L ENIGME SOLAIRE

sphère s'accroîtra dans les nicmcs propoilions et les prc'cipitations aqueuses se feront plus intenses et plus fréquentes. La courbe pluviométrique doit donc nous renseigner sur ce point. Ainsi, de proche en proche, nous arrivons à inférer de l'étude des phénomènes solaires une recrudescence périodique dos pluies, or c'est précisément ce que l'expérience a confirmé.

Ftn 1874, M. Norman Lockyer, depuis Sir Norman, découvre un cycle de pluie correspondant à la période undécennalc des taches. C'était d'ailleurs un fait connli depuis longtemps à Ceylan qu'il existait, dans l'intensité de la mousson, un cycle d'environ II années. Dans vm voyag"e aux Indes, M. Lockyer constate que la période comprend 5 à 6 années de sécheresse alternant avec 5 à 6 années d'humidité. On reconnaissait encore dans la - région une plus longue période d'environ 33 ans.

Peu après M. INIeldrum arri\e h des conclusions analogues par l'étude des pluies à Port-Louis, Brisbane et Adélaïde.

Remarquons, en passant, que, l'Inde se trouvant sous les tropiques, le climat y est extrêmement régulier. Cependant même dans des régions à latitude élevée on retrouve la même coïncidence.

Ainsi, en 1878, le D"" Mcldrum trouve qu'il y a une coïncidence remarquable entre la variation de la pluie et des taches k Edimbourg. Les années de maximum et de minimum de pluie et de taches, pour les cycles moyens, coïncident, et il y a une gradation régulière du minimum au maximum et du maximum au minimum voisin. Le minimum de pluie ar-

rive en moyenne dans l'année qui précède immédiatement l'année de maximum des taches.

Veut-on d'autres exemples : la quantité de pluie est en déficit quand les taches s(jnt au minimum et en excès quand les taches sont au maximum dans 54 stations en (Jrande-Bretagne (de 1824 à 1867) et dans 34 stations en Amérique.

L'influence du Soleil ne s'arrête pas là : en 1880, Chamber conclut de recherches très sérieuses qu'il y a une relation entre les variations des taches, la pression barométrique, la pluie et les famines dans l'Inde occidentale.

Dans les régions tropicales où le climat est très régulier, les fluctuations solaires s'y font sentir dans les moindres détails : les époques sèches se groupent autour des années de mininmm des taches, et les périodes pluvieuses au contraire autour des maxima.

A Rothesay, dans l'île de Bute (Ecosse) on a des statistiques depuis 1800 : la pluie annuelle totale suit le cycle des taches ; il en est de même pour la pluie de certaines parties de l'année, en particulier la pluie d'été. '

Dans l'Europe occidentale, par exemple à Londres, Paris, Bruxelles, Vienne, dans le centre de la France, les oscillations périodiques de la pluie sont beaucoup plus compliquées. Il ne peut pas dès lors être question de rechercher un rapport avec le cycle undé' cennal.

Cependant on a reconnu une oscillation cimiatériquc à période beaucoup plus longue d'une durée de 35 ans environ. Cette oscillation, déjà observée dans les pluies de l'Inde, a été découverte par Brûckner

L'^.NTOMK sot. AIRE >>T

flans les docniments m^tf^oroloo-iques pour l'Fnropp f)ccldentalp, non seulement depuis le début du XIX* siècle, mais depuis huit ou dix siècles, autant qu'on en peut jugfer maigre^ le peu de documentation qu'on possède pour les époques plus anciennes.

Or, en 1902, M. Lorkv^r montrait qu'il doit précisément exister dans l'activité solaire une période de 33 h 35 ans comprenant trois périodes undécennales et se .superposant aux premières. L'im de ces maxima absolus serait survenu en 1833, le suivant en 1S70, et le dernier vers Tf)o6. CeliTÎ-ri toutefois est moins apparent et consisterait surtout dans la lons;"ue durée du maximum. Or ces maxima absolus coïncident précisément avec les périodes pbnieuses de Rrûckner.

I/étude des pluies h T.ondres, h Paris, ?» Bruxelles montre les m^mes coïncidences. Mes recherches pour le centre^ de la France m'ont conduit h des conclusions analoorupt;^ rfe sorte que nous 'lerions actuellement en pleine période humide, ce qu'il est inutile de démontrer cette année, après les inondaiKons qui ont ruiné une partie de la France.

Mais les maxima de taches ne coïncident pas absolument avec l<»s maxima de pluie. Tl y a une sorte de retard, un âécnlns^c pour ainsi dire. ï,c phénomène de la pluie met un certain temps, plusieurs années, \ se faire sentir dans nos réi>-ions.

De plus, il faut g^rouper les totaux de pluie rt faire lies moyen ne.s.

C'est ainsi que les maxima d'activité solaire de 1870, T884, r8q4, ont fait monter la cotirbe des pluîrs et ont provoqué les maxîma des années groupées au-

loiir de 1879, 1887 et 1897. C'est le grand maxiniiim (les taches de 1906 qui s'est fait sentir nu centre de la France en 1910 et les années suivantes.

En achevant ce travail, j'ai été amené à une autre déduction non moins importante.

Les inondations de la, Loire, fleuve qui reste en entier dans le centre de la Frace, sont amenées par des conditions analogues.

Le maximum des taches de

^ 18 16 a amené les crues de la Loire en 1826

relui de iHjt) » »

etP., etc.

C'est l'explication de ces crues, arrivant tous les dix ou onze ans en moyenne, qui ne coïncident pas avec les taches, mais qui les suivent et paraissent soumises à une période analogue.

Pour la Seine, nous trouvons que les inondations sont surtout régies par la période de 35'ans. Ainsi toutes les grandes crues, celles de 1802, 1807, 1817, 18510, 1872, 1876, 1879, 1882, 1883, T910, tombent toutes 'sans exception pendant des périodes réglées par l'activité du Soleil.

La crue de 1910, si déplorable à tous égards, ne sera sans doute pas la seule que nous faisait prévoir l'activité du Soleil portée h son comble pendant lesannées 1905, 1906 et 1907.

Telle est l'explication des années pluvieuses que nous avons eues récemment, jusqu'en tqiS.

Diagramme établi par lAhlii- .Mhkkhx et mi>iilrant la relation itntrc .l'activité BOlairc et certains phéin'ini'nos terrestres d'ordre surtout clinia-

tdlotifiqiie

Alors que tout le monde se plaig-nait, en 190-^, de la s«^cheresse des terrains, de l'épuisement des sources, je pouvais déjà, à cette époque, prédire le retour dos pluies et de l'iiumidité ; et cela, g-rAce h IVlnde (lu Soleil.

Osera-t-on dire maintenant, que l'Astxonomie est une science purement spéculative, sans aucune applirntion pratique?

