III. — La Gémination

Cette discussion serrée des vues de M. Lo\Vell semble laisser peu de place à l'examen du fait de la gémination. Alors qu'il nous est difficile de nous prononcer sur la réalité des canaux fins, comment pourrions-nous aborder les problèmes autrement complexes du dédoublenient de ces canaux ? Nous ne saurioUs toutefois nous dispenser de dire un mot des hypothèses ayant la prétention d'expliquer ce mystérieux phénomène, car les théories de la gémination ont pris une place prépondérante en ces dernières années dans la littérature aréographique.

Laissons de côté celles qui, basées sur l'artificialité, attribuent le dédoublement aux prétendus habi-

L KNlGMlL IMAUliKNNE 107

tants de la planète, canaux (rirrigation, écluses, digfues, etc.. C'est le cas de répéter ici les paroles de M. Maunder : " Nous n'avons pas le droit d'avoir recours à l'artificiel et à l'inconnu avant d'avoir épuisé les méthodes naturclks pour expliquer un phénomène.

L'hypothèse qui, dans le monde scientifique, sembla jouir au début de la plus grande faveur, est celle qu'a proposée M. Stanislas Meunier. Elle s'appuie sur une expérience facile à réc^liser : Si l'on enveloppe d'une mousseline un globe poli sur lequel on a préalablement tracé des lignes sombres, ces canaux, sous certains éclairements, apparaissent nettement doubles. Sur Mars, la brume s 'étendant au-dessus des continents remplacerait la mousseline. Malheureusement, tout ingénieuse qu'elle soit, cette théorie est en désaccord avec les faits les mieux constatés. C'est le cas de dire, avec le directeur de la Section de Mars à la British astronomicat Association : " S'il y avait deux lignes d'égale intensité (les deijx composantes d'un canal double), nous voudrions savoir comment tel expérimentateur n'en voit qu'une, tandis que tel autre les voit toutes les deux ! En 1886, M. Schiaparelli voyait les canaux Euph rates, Orontcs, Phison et Jamima toujours simples, tandis qu'à Nice, MM. Perrotin et Thollon les voyaient nettement doubles (i). "

Nous ajouterons qu'en soumettant cette hypothèse au calcul, ce que l'on aurait du faire tout d'abord, on arrive immédiatement à la conclusion qu'elle est

(i) Th. Moreux ; Vues nouvelles sur la planète IVIars. Revue des Quest. scientif., octobre 1696.

Io8 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

inadmissible. Aux oppositions pcrihéliques, par exemples, si l'on adopte la théorie de M. Stanislas Meunier, la ligne parasite formée par l'image réfléchie d'un canal devrait se rapprocher dans une même nuit de l'imag-e réelle, l'écartement étant maximum h 0,707 du centre (le rayon de la planète étant 1) pour devenir nul au méridien central et repasser ensuite par les mêmes valeurs. Dans les conditions les plus favorables pour la théorie dont nous parlons, alors que Mars présente une forme g'ibbeuse, l'écartement des deux lignes ne saurait avoir lieu au centre ainsi qu'on a voulu le dire, mais à une distance de sin 21° = 0,358. Or, jamais astronome n'a constaté de pareils faits.

La seconde théorie en date peut se formuler ainsi : Toute ligne fine aperçue à la distance de la vision non distincte nous apparaît double. Il y a là un problème physiologique intéressant, dont j'ai donné la solution autrefois (i). Ces apparences tiennent à une imperfection de notre cristallin ; elles se produisent nécessairement avec la vision tclescopique, si l'image d'une ligne fine cesse d'être au point. Or, il paraît difficile au premier abord d'admettre que des observavateurs habiles ne sachent pas manier leurs instruments ; mais, d'autre part, tous ceux qui ont employé de puissantes lunettes savent combien sont fréquentes les variations de distance focale dans un intervalle de temps très court. Cela tient aux changements de température et aux courants atmosphéri-

(i) Th. Moreux ; Rev. des Quest. scientif., même article.

l'énigme martienne 109

qucs amenant des variations de l'indice de réfraction

de l'air.

Dans les lunettes à grandes distances focales, la mise au point change à chaque instant. Si donc une lig-ne fine apparaît très nette à un moment donné, l'instant d'après elle peut se montrer aussi nettement double.

Cette théorie, que j'ai défendue autrefois, me paraît cependant inapplicable au dédoublement des canaux, depuis que j'ai pu observer Mars, d'une façon assidue. Elle s'accorde peu, d'ailleurs, avec le caractère permanent des géminations, telles que les a décrites Schiaparelli.

La plupart du temps, en effet, les canaux s'élargissent avant de se dédoubler, et cette forme peut persister plusieurs jours de suite. Puis le milieu du canal, ainsi que nous l'avons déjà dit, prend une teinte claire, et finalement les deux composantes apparaissent. Plusieurs observateurs, et des plus sérieux, admettent le fait et en donnent l'explication suivante (i) :

" La o-émination des canaux de Mars, dit le capitaine Molesworth, semble être réelle, et non illusoire ; elle est due, à mon avis, et dans presque tous les cas, h l'existence et à la visibilité variable de deux canaux distincts presque parallèles : tantôt un canal, tantôt deux canaux devenant visibles. Ceci expliquerait l'anomalie apparente d'un canal vu simple et double en même temps par deux observateurs. Quand

(i) Report of the Bristish Astr. Association ; mars, année 1903, p. 89.

liO LES ENlGMiiS DK LA bCiKJNCE

on voit les deux canaux, l'espace lhlic ^.l.:- i^sL j^enéralement légèremenl ombre, et cette traînée ombrée donne souvent l'impression d'un canal simple, large, diii'us, quar.d on ne xoil pas les bords plus sombres.

Eniin, la théorie du contraste expliquerait plus iWin cas. Imag-inée pour justilier l'apparition des canaux faibles, elle peut s'appliquer 1res sûrement à la tiémination.

\'oici en quoi elle consiste : Lorsque deux teintes d'intensité ou de couleur différentes sont juxtaposées,' l'œil saisit surtout le lieu de démarcation des deux teintes et nous avons une tendance à tracer !a limite commune sous forme de ligqe. Cette illusion est tellement nnlurelle que c'est sur ce principe que repose notre science du dessin. En fail, les lig'nes n'existent pas dans la Nature, et le peintre, lorsqu'il ne se sert pas du pinceau, est forcé d'interpréter par des traits la forme des objets. Tout le monde a remarqué que, dans les lavis procédant par teintes de plus en plus foncées, le relief n'est jamais obtenu entièrement si le dessin est vu de trop près ; l»s différentes teintes s'éxag^èi'ent sur leurs bords et donnent lieu à de \ éritables lignes plus foncées aux endroits où commence une surface moins sombre. Cette théorie, Cjui fut énoncée par (îreen en 1879, fut confirmée en 1808- par différents astronomes, et entre autres par le Kévérend P. H. Kempthorne. A lopposition de 1900-1901, îë capitaine îMolesMorth, qui avait étudié les canaux à ce point de -vue, écrivait ceci ( ; ! : 1 ,i inclusion de mes observations est que.

(1} Même rapport, p. 90

l'énigme martienne I I I

dans la grande iiiajoi'ité dos cas, les canaux, surtcuit s'ils sont ra'!l)les, ne sont antres (jiie les bords k\i^èrenient plus sombres de surfaces très l'aiblemen'i teintées, l^ans certains cas, on n'aperçoit aucun canal, on dislingue seulement le simple contour d'une surface ombrée. Quelquefois le bord du canal est parfaitement net et défini du côté de la surface claw'e, l'autre bord se dégradant peu à peu dans la portion ombrée. "

Si maintenant nous imaginons une large surface somijrc sur un -ojint brillant, la même théorie rendra compte d'une double traînée aux deux bords. Bien que cette hypothèse n'ait jamais été explicitement énoncée, elle hous paraît ar.ssi logique que celle dont elle dérive, et nous avons de bonnes raisons de croire qu'une telle disposition sur Mars a donné lieu bien souvent à de prétendus phénomènes de dédoublement.

La conclusion de tous les travaux que nous ncnons d'analyser s'impose maintenant avec une inéluctable nécessité.

Nous ne savons presque rien de la planète Mars. Si les configurations qui paraissent stables nous sont à peu près connues dans les grandes lignes, nous ne saurions nous prévaloir de leur connaissance générale pour en inférer leur forme réelle. Mars est trop éloigné et nos instruments trop peu perfectionnés, les causes d'illusion trop nombreuses pour que nous soyons assurés, lorsque nous avons une carte de Mars sous les^eux, de posséder la topographie véritable de la planète. Aux partisans de l'opinion contraire, je me contenterai de répoivlre par un exem-

pie. Personne ne conteste que l'aspect télescopiaue de la Lune, comparé à un dessin de notre satellite fait à l'œil nu, change du tout au tout. Un grossissement de 75 fois appliqué â la planète Mars nous fournirait précisément un disque égal en diamètre à celui de la Lune vue^à l'œil nu. Comment qualifier le raisonnement d'un observateur qui prétendrait avoir ainsi une idée adéquate d'une planète vue dans ces conditions ? Le même argument subsistera dans toute sa force si nous augmentons de dix fois le pouvoir de nos instruments. Peut-être connaîtrons-nous un peu mieux le monde offert à nos regards, mais jamais, tant que nos moyens optiques ne recevront d'autres perfectionnements, nous ne pourrons nous flatter d'avoir sous les yeux une carte réelle de la planète.

