ne Sono 16,9. 10° centimètres, LS
soit 169 mètres pris à o° et 760 millimètres. Si l'atmosphère de Mercure possède une composition analogue à celle de notre
8 000 l'atmosphère terrestre (1). La présence de fines particules ou de vapeur d’eau abaisserait encore cette limite.
air, son épaisseur ne doit pas dépasser les , Soit les 21 millièmes de celle de
D’autre part, conformément aux vues de Johnstone Stoney (2), les gaz peu diffusants, hélium et hydrogène, ne sauraient rester sur Mercure en quantités importantes, à cause de leurs faibles densités et de la petite masse de la planète.
NUÉES
La régularité des variations subies par la polarisation de Mercure et la similitude parfaite de ces phénomènes avec ceux de la Lune, tendent à prouver qu’aucune partie importante de la surface de Mercure n’a été recouverte de nuages comparables à ceux de la Terre, pendant la série des mesures effectuées sur cette planète.
En effet, supposons d’abord qu’il ait existé, sur le croissant de Mercure, une nébulosité formée de gouttelettes analogues à celles des nuages terrestres, diffusant seulement la millième partie de la lumière que le croissant reçoit du Soleil, soit, environ, la vingtième partie de la lumière que Mercure nous envoie vers sa plus grande élongation.
En nous reportant à la courbe B de la figure 46, nous voyons que la polarisation d’un tel nuage varie très rapidement : pour un angle de vision de go, elle dépasse celle de Mercure de 250 millièmes et, pour un angle de 1159, elle lui est,
au contraire, inférieure de 170 millièmes.
(:) Une enveloppe atmosphérique encore plus faible pourrait être décelée en comparant la polarisation du terminateur de Mercure vers le centre et près des cornes, mais, au cours des observations effectuées, les images étaient généralement trop mauvaises pour permettre cette comparaison.
(2) Of Atmosphères upon Planets and Satellites, Scientific transactions of the Royal Dublin Society,
november 1897.
En divisant ces chiffres par 20, nous obtenons sensiblement les quantités dont le nuage altérerait la polarisation de Mercure pour ces deux angles de vision : il accroitrait celle-ci de 12 millièmes, dans le premier cas, et la diminuerait de 8 millièmes, dans le second. La présence d'une nébulosité très petite ou très transparente, formée de gouttelettes analogues à celles de nos nuages, suffirait donc pour déformer sensiblement la courbe de polarisation de Mercure.
D'après les courbes G et D de la figure 47, on voit que des gouttelettes d’eau plus fines auraient une influence encore importante. Il en serait de même pour des cristaux de glace tels que ceux de la courbe E de la figure 47.
Les gouttelettes diminueraient la polarisation, les cristaux de glace l’accroitraient. La similitude des courbes de la Lune et de Mércure ne serait plus alors qu'un effet du hasard, ce qui est évidemment improbable.
D'autre part, il est très difficile d'admettre l'existence d’eau à l’état liquide et, a forliori, à l'état solide sur Mercure. Le côté tourné vers le Soleil (1) possède, sans doute, une température très élevée, car il recoit, sans interruption, de l’astre central, un rayonnement de quatre à sept fois supérieur à celui qui nous parvient du Soleil pendant la journée. Cette circonstance doit empêcher la formation de cristaux de glace.
D'autre part, pour qu'il y ait sur Mercure de l’eau à l’état liquide, 1l faudrait
que la pression atmosphérique, au niveau du sol, dépassât 4 millimètres. Comme
4 ; la pesanteur, à la surface de Mercure, est les … de la nôtre, ce chiffre représente
: 2 ee ri une masse d’atmosphère par unité de surface supérieure à — de celle de la Terre.
Cette quantité est voisine de la limite que nous avons trouvée page 145 ; mais, dans ces conditions, l'atmosphère de Mercure contiendrait une forte proportion de vapeur d’eau et l’on sait, d’après les mesures de Fowle, que ce gaz, lorsqu'il est mélangé à l’air en petite quantité, se comporte comme si son pouvoir diffusant était environ soixante fois plus élevé que celui de l'air pur (?).