Veut-on d'autres preuves de son utilité? Tl suffit d'examiner la courbe du rendement de la vig'ne et relie do In production au blé, on est aussitôt frappé du parallélisme qu'elles présentent avec la courbe des taches.

L'Astronomie réalise un progrès dnns notre science, puisqu'elle nous apprend h prévoir, puisqu'elle nous permet d'ores et déj^i xl'affirmer que nous allons entrer «kins une période d'humidité ou de sécheresse.

L'agriculteur qui veut créer des prairies, le vigneron qui désire reconstituer un vig-noble, le grand propriétaire «jui doit immobiliser ses capitaux pour des travaux considérables, l'industriel qui doit lancer une affaire basée sur la considération du climat, tous sauront utiliser les renseig^nements obtenus par les astronomes, et réaliser ime économie do temps et d'arg'ent.

TVTalhourousement, il nous faut nous contenter h riiouro actuelle des prévisions g"énérales sans pouvoir descendre dans le détail. Mais le premier pas est franchi ; h la notion d'un Soleil sans variation ralorifî(|ue, l'Astronomie moderne a substitué celle d'un astre dont les pulsations vitales, pour ainsi

l'énigme solaire 55

dire, règlent l'existence des planètes presque dans ses inoindtcs phases.

La Météorologie nous apparaît alors, non comme un amas de statistiques sans lien d'aucune sorte, mais conunc une véritable science dont nous commençons à épelcr-lcs lois g^énérales. Tous ces phénomènes que nous voyons s'opérer journellement sous nos yeux, au sein de cette mince pellicule atmosphérique enveloppant la Terre, toutes ces manifestations électriques dont elle -est le siège, tout cela prend son origine dans le Soleii, notre vie dépend de la sienne, nous sommes baignés dans ses effluves. Ses rayons lécondants nous apportent un écho des lointaines tempêtes qui secouent ses enveloppes.

L'astronome constate une fois de plus celle merveilleuse harmonie qui relie les mondes, cl son esprit habitué à remonter des effets aux causes, pénètre plus avant eV rend un nouvel hommage à. Celui qui règle le cours des astres, qui dicte ses lois au Soleil comme à la Terre et qui dans l'immense Univers a tout arrangé avec poids et mesure.

Les Étoiles nouvelles

Aiinm sujet, depuis que les homincs observent la voûte céleste, n'a paru passionner l'astroname-phYsicicn comme la solution du problème des novœ.

vSi l'on se borne à la définition du mot nova, il semble qu'on doive admettre qu'à certaines époques, il existe des apparitions d'étoiles surgissant brusquement des profondeurs de la voûte, céleste.

A en croire une légende difficile à vérifier, ce serait à l'observation d'une étoile nouvelle que nous serions redevables de la vocation astronomique stellaire du grand Hipparquc.

L'an 134 avant notre ère, un astre nouveau, de première grandeur, avait, en effet, brillé dans la constellation du Scorpion : aussitôt, le savant de se mettre à l'œuvre pour dresser un catalogue des étoiles visibles à l'œil nu, sous le ciel de Bithynie. Dès lors — et c'était sans doute la pensée d'Hipparque — nulle contestation ne devait, plus s'élever désormais sur l'authenticité des futures no7»œ.

En fait, cependant, l'application de la photographie à la statistique des soleils de l'espace, devait montrer plus tard, que le terme û' étoile nouvelle semble assez mal choisi.

Plusieurs novœ existaient certainement avant que leur éclat les eût signalées à l'attention des observa-

LES ÉTOn.ES NOUVELLES ^7

leurs. L'étoile apparue dans la constellation des Gémeaux, le 12 mars ic)i2, et que M. Enebo nota de magnitude 4,3, le jour où il la découvrit, put être identifiée d'une façon k peu près certaine avec un nstre faible, de maofnitude 15, visible sur des clichés obtenus en 190g, c'est-à-dire trois ans auparavant.

De même, la nova de la Couronne boréale, classée de magnitude 2, au moment de sa découverte, le 12 mai t866, coïncidait exactement avec une étoile de magnitude 9,5 que Schœnfeld avait placée dans le rntnlogue de la Bonn Diirchnmsfcrung.

A côté de ces exemples qu'on pourrait multiplier, MOUS enreo-istrons, au contraire, des étoiles qui semtVIent bien, suivant la pittoresque expression dt> miss Clerke, être réellement « des parvenues » : témoin cette nova du Cvîrne, découverte le 24 novembre .S76, par M. Scbmidt, d'Athènes ; à sa position repérée, on ne put enreg-istrer aucune étoile antérieure tfe «•randcur quelconque.

De tels résidtats, précisément parce qu'ils sont nét^atifs, ne sauraient convenir pour trancher la question de savoir si des corps célestes peuAi-nt inopiné- 'T-if^nt surcfir dans un endroit où rien n'existait auparavant.

Les idées sur la formation de l'Univers et la genèse des soleils ont heureusement évolué depuis les contemporains de Tvcho. Beaucoup d'astronomes du xvi' siècle admirent volontiers que les novœ sont le résultat d'agglomération d'une portion de la matière répandue dans l'espace : on pouvait donc se trouver dans certains ras en présence d'une véritnble rréntion nouvelle.

Ces novateurs, hardis h leur ép)oque, étaient combattus par tous ceux qui, traditionalistes, se ralliaient .'i l'antique croyance de l'immutabilité des cieux. Pour eux, le monde, sans aucun doute, avait été créé tout d'une pièce et dans x\n état d'entière perfection ; aucune évolution future n'en pouvait modifier le plan primitif. L'apparition d'une nova s'expliquait, disaient-ils, par un rapprochement subit de l'étoile et sa diminution rapide d'éclat par un éloigfnement non moins brusque : hypothèses enfantines (\ue les friesures de parallaxe et de distances stellaires devaient relég^uer dans iin univers chimiérique.

D'autres admettaient l'existence antérieure de l'astre, h la place même de son apparition ; quelque orbe céleste analogue aux sphères de cristal venait-il, à la manière d'un phare tournant, interposer entre la Terre et l'étoile, une partie plus dense — telle une lentille— il en résultait un éclat subit et momentané de l'astre censé nouveau.

Quelques esprits plus imag-inatifs dotaient certaines étoiles de faces diversement lumineuses r « Quand Dieu veut montrer aux hommes quelques signes extraordinaires, écrivait le P. Riccioli, il fait tourne^r brusquement une de ces étoiles sur son centre ; par une semblable révolution, l'étoile qui apparaît un instant très brillante, se dérobe h nos regards, soit subitement, soit seulement peu à peu, comme la Lune dans son décours, suivant les circonstances de son mouvement. »

Ces explications, pour puériles qu'elles notjs paraissent à l'heure présente, témoignent, tout au moins, d'un zèle soucieux d'expliquer les moindres

LfcS ÉTOILES NOUVELLES $9

particularités des apparitions des novœ. Non seulement, en effet, ces astres curieux augmentent rapidement d'éclat, au point d'atteindre en peu d'heures ou de jours de fortes grandeurs «tellaires, mais ils manifestent une splendeur qui n'a jamais de lendemain. C'est pour cette raison que les astronomes ont rangé les novœ dans une classe des variables nonpériodiques, sous le nom d'étoiles temporaires.