Le résultat serait-il atteint que nous resterions encore devant une mappemonde martienne dans la situation d'un ingénieur contemplant le plan d'une terre inconnue, assez complet sans doute, mais dont il ignorerait tout jusqu'aux teintes conventionnelles.

Est-ce à dire qu'il nous faille abandonner la partie ? Nous ne le croyons pas, mais nous devons nous attacher de plus en plus aux observations de détails. Il nous faut réunir de nombreux documents, dessiner sans idées préconçues ce qui s'offre à nos yeux, mais nous bien garder d'objectiver nos impressions éminemment subjectives.

Les hypothèses nous sont aussi permises, à condition toutefois que nous sachions les regarder comme telles.

Or, on oublie trop souvent le rôle de l'hypothèse dans la science, et les propriétés qu'elle doit possé-

l'énigme martienne 113

der ; en général, elle doit surtout nous servir à coordonner les faits. Du jour où elle cesse d'être en accord avec des phénomènes certainement constatés, son rôle prend fin ; nous devons en imaginer uue autre. Il faut aussi que l'hypothèse soit vérifiable par l'expérience et l'observation. Cette dernière qualité fait souvent défaut aux hypothèses qualifiées de scientifiques, et nous allons en donner un exemple emprunté au sujet qui nous occupe.

Divers astronomes, et des plus illustres, ont prétendu que la planète Mars ne présente pas, comme la Terre et la Lune, un relief très accentué. L'érosion aurait accompli son œuvre depuis longtemps sur notre voisine, et aucune montagne importante n'accidenterait le sol martien. Or, de ce que personne n'a aperçu de traces de montagnes, p>eut-on logiquement conclure qu'il n'en- existe pas? Raisonnons par analogie. Le relief de la Lune ne nous apparaît que dans certaines conditions d'éclairement faciles à préciser : il est fonction de la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon lunaire. A mesure que l'obliquité des rayons solaires diminue, les' ombres portées disparaissent et, au moment de la pleine Lune, tout nous semble nivelé : il ne reste que les teintes différentes du sol. Or, le disque de Mars, lorsqu'il nous présente sa plus grande phase, nous apparaît dans les mêmes conditions que le disque de notre satellite trois jours avant la pleine Lune. Imaginons qu'une atmosphère assez dense nous cache par diffusion les faibles excroissances du terminateur lunaire, et voilà les astronomes, mêmes armés des plus forts grossissements, réduits à discuter la question du relief sur la Lune.

IV. -- La I'i.anète Mars ' d'après les travaux faits a l'observatoire

DE Bourges.

Si. — Cni'sich'yatinns c^rru'i'alr<;.

T. '.s T)r'rsf)nnes n'nvant pas l'Iinhitiulp rlos observatio-'is sr méprennent ordinairemont sur la façon dont l'nstrc)nf>mc cludic les détails planétaires ; on s'imaçrine aisément, lorsqu'on a sous les yeux un dessin de la planète Mars, que ce monde lointain s'est présenté ainsi dans une vision télescopique nette et, pou.r ain'^i dire, instantanée. C'est une erreur, bien excusable sans doute, mais contre laquelle j»^ ne saurais trop mettre en sfarde le lecteur.

Tous nos dessins planétaires ne sont qu'une résultante d'observations et d'impressions successives, ressenties par notre rétine dans un temps plus ou moins long". L'n œil, même entraîné, ne saisit pas d'un seul coup tous les détails visibles. Certains, sans doute, lui apparaissent si nettement qui^, pour la planète Mars en particulier, Tidentification est le plus souvent facile ; mais, après avoir tracé les grandes lignes, celles pour lesquelles l'hésitation ne saurait exister, l'astronome est obligé de concentrer toute son attention sur les ombres légères, sur les lignes qui sont à la limite de la visibilité. Ceci, en outre, ne se fait pas sans difficultés. L'atmosphère est continuellement agitée, nos yeux se fatiguent très vite, si bien qu'un détail, à peine aperçu, disparaît aussitôt, et il faut une grande persévérance pour

l'énigme MARTIENNE 115

continuer le travail dans ces conditions. Parfois, la définition est tellement mauvaise qu'on aurait tort de se fier aux détails aperçus dans de tels moments. Dans la série de dessins que je présente aujourd'hui, j'ai exclu systématiquement tous ceux dont la délinition n'était pas parfaite.

Dès les premières études de la planète pendant une opposition récente, INIars m'est apparu, non comme un monde sillonné de traits sonibres et droits, mais comme un g.lobe nuancé de tons plus ou moins colorés et foncés. Seules, les mers étaient assez bien délimitées ; quant aux canaux, ils étaient larges, diffus, très dég"radés sur les bords ; leur couleur dominante était le vert-mousse assez foncé. De tels aspects sont impossibles à rendre avec le crayon ; il faut se servir du pinceau ; le llou du pastel rendrait mieux encore nos impressions.

Cette vision est loin de m 'être particulière ; les dessins de Secchi, de Lockyer, de Moleswortii, du Ré\'. Phillips, de Denning^, pour ne citer que cjiielques noms, montrent que, pour eux, le disque de la planète se présente souvent dans les mêmes conditions (i).

(i) \'. tes dessins (dans La planète Mars de Flammarion. .\u munjcnt où cet article était prêt pour l'impression, 1<' Rév. l'hilipps a publié, dans le Journ. de ht Brislish Asir. -Assoc. (n" de juillet igob, p. 347). quelques-uns de ses dessins pris à la dernière opposition. Certains d'entre eux sont tellement semblables aux mif-ns qu'on '.es dirait une copie de ceux qui ont été publiés par inoi-même dans cet article et dans îe numéro do juillet du Bulletin de la Soc. Asir. de France.

Il6 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

Toutefois, à partir de ki première semaine du mois de mai, certains canaux ont eu tendance à devenir plus linéaiKcs. On peut comparer, sous ce rapport, les dessins du 3 avril et du 9 mai. Le Trivium Charontis, qui était primitivement une large tache dégradée vertfoncé, est beaucoup moins étendu ; les canaux qui y aboutissent deviennent étroits et plus nombreux. En jtiin, la partie sud du Syi'tis Major est plus foncée, et les détails s'y accusent avec une netteté admirable.

D'une façon générale, le disque de la planète" a présenté de larges teintas brillantes et foncées, et les canaux linéaires certains ont été l'exception.

Cette manière de voir ou d'interpréter n'est pas partagée par M. Lowell, et j'ai pensé /qu'il y aurait intérêt à mettre sous les yeux du lecteur deu)î dessins de la planète, pris à peu près ^i la même longitude, l'un extrait de rffon agenda et sans aucune retouche, l'autre dû à M. Lowell.

Bien que les grandes lignes soient facilement identifiables, il demeure évident que nous ne. voyons et ne dessinons de la môme façon. Je m'attends ^i ce que M. Lowell me réponde que, l'instrument de Flagstaff étant très puissant, et l'atmosphère bien meilleure qu'en France, il peut voir ce qui échappe aux autres. Je n'en disconviendrai pas ; mais alors ses dessins, s'ils sont tracés correctement, devraient, vus à une certaine distance, ressembler h ceux des autres observateurs et présenter de loin les teintes claires et sombres que nous constatons dans nos lunettes de moyenne puissance. Or, les dessi^^s de cet astrononie ne montrent jamais rien de semblable,

Deux dessins de la planète Mars représentant Les mêmes régions; celui de droite a été pris par jour de brouillard.

En haut à gauche : Mars, d'après MOREUX En haut à droite : Mars, d'après LONï'ELL En bas : Photographie vers la même époque.

à quelque distance qu'on les reg-arde : ce sont toujours des lignes fines, doubles parfois, presque toujours droites ; les larg-es demi-tons en sont exclus. L'Acidalium Marc m'a paru d'une forme autrement compliquée que celle dessinée par M. Lowell' et n'a jamais été limitée h son ang-le g"auche par deux axes rectangulaires. '

Son instrument, en exagérant certains détails, simplifierait-il les autres ?

