CONSTITUTION PHYSIQUE ET MÉTÉOROLOGIE DE MARS

L'étude de la surface de Marsi de ses taches sombres ou brillantes, des variations de forme et d'éclat de quelques-unes, de la permanence des autres, a fourni, comme nous l'avons fait pressentir plus haut, des indications d'un haut intérêt sur la constitution physique de cette planète, celle de toutes dont la surface est la mieux connue, et qui parait se rapprocher le plus de la Terre. Entrons à ce sujet dans quelques détails.

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, absoi^bant 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 en grande partie.

D'où vient la coloration rougeâtre qui caractérise les parties brillantes du disque? Si Mars était lumineux par luimême, 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 natui^e 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. Nous ne connaissons

Fig. 142. Hémisphère ou mappemonde de Mars; projection sur l'équateur, d'après Bcer

et Mœdier.

pas d'observations qui confirment ni contredisent cette conséquence de l'hypothèse de Lambert.

Enfin, on a cru pouvoir expliquer la couleur des taches par la réfraction des rayons lumineux du Soleil à travers l'atmosphère de Mars. 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 ; comme le remarque fort bien M. Hug-

gins, la couleur rouge de Mars ne peut avoir son origine dans l'atmosphère, puisque les calottes polaires sont incolores, bien que la lumière qui nous les fait voir ait traversé des couches plus épaisses que la lumière des régions centrales. On ne 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 peut-être un jour, Mars est, après la Lune, le corps céleste dont nous connaissons le mieux la constitution

Fig. 143. Mappemonde de Mars, projetée sur un méridien, d'après les observations de lîecr

et Mœdicr.

physique, la géographie. Les travaux des deux astronomes que nous avons eu l'occasion de citer et que nous citerons encore. Béer et Msedler, nous permettent de donner ici (fig. 142 et 143) les hémisphères de Mars vus dans deux situations différentes, en face des pôles et en face de l'équateur.

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'accroit progressivement, de

sorte que le minimum de chacune correspond toujours à l'été, et son maximum à l'hiver de l'hémisphère où elle est située. C'est ainsi que, pendant l'opposition de 1830, 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 ; à partir de ce moment, elle s'élargit de nouveau (Béer et Msedler). 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 l'hiver de l'hémisphère sud de Mars.

Ainsi, de la Terre, nous assistons sans doute à la formation des glaces polaires, à la chute et à la fonte des neiges^ sur le sol d'une planète voisine, en un mot à toutes les vicissitudes de chaud et de froid séparant les saisons de l'hiver et du printemps, de l'automne et de l'hiver. La succession de ces intempéries est aujourd'hui si bien établie, que les astronomes peuvent prédire approximativement la forme, la grandeur relative et la position des taches du pôle boréal et du pôle austral.

J'ai dit que les deux taches blanches n'offrent pas la même étendue, soit pendant leurs hivers, soit pendant leurs étés respectifs. La calotte neigeuse de l'hémisphère austral varie dans de plus grandes limites que celle du pôle opposé : beaucoup plus étendue pendant sa saison d'hiver, elle diminue pendant l'été de manière à n'être plus, en surface, que la cin-

1. « Si les taches polaires sont véritablement de la neige, leur diminulion à l'approche de l'été ne peut avoir lieu que par la fonte et l'évaporation continuelles; l'épaisseur de cette neige est, d'après toute vraisemblance, trèsconsidérable. Ces parties de la surface se disposant à s'évaporer, doivent par conséquent être extrêmement humides; or, un sol vaporeux et marécageux est certainement, de toutes les parties d'une surface, celle qui est le moins susceptible de réflexion et qui dès lors doit nous apparaître la plus foncée. » {Béer et Mwdler.)

PL. XXIL

Praion , Lah

Itnp FrcuUery.

Le 27 mai 1873, d'après Prooto/'.

quième partie de la tache neigeuse du pôle boréal. Cette différence s'explique aisément : par le fait de l'inclinaison de l'axe de la planète sur le plan de l'orbite, c'est le pôle austral qui se trouve tourné vers le Soleil, lorsque Mars est à une de ses plus petites distances du foyer de lumière et de chaleur. L'été n'arrive au contraire, pour le pôle boréal, qu'à l'époque d'une de ses plus grandes distances. A la vérité, ces différences de température se compensent en partie dans le cours d'une révolution; mais, comme nous l'avons déjà dit, les extrêmes de chaud et de froid n'en subsistent pas moins.

Ainsi donc. Mars offre avec la Terre les analogies les plus curieuses, et il est probable que les habitants de Vénus 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 l'eau. 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-évidente dans les vues de Mars que nous donnons dans la figure 139 : les taches blanches et brillantes sont loin de se trouver aux extrémités d'un même diamètre de la planète.

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. C'est ce que des observations récentes ont d'ailleurs rendu probable. En effet, 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 l'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, rCheure en heure, 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 des nuages en avant des différentes taches. » Les beaux dessins qui accompagnent le Mémoire paraissent justifier pleinement cette opinion. Les différences de forme que des taches, évidemment permanentes, ont offertes à divers observateurs dans les oppositions successives, ou même à chaque astronome dans le cours d'une série d'études télescopiques, viennent à l'appui de cette manière de voir.

L'analyse spectrale confirme aussi toutes ces probabilités de l'existence d'une atmosphère formée de gaz et de vapeurs. Dans le spectre de la lumière de Mars, en effet, le P. Secchi a vu des lignes semblables à celles de la vapeur d'eau de notre atmosphère. W. Huggins a observé une raie dont la position ne coïncidait avec aiicune de celles du spectre solaire, d'où la conséquence qu'elle est due à l'absorption de la planète et probablement à l'atmosphère qui l'entoure; d'autres raies lui ont paru identiques à celle qu'on voit dans la lumière solaire quand elle a traversé les couches les plus basses de notre atmosphère ou des stratus peu élevés, et qui sont dues sans doute à l'absorption par les vapeurs ou les gaz dont ces couches sont formées. Ainsi, Mars possède certainement une atmosphère vaporeuse. Déjà nous avons dit que les bords plus lumineux du disque laissaient présumer l'existence d'une atmosphère qui efface par son éclat les taches sombres, au moment où la rotation les amène vers les bords ^ .

1. M. Vogel, dans ses études de spectroscopie planétaire, a confirmé ces résultats. Voici un extrait qui concerne Mars : « Dans le spectre de Mars, dit-il, on retrouve un très-grand nombre de raies du spectre solaire. Dans les portions les moins réfrangibles du spectre, apparaissent quelques bandes

La météorologie de Mars est donc en grande partie connue. Elle présente, on le voit, les plus grandes analogies avec la météorologie de la Terre. Mais en même temps de notables différences les distinguent. Comme l'a remarqué un savant professeur, M. John Phillips, l'échange considérable d'humidité qui se fait périodiquement entre les deux hémisphères, 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 doit-elle pas produire aussi de terribles inondations périodiques ?