Cette appellation, est-il besoin de le faire remarquer, n'a guère plus de raison d'être que celle d'étoile nouvelle. De piême, en effet, qu'avant l'usage des télescopes, on regardait les nova' comme de véritables créations, de même on s'était imaginé que ce« astres disparaissaient << après une vie qui aurait été courte pour un être humain et encore bien plus brève pour une étoile». Et S. Newcomb, auquel j'emprunte ces lignes, d'ajouter aussitôt : « Il est à peine nécessaire de dire qu'une telle hypothèse ne peut trouver place dans la science moderne. »

En fait, après avoir brillé pendant plusieurs semaines ou même plusieurs mois, les novœ reviennent lentement à leur grandeur primitive ; et si certaines disparaissent sans retour, ce peut être simplement parce qu'elles franchissent la limite de notre sensibilité rétinienne ou photographique.

Jusqu'à plus ample information, nous pouvons donc admettre qu'une nova est une étoile qui augmente énormément d'éclat une seule fois dans la période de son existence — autant qu'il nous est permis de le constater — pour revenir à son état antérieur (|u'elle conserve sans grandes variations dans la suite.

6o Ltb KIM1GMK.S UK LA SCIENCE

Cette définition répond-elle à tous les cas possibles ? C'est ce que nous ignorons ; car, sur la trentaine d'étoiles nouvelles enregistrées depuis les temps historiques, plusieurs sont douteuses ; celles observées visuellement ne sauraient fournir une base solide de discussion ; il nC' reste donc, au total, qu'une quinzaine de cas bien étudiés au spectroscope ou à l'aide de la photographie, et c'est sur ce maigre bilan qu'il nous faut asseoir des théories.

Deux pensées maîtresses résument à l'heure actuelle les idées régnantes sur la nature des novœ : l'hypothèse de la collision et celle de V explosion.

Toutes les deux se rattachent, par quelque côté, aux vues les plus audacieuses sur la formation des mondes et la constitution de l'Univers.

A ce compte, elles relèvent, jusqu'à un certain point, des questions cosmogoniques et c'est à ce titre que j'ai entrepris leur étude. Cette notice n'a d'autre prétention que de fournir un résumé très succinct des solutions possibles d'un problème extrêmement complexe et dont les données, au surplus, sont à peine connues et suffisantes.

L'ensemble des sondages opérés dans le ciel depuis William Herschel, a mis en évidence une loi assez simple de la distribution des étoiles : La densité stellaire augmente depuis les pôles galactiques, jusqu'au plan médian de la Voie lactée.

Notre Univers, celui du moins qui est accessible à notre vision instrumentale, n'aurait donc pas préci-

LKS ÉTOILES NOUVELLES 6l

sèment la forme d'un disque plat, comme le supposait Herschel, mais serait contenu dans une enceinte ■grossièrement limitée par les surfaces d'une lentille biconvexe.

Toutefois, les étoiles sont loin d'être réparties régulièrement au sein de cette sorte d 'ellipsoïde très aplati : faible au centre, la densité stellaire s'accroît vers les bords de la lentille, de sorte que l'ensemble serait assez bien représenté par un anneau d'un diamètre moyen de deux ou trois mille annéeslumière (i), espèce de tore plus ou moins régulier tout rempli d'étoiles.

Mais ce n'est pas tout ; Easton a montré récemment que les apparences de la Voie lactée s'accordent avec une distribution des étoiles en spirale, dans l'intérieur de notre Univers. Cependant, alors que pour cet astronome les spires sont convergentes vers le milieu de la lentille, tout me porte à croire, au contraire, que les branches spirales sont divergentes. L'anneau extérieur, dans cette hypothèse, exercerait une puissante attraction sur les étoiles centrales, si bien que la Voie lactée serait le terme commun où aboutiraient les membres isolés des grands courants stcllaires. En tic lentes processions, les astres dont la vue nous est familière se hâteraient vers lés bords de la fabuleuse agglomération dont nous faisons partie.

Peut-être faut-il rechercher là l'clfel coiislatt- p.ir

(i) Année-lumière, unité de mesure en astronomie stellaire : c'est le chemin que parcourt la lumière en une année ; il équivaut à lo milliards de kilomètres environ.

Kapteyn et rexplicaLioii du double courant déjà enreijislré.

Quoiqu'il en soit, ma théorie vient donner à l'hypolhèsc de la collision un appui c|u'on ne soupçonnait guère auparavant.

On sait que la plupart des novœ apparaissent dans ou sur les bords de la Voie lactée, c'est-à-dire aux endroits du ciel où la densité stellaire est le plus considérable. Ce fait, qui souffre peu d'exceptions, s'explique fort bien, disent les partisans de la théorie de la collision, si nous considérons qu'au centre de ri' ni vers, les étoiles sont fort éloignées les unes des autres et que, par conséquent, les rencontres d'astres brillants ou éteints sont peu probables.

Prenons notre Soleil comme exemple : nous voyageons avec lui au taux de 20 kilomètres environ par seconde. Si nous supposons les étoiles qui nous entourent à une distance moyenne de 10 années-lumières, une collision avec l'une d'elles n'aura des chances de se produire qu'au bout de 100 000 milliards d'années, d'après Arrhénius.

Admettons ces chiffres fort discutables ; il est évident toutefois que si notre Soleil traversait une partie cent fois plus dense, la rencontre arriverait plus facilement ; i 000 milliards d'années seulement suffiraient pour amener semblable phénomène.

Or, les clichés récents de la Voie lactée démontrent amplement que la densité des espaces célestes est certainement beaucoup plus grande d'une façon absolue, dans les régions voisines du plan médian galactique et dans le voisinage de l'anneau stellaire,

dont j'ai parlé, que dans les contrées centrales où nous vog^uons h l'heure actuelle.

Cette densité est encore acrnie par le fait, non constaté, mais très vraisemblable, que les astres éteints circulent en grand nombre dans l'espace.

Les rencontres aux abords de l'anneau stellaire g"alactique doivent donc n priori être très nombreuses, et c'est précisément ce que nous constatons au moment de l'apparition des novœ.'