M. Molesworth est du même avis que moi lorsqu'il écrit ces lignes (i) : " Quelques rares canaux, très peu nombreux, sont nets et linéaires. Ils sont en grande majorité diffus avec tous les grossissements, même quand on les voit avec une définition parfaite et dans les circonstances les plus favorables. Je ne puis regarder l'aspect délicat en forme de toile d'araignée montré sur les dessins de Lowell comme rendant vraiment l'aspect réel des canaux. '*'

C'est le cas de rappeler, à ce propos, les pholographies obtenues au foyer du grand réfracteur de Flagstaff. L'essai tenté par M. Lowell n'est pas absolument nouveau. La première photographie de Mars fut prise par Gould, en 1879, à Cordoba. Ln 1890, M. W. H. Pickering obtint aussi une bonne série au Mont Wilson (Californie). Sur l'un des clichés, la calotte polaire était très apparente, une surface terne l'entourait ; mais, à la place de cette dernière, le lendemain, on apercevait très nettement une surface brillant d'un grand éclat et continuant la ca-

(i) Report of thc Bril. Astr. Association, juin 1903, p. 89.

Il8 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

lotte polaire enregistrée la veille. On en conclut un peu vite, peut-être, qu'une chute de neige avait envahi brusquement le territoire adjacent.

Quoi qu'il en soit, ces premiers essais étaient de naUire à montrer le parti qu'on pouvait tirer à l'avenir d'un procédé qui avait déjà donné de sérieux résuhats dans les autres branches de la science astronomique.

La question lut reprise à l'opposition de 1905 par M. Lampland, de l'Observatoire de Flagstaff. Sur les clichés directs, le disque de la planète ne dépasse pas 2 millimètres en diamètre. ; c'est bien peu. Mais telles quelles, ces photographies sont intéressantes.

Nous avons eu entre les mains des agrandissements de trois fois environ des clichés directs. On y reconnaît de prime abord les configurations, génér raies de la planète : les mers sombres y sont nettement accusées, ain.'^i que les larges canaux. Quant aux détails, faibles, aperçus à l'aide de grands in.s- Iruments, il ne faut pas songer même à les deviner. C'est pourtant en cela que résiderait tout l'intérêt présenté par les photographies, puisque, à l'heure actuelle, le débat se limite de plus en plus à l'existence réelle des canaux fins.

Aussi peu détaillées qu'elles soient, les photographies de M. Lampland ne laissent pas, cependant, de nous donner une précieuse indication. Elles offrent

un aspect se rapprochant bien plus des dessins de différents observateurs que de ceux de INL Lowell. On en pourra juger par la reproduction aussi exacte que possible que nous donnons de l'une d'elles. Les

l'énigme MARTIENNE IIQ

demi-teintes y sont parfaitement observées ; on a la sensation, en les vovant, (.l'un g^lobc nuaneé de Ions très différents, et elles ne rappellent en rien les disques plais sur lesquels ont été dessinées des toihs d'araignée, suivant le mot de M. Molesworlh.

M. Lowell prétend avoir vu im canal double ainsi qu'un lac : Isnieuiiis T.acus. M. Crommelin, auquel M. Lovv-ell a montré ses clichés, n y a rien pu découvrir de semblable. N'oublions pas aussi que, (kl'aveu de M. Lowell, on a dû employer des plaques à gros g^rains pour réduire suffisamment le temps rî ■ pose.

Après cette longue discussion^ je reviens à mes propres observations. Je laisserai de côté les détails, pour faire ressortir surtout les conclusions générales.

§ 2. — Les Mers

Au début de l'opposition, toutes les surfaces appelées mers sont apparues avec- une teinte uniforme bleu-vert, à l'exception de deux ou trois qui ont présenté plusieurs fois des tons bleu-violet très caractéristiques, et qui sont dus très probablement à l'atmosphère. Nous reviendrons bientôt sur ce point important.

La teinte générale bleu-vert m'a semblé varier avec le diamètre de l'objectif employé ; elle avait une tendance à tirer sur le bleu indigo avec les faibles ouvertures. Le bord des mers a toujours paru. très délimité dans les bonnes conditions atmosphériques terrestres et martiennes. Mais, à mesure que l'opposition avançait, le ton général passa insensiblement

au vert-brun, puis au brun-chocolat. Le Syrtis Major (la mer du Sablier) en offrit un exemple très frappant. J'ai dit le ton général, car, en étudiant attentivement la surface des mers, on voyait que leur teinte n'était pas la même dans leurs dh^erses parties, et paraissait obtenue par des touches différentes, \ariant selon toute une gamme de colorations, allant du bleu-foncé au vert et même au brun-rouge. On aurait dit d'une marquetterie irrégulière et compliquée aux compartiments colorées de façon diverse. La forme de toutes ces surfaces adjacentes m'a constamment échappé. Je suis porté à croire que, dans les grands instruments, cette forme est mieux saisissable ; mais les grossissements employés dans ces occasions atténuent bien certainement les contrastes, et l'œil ne saisit que les limites des tons. C'est probablement l'explication du réseau compliqué aperçu et dessiné par M. Lowell.

Le passage du vert au brun-chocolat n'a pas été simultané pour toutes les parties de la planète : il y a bien une variation saisonnière, mais les changements, loin de présenter un caractère systématique, ne sont pas consécutifs à la fonte des neiges polaires et . ne s'opèrent pas régulièrement suivant les latitudes..

J'ai aperçu aussi très souvent des traînées blanches dans les mers ; VŒnotria et le Solis Pons en sont de bons exemples. La baie du Méridien (Fastigiiim Aryn) ne m'a jamais paru aussi fourchue qu'on la représente habituellement ; il y avait là un golfe très marqué d'une couleur foncée, où prenaient naissance deux canaux bien visibles.

l'énigme martienne 121

§ 3. — Les Canaux et les Lacs

En étudiant la planète Mars au commencement d'avril, j'ai été frappé par ce fait que bien peu de canaux étaient nettement indiqués ; il fallait rester long-temps l'œil au télescope pour apercevoir quelques-uns d'entre eux sous forme de lignes étroites.

Le mot canal est d'ailleurs aussi mal choisi que possible, car on l'applique à des objets fort différents d'aspects. Certains canaux pourraient parfaitement passer pour des mers, tellement est considérable leur étendue en largeur. Ainsi le Ceraunius a occupé pendant plusieurs semaines un espace de 10 degrés en long-itude : c'était une tache presque aussi importante, quoique moins foncée, que la Mare Acidalimn, et dont les deux bords non parallèles semblaient un peu plus verts que la rég;ion médiane. Le Nilokeras offrit aussi une très g^rande larg^eur, se confondant à l'une de ses extrémités avec le lAinœ Lacus. Parfois l'intervalle entre deux canaux aurait pu laisser croire à l'existence d'une véritable mer; c'est ainsi que toute la partie comprise entre Uranius et Nilus était plus sombre que les continents extérieurement adjacents. La seule différence appréciable entre les mers et les canaux consisterait plutôt dans leurs bords, qui, toujours nettement délimités pour les mers, sont très estompés dans le cas d'un canal. En outre, cet estompage varie continuellement pendant le cours d'une même opposition. Le Trivîuni Charonfis était, au début, une large surface vert-mousse, s'étendant dans toutes les directions et

empiétant' sur les différents canaux qui y aboutissent. Il fallait même parfois beaucoup de bonne volonté pour suivre la directioii d'un canal à travers une rég;ian sombre. D'autres canaux, par contre, se détachaient siu' un fond brillant ,roug"e-ja\mâtre, .semblant être formés de taches alternativement grandis et petites, rappelant des no-uds foncés distribués irréefulièrement dans une direction déterminée. Parmi ces derniers, quelques-uns pouvaient à pL-inc être distingués. Toute la région nord de Thauniasia était dans ce cas. A la tin de l'opposition, beaucoup de canaux, airjsi que y.' l'ai déjà fait remarquer, avaient acquis une netteté extraordinaire ; par contre, certains autres étaient tellement estompés qu'ils avaient presque disparu. Lh encore aucune variation systématif;i;' sui\ant les latitudes.

Pendant trois nuits consécutives, VElysiuiu a présenté un canal (irait sombre) qui n'est marqué sur aucune carte et auciuel j'ai donné le nom de (!alaxias ITT. Vne autre nuit, j'ai aperçu un trait curviligne irrégulier assez sombre reliant la partie méridionale du SyHis Afajor avec le Cola- T'alus. Je ne .■is riy>n d'analog-ue les nuits suivantes.

Quant aux canaux doubles, je ne- les ai pas aper- ' ; - iprant toute l'opposition.

Kn résumé, les canaux ont revêtu toutes les apparences : se présentant le plus souvent larges et diffus, très estompés sur les bords <'t sans limites arrêtées ; tantôt aussi sous forme de traits bien accusés, nets et linéaires ; parfois, enlin, quoique plus rarement, suivant des lignes irréo^ulières à nodosités.