L'atmosphère de Mercure devrait alors nous envoyer une quantité de lumière polarisée tout à fait incompatible avec les observations.
Des plages blanchâtres, variables à la fois comme intensité et comme position, ont cependant été observées à plusieurs reprises sur Mercure par Schiaparelli et leur existence a été vérifiée dernièrement par Antoniadi. Si ces plages sont des nuages, il faudrait supposer ces nuages formés de grains de poussière détachés du
sol de Mercure et assez gros par rapport aux ondes lumineuses.
() La rotation de Mercure sur lui-même, en un temps égal à celui de sa révolution autour du Soleil, découverte par Schiaparelli, a été confirmée dernièrement par les remarquables observations d’Antoniadi.
() CaBannes, L’Astronomie, octobre 1924, p. 47e.
Le sol de Mars est plus difficile à caractériser que celui de la Lune, à cause des nuées dont il se couvre assez fréquemment. Cependant, ainsi que nous | avons vu au chapitre III, même lorsque ces voiles sont invisibles, leur présence peut encore être décelée par des irrégularités dans la courbe de polarisation et par des différences marquées entre les bords et le centre de la planète.
D'après mes observations de 1922, il semble bien que Mars ait été dépourvu, en très grande partie, de nuages, entre le 11 juin, date de l'opposition, «et le 50 juillet. Les polarisations trouvées pendant cette période se rapportent donc, vraisemblablement, soit au sol même de la planète, soit à l'ensemble de son.s0l et de son atmosphère.
La portion de courbe antérieure au 50 juillet va jusqu’à l'angle de vision de 360 : elle est presque identique à celle de l’ensemble de la Lune. Vers le minimum, elle passe à 1,5 millième au-dessus de celle de notre satellite, puis, pour des angles croissants, ces deux courbes se rapprochent et se confondent à 1 millième près.
On obtiendrait un accord plus étroit en comparant le sol de Mars à quelques «terrés» lunaires dont il possède, à peu près, l’albédo. Le sol observé était, en grande partie, continental, car le centre du disque occupait les latitudes comprises entre + 60 et + 100 et l’on sait que les « mers» sont rares dans ces régions.
Cette concordance des deux courbes est très remarquable’et peut difficilement être attribuée à un simple hasard. Les choses se passent comme s'il existait, à la surface des continents martiens, une poussière analogue à celle qui doit couvrir les terres de la Lune.
La constitution des « mers» de Mars est plus difficilement accessible : les plus étendues ont souvent paru pâles au cours de mes observations et leur polarisation a peu différé de celle des continents. Peut-être possèdent-elles une végétation trop clairsemée pour cacher le sol. D'autre part, les plus intenses sont petites, ce qui rend difficile l'étude de leur polarisation.
La calotte polaire australe a montré fréquemment une polarisation beaucoup plus forte que celle des neiges terrestres, mais celle-c1 pouvait se trouver accrue par l'obliquité des rayons diffusés vers la Terre et les observations n’ont pas permis de définir la part due à cette obliquité.
Les variations irrégulières qu'a subies la polarisation rendent probable l'existence assez fréquente de nuages au-dessus de cette calotte.
Les taches blanchâtres persistantes : Nix Atlantica et Nix Olympica, que l'on voit sous les tropiques, ont une situation beaucoup plus favorable pour détermi-
se
ner leur nature. J'ai observé fréquemment Nix Olympica en 1926, mais cette tache était trop petite pour qu'on pût en mesurer la polarisation.
Par contre, certaines blancheurs apparues au bord levant, sur Thyle IT et Aonius sinus, pourraient être formées de corpuscules transparents, tels que la gelée blanche, car, examinées très obliquement, elles présentaient, comme la neige terrestre, une polarisation assez forte par réfraction. Des nuages ne donneraient aucune polarisation dans ces conditions.