Le principe, une fois admis, le champ reste libre pour le mécanisme qui doit produire le r»'sultf^it. Ou bien, la rencontre aura lieu entre deux soleils trop faibles pour être aperçus séparément et alors, la collision les fusionnant, "créera un astre nouveau dont la température s'accroîtra dans de fortes proportions ; nu bien, le choc s'effectuera entre un soleil à l'aofonie et un astre noir roulant sa masse éteinte depuis long-temps dans les steppes g-lacés des déserts intersidéraux ; ou bien, les deux soleils se frôleront et il en résultera pour chacim un regain d'activité, un brassag-e des ^a?. internes qui réveillera leurs forces momentanément assoupies ; ou encore, sous l'influence de leurs attractions mutuelles, leur trajectoire s'infléchira, les deux astres rapprocheront leur distance et, après avoir soulevé à leur surface des marées forrrtidables, continueront leur chemin vers des réo-îons opposées et lointaines.

Arrêtons-nous dans cette énumération ; déjh, la dernière hypothèse, bien qu'elle constitue le développement log-ique de la première, nous mènerait directement à la théorie de l'explosion que nous v^nvisagerons plus tard.

Examinée du seul point de vue mécanique, la supposition d'un choc, fCit-il simplement oblique, ne .suscite aucune objection capitale ; c'est donc à l'expérienre qu'il fallait s'adresser pour en avoir la justiiicition. Or, celte occasion se présenta au commencement de l'année 1892, lorsque lé D"" Andcrson annonça l'apparition d'une étoile temporaire dans le Cocher. C'était la première fois que les astronomes avaient pouvoir ph6tog;raphier le spectre d'une nova et mettre ainsi en évidence permanente les particularités constatées. Un premier examen fit découvrir, h côté des raies brillantes déjà connues, toute une série de raies noires qui doublaient les premières ; puis, fait plus étrang-e encore, les déplacements dt\s unes et des autres se produisaient en sens opposé.

Kn appliquant le principe Doppler-Fizeau relatif aux A'ilcsses radiales, tout se passait donc comme si deux astres animés de vitesses contraires s'étaient trouvés en présence : en d'autres termes, le spectre révélait l'existence de deux étoiles, l'une brillante, de nature gazeuse, s'éloio-nant de nous au taux de 30S kilomètres par seconde, l'autre plus semblable h notre Soleil et se rapprochant k raison de 512 kilomètres dans le même temps. Les deux astres s'étaient donc précipités l'un vers l'autre avec l'énorme vitesse de 820 kilomètres par seconde, et il en était résulté, soit une lég-ère collision, soit un phénomène de double marée avant provoqué l'embrasement observé par Anderson.

Ainsi, tout semblait en faveur de l'hypothèse en vog-ue, lorsC|Ue ne tardèrent pas h surgir des complications. Si la théorie était exacte, on allait voir bien-

tôt diminuer la vitesse relative des deux corps célestes ; or, il n'en fut rien ; trois mois après la rencontre, les déplacements des raies n'accusaient aucun changement. Seules, des masses énormes en présence — 15000 fois celle de notre Soleil, d'après Seeliger — pouvaient rendre compte de l'étrange constatation ; et encore fallait-il supposer que chacune d'elles parcourait exactement une parabole ; ou bien les orbites étaient hyperboliques et, dans ce cas, chaque étoile possédait sa vitesse propre depuis les extrêmes limites de l'espace : lés invraisemblances s'accumulaient.

Un examen plus approfondi du spectre montra ( nlin que la collision de deux corps était notoirement insuffisante pour expliquer tous les phénomènes constatés : V'ogel réclama la présence d'un troisième astre, Campbell en demanda quatre, Schuman n fil remarquer qu'on pouvait avec autant de raison en exiger six, et, finalement, Vogel jeta dans la mêlée un nombre indéfini de planètes.

Au surplus, un cataclysme aussi formidable produirait une telle volatilisation des matériaux en présence qu'il faudrait des milliers de siècles pour que la condensation de l'astre nouveau pût s'opérer entièrement ; or, nous l'avons vu, tel n'est pas le cas des étoiles tem[>oraires qui reviennent relativement vite à leur éclat primitif.

.'Vinsi, la théorie de la collision sombrait sous l'ensemble des faits à expliquer et il fallait chercher une autre hypothèse. Déjà sir William Huggins avait fait observer que la complexité, du spectre pourrait être due, en partie, à des renversements dans l'atmos-

KNIGMES DB LA 8CIEN0K. 3

phère d'une étoile unique. Imaginons, en effet, que pour une cause quelconque, la pliotosphère et la chronosphère de notre Soleil soient le siège d'une activité cent fois, mille fois plus intense ; immédiatement, nous constaterons, mais sur une vaste échelle, toutes les particularités specttales offertes par les novœ : renversements et déplacements rapides des raies en connexion avec des phénomènes d'absorption et d'émission, amplifiés par le volume des gaz et des forces mis en jeu. Un observateur non averti serait donc mal inspiré d'appliquer ici le principe Doppler- Fizeau et il ferait beaucoup mieux de se souvenir des belles expériences de Humphrey et Molher. Ces deux physiciens ont en effet montré, dès 1895, que les raies du spectre peuvent fort bien être déplacées vers le roug"e par un simple accroissement de pression (i).

Les effets, à vrai dire, sont identiques dans les deux cas, mais combien plus naturelle se présente à notre esprit cette hypothèse des perturbations d'une atmosphère stellaire où la poussée des gaz internes provoque de formidables explosions.

Parce qu'elle évitait les objections de la théorie de la collision, et qu'elle expliquait la plupart des faits constatés, l'hypothèse de l'explosion fut généralement adoptée par les astronomes. Toutefois, ceux-ci durent bientôt s'avouer que la nouvelle ex-

(1) Une simple augmentation de pression de 13 kg. par centimètre carré amène un déplacement des raies correspondant à une viteçèe d'éloignement de plus de 3 kilomètres par seconde.

plication était loin d'être aussi g-énërale cju'on l'avait supposé de prime abord.

Les spectres des étoiles temporaires sont, en effet, très loin de présenter les mêmes caractéristiques : les raies brillantes n'y sont pas toujours doublées d'un compag^non noir ; les novœ du Centaure (1895) et du Sao-ittaire (189S) découvertes par M'"^ Flemingen sont deux bons exemples. Ce fait, rapproché de plusieurs autres, nous sug-g-ère pour les étoiles temporaires des origines qui pourraient fort bien être différentes.

Cette complexité dans la genèse de ces astres ne fut jamais aussi bien mise en évidence qu€ lors de l'apparition de la nova de Persée, le 22 février 1901. En deux jours seulement, la nouvelle étoile devint l'astre le plus brillant de notre hémisphère boréal ; mais âéjh le déclin commençait. I.oin de baisser régulièrement, la courbe d'intensité lumineuse présenta de fréquents soubresauts, toujours accompagnés de variations spectrales. Du type Orion au maximum d'éclat, le spectre devint .semblable -i celui de la nova Cocher, raies brillantes doublées d'un com-

pagnon noir. Interprétés d'après le principe Doppler- Fizeau, hs (léplacenvnts des raies noires conduisirent .1 une \it(ss(' (le r TiDo kildinètres par seconde. Devant un résultat aussi invraisemblable, on songea h faire intervenir la pression, mais, cette fois, on jouait de malheur ; les déplacements qui, -en l'occurrence, auraient dir se produire vers le rouge, qe manifestèrent en sens opposé !