A leur inlersi-ciion, -je n'ai jamais aperçu de points

i.'kntgme martienne 123

sombres — taches rondes et oasis de M. [.owell. La carte ([lie j'ai donnée ne peut rendre avec exactitude ies contig-ttrations de la plairète à un moment donné ; car j'ai été obligé de marquer tous les détails notés successivement durant quatre-ving-t-dix-huit nuits d'observation.

i:n un mot, lorsqu'on étudie Mars sans parti pris, sans idée préconçue, on n'est nullement surpris des détails qu'on v remar(|ue. Leur forme, leur couleur, les chang-ements (ju'on y constate m'ont paru très naturels, et je m'imai^'ine volontiers (juc, pt)ur un spectateur pincé sur la î.une par exemple, la Terre, abstraction faite de la diffusion atmosphérique, se présenterait sous des formes analogues à celles que nous vovons sur la planète Mars.

Evidemment, nous ne savons pas ce que contiennent les canaux et les mers de Mars ; mais l'hypothèse d'une végétation martienne, appuyée sur le fait certain <les variations saisonnières, me paraît de nature i\ satisfaire toutes les exigences. On a parlé de déplacements des lignes de rivage, xle lacs nouveaux, de canaux changeant leur cours, etc.. Tout ceci peut s'expliquer par une extension variable de la ilore suivant les mois, les années, les époques.

En supposant l'atmosphère de Mars plus raréfiée que la nôtre, — ce qui paraît bien certain, - il demeure évident que l'influence de la radiation solaire sur le sol martien s'v fait plus sentir que chez nous ; or, nous savons aujourd'hui à quel point cette radiation est inconstante ; ses effets sont donc éminemment variables.

T'our la l\'rre, c'est une \ér!'(' fini n'a pas besoin

de démonstration ; la distribution des pluies suivant les époques, les hivers doux ou rigoureux, la chaleur torride de certains étés, le nombre des cyclones et des tempêtes, etc., dépendent sûrement de l'état du Soleil. .\ plus forte raison, ces différences seraient-elles plus accusées si notre atmosphère et sa vapeur d'eau abondante n'étaient point là pour régulariser' et répartir plus uniformément la chaleur reçue.

Mars nous paraît donc dans des conditions vraiment privilégiées pour refléter les variations solaires, .et il n'est pas étonnant qu'on y observe d'année en année de très sérieux changements dans la répartition des teintes verdAtres. Une létude plus attentive de notre voisine h ce point de vue particulier seraient probablement féconde en résultats.

Il ne faudrait pas cependant s'exagérer l'importance des variations topographiques. Nous savons depuis longtemps qu'on peut considérer comme fixes les grandes lignes de la géographie martienne. Les changements ne doivent porter que sur d'insignifiants détails. Telle année, par exemple, certains canaux se montreront nettement, alors que les années suivantes ils seront h peine visibles, . et fort (Ufficiles là identifier. A telle opposition, certains dessinateurs noteront que la mer du S ahlie y est apparue sous une certaine forme, s'accordant mal avec celle des années précédentes, etc..

Dans ces faits, qui paraissent réels et dont nous ne discuterons pas l'authenticité, on ne tient pas asaez compte des variations survenues au cours d'une même opposition. J'ai été à même de constater, en

l'énigme martienne 12-

1905, des variations rapides dans la forme de Syrtis Major et dans le territoire adjacent au Nord. Des dessins faits à un mois de distance pourraient fort bien passer pour des variations annuelles. Il y au rait donc lieu -de reg-ardcr les choses d'un peu plus près et de voir s'il n'y aurait pas là le fait de variations saisonnières. Il faudrait donc tenir compte des dessins pris pendant toute une opposition et ne pas se contenter de choisir certains d'entre eux comme on a coutume -de le faire. Il faudrait aussi que chaque observateur multipliât le nombre de ceuxci afin d'avoir wuq série bien complète.

§ 4. — L'atmosphère de 'Mars

Xous sorpmes amené naturellement à parler des conditions dans lesquelles nous devons travailler lorsque nous étudions la planète Mars.

On répète g"énéralement depuis près d'un siècle que l'atmosphère martienne est d'une admirable pureté, et cette affirmation, basée sur les dires de certains astronomes, a conduit dans l'étude de Mars aux plus déplorables conséquences. Voici comment : Lorsqu'un obscrxateur n'aperçoit que des détails confus sur la planèie, l'idée que ce manq^ue de netteté provient de l'atmosphère terrestre le décourag^e aussitôt ; n'ayant devant les yeux qu'une mauvaise imag-e, il a vite fa-it de fermer sa coupole et de remettre à un moment plus favorabJe l'inspection du disque informe aperçu dans son équatorial.

Il y aurait cependant mieux h faire ; une étude attentive le persuaderait que, sept fois sur dix, le manque de netteté n'est pas attribuable k une mau-

vaise ciénnilion. Rien souvent, en effet, les bords de }a jdanète sont fort nets, sans oscillations appréciables, .sans déformation d'aiiciin genre. Si les détails du sol martien ne peuvent être facilement entrevus, cela tient simplement à la présence de brouillards sur Mars, 'i'out informe qu'il soit, un dessin pris dans ces conditions est aus^i précieux; et non moins instructif qu'une vue détaillée de la planète.

Pendant l'opposition de 1CJ05, j'ai aperçu des cas de ce genre à différentes reprises et jl- n'ai jamais manf|ué de les noter sur mon agenda, j'en citerai trois exemples : A la fin d'avril, les régions entourant le pôle boréal étaient très indistinctes ; le phénomène dura plusieurs jours, ei ce n'est que le 5 mai suivant que la planète reprit son aspect antérieur.

Le 10 mai, par une très belle nuit, je pus dessiner un grand nombre de détails ; même aspect le jour suivant ; 1rs i .? et 13 mai, malgré un ciel très pui' et une délinilion parfaite, tout était changé. A part un coin de l'héiiiisphère austral se détachant 1res net, tout le reste était flou ; la plupart âvs canaux restèrent invisibles pendant plusieurs jours. On eijt dit que la planèt^ était recouverte d'un verre finement dép(^li.

Le 18 mai, une teinte blanchâtre envahissait les régions australes, tandis cjue les régions boréales, anlérifurement voilées, apparaissaient avec ime fouir de détails ; (]eux jours aprè.s-, le disque entier disparaissait dans la brume.

Ces exemples, (|ue je pourrais multiplier, fournissent la preuve certaine que l'atmry.sphère martieline

l'énigme martienne Vi't

n'fsl i>a.> au.s.-i limpide qu'on :^ cLail plu a 1 iiiiag-iner. Tous les trois ou quatre jours, j'ai constaté la présence de brouillards paraissant sur des réglions différentes.

J'ai pu constater aussi un aulrr effet bien curieux, qui n'a pas encore été sig'nalé d'une façon aussi complète à ma connaissance : c'est la coloration de certaines rég'ions par la' couche atmosphérique. Ces colorations se sont présentées dans les parties \oisines des pôles.

Le 3 avril, une teinte bleu foncé recouvrait la yU^rc Cinimeriuni et la yfare Sirenum ; la presqu'île importance Hcspcria, qui sépare ces deux mers, était in^•isible et disparaissait sous un voile coloré ; même teinte moins accentuée près du pôle boréal. Cette coloration bleue, déjà signalée par quelques observateurs, nie parut étrange au premier abord et je ne m'exphquai pas comment une presqu'île aussi visible c\\ Hcspcria p'^niviit en être affecléc au point de disp.-sraîire.

Cette C'Ouleur s'effaça peu à peu les jouis suivants, mais elle reparut le 17 avril dans tles conditions vraiment curieuses. Cette fois. lUe ne cachait ar.cun détail des configurations de la planète ; elle était f(^ncée, mais le bleu tirait sur l'indigo et s'atténuait peu h peu vers le région de TJuiiiniasia pour finir par di-s tons roses affaiblis. Une coloration analogue était encore visible au pôle boréal. Je pensai sérieusement que mon objectif était mal centré, que les variations de température en étaient la cause, et que ces colorations étaient <lues à un manque de parallélisme entre l'oculaire et l'objectif. Vé-

rification faîte, le centrag-e était demeuré parfait et il n'y avait là aucune coloration attribuable à l'instrument. Dès le lendemain, d'ailleurs, le voile coloré avait disparu et je ne le revis que le i8 mai suivant, mais dans des conditions telles que le doute n'était plus permis. Thaumasia était nettement coupée transversalement par une bande bleu-violet ne cachant aucun détail, s'étendant sur toute la calotte comprise entre le pôle austral et le vingt-cinquième parallèle, et affectant aussi bien les mers et les îles que les continents.

Or il est inadmissible qu'un ton si uniforrnement répandu soit dû à une même coloration, qui appartiendrait à des objets aussi disparates que les mers, les îles, les détroits et les continents ! Il est plus inadmissible encore que tous ces objets puissent varier de tons simultanément d'une nuit à l'autre, et cela à partir d'un^parallèle donné. Il faut évidemment que la teinte soit due à l'atmosphère' de la planète.

