terre sous des inclinaisons différentes, de sorte qu'aux déformations apparentes en longitude, s'en joignent d'autres en latitude. Cette première cause d'incertitude peut être aisément éliminée, et l'a été en effet, par une discussion géométrique des aspects des taches à diverses époques. Mais une seconde cause, toute physique, des différences en question, ne peut être de même écartée. C'est celle qui provient des changements réels survenus à la surface de Mars ou dans son atmosphère, changements qui altèrent réellement pour nous les contours des taches sombres ou brillantes de son disque. Nous en dirons plus loin quelques mots.

S minutes ; la seconde, à des intervalles encore moindres, de 1 heure et demie et i heure.

Il paraît que les taches obscures de Mars ont été vues pour la première fois par Fontana en 1636; Bartoli eu vit deux, huit ans plus tard ; et comme elles disparaissaient de temps à autre, cela fit soupçonner le mouvement de rotation, que Cassini I mit hors de doute en 1666, et dont il détermina le premier la durée : il trouva que le globe de Mars tourne sur lui-même, d'Occident en Orient, en 24'' 40". Maraldi, W. Herschel, puis de nos jours Béer et Msedler, reprirent, d'après leurs propres observations, le calcul de cette durée ; et tout

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Fig. 140. Rotation de .Mars. Mouvement des taches, d'après les observations de Norman Lockyer, le 23 septembre 1862.

récemment M. R. A. Proctor, astronome anglais, combinant des observations d'Hooke en 1666, de Dawes en 1856 et 1864, et de Browning en 1867, observations qui s'étendent sur 201 années et ne comprennent pas moins de 71 538 rotations de Mars, a conclu pour la durée de l'une d'elles le nombre de 88 643 secondes (24"37'°22\735) : ce résultat ne diffère d'ailleurs de celui de Béer et de Mcedler que d'une seconde. Telle est la durée du jour sidéral de Mars, plus long de 41 minutes 19 secondes qu'un jour sidéral terrestre. Pour en conclure la durée du jour solaire, il faut se rappeler que Mars achève une de ses révolutions autour du Soleil en 686J"98, que dès lors son année se compose de 669 rotations et 2/3, à peu

près ; et qu'ainsi cette même année, devant comprendre un jour solaire de moins, est formée de 668 | jours solaires de la planète. L'un de ces jours a donc en moyenne une durée de 24'^39">35^

On voit qu'entre Mai^s et la Terre, la différence est peu sensible, sous le rapport du mouvement de rotation : les phénomènes qui en sont la conséquence, la succession des jours et des nuits, le lever et le coucher du Soleil et des étoiles, s'y montrent à peu près les mêmes, s'y succèdent, à peu de chose près, dans les mêmes intervalles de temps. Mais si la vitesse angulaire de rotation est à peu près la même, la vitesse linéaire est beaucoup moindre que sur notre globe' : en un mot, un point de l'équateur de Mars, au lieu de parcourir 465™ par seconde, n'en franchit guère plus de inoitié : 244™. La force centrifuge est donc proportionnellement moins forte, et dès lors son influence sur la diminution de l'intensité de la pesanteur aux diverses latitudes y doit être beaucoup moindre que sur la Terre ; c'est sur cette considération que s'appuient divers astronomes pour regarder l'aplatissement donné par les mesures micrométriques comme exagéré.

La position des pôles de Mars a été déterminée d'après le mouvement apparent des taches, et l'on en a conclu 62° 43'. 5 pour l'inclinaison de l'axe de rotation- sur le plan de l'orbite.

1. Le rapport de ces vitesses est en raison directe des rayons des deux globes et inverse des durées de rotation ; pour une même latitude quelconque, un point de Mars a une vitesse linéaire de rotation un peu plus grande que la moitié (0.526) d'un point situé à la surface de la Terre.

2. D'après Oudemans. Sur Mars, l'obliquité de l'écliptique est donc égale à ay'ie'.S. Le même astronome donne les éléments suivants de l'axe de rotation :

Longitude du pôle nord de Mars 349° 1'

Latitude — — 61° 9'

Schrœler et W. Herschel ont donné des nombres peu différents. Il résulte de là que les solstices de Mars sont peu éloignés du périhélie et de l'aphélie (voy.fig. 136). Dès lors, c'est pendant l'hiver de l'hémisphère nord

C'est là, comme un l'a vu en visitant les précédentes planètes, un élément fondamental du climat astronomique et sans doute météorologique, puisque celui-ci est, dans une grande mesure, une conséquence du premier. Avant toute observation préalable, on peut en conclure que le globe de Mars est partagé en zones glaciales, tempérées et torrides, ayant proportionnellement la même étendue que les zones de la Terre,

Fig. 141. Mars à l'un de ses solstices. Inclinaison de l'axe de rotation.

l'inclinaison de l'axe terrestre ne dépassant celle de l'axe de Mars que de 4° environ. Ainsi, les durées des jours et des nuits, leurs variations selon les latitudes, leurs variations en un même lieu dans le cours de l'année et des saisons, les longues nuits et les longs jours des régions polaires, en un mot tout ce. qui regarde la distribution de la lumière et de la cha-

que le Soleil est dans sa plus grande proximité de Mars, en été qu'il est au contraire le plus éloigné. C'est une analogie de plus avec la Terre.

leur du Soleil, abstraction faite de leur intensité, sont autant de phénomènes presque semblables sur Mars et sur la Terre, Entre les deux planètes cependant, il y a une très-notable différence, c'est celle qui existe entre les durées des saisons. Sur Mars, elles sont beaucoup plus longues, et il y a entre leurs durées relatives des inégalités beaucoup plus considérables, double conséquence de la longueur de l'année de Mars, et de la grande excentricité de son orbite. Voici comment, pour l'hémisphère boréal de la planète, se partagent les 668 jours solaires de son année :

Le printemps dure 191 jours moy. de Mars.

L'été — 181 —

L'automne — 149 —

Et enfin l'hiver 147 —

Ces nombres sont relatifs aux saisons de l'hémisphère boréal; mais comme les saisons estivales de cet hémisphère sont les saisons hivernales de l'hémisphère sud et réciproquement, il en résulte que le printemps et l'été réunis durent dans le premier 76 jours de plus que dans le second : le Soleil est donc bien plus longtemps au nord qu'au sud de l'équateur, et dès lors sa chaleur doit s'accumuler dans l'hémisphère boréal en quantité notablement plus grande que dans l'hémisphère austral. Mais, sur Mars comme sur la Terre, il y a une certaine compensation provenant de la différence des distances de la planète à son foyer de lumière et de chaleur. Ainsi, pour prendre un exemple, quand Mars esta sa moyenne distance du Soleil, l'intensité des radiations solaires qui tombent à sa surface est exprimée par le nombre 0.431, en prenant pour unité l'intensité relative à notre globe ; à l'aphélie, ce n'est plus que 0.360, tandis qu'au périhélie la même intensité s'élève à 0.524, augmentant ainsi de près de moitié de l'aphélie au périhéUe. Tout compensé, l'hémisphère austral doit avoir des étés plus chauds et des hivers plus froids que l'hémisphère opposé, ainsi

qu'il arrive pour la Terre : seulement l'écart est plus considérable sur Mars ; la différence des températures y est probablement plus sensible.