Bientôt la nnvti pril l,- caractère d'une étoile variable h courte période, avec des colorations liées à

son éclat. En juillet 1901, nouveau changement plus radical : le spectre était celui d'une nébuleuse planétaire, circonstance déjà constatée, d'ailleurs, dans plusieurs novcB à leur déclin. Au commencement du mois d'août, la principale radiation du nébulium y était nettement prépondérante, mais à la fin du môme mois, on vit se produire un fait inattendu qui allait ouvrir aux chercheurs la voie des plus audacieuses

spéculations.

Des photographies longuement exposées montrèrent, en effet, autour de la nova, des masses nébulaire's irrégulières dont l'ensemble représentait, bi la fin de septembre, une vaste formation spirale. L'examen des clichés antérieurj; fournit, en outre, la preuve que le développement de ce voile nébuleux avait débuté avec l'apparition de l'astre.

Alors, de deux choses l'une^: ou bien, les masses nébulaires avaient jailli de l'étoile, projetées au loin par les forces intérieures ; ou bien, la nébuleuse préexistait à la nova et son expansion radiale n'était qu'une illusion provenant du fait que la lumière, émanée de l'astre central et réfléchie,' nous parvenait après avoir atteint des couches de rayon graduellement croissant.

Les deux cas soulevaient, d'ailleurs, les problèmes les plus ardus de la Cosmogonie. Si le dernier paraissait de beaucoup le plus rationnel, le premier réunissait en sa faveur de nombreux faits dûment constatés lors de certaines apparitions précédentes.

Les étoiles temporaires de 1860, 1885 et 1895 semblaient plongées à l'intérieur de nébuleuses préexistant h leur apparition ; toutefois, ceux qui prétendent

que ce sont les nébuleuses qui dérivent des novce font remarquer, avec non moins de raison, que bon nombre d'étoiles nouvelles terminent leur existenc-. 'éphémère en émettant un spectre précisément anaîogfue à celui des nébuleuses : tel fut le cas des novœ de 1876, de 1893 ^^ de plusieurs autres découvertes par M""^ Fleming, notamment celles de i8g8 et de

L'antinomie des phénomènes accompagnant l'apparition et l'extinction des novœ pourrait fort bien n'être qu'apparente ; peut-être disparaîtrait-elle si les partisans des hypothèses en présence nourrisaient des idées moins exclusives.

Tous reconnaissent que la théorie de la collision n'est pas pleinement satisfaisante ; mais il est non moins certain que celle de l'explosion restera toujours incomplète, tant qu'elle ne nous fournira pas les causes mêmes du cataclysme. Enumérer toutes ces causes et les discuter sortirait du cadre de cette étude forcément restreinte ; nous nous bornerons donc, en terminant, h. exposer brièvement quelques suggestions propres h fournir des éléments de solution du problème.

Pour fixer les idées, imaginons un soleil comme le nôtre, de grandeur stellaire moyenne, et cherchons dans quelles occasions des perturbations, avec explosions violentes, pourraient se produire dans ses enveloppes.

Dans son rapide voyage intersidéral, bien des em-

bûches lui sont tendues. L'espace n'est pas aussi dénué de matière qu'on le croit g-énéralement ; des rencontres et des chocs sont possibles.

Supposons d'abord qu'il s'approche d'un soleil éteint : cela suffira pour provoquer une formidable marée. Dans son état actuel, le Soleil est soumis à une activité périodique se répercutant non seulement dans la photosphère, mais encore dans la chromosplière et dans la couronne. J'ai: montré à plusieurs reprises, et notamment dans'/.e Problème Solaire (i), que la cause de l'activité du Soleil réside, non pas dans son Intérieur, mais à l'extérieur ; ce sont 1rs phénomènes de condensation coronale qui, ag"issant par une augmentation de pression dans les régions équatoriales, créent, par là même, des centres de dépression vers les latitudes plus élevées. De \k, ces violentes poussées des gfaz intérieurs amenant les manifestations protubérantielles.

A plus forte raison, cette diminution de pression serait-elle largement favorisée si un astre de masse énorme soulevait, au moment de son approche, de puissantes marées à la surface de notre étoile centrale. Emprisonnés, comme ils le sont maintenant, à des millions d'atmosphères, les gaz intérieurs rompraient leur enveloppe et se précipiteraient dans la dirt'crion de la nouvelle masse attirante. La rotation solaire n'ayant pas cessé, le phénomène se répartirait sur une large zone et bientôt toute la masse participerait h rt-xplosion. Nous aurions encore un spec-

(i) I.e problème solaire par l'Abbé Tu. MoREUX, Edition Il Scjentifica », 87, boulevard Saint-Germain, Paris.

"Nuages et courants de matière noire Sï al associés à des objets nébulaires dans la Constellation d'Ophiucus îî

lie semblable à celui du Soleil actuel, mais les distorsions et les déplacements des raies avertiraient un spectateur lointain qu'un cataclysme effrayant bouleverse jusque dans ses profondeurs un soleil déjà refroidi par les siècles accumulés.

Le premier résultat d'une telle ralaslrophe serait de rajeunir notre Soleil, en aug-mentant considérablement son volume apparent et en diminuant sa densité moyenne. A un accroissement subit d'éclat et probablement de température, succéderait une rapide diminution des combinaisons chimiques et, suivant l'amplitude du phénomène, l'absorption des enveloppes pourrait être assez prépondérante pour paraître transformer l'astre soumis à ce régime en une véritable nébuleuse planétaire.

hst-ce à dire qu'on pourrait pousser plus loin les déductions et admettre que leffet de la rencontre serait de nature à provoquer la formation d'une nébuleuse analogue à celles que nous découvrons dans les profondeurs célestes ? Je ne le pense pas et voici quelques-unes de mes raisons. Il est facile de démontrer, en s'appuyant sur les principes de l'Analvse et de la Mécanique, qu'un corps en rotation, émettant normalement des projections gazeuses, ik- peut déterminer que la formalion de traînées nébulaires disposées en forme c!e spiralr d'Areliimède. Or, aucuni' des nébuleuses connues n'offrent une telle disposition ; toutes celles Cjui manifestent une tendance ^spiraloïde, possèdent ik-s branches largement omertes, resscmblanl plutôt au type de spirale <ht en limaçon.

I^es nébuleuses i\u ciel ne sont donc pas pr'.HJuites

SOUS l'influence de forces centrifuges diverg-entes, mais sous l'action de forces convergentes ; les masses y sont attirées vers le centre et non repoussées à la périphérie. Au reste, les forces répulsives, de quelque étiquette qu'on les affuble, paraissent impuissantes à construire les nébuleuses que nous connaissons et qui toutes atteignent des grandeurs inimaginables. En les voyant évoluer, nous assistons, non à la genèse de systèmes analogues au nôtre, mais h la construction d'amas stellaires très développés.