Cette explication s'accorde parfaitement avec ce que nous savons des" teintes remarquées dans notre propre atmosphère. Je renverrai le lecteur au travail de M. Sagnac déjà cité plus haut. Je me contenterai de donner les conclusions sommaires de son étude :

Le bleu du ciel rie dépend pas d'une coloration propre de l'atmosphère ; il s'explique par la diffusion des radiations solaires sur desL particules atmosphériques invisibles au microscope- Ces particules différentes peuvent' être les molécules mêmes des gaz de l'air ; et le bleu du *ciel

l'énigme martienne 129

provient «nlors et surtcnit des couches atmosphériques les plus élevées.

La raréfaction de l'air favorise donc le phénomène. Il y a plus ; M. Sagnac a montré, par des expériences très délicates, que l'atmosphère diffuse surtout les radiations violettes et ultra-violettes, et, si notre rétine était plus sensible aux radiations de petite longueur d'onde, le ciel nous paraîtrait d'une belle couleur violette.

Or, sur la planète Mars, qui nous présente une enveloppe gazeuse très raréfiée, ces tons bleus dcjivent s'accentuer vers l'extrémité violette du spectre et, en effet, les colorations bleues ont toujours été mélangées d'indigo et de violet. Le fait que ces tons bleus sont surtout visibles dans les contrées polaires s'expliquerait assez bien par la considération d'un état hygrométrique moins accentué dans ces régions.

S 5. - ■ La Température de Mars

Aucun sujet, si ce n'est la géminalion, n'a été aussi discuté dans l'Aréographie que la température de la planète. Les éléments de cette étude paraissent au premier abord très discordants et, de plus, fort difficiles à analyser. Comincnt concilier, par exemple, la fonte complète des neiges formant les caps polaires de Mars avec ce fait que la chaleur reçue du Soleil par l'hémisphère boréal martien est h celle de J'hémisphère terrestre correspondant dans le rapport tie 43 à 100?

M. le Cf)lonel du Ligondès a essayé de tourner la difficulté en admettant que, si Mars a une lempéra-

Ijo LES ENIGMES DE LA SCIENCE

turc supérieure à celle de la Terre, eu égard à sa distance au Soleil, le supplément de chaleur doit provenir de couches profondes (i). Nous ne le suivrons pas dans le développement des raisons qu'il invoque ; il sera plus utile d'aborder immédiatement la question au point de vue théorique. Nous verrons ensuite si ces conclusions peuvent s'accorder avec notre connaissance des faits dûment enregistrés.

Dans une belle étude sur Ja Radicdion dans le Systcnic solaire (2), le professeur J.-H. Poynting a cherché, par l'application de la loi de Stéphan, à se faire une idée des températures des différentes planètes. Voici quek|ues chiffres très instructifs :

Vénus aurait une température moyenne de + ^!5"6. ; la 'Terre +27"; Mars --30". îùilin, sur la planète Neptime, le froid correspoufhait â 219'' audessous de zéro.

Ces nombres paraîtront bien près de la \érité si nous considérons que la température moyenne de la Terre est à 10" près celle que fournit l'application de la loi de la quatrième puissance.

Le calcul donne en effet +27" pour un petit corps noir placé à la distance de la Terre, alors qu'en fait la température moyenne paraît être 4- i7''C. environ. Cette différence provient de ce que la 'JY>rre

(i) Du LiGONDÈs ; Essai sur la constitution physique de Mars, liullcti}! de la Soc. Belge d'Aslr., n"" S, 9, 10 tt II (iSg8). V. aussi : Considérations sur l'état physique de Mars (23 et 30 avril i8gH).

(2) Radiation dans le système solaire. Nature du 20 sept. 1904.

est beaucoup trop grande pour (|ue la distribution d(^ la cbahair par conduction joue un rôle sérieux dans l'égalisation ties températures en différentes rég-ions. D'autre part, cependant, la rotation du globe assure une température à peu près unilorme h une latitude donnée et les mouvements de l'atmosphère tendent à distribuer également la chaleur reçue. La Terre doit donc posséder à peu près la température du petit corps noir à la même distance ; mais, comme elle réfléchit une fraction de la radiation solaire, sa température moyenne sera for- ■ •ément un peu supérieure. Nous pouvons raisonner de même par analogie pour la pjanète Mars, en supposant toutefois, ce qui n'est probablement pas, que les conditions de -constitution physique du globe martien sont les mêmes que sur la Terre.

Voyons cependant les résultats ; nous les discuterons ensuite. D'après les considérations précédentes, il faudrait descendre de io° environ la température calculée, ce Cjui donnerait pour la température moyenne 37" au-dessous de zéro.

Etant données les températures extrêmes observées sur la Terre, on peut r;d( nier par analogie les températures sur Mars.

Pour l'air, voici les chiffres auxquels nous sommes arrivés. A l'équateur de Mars, la moyenne serait de 23° au-dessous de zéro, tandis que le maximum atteindrait facilement la température de la glace fondante et la dépasserait même de quelques degrés. Aux pôles, le maximum serait voisin de — 36° et la température minima descendrait à plus de 100° au-dessous de zéro,

Quant li la chaleur du sol, on sait qu'elle est souvent bien supérieure à celle de l'atmosphère avoisinante.

Dans son expédition vers le Pôle nord, Nanssen a constaté qu'un thermomètre exposé au Soleil sur un traîneau marquait +3i"5 C, alors que la température de l'air était de — ii°C., soit une différence de 42°5.

Sur Mars, dans les régions polaires, la température du sol pourrait donc dépasser 5° au-dessus de zéro, ce qui suffirait pour fondre la neige tombée.

A l'équateur, le sol peut présenter des températures bien supérieures et probablement voisines de + 16° C.

Ces chiffres, loin d'être exagérés, ne tiennent pas compte de la pression atmosphérique, qui paraît être trois fois moins forte sur Mars que sur la Terre. La radiation solaire y est donc moins arrêtée que chez nous, si bien que les températures, pendant la journée doivent être de ce fait plutôt augmentées dans une bonne proportion.

Cette raréfaction doit aussi favoriser très énergiquement la vaporisation de Teau contenue sur la planète, et ^accumuleY la chaleur latente ; nous touchons là sans doute l'un des points les plus importants de la Météorologie martienne, probablement fort différente de la nôtre ; grâce à cette basse pression, l'eau peut à peine rester à l'état liquide. Pendant la journée, elle doit demeurer à l'état de vapeur saturante dans l'atmosphère, ce qui explique la limpidité de celle-ci. Le froid brusque de la nuit, ou même la moindre variation de température, doit

l'éntgme martienne

amener immédiatement la production de brumes ou de brouillards plus ou moins opaques réfléchissant la lumière blanche. C'est précisément ce que nous observons sur les bords de la planète, c'est-à-dire au soleil levant ou au soleil couchant. Un froid plus rigoureux précipite la vapeur d'eau en flocons de ncig^e ou la fait se déposer sous forme de gelée blanche ; différentes régions semblent même en être couvertes d'une façon continue ; ce sont, sans doute, de hauts plateaux. Les neiges polaires elles-mêmes ne sauraient atteindre ime forte épaisseur, car la considération d'un été deux fois plus long que les nôtres ne pourrait expliquer la fonte parfois complète des calottes polaires.

Au pôle nord de la Terre, dans l'Inlandsis du (îroenland, les sondages faits par Nanssen ont, en effet, montré c|ue les plus fortes journées d'été ne peuvent produire une fusion notable de la couche

neigeuse.

Dans Il-s régions tempérées ou tropicales, de Mars, l'eau saturant l'atmosphère doit, pendant la nuit, se déposer sous forme de rosée très abondante, et c'est probablement la seule manière dont les plantes, si elles existent, s'alimentent de cette substance indispensable à la vie organique.

Le Soleil ne parvient pas toujours à dissiper les brumes formées la nuit. Nous avons vu combien les brouillards sont abondants sur la planète et quelle étendue ils recouvrent. Cette présence de brumes persistant parfois plusieurs jours pourrait nous fournir une hypothèse plausible de la gémination. Quoi d'étonnant, en effet, à ce que, vers l'automne

ï , |. J.ES ÉNIGMES DE LA SCJENCl-;

lUi la planète, les grandes vallées soient envahies par les brouillards que la radiation solaire, trop faible alors, serait impuissante h dissiper ! Ces brumes, accumulées dans les bas-fonds, laisseraient à découvert les flancs plus élevés, dont la végétation n'aurait pas encore entièrement çiisparu et qui nous apparaîtraient comme deu^ traits grossièrement parallèles.

C'est l'explication la plus simple de la gémination, si tant est que ce phénomène existe réellement. De même, les canaux blancs visibles sur les grandes étendues sombres, improprement appelées mors, n'auraient pas d'autre origine.

Sans vouloir viser à la prétention d'expliciuer entièrement ce que l'on est convenu d'appeler

l'énigme martienne ", il me semble que ces quelques considératijons sont d»- nature ;'i jeter un certain jour sur U-s faits dûment constatés. Une étude plus attentive de ce niontlc rapproché, étude que nous devons faire sans parti pris, nous initiera peu à peu, il faut l'espérer, aux secrets qu'il a cachés jusqu'i»"! aux générations qui nous ont précédés.