Les continents de Mars, comme ceux de la Lune, ne montrent pas, en général, ce phénomène, Je 1 ai observé cependant une fois sur Arcadia, au bord levant. Cette région pouvait se trouver couverte d'un dépôt de gelée blanche, trop légère pour trancher nettement sur la teinte du sol. Les taches sombres qui présentent cette polarisation des rayons diffusés très obliquement pourraient être couvertes, comme nos pelouses, de végétaux allongés dans le sens vertical. Tel serait, peutêtre, le cas de Mare Chronium et des mers polaires environnantes ; mais, malheu- : reusement, le nombre restreint d'observations ne permet pas de conclure, d’une
facon décisive, en faveur des hypothèses en question.
ATMOSPHÈRE
Pour avoir une limite supérieure de l’atmosphère de Mars, nous allons supposer, comme pour Mercure, que la coïncidence de la courbe de Mars et de celle de la Lune est fortuite et que les polarisations observées sont dues, en partie au sol de Mars, en partie à une atmosphère transparente.
Appliquons d’abord la formule 8, page 143. Sous un angle de vision de 4o?, lorsque cette atmosphère est bien pure, la polarisation P de Mars atteint 25 millièmes.
Son albédo à la pleine phase, un peu plus élevé que celui de Mercure, doit être de-Hordrerde 0,514),
Les substances de teintes voisines qui ont donné les plus faibles polarisations sous un angle de 409, sont des cendres volcaniques. Les chiffres trouvés sur ces substances ne descendent pas au-dessous de 13 millièmes. La polarisation réelle, P;,, des continents, n’est sans doute pas inférieure à cette valeur.
La polarisation P, d'une atmosphère transparente, supposée éclairée seulement par le Soleil est égale à :
1 — cos? 40° 1 + cos? 40°
(*) Cette quantité est très mal connue. Züllner donne 0,267. Les mesures de l’éclat de Mars, rapporté à celui du Soleil, faites par Züllner et Seidel (Photometrische Untersuchungen, Leipzig, 1865) conduisent au chiffre 0,17. L'Annuaire du Bureau des Longitudes donne 0,25. Dernièrement, Russel a calculé cette quantité d’après l’éclat de Mars, mesuré à la quadrature ; il a trouvé 0,139.
Lo Vers le centre du disque, la lumière de l’atmosphère, rapportée à celle de la pla-
nète, est donc, au maximum :
soit, au plus, le vingtième de la lumière que diffuse le sol continental vers la quadrature.
La brillance de ce sol est alors environ 0,2 fois celle d'un écran parfaitement diffusant, éclairé normalement. Celle de l'atmosphère est donc inférieure ou égale à 0,05 . 0,2, soit au centième de celle d’un tel écran.
Ainsi que nous l’avons vu (p. 144), la brillance d’une couche d'air de 1 centimètre d'épaisseur, examinée normalement et éclairée normalement au rayon visuel, est représentée par le chiffre 2,25. 107$.
Sous l’angle de vision de 40° elle serait :
D DEMO LE COS O0) = Ve TON.
Le pouvoir diffusant de l'atmosphère de Mars est donc, au plus, égal à celui d'une
couche d’air pur et sec de :
Re es 2,9 . 10° centimètres, soit 2 500 mètres d'épaisseur. 4:
Il est inférieur au tiers de la valeur minimum atteinte par notre atmosphère, lorsqu'elle est très pure.
Ce chiffre est encore probablement trop élevé. Dans les conditions indiquées, lorsqu'il n’y a pas de nuées sur le disque, la polarisation des bords, mesurée vers la quadrature sur une largeur de 1 seconde d’arc, devrait excéder celle du centre d'environ 15 millièmes.
Sauf en certains points où des blancheurs étaient visibles, je n'ai observé aucun phénomène de ce genre. Si un renforcement au bord existe, il est probablement inférieur au cinquième de cette valeur.
Ce fait limite l'atmosphère de Mars au quinzième de la nôtre (1).