C'est sans doute une formation de ce genre qu'a rencontrée la curieuse nova de Pérsée, dont nous avons retracé l'histoire. En réalité, notre Soleil tombant dans un- amas d'étoiles, au sein d'une nébuleuse ou dans un nuage de météorites subirait des phénomènes semblables à ceux que nous avons décrits du fait de la rencontre d'un- soleil éteint ou de faible éclat.

Dans toutes ces circonstances, la masse solaire serait bouleversée momentanément, et c'est peut-être le sort qui attend notre étoile centrale, lorsque, poussée par une force irrésistible, elle atteindra, dans quelques milliers de siècles, les abords de la grande ceinture galactique.

Les Influences astrales

Jamais, depuis les peuples pasteurs d'autrefois, la terre ne vit éclore autant d'observateurs qu'aux moments troublés où nous vivons. Les moins crédu ■ les cherchent en haut les signes célestes révélateurs infaillibles de nos destinées. Un astre brille-t-il a;' ciel d'un éclat inaccoutumé, aussitôt on entend parlede l'étoile de la victoire.

Les astres auraient-ils une influence sur les destinées des mortels, comme se plaisaient à le professe-, les astrologues du moyen âge ? Chacun de nous au rait-il sur la voûte céleste une étoile présidant au -^ îfttes de sa vie et réglant pour lui les décisions de l'implacable destin ?

• C'est à la science de nous répondre. Interrogeons-la donc h la lumière des acquisitions les plus récentes de l'astronomie moderne.

'< Qu'êtes-vous, nous dit-elle, hommes orgueilleux, au milieu du grandiose univers? Votre planète, sur laquelle se débat l'humanité, est à peine un grain de poussière lancé au gré du vent dans le grand désert africain ; il est même téméraire aux plus grands d'entre vous de se comparer à un microbe rampantsur cette terre minuscule perdue dans l'ensemble des nstres. » "

Sans doute noxis sommes entourés d'<5to\les, soleil-*

74 lES ENIGMKS DE LA SCIENCE

parfois monstrueux ; mais si l'attraction relie les mondes célestes, elle s'exerce d'une façon si faible aux distances qui nous séparent des systèmes sidéraux, même voisins, que nos meilleurs instruments de mesure sont impuissants à la révéler.

Les photographies et les études récentes nous incitent à penser que l'univers où nous vivons, où nous mourrons, et dont la Terre ne sortira jamais, nr contient quiî quelques centaines de millions d'étoiles ; mettons un milliard et ce sera un gros maximum. Un milliard d'étoiles ! mais alors vous conviendrez qu'il n'en existe même pas une pour chacun de nous ! Voil^ qui rokVue aux pays des légendes cette conviction de nos ancêtres que chaque mortel avait son étoile au sein de l'ai'méc céleste.

Mais il \ a mieux : suppiimez par la pensée cin- ([liante millions d'étoiles prises au hasard, |)ersonne ici ne punirait en apercevoir les eoiisé(|uences.

Notre Tene, comnu' un coursier dans un manège, accomplirait son voyage annuel à raison d'une trentaine de kilomètres par seconde ; aucune planète ne serait déplacée et notre Soleil, d'un vol aussi rapide, continuerait à nous entraîner vers la belle étoile bleue qui étincelle dans la constellation de la Lyre et qui n nom X'^éga.

Les étoiles tes plus proches, celles drmi nou-. a\i)ns mesuré les distances, gisent à des trillîons de kilomètres ; pour nous \enir de cgs mondes lointains, la lumière, qui vole à raison de '^oo ooo kilomètres par seconde, est obligée de marcher pendant des années. Les intervalles entre les mondes de l'univers varient entre quatre et dix ou quinze années de lumière en-

viron. Aillant ilirc que le système solaire est pratiquement isolé dans l'espace.

Ainsi les astres en général ne peuvent exercer aucune action sur la Terre : les uns sont trop loin et les autres trop minuscules pour faire sentir leur influence sur nos affaires terrestres ; toutefois, parmi les membres de la famille solaire, il en est diuN (|ui par leur j^iosseur ou leur proximilé semblent écliappcr à la règle générale. Ces deux astn :sont le Soleil et la Lune, dont les actions coilibiné'. ^ amènent sur noife planète? les plus curieux effets.

Contentons-riou?; d'exposer aujourd'hui les influences solaires. C'est à vrai dire tout un chapitrf ^,.i l'astrologie moderne, mais d une astrologie que n nieraient nos devanciers du moyen âge.

Cette grosse boule de feu, un million trois cent mille fois plus volumineuse que la Terre, régit tous les organismes de notre planète.

I>aigné de ses fécondants rayons, jour et nuit nutic globe aspire sa chaleur et sa lumière. Mais la source qui nous réchauffe n'est point constante ; il y a vingt ans que j'affirme cette vérité, et j'ai enfin la satisfaction de constater que celle-ci progresse dans le monde des astronomes, même étrangers à la science du Soleil.

Notre grosse étoile centrale est comparable à niv ardente fournaise dévorant en quatre années et demie le combustible qui l'alimente. Puis le foyer s'atténue pendant les sept années suivantes, après quoi les mêmes phénomènes reparaissent.

La vie entière de l'astronome ne suffît plus pour étudier les manifestations variées des enveloppes so-

laires : nuages incandescents portés à^une tempéra- I lire de 6 ooo degrés ; ouragans terribles couvrant les surfaces mille fois supérieures àcelfe de la Terre L^l provoquant l'apparition périodique des taches ; explosions formidables qui engloutiraient des centaines de planètes comme la nôtre ; orages terrifiants près desquels les convulsions de notre mince atmospiière ne sont que jeux enfantins.

Sans doute, à la distance où nous sommes, nos yeux, sans le secours des télescopes, ne devinent rien des pulsations de cet organisme formidable dont la complexité effraie les savants ; mais la physique moderne a décuplé nos sens ; chaque jour la plaque photographique enregistre les fluctuations des enveloppes solaires ; attentif derrière ses instruments, armé de spectroscopes, l'astrologue actuel — je veux dire l'astronome — suit les phases de la lutte titanesque dont les péripéties se déroulent sous ses yeux cmer- VL-illés.

Toutefois ce rayon de lumière émané de la fournaise en ébullition ne nous apporte pas seulement le reflet des combats épiques que se livrent là-haut les éléments déchaînes. Protée aux formes incessamment changeantes, le rayon lumineux recèle en son sein toute la gamme des radiations, depuis celles qui édairent jusqu'à celles qui échauffent, qui électrisent, qui vivifient,- et qui fécondent.