L'Enigme Martienne

(Suite)

\..\ LLIMATOLOC.IK DE LA l'LANÈTK i\[AKS

Depuis (jiK-lcjUL-s ;inn«''L\'^, la littérature scientifique 's'est enrichie d'ouvrny^es nombreux sur là planète Mars, et ce monde voisin seruble tenir le record de l'intérêt pour le public que passionne l'Astronomie. On parle couramment dans les quotidiens des canaux de Mars, des êtres c|ui peuplent la planèlL. des signaux qu'ils nous envoient. Le roman martien est devenu à la mode et les journaux n'ont pas hésité à publier des nouvelles et des iiistoires invraisemblables ayant pour thème des descriptions détaillées de cette mystérieuse planète. La plupart de ces œuvres, faut-il l'avouer, ne possèdent même pas les qualités de style qui, tout au moins, pourraient les recommander au lecteur au moitié titre que le ^'oyai^c ikins la Lune de Cyrano de Berg-erac, ou les Etilrcticns de M. de Fontenclle, ou encore l'œuvre si humoristique de Wells, le fameux romancier anglais.

130 LES ÉNIGMES DE LA SClENCli

A quoi faut-il attribuer cette floraison abondante qui nous envahit ? Il sortirait du cadre de ce travail d'en énumérer toutes les causes. Je me contenterai de dire que la Question martienne a pris surtout un caractère d'acuité marquée depuis les travaux très originaux, sans txjnteste, de M. Lowell. Cet astronome américain croit que les détails observés sur la planète ne peuvent s'expliquer qu'en les supposant l'œuvre de créatures intelligentes, plus ou moins analogues aux habitants de la Terre. Prouver que Mars est habitable et habité, telle est 'désormais, semble-t-il, la raison d'être de la vie de M. Lowell. Son observatoire, construit dans l'Arizona à 2 200 mètres d'altitude, les travaux qu'on y entreprend, l'activité qu'on y déploie n'ont jamais eu d'autre but. A chaque opposition de la planète, M. Lowell publie ses observations (i), et, toutes, elles viennent converger, on le sent à chaque ligne de ses écrits, vers cette idée que Mars a des habitants.

Comme toute opinion fondée sur des Iiypothè.ses et des " sentimentalités ", celle de M. Lowell a eu des' contr.-idictours. L'un, entre autres, l'illustre naturaliste anglais Wallace, l'énude de Darwin, s'est constitué l'adversaire résolu des doctrines lowelliennes, et n'a pas craint de publier ses idées dans

(i) Consulter en particulier : Pkrcival Lowell : Mars, 1896. — h). : Mars and ils Canals, 1907 ; — les Bulletins tic rohscrvdtoirc Loivcll et divers articles de Revues anglaises et américaines.

l'énigme martienne 137

différents ouvrag-cs (i) qui ont eu ijn grand retentissement.

Outre que ce serait diminuer l'intérêt d'un aussi passionnant débat que de prendre parti pour l'un ou pour l'autre, il me semble que le moihent n'est pas encore venu de se jeter dans la lice et de se mêler à la lutte.

Il me paraîtra donc d'une plus g'rande opportunité de demander à chaque adversaire les arguments qu'il peut fournir et de marquer les coups qu'il doit raisonnablement compter à son actif, je ne perdrai pas de vue que cet article sera écrit aussi bien pour les lecteurs que le débat intéresse, que pour ceux qui veulent sa\uir, qui sont prêts à croire, à condition qu'un veuille bien li-ur en fournir les raisons. Car il serait téméraire tie \ouloir se renseigner dans les revues spéciales tt les bulletins des sociétés, même astronomiques. Un y louange les travaux de iM. Lowell, — ce qui est parfait d'ailleurs, — maiy on ose à peine discuter ses conclusions, et l'artificialité des canaux y apparaît comme une chose presque acquise à la science. L'esprit des lecteurs n'aurait-il pas changé depuis le Moyen-Age et serionsnous toujours au temps uîi l'on cht-ait : Mugister dixit ?

L'étude précédente a exposé les résultats certains

(1) Alfrkii Ki.'ssKi. Wai.i.ack : La jilace de l'homme dans l'L'nivers, Irrichiction fran*;aise par Mme C. Barbey-Boissicr. - li>. : Is Mars habitable ? A critical-exaniinatiuii uf l'rof. l^tMcival Lowt-ll's book u Mars and its Canals n with an altcrnati\e e.xpbcation

138 LES KNlGMr-:S DE LA SCIENCE

de l'Aréographie. Notre but ici sera plys spécial, et nous chercherons quels moyens nous avons à notre disposition pour tenter un essai de la Climatologie de la planète.

" Mars a certainement une atmosphère, mais quelle est sa densité ? Telle est la première question à résoudre.

Une planète privée d'enveloppe atmosphérique, comme la Lune, nous montre un disque également lumineux au centre et sur ses bords. La présence d'une couche d'air appréciable a pour conséquence d'atténuer les détails^ ou même de les faire disparaître complètement, surtout près des bords. C'est précisément ce que l'on observe sur Mars : ie disque de la planète semble entouré d'une auréole blanchâtre, où tous les détails disparaissent.

Si, maintenant, nous cherchon.s à préciser la densité d'un tel milieu g-azeux, nous nous trouvons en présence de nombreuses difficultés. Evidemment, nous pouvons essayer de raisonner par analogie'. Mars est un monde plutôt petit, comparé à noire globe. Son diamètre est de 6 750 kilomètres seulement et son volume n'est que le septième de la Terre. Son poids est même inférieur à celui qu'on aurait pu conclure de .son volume ; il ne faudrait pas moins de dix g-lobes — 9,4 exactement — aussi pesants que Mars pour contrebalancer celui de la

l'énigme MA&TrENNË 139

Terre. Un Loip-, terrestre transporté sur Mars y subirait donc une attraction beaucoup jnoinrire, et le calcul indique que la pesanteur y serait diminuée dans le rapport de i à 0,376. Autrement dit, une masse quelconque, suspendue h un peson h ressort et accusant un poids de i ooo grammes, ne marquerait plus que 376 grammes sur notre voisine.

Il a donc paru raisonnable de supposer que, s'il existe là-bas une. atmosphère analogue à la nôtre, elle doit exercer à la surface de la planète une pression bien inférieure à ce que nous constatons chez nous. Nous pouvons dire que, si notre propre atmosphère entourait Mars, la pression au niveau de la mer ne serait pas de 760 millimètres, mais de 285,7 millimètres seulement, et chaque centimètre carré ne supporterait qu'un poids de 410 grammes au lieu de 1 093 grammes, ainsi que nous le constatons sur la Terre. Ce serait une pression correspondant k celle que nous trouvons sur les montagnes les plus élevées, à 8 ofjo mètres d'altitude.

INJais alors un corollaire s'impose ; sur Mars, l'atmosphère doit être beaucoup plus étendue, puisqu'elle est moins comprimée en rai.son de la faible attraction ; elle ptut donc se développer sur une hauteur plus considérable, et la densité de la couche gazeuse diminue moins rapidement que chez nous.

Ces idées sont loin d'être nouvelles : Proctor (i)

(i) Monihly Noticea, t. XL\TII, p. 307. — Proctok ; Old and New Astronomy, Londres et New- York, iSSS. — V. également du même auteur : Cliart of Mars, from 27 drawings by M. Dawes. — Half-hours with the teles-

les développait déjà il y a une vingtaine d'années lorsqu'il éciixail : " Sur noire g-lobe, une élévation de 4000 mètres sulfit pour diminuer de moitié la pression atmosphérique. Sur Mars, il faudrait une élé\'alion de 10 -|oo mèlres pour arriver au même résultat. Ici, à une altitude de 21000 mètres audessus du ni\eau de la mer, la pression atmosphérique est réduite à 1/32 ; à la même altitude sur Mars, elle n'est réduite que de 1/4. l""n admettant qu'au ni\eau de la mer sur Mars cette pression soit i,'7 de ce fiu'elle est ici, l'air martien serait plus dense :'t une altitude de 2(j t)oo mètres^ que chez nous h. la même hauteur. A de plus i^^randes élévations, la différence s'accroît encore en fnxcur de Mars. ''

On a <u aussi recours à des considérations d'ordre cosmogonique^, et l'on est arrivé sensiblem.ent au même résultat. Nous ueA^oyon&j, pas de raison plausible pour que chaque planète n'ait pas retenu â l'origine une quantité proportionnelle de molécules destinées à former son atmosphère. Or, de deux corps semblabl^fs, le plus petit a la plus grande surface pour son xolumc ; <\vs lors, l'atmosphère d'un corps plus petit se trf)u\e obligée de recouvrir une plus grande surface et. doit,' par conséquent, être plus légère. Mais (jûi. né >*oit que^de te.Bes%ç(j;î- .sidérations sont fondées sur des Inpothèses absolument arbitraires ; tout cela est déduit logiquement

cope, T86g. • — Others worlds than ours, 1870. — The orbs around us. 1872. — Essays on Astronomy, 1872. — Flowers of the sky.

l'énigme martienne 141

de principes qu'il* faudrait commencer à prouver et à faire admettre, et la si'-iii- de postulats sur lesquels reposent nos déductions est loin d'être démontrée.