Si elle est formée d'oxygène ou d'azote, par suite de la faiblesse de la pesanteur sur cette planète, la pression au sol serait inférieure à 18 millimètres de mercure. Cette limite ne s'oppose pas à l'existence d’eau liquide à la surface de
Mars.
(1) Pour admettre une atmosphère plus épaisse, il faudrait supposer, soit qu’elle est formée de gaz faiblement diffusants, c’est-à-dire d'hydrogène ou d’hélium, soit que, même lorsqu'elle est pure, elle contient des brumes qui ramènent sa polarisation à une valeur voisine de celle du sol.
Ces deux hypothèses sont évidemment très peu vraisemblables.
NUÉES
Brumes générales. — Comme nous l'avons vu page 53, les brumes qui ont envahi la planète, au milieu de décembre 1924, ont eu pour effet de diminuer considérablement la polarisation.
Des altérations de même sens, mais plus faibles. ont eu lieu en 1922 et en 1925, vers les quadratures, pour des angles de vision supérieurs à une trentaine de degrés. Ces altérations paraissent dues également à des brumes assez légères pour échapper à la simple observation.
Pour les angles de vision de 50 à 45 degrés, la lumière diffusée par ces brumes aurait une polarisation très différente de celle du sol, en général positive très faible, où même légèrement négative.
Aucun des nuages étudiés jusqu'à présent ne possède cette polarisation. Il serait intéressant de la rechercher sur des cristaux de glace ou des grains de
poussière de plus en plus fins.
Nuages locaux. — Certaines blancheurs qui apparaissent au bord de Mars ont, ainsi que nous l’avons indiqué, une polarisation particulière, semblable à celle de la gelée blanche.
D'autres polarisent, au contraire, la lumière dans un plan parallèle ou normal au plan de vision. Elles sont observables même lorsque Mars est entièrement couvert de brumes. Ce sont donc des nuages élevés, comme l’a indiqué Antomiadi. Les plus blanches sont les plus fortement polarisées.
Pour les angles de vision d’une quarantaine de degrés, elles présentent des polarisations très variées, souvent positives et fortes, quelquefois négatives, ce qui semble montrer qu’elles sont formées d'éléments de grosseurs différentes.
Vénus.
NUÉES
La courbe de polarisation obtenue sur Vénus diffère à tous égards de celles des soldes, tandis que ses nombreux points d inversion la rapprochent, au contraire, de celles des nuages de gouttelettes.
Cette circonstance, jointe à l'éclat élevé et uniforme de Vénus, amène à considérer la planète comme entièrement couverte de nuées. Nous ne pouvons done pas connaître la constitution de son sol; en revanche, nous allons essayer de déterminer celle de la couche nuageuse qui l'enveloppe.
Examinons les courbes relatives à des nuages transparents, données dans ce
mémoire, figures 46 et 47, page 130, et les indications obtenues par Soret sur des nuages opaques (voir page 97). Nous voyons qu'il est impossible de rendre compte des phénomènes observés sur Vénus, avec des gouttelettes aussi grosses que celles des nuages terrestres,
Lorsqu'on diminue le diamètre des gouttes, les divergences s'atténuent. La courbe D, figure 47, relevée sur les gouttes les plus fines, présente deux maxima et un minimum ayant mêmes abscisses que ceux de la courbe de Vénus, ainsi que trois points d’inversion dont deux se retrouvent exactement sur la courbe de cette planète,
Par contre, la polarisation de notre nuage artificiel, bien que très inférieure à celle de gouttes plus grosses, est encore beaucoup plus forte que celle de Vénus.
Voyons ce qu’elle deviendrait si nous pouvions augmenter l'épaisseur ou la densité du nuage, jusqu’à ce qu'il devienne entièrement opaque.
D’après les indications fournies par l’étude des colloïdes (pages 175 à 138), en première approximation, la courbe conserverait sa forme avec des ordonnées trois à quatre fois plus petites. Elle a été tracée en pointillé (fig. 12), à côté de celle de Vénus, en divisant ses ordonnées par 3,5.