Sous cette mécanothérapie naturelle et savante, la Terre vibre à l'unisson de la harpe solaire ; la mince pellicule sur laquelle rampe lé microbe humain est secouée de frissons convulsifs.

Nous avons vu qu^ toutes les onze années environ,

l'activité du Soleil augmente ; la raison du fait n'est pas facile à saisir. J'ai essayé, dans mon Problème solaire, d'en donner une explication rationnelle ; il y aurait là, à mon avis, un simple mécanisme de condensation. Les matériaux épars autour du Soleil et qui alimentent cet énorme foyer y sont attirés par couches quasi-concentriques. A une période de chute doit correspondre un accroissement de chaleur dû à une combustion plus complète. Et la preuve, c'est qu'aux moments où le phénomène se manifeste, de grandes surfaces sombres apparaissent sur le disque solaire : ce sont les taches, régions où, en raison de l'élévation inouïe de la température, tous les matériaux sont gazéifiés et nous apparaissent avec des teintes violet foncé. Les études les plus récentes, en particulier l'examen spectroscopique des taches et des nuages incandescents du Soleil, ^ont pleinement confirmé ma théorie et mes hypothèses. L'astre du jour agit sur la Terre comme un foyer intermittent. Il y avait donc lieu de se démander si cette source calorifique, dans ses variations, n'avait pas une répercussion sur notre climatologie et sur un grand nombre de phénomènes connexes.

Or, en fait, il y a déjà longtemps que le grand Herschel trouvait une relation entre le nombre des taches et le prix du blé en Angleterre. J'ai montré autrefois, statistiques en main, que la' production du l>Ié dan.s le mouili' et celle de la vigne en I<'rance suivraient pas à pas la courbe dé l'activité solaire. Plus récemment, j'ai trouvé que le nombre d'icebergs détachés du pôle nord et voguant à la dérive dans l'Atlantique est en rapport avec le phénomène des ta-

ches solaires. Ainsi, par un contre-coup facilennent explicable, notre climat, qui dépend entièrement du Gulf-Stream, peut subir des changements de température inverses de la chaleur du Soleil.

Toutefois, dans les régions continentales voisines de l'équateur, l'augmentation de chaleur aux périodes de liiaximum des taches s'accuse très nettement ; dans ces conditions, l'évaporation des océans augmente et les chutes de pluie suivent d'assez près le maximum undécennal des taches.

L'influence du Soleil ne s'arrête pas là : tous les onze ans, l'électricité solaire dégagée par les phénomènes chimiques dus à la combustion des matériaux volatilisés dans l'infernale fournaise vient par influence exciter notre atmosphère ; les aurores polaires redoublent alors d'intensité au-dessus des régions placées de notre planète ; l'aiguille magnétique s'affole et nos boussoles perdent le nord ; de grands courants électriques sillonnent le globe dans le sens de la rotation ; les lignes télégraphiques cessent de fonctionner des heures et même des journées entières ; Içs gaz intérieurs soulèvent l'écorce terrestre, les volcans s'allument, les cyclones parcourent les océans ; nul atonie, nul être vivant ne peut su soustraire aux forces mystérieuses qui s'échappent de l'astre central.

Toutefois ces manifestations s'exagèrent encore tous les trente-quatre ans ; la crise solaire se fait alors sentir surtout dans nos latitudes, où les cycles de pluie et de sécheresse alternent par demi-périodes de dix-sept années environ.

Devant de tels faits, ce serait folie de croire uu«

Vètfe humain peut échapper k l'influence des convulsions solaires. Notre organisme est beaucoup plus sensible que ne le supposaient les physiciens d'autrefois : nous ne voyons pas l'électricité, et cependant nous la sentons lorsque menace l'orage.

Le flux électrique émané du Soleil doit donc influencer notre système nerveux et se traduire par des effets tang-ibles sur une nature Toujours prête :'i enregistrer les ondes parcourant l'atmosphèfe.

N'a-t-on pas constaté Chez l'homme l'existence de courants analogues h ceux qui sillonnent nos lig-nes télégraphiques ? Chacun de nous est comparable à une sorte de pile ou mieux de dynamo qui s'entretient elle-même, qui développe autour d'elle un champ magnétique défini, une machine où circule un fluide dont le potentiel varie à chaque instant. La substance nerveuse paraît, en effet, manifester de.s pôles à l'instar d'un aimant, ou peut-être d'un noyau de fer doux enchâssé dans un anneau Gramme.

Sans doute ces comparaisons pèchent encore par plus d'un point ; la science de la matière organisée n'a pas dit son dernier mot ; nous avons tout à découvrir en cette voie et celui qui fixera la nature de ce que nous appelons l'influx nerveux apportera à la médecine et à la physiologie une énorme contribution.

En tout cas, quelles que soient nos hypothèses actuelles, les faits sont là : notre corps est en tout point assimilable à un détecteur de T.S. F. enregistrant les moindres variations du flux électrique solaire.

Des exemples ! J'en ai recueilli des centaines au

LES INFLUENCES ASTRALES 8l

cours de mes observations. J'ai passé une partie de ma vie dans le professorat, donc en contact avec des élèves petits et grands. Or, règle générale, les punitions augmentaient les jours de grandes déviations magr^tiques. Ainsi, non seulement les taches solaires affolaient la boussole, ce barreau aimanté de nature purement métallique, mais encore l'organisme complexe de l'enfant, sensible à l'excès, et qui, ne trouvant pas chez lui la force de réagir contre cette excitation momentanée, se livrait à ces moments de crises générales à toutes sortes d'excentricités.

Ce n'est là qu'un exemple. Petits ou grands, reconnaissons que l'état électrique de l'atmosphère, lié au Soleil, influe sur notre caractère, sur nos dispositions, sur notre humeur essentiellement variable, et probablement sur la bonne entente dans les ménages ; sur nos réunions parlementaires, sur le vote 'de nos lois — qui sait encore ? — • sur la tension des relations diplomatiques entre les Etats et finalement sur les déclarations de guerre.

Ce que nous admettons, en effet, pour un organisme isolé, doit être vrai à plus forte raison quand il s'agit d'un ensemble ; ici, la volonté individuelle s'atténue, la foule obéit à la loi mathématique des grands nombres.

Aux périodes de minimum d'activité solaire, si mes déductions sont légitimes, doivent correspondre des années de calme et de paix pour les nations.

Jetez un coup d'œil sur le diagramme donnant les variations du Soleil et vous constaterez vous-même à quel point l'Astronomie peut indiquer aux gouver-

nants « conducteurs du char de l'Etat » les paliers, les virag-es brusques et les tournants dangereux.