Chercher à éwduer eu chiffres la quantité d atmosphère entourant une planète, c'est Aouloir, dans l'état actuel de notre science, transformer nos rêveries en réalités. Et, lorsque Proctor, en se fondant sur les différentes causes énoncées plus haut, arri\«> <^ ce résultat que la couche d'air, au niveau du sol martien, a une densité égale au 1/7 de notre atmosphère, je n'attache à son hypothèse — • qu'il a d'ailleurs présentée connue telle/ — - pas plus <le créance qu'à l'opinion de M. Lowell aflirmant que la densité de la couche inférieure ne dépasse pas le 1/12 de la nôtre, et qu'ainsi l'atmtJsphère martienne fait' équiUbre à une colonne mercurielle de 63 millimètres seulement. Je sou.scrirais plus volontiers à l'opinion du P. Secchi, qui écrivait en 1858 (i) : " Mars parait avoir une atmosphère. La clarté de son disque est beaucoup plus faible vers les bords qu'au centre ; de plus, la netteté des contours, des conlig-urations s'efface dans le voisinage des bords, ce qui semble démontrer qu'il y a là une atmosphère, mais très faible et certainement beaucoup moins dense que celle de Jupiter et prnhahlcmcni même que celle de la Terre.

(i) Secchi : Sugli spcttri piismatici dei celesti, Rome, i868 et 1872.

Ici se place tout naturellement une autre queslidii : Kxiste-t-il des nuages à la surface de Mars? Nous allons trouver, l;i encore, des divergences considérables.

Pf)ur M. Lowell, la rarélacjion de l'air rend pres- (|ue impossible la formation de nuages proprement dits. " La première et la plus remarquable des caractéristiques de Mais, éeri\ ait-il naguère (i), est l'absence de nuages. Un nuage est lui événement sur Mars,' un phénomène lare et extraordinaire, et (jui, là-bas, serait beaucoup plus apprécié que sur notre Terre, car notre voisine dans l'espace jouit d'un beau temps presque perpétuel. Du commencement à la fin du jour et d'une année ;i l'autre, on ne voit rien qui v()ilc la plus petite partie de la surface de la planète." lit, d'après lui, si certains observateurs ont cru Aoir souvent la présence de nuages sur la planète, sous prétexte que les détails étaient flous ou même invisibles, cela tenait ou à l'imperfection de l'instruident., ou, mieux, à la mauvaise qualité de l'atmosphère terrestre au point d'observation. ÎVIais, dans une atmosphère pure et calme comme celle de Flagstaff, ce voile n'apparaît jamais ou à peu près.

Déjà l'astronome anglais Dawes, l'observateur " à

(i) LowHLL : Mars, l'Sgô. Ch. X. Almosphère,

l'œil d'aig-lc ", écrivait en 1864 (i) : "Mon impression est que l'atmosphère de la planète Mars n'est pas habituellement très nuageuse. Pendant la dernière opposition, les principales configurations se sont presque constamment montrées clairement et nettement. Je n'ai pas une seule fois pu constater qu'il y ait eu avec certitude des régions 'masquées par du brouillard et des nuages. La seule exception à celte permanence consiste dans des taches très blanches, notées en quelques rares circonstances et qui donnent l'impression soit de masses de neige, soit de masses nuageuses dont la surface réfléchit vivement la lumière solaire. "

D'autres observateurs, cependant, ne sont pas de cet avis et ont vu souvent le disque de Mars comme voilé par des nuages appartenant bien à la surface de la planète. En 1863, sir Norman Lockyer (2), dans une communication à la Royal Astrcxnomical Socii;ty, décrivant ses observations de Mars pendant l'opposition de 1862, jiiontre que, " tout en regardant comme hors (le doute la fixité absolue di-s principaux ilétails de Mars, cependant chaque joui' on pourrait dire à chaque heure — il se produit des changements tlans \v détail et dans les tons des différentes parties de la planète, à la fois claires et sombres. Ces chan-

(1) Dawes ; Hopefield Observatory, Ifaddenham, Bucks, Angleterre. — Royal Astrononiical Society, Mo)ithly Notices, t. XXV. — Memoirs ai tJic Roy. Astr. Soc, t. XXXIV.

(2) Siu N. ■Lockver' : Measures of the planot M.-irs, niade at the opposition of 1862. Mt-ni. of the Roy Astr. Soc, t. XXXTI. p. T()o.

gements sont certainement causés par le passage de nuages sur les différents détails. " Les dessins accompagnant le Mémoire montraient les changements mentionnés et confirmaient les soupçons des effets nuageux notés déjà par Secchi en 1858 (i).

Tout récemment, M. Denning, résumant ses observations de 1903, écrivait (2) : « Pendant mes observations, j'ai remarqué plusieurs changements frappants dans des objets bien apparents ; ils étaient probablement occasionnés par des mouvements atmosphériques à la surface de la planète. La présence de nuages ou de vapeurs obscurcissantes ne devait repenflant affecter que des régions relativement petites, car les détails, étaient ordinairement visibles d'une nuit :i l'autre sous des aspects semblables, en tenant compte de la définition variable. "

En 1905, le profess-eur W. H. Pickering (3) trouvait aussi la preuve de formations nuageuses sur un certain nombre de photographies de Mars, dont quel- ^jues-unes avaient été prises à Cambridge dans le Massachusetts en 1888, et les .luf res au Mont Wilson en 1890. Ces photographies ne montraient ni les canaux ni les lacs, mais elles indiquaient suffisamment une variation due aux (changements météorolo-

(1) Si:((iii : Osservazioni di Marte, faite durante l'opposizione de! 1.S5S. Meniorie delV Observatorio âel Colle- ^iu RoDuiiiii. Rome, 1S51). — In., nuova série, vol. II, 1.S63.

(2) Kih'à'hd^e, avril 1904.

(3) Harvard CoJJege Observaiory Annals, n° S, vol.

LUI, 1905. — Nature, 9 nov. 1905.

l'énigme martienne 145

o-iques. En terminant, le professeur Pickering faisait remarquer qu'il v a maintenant sur Mars la preuve directe d'une circulation atmosphérique effective d'inimidité, qui semblerait expliquer parfaitement le transport observé des précipitations alternatives d'un pôle à l'autre pendant l'année martienne.

Je pourrais également citer mes propres observations p.-ndant Vopposition de 1905- L'étude attentive de la planète m'a donné, en effet, la persuasion que, sept fois sur dix, le manque de netteté des détails sur Mars n'est pas attribuable à une mauvaise définition. Bien souvent, en effet, les bords de l'image sont fort nets, sans oscillations appréciables, sans déformation d'aucun genre. Si les détails du sol martien ne peuvent être facilement entrevus, cela tient simplement à la présence .le hrouilhirds sur notre voisine. Je n'ai jamais vu de nuages proprement dits, mais plutôt un ensemble confus rappelant de la brume.

A la suite de ces observations, M. Lowell m'a fait rt-mar(|iier qu'il n'avait rien vu de semblable aux jouis indiqués (i) et que 1.- flou tenait uniquement au mauvais état de notre atmosphère. Cette explication ne me paraît point suffisante, car il est inadmissible de prétendre que l'état de notre atmosphère puisse affecter tell.- ou telle partie de la planète pendant des soirées entières. D'ailleurs, un astronome habit u.' aux observations reconnaît immédiatement

(i) La différence d'heure entre Flagstaff et Paris rend impossible la comparaison des dessins de la planète Mars pris le même jour aux deux endroits.

s'il s'ag-it d'une bonne ou d'une mauvaise définition. Or, je n'ai publié que des observations faites par de très bonnes définitions et, même dans ce cas, j*ai vu plusieurs fois des régions entières tout à fait indistinctes, alors que les parties voisines laissaient apercevoir une foule de détails.

On a encore constalé d'une autre façon la présence de nuaj^cs sur la planète. Nous voulons parler des projections lumineuses hors du terminateur quand Mars présente une phase sensible.

C'est donc un fait acquis désormais : il existe sur Mars des nuag^es ou, mieux, des brumes et des brouillards veilant parfois une grande partie de la planète, et d'autres nuages plus épais (|ui apparaissent hors du terminateur.

Enfin, Mars nous présente des calottes polaires analogues à celles de la Terre. Ces calottes polaires fondent presque complètement pendant les étés martiens et se reforment durant l'hiver : ce qui suppose évidemment sur notre voisine des précipitations atmosphériques. A plusieurs reprises, on a pu assister à leur formation et en saisir le mécanisme sur le fait. M. Lowell a fait d'intéressantes observations à ce sujet ( ! ). On pourrait croire que ce qui reste de l'ancienne calotte s'agrandit à mçsure par les bords. Il n'en est pas ainsi. A quelque distance de la tache principale se forment des noyaux qui augmentent peu à peu d'étendue et viennent rejoindre la calotte primitive pour former un tout complet avec elle.