La similitude de ces deux courbes se montre très remarquable, si l’on considère à quel point celles des autres gouttes étudiées diffèrent entre elles.
Nous pouvons, cependant, pousser l’analogie encore un peu plus loin: la lumière diffusée par les gouttes augmente considérablement d intensité lorsque l’observateur se déplace vers l’opposé de la source. Sa polarisation doit donc être moins réduite par les diffusions multiples, sous de grands angles de vision, que sous de petits angles, ce qui rendrait notre courbe plus voisine de celle de Vénus.
De plus, les gouttes diffusant beaucoup de lumière polarisée négativement, les rayons recueillis à 45 degrés de la source, après deux déviations successives, devraient avoir, semble-t-il, en majorité, une polarisation négative, ce qui diminuerait l'angle d’inversion principal en le rapprochant de celui de Vénus.
La polarisation de Vénus paraît donc être sensiblement celle de nuages opaques dont les couches les plus élevées seraient formées de gouttelettes très fines, un peu supérieures en diamètre à 2 microns (1) et dont lindice serait voisin de celui de l’eau.
L'existence, sur cette planète, de particules aussi fines est confirmée par le fait que, lorsque l'angle de vision croît et dépasse 1609 environ, la brillance du crois-
sant augmente au lieu de diminuer comme le voudrait la loi de Lambert.
(2) I serait très important de vérifier cette conclusion d’une manière plus directe, en réalisant un tel nuage en laboratoire, avec une solution colloïdale formée de grains en suspension dans l’eau, dont l’indice, par rapport à l’eau, serait 1,33. Ces grains pourraient être formés d’une solution de
phosphore blanc dans le sulfure de carbone, par exemple,
La régularité des variations subies par la polarisation de Vénus et la faiblesse des différences qu’elle présente d’un point à l’autre semblent prouver que la nature des nuages qui recouvrent la planète est, à très peu près, la même sous toutes les latitudes et ne se modifie pas d’une année à l’autre. Ce fait, très remarquable, s'accorde bien avec les mesures radiométriques effectuées dernièrement au Mont Wilson, par Pettit et Nicholson, d’après lesquelles la température de Vénus serait très uniforme, Les différences que présentent la proportion de lumière polarisée du terminateur ou des cornes et celle du limbe sont facilement explicables : en effet, vers le bord intérieur du croissant, le Soleil doit éclairer seulement la partie extérieure des nuages qui peut différer des couches plus profondes. Il n’en est pas de même pour les déviations du plan de polarisation observées dans les cornes.
La cause de ce phénomène curieux nous échappe.
ATMOSPHÈRE
La présence continuelle de nuées autour de Vénus rend inaccessibles les couches basses de son atmosphère. D'autre part, il est difficile d'évaluer quelle peut être l'épaisseur de la partie située au-dessus des nuages. Il faudrait, pour cela, connaître la polarisation véritable des nuages de Vénus, abstraction faite de l’atmosphère.
D’après les résultats obtenus sur les gouttelettes d’eau et la faiblesse des différences que présentent les bords et Le centre de la planète, on peut admettre comme très vraisemblable que, vers la dichotomie, la polarisation réelle des nuages ne s’écarte pas de plus de 10 millièmes de celle qui a été observée vers le centre de la planète.
En appliquant la formule 8, page 145, il faudrait prendre P — P, égal au plus à 0,01.
D'autre part, P, — P, est voisin de 1.
En prenant pour la brillance moyenne de Vénus le tiers de celle d’un écran blanc éclairé normalement, on trouve finalement que le pouvoir diffusant de l'atmosphère de Vénus doit être, au maximum, égal à celui d’une couche d’air pur de :
s = 1,48 .105 centimètres.
soit environ 1 5oo mètres d'épaisseur.
La pression barométrique serait inférieure au cinquième de celle qui règne à la surface de la Terre. Elle pourrait encore suffire pour la formation de nuages aqueux.
Cette évaluation, dépourvue de base précise, doit être considérée comme une simple indication.
Jupiter.