11 y H fort longtemps que les astrcMiomes avaient remarqut^ la <?Dïncidence des minima d'activité solaire avec les années d'exposition universelle. Mais li mesure (]ue cette activité augmente, il faut constater qu'une sorte de fièvre semble prendre possession de )'luinianit(' : l(\s querelles naissent, les guerres éclatent entre l(\s |)eiiples ; on dirait qu'un vent de folie .igilc en menu- temps tous les cerveaux.

Allons plus loin encore et ajoutons à ces considérations une remarque que j'ai communiquée à qui voulait l'entendre longtemps avant la guerre, aussi bien dans mes articles que dans mes conférences : plus une. nation si- rapproche de l'animalité et moins elle est en état de réagir sur les phénomènes dej'instinct ou de l'inconscient. Etudiez l'histoire contemporaine et vous verrez que les deux fois où, en l'espace d'un demi-siècle, les Allemands ont mis le feu h l'Europe, il y eut avec les grandes crises solaires des coïncidences remarquables. La guerre de 1870 est arrivée peu après le grand maximum d'activité solaire, commencée en 1867 ; celle de 1914 n'a pas suivi de très loin les convulsions électriques du Soleil des dernières années. Longtemps avant 1913, après Agadir et le Maroc, les esprits avertis sentaient qu'une guerre était dans l'air.

Si ma thèse est exacte, la science aura démontré une fois de plus k quel niveau d'abaissement moral conduit la Kultur allemande.

L'Eiiîsnie Martienne

De toutes les planètes du système solaire, Mais, on peut hautement l'affirmer, est de beaucoup la mieux connue. Ce résultat tient à une double prérogative.

A part notre satellite et la petite planète Eres, qui. au point de vue physique, semble, en raison de sa petitesse, inaccessible à nos instruments, Mars est le monde le plus proche de la Terre. A vrai dire, cet avantage paraîtra bien illusoire si nous constatons qu'aux oppositions défavorables la planète reste encore à une distance égale à loo millions de kilomètres en nombre rond ; mais, par contre, il arrive (jue Mars et la Terre peuxent se trouver en niénic ten>ps dans la iiariic la plus proche de leurs oibiu-s respixtix l's Ions les quinze eju dix-sept ans : la distaiicL' peut alors ti(.\scendrc au miniiiiiiin à ^it^ioocoo kilomètres. Dans les meilleuics eoiidilioii.s, le (lis(|U(' de la planète sous-teml un angle de J5"\ cl i)ien <|ue ce di^^que ik- présente, lors de ces oppositions favorables, qu'une surface 5000 fois plus petite que celle de la pleine Lune, la quantité de détails que la \ision télescopique permet d'y afXMcevoir est inimaginable de prime abord.

La vraie cause en d6it être attribuée à la transparence de l'alniusphère martienne, plus raréfiée que

la nôtre. Il est certain que des habitants placés sur Mars seraient beaucoup moins, favorisés .vis-à-vis de la Terre. M. Langley, dans une série de recherches bien connues sur l'absorption par l'atmosphère terrestre des l'ayons lumineux (i), a démontré, en effet, que la surface de notre globe ne reçoit que 60 % des rayons traversant normalement les couches atmosphériques. Le sable blanc lui-même diffuse à peine le quart de ces radiations : soit 14 ou 15 % environ. Mais ce nombre, déjà faible, subit encore, en traversan-t de nouveau l'atmosphère, la même perte qu'en y arrivant la première fois, c'est-à-dire 40 %. Il suit de là qu'un observateur placé sur Mars, à une opposition favorable, ne recevrait du centre apparent du disque terrestre que 8 à 9 % des rayons, c'est-à-dire 1/12 seulement de la radiation totale.

Malgré sa faible valeur, ce chiffre de 1/12 n'est pas encore l'obscurité, et mms pourrions espérer découvrir les configurations d'une planète dans ces conditions, si une nouvelle cause n'inte-rvenait encore pour dérober à nos yeux la surface du sol ; cette cause, ainsi que je l'ai établi autrefois à propos de la planète Vénus, c'est le pouvoir diffusif de l'atmosphère (2).

En tenant compte de cette absorption, plus ou moins grande suivant les portions du disque, nous voyons immédiatement qu'elle est minimum au centra apparenl d'une planèle, là viv le ravoti visuel

(i) Ann. Jowrn. of. Se, vol. XXVIIT, p. 163. (2) Th. Morhux : La rotation de Vénus. Bull. Soc. Astr. de Fr., août 1899.

l'énigme martienne 85

a le moins d'atmosphère à traverser, et qu'elle croît constamment à mesure que l'on approche du bord, où elle atteint son maximum. Ceci nous explique alors très simplement pourquoi une planète dotée d'une atmosphère faible et transparente ne laisse plus voir de détails dans ses portions voisines du limbe.

Les phénomènes de diffusion produiront un autre résultat, dont on a rarement tenu compte jusqu'ici et sur lequel nous aurons l'occasion de revenir dans la suite : ce sont les colorations propres de l'atmosphère elle-même. Dans une étude Sur l'origine du hleu du ciel, M. Sagnac a parfaitement démontré que cette coloration est due à une diffusion sélective des rayons solaires, se produisant surtout dans les couches atmosphériques les plus élevées ; le phénomène est donc, pour ainsi dire, fonction de la raréfaction des g"az de l'air. N'est-ce pas le cas ou jamais d'appliquer cette théorie à l'atmosphère raréfiée de notre voisine ?

Nous nous sommes étendus sur ces faits, car, en Astronomie planétaire, on est trop souvent porté h les oublier, et l'on arrive ainsi à des interprétations erronées des détails constatés et dessinés.

Une transparence aussi extraordinaire de l'atn^osphère de Mars a permis depuis lonsftemps de calculer la durée de rotation de la planète. Cette détermination ayant atteint dans ces dernières années une haute précision, il serait vraiment regrettable de la passer sous silence avant d'aborder l'étude physique de la planète.

A la fin du xvii« siècle et au commencement du

xviii", J.-D. Cassini, iMarakJi cl VV. Hcr.scliel avaient déjà donné, avec une grande approximation, la durée de rotation de Mars, mais n'avaient probablement pas tenu compte de ce fait que Mars perd en apparence une rotation pendant une révolution autour du vSoleil, de sorle (ju'il serait nécessaire de repren<Irc leurs travaux pour y appliquer les corrections utiles.

Dans les temps modernes, des astronomes comme Kaiser, Proctor, Marth et Backhu)'zen sont tombés d'accord sur le chiffre des secondes, et l'incertitude, à partir de 1864, ne portait déjà plus que sur les centièmes <le seconde. M. Denning, l'habile astronome de Bristol, a repris cette étude, et ses propres observations, s'étendant sur une période de trente ans (de 1S69 à 1899), nous permettent de considérer les résultats qu'il a publiés comme vraim.ent définitifs.

La période de rotation qu'il a calculée (1) tombe entre la valeur adoptée par Proctor et celle de Bachuyzen, et on peut la fixer à 24 h. 37 m. 22 s. 70.