(i) HiilUtin de l'Observuloirc Lowell, n^ jj, 11)05. Nature, 10 avril 1905. - l'opiihir Ashoiioiny, 1903.

l'énigme martienne 147

Pendani k-s observations de ce genre faites en juillet 1903, le nouveau dépôt était parfaitement distinct et recouvrait une vaste étendue des régions arctiques et tempérées jusqu'à 55° de latitude. Quand les nouvelles couches blanches recouvrirent k-s restes de l'ancienne calot le, celle-ci ne disparut pas coniplètrment, mais son emplacement était facilement reconnu en raison de son plus grand éclat. Ceci montre bien le caractère superficiel de la calotte polaire. Elle est formée de couches successives d'une substance que l'on peut raisonnablement regarder comme thi gi\ re ; au centre se trouve un petit noyau de neige perpétuelle. Puis les couches de givre s'ajoutent les unes aux autres et les observations montrent des dépôts quotidiens jusqu'au moment oi!i toute la région polaire en est recouverte.

Tout cet ensemble de faits : diminution d'éclat sur les bords du dis(|ue, nuages et brouillards, calottes polaires, prou\e, une fois de plus, que Mars a une atmosphère, qu'il y existe une circulation assez active et que, pour tout résumer en un mot, on y observe des phénomènes analogues à ceux que l'on constate sur la Terre. Seule, la raréfaction de la couche atmosphérique peut expliquer leur différence d'intensité.

Il nous reste maintenant à rechercher la composition de cette atmosphère. Renferme-t-elle, co.rq^îie chez nous, de l'oxygène, de l'azote, de l'acide car-

bonique, de la \apciii ilVaii i" Les images que nous observons sont-ils formés de gouttelettes d'eau ; les calottes polaires sont-elles de neige semblable à celle que Ton Irouve sur la Terre? Il est difficile de répondre calégoriquement k ces diverses (juestions ; pourtant, nous avons des données suffisant ment sérieuses pour permettre de faire des suppositions raisonnables. Le point sur le(|uel les astronomes ont le plus discuté a été de savoir s'il existe de la \apeur d'eau dans ratmosphère martienne ; et cette (|uestion d'une substance capable de produire lies nuages, des brouillartls et de la neige est, en effet, fondamentale pour tous ceux ciui veulent que notre voisine soit habitée. Jl semble bien que, si nous jugeons par ce que nous observons des êtres connus, animaux ou végétaux, lous ont un absolu besoin d'eau, non seulement pour vivic, mais encore pour être constitués.

he problème a été traité de différentes façbns et, en l'absence de preuves expérimentales, on a eu recours iU'i^ l'abord h d'ingénieuses théories.

l.i's l'i'clierches modernes ont démontré que ce que nous appelons milieu gazeux n'est en réalité qu'un amas de molécules beaucoup trop petites pour être perceptibles, même dans les plus puissants microscopes. Chacune de ces molécules est animée d'un mouxement rapide, si bien (|ue, dans la masse gazeuse, chaque molécule renecjntre constamment ses \ oisines ; de là naissent les chocs et des changements perpétuels aussi bien dans la direction que dans la vitesse. Pour chaque gaz, cependant, les molécules ont une certaine vitesse moyenne pour une tempéra-

t ÉNIGME MARTIENNE 14g

iLire donnée, et, quand un milieu se trouve composé de plusieurs gaz connue notre atmosphère, chaque molécule de ces g'az conlinue à se inou\nir nxtc sa vitesse particulière. On est parxenu à mesurer les vitesbes moyennes des molécules : c'est ainsi (jue, pour roxvgène, cette vitesse n'est que de 400 mètres, tandis qu'elle atteint pour l'hydrogène jusqu'à t 600 mètres par seconde, en supposant que la température soit la même dans les deux cas, 64" C. audessous de zéro, ce qui correspond à la température supposée des conlîns de notre atmosphère. Les vitesses extrêmes, d'après les recherches de Clerk Max- Avell, peuvent être dix fois plus grandes ou plus petites.

Si la température augmente, la vitesse des molécules augmente également ; ainsi, à la température de ^3,-^1ace fondante, o" C"., une molécule d'hvdrogène se mouvant en hgne droite et n'étant arrêtée par aucune autre molécule ou corps solide, ne parcourrait pas moins de 2 000 mètres à la seconde. Dans les mêmes conditions, une molécule d'oxygène voyagerait à travers l'espace au taux de 530 mètres par seconde.

En fait, les cjuantilés relatives (.le mouv.ement-sont inversemçnl.. pa'oix)rtionnelles aux racines carrées des densités des gaz. Or, connue l'oxyg'ène est seize fois plus lourd que l'hydrogène, une molécule de ce dernier gaz, libre de se mouvoir en ligne droite dans l'espace, serait animée d'une vitesse quatre fois plus grande qu'une molécule d'oxygène.

D'autre part, si la température diminuait, la vitesse se ralentirait et finalement la molécule resterait

J5,'-' f^ES ENIGMES DE LA SCIENCE

immobile ; le cas se présenterait au zéro absolu de température, à 273'' au-dessous de zéro dans l'échelle centigrade.

Il y a quelque?? années, le D*" Johnstone .Stoney n appliqué cette théorie cinétique des gaz h la question des atmosphères des planètes et de leurs satellites ; voici comment : on sait qu'un corps lancé à la surface de la Terre est attiré par notre globe, que sa ^"itcsse diminue peu à peu, et que, finalement, il retombe. Mais, si le corps projeté était animé d'une vitesse suffisante, il pourrait vaincre définitivement la force de la pesanteur et sortir de la splière d'attraction de la Terre. Cette vitesse est celle qu'aurait, au moment de sa chute, un corps tombant des étoiles à la surface de notre globe et soumis seulement à l'attraclion de la Terre, On a donné h cette vitesse le nom de parabolique, parce (jue le corps décrirait autour de notre globe une trajectoire ouverte en forme de parabole. Cette vitesse parabolique est de 11,17 kilomètres h la surface de la Terre. Autrement dit, un projectile lancé avec cette vitesse s'éloignerait indéfiniment de nous en suivant une trajectoire parabolique.

Cette vitesse critique n'est pas la même pour tous les astres : elle dépend de la masse du corps attirant ; par conséquent, plus cette masse sera faible, et plus cette vitesse sera réduite. Ainsi, sur la Lune, dont la masse n'est que la 8i« partie de celle de la Terre, un corps ayant un mouvement de 2,36 kilomètres par seconde s'échapperait nécessairement. Pour le Soleil, au contraire, la vitesse critique serait de 6x2,71 kilomètres par seconde. Voici,

l/ÉNIGME MARTIENNE

d'ailleurs, les vilcs.es parais >^ullu^s h la surface dechaque planète. D'aprèsia formule v-'= 2 gr. r clant le rayon de la planète, on a pour :

Mercure, vit. parabolique... == 3 km., 76

Vénus =^ iokm.,47

Terre ^ i^^"'" '^

Lune = 2 km., 36

Mars = 5kni-.°3

Jupiter =6okm.,49

Saturne =36 km., 32

Uranus = 22 km., 30

N.ptum- =: 23 km., 20

On comprend facilement, d'après la théorie du I)^ Stoney, que, .i les molécules d'un gaz sont ammées d'une vitesse égale ou supérieure a la vitesse parabolique d'ime planète, ce gaz n.- peut .eslei a. sa surface. Supposons donc une molécule d hydn.o-ène animé, d'une vitesse maxima dix lo.s supe- 'rieure ^ la vitesse moyenne ; elle voyagera sur lescontins de. notre atmo.sphère k, raison <le 16 kilomètres à \^ seconde, vitesse bien supérieure a la t.>.ce <l'attractlon de notre globe. Connue il n'y a aucunt raison oour qu(. chaque molécule n'atlr.gnt- pas jour ou l'autre cette vitesse n.axin.a, l'hydrogène doit .ans cesse quitter la Terre et fuir k travers les esp^'ces. Il en est probablement de même pour 1 hélium ; mais ce gaz doit s'échapper lentement, pmsouà -64" sa vitessr maxima nVst que très voisme d- îa^vitesse paraboh^qr... H nous a paru intéressant de --éunir dans un Inbl'-^-'i d'.-nsemblr la vitesse

un

moyenne des molécules pour les principaux gaz de notre atmosphère :

Tableau I. — ■ VUcssc moyctnir des molécules des gaz de notre ainwsphère.

vrn.ssi; I'AH shlonijk T.eiu pératurt' 'l'ernprrature

Azule

Oxygène

Ai'gon '.

Hioxviie (le carliniic.

\ apeur deau ....