G. BIGOURDAX. — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



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étude approfondie de celle question, n'admet la 

 possibilité que pour Vesta, qui d'ailleurs ne s'est 

 jamais trouvée à la distance voulue de Vénus; mais 

 on peut croire que du cùlé des principaux astéroïdes 

 il reste encore un supplément d'enquête à faire. 

 Pour quelques observations, M. Stroobant a réussi 

 à identifier le prétendu satellite avec de petites 

 étoiles dont la planète se trouvait voisine, el sans 

 doute les autres observations sérieuses, peu nom- 

 breuses du reste, trouveront un jour ou l'autre leur 

 explication. Ainsi se trouve dissipé le mystère qui 

 enveloppait cet énigmalique satellite de Vénus, 

 dont la légende menaçait de se perpétuer. 



IV. — Mars 



Vu de la Terre, Mars se trouve à l'opposé du 

 Soleil (ou, comme on dil, en opposition) tous les 

 26 mois environ; sa distance à la Terre peut 

 alors descendre à 0,38 et c'est à ce moment qu'il 

 se trouve, à tous égards, dans les meilleures con- 

 ditions pour l'observation. L'opposition très favo- 

 rable de 1877 conduisit à deux découvertes im- 

 portantes : celle des deux satellites de Mars par 

 M. Asaph Hall ;"i Washington et celle des canaux 

 de Mars, par M. Schiaparelli à Milan. 



Tandis que Mars fait un tour sur lui-même 

 en 24" 37'", son satellite le plus voisin (Phobos) 

 tourne autour de la planète en 7" 39™; il en 

 résulte ce cas unique dans tout le système solaire 

 que pour un observateur placé sur Mars ce satel- 

 lite se lève à l'Ouest, exécute son mouvement 

 apparent de droite à gauche et se couche à l'Est. 

 La rapidité de son mouvement constitue une objec- 

 tion sérieuse contre la théorie nébulaire, telle du 

 moins que l'avait énoncée Laplace. 



Certaines petites planètes passent parfois bien 

 près de Mars, et M. Dubois pensait que les satellites 

 de cette planète pouvaient être deux astéroïdes dé- 

 tournés de leur route par l'attraction de Mars. Mais 

 M. H. Poincaré a montré, par deux ordres de con- 

 sidérations tirées de la Mécanique céleste, que cela 

 est impossible. 



Depuis les travaux de M. Schiaparelli (1) sur la 

 topographie de Mars, cette planète est celle dont 

 nous connaissons le mieux la surface. La compa- 

 raison des anciennes observations avec les récentes 

 montre que les taches sombres de Mars sont fixes 

 dans leurs positions relatives et invariables dans 

 leurs contours généraux. 



Outre les taches polaires, bien connues par leur 

 éclat et leur étendue variable, la surface de Mars 



(1) M. Schiaparelli a résumé ses recherches dans une im- 

 portante élude publiée dans le journal astronomique Himmel 

 und Erde et dont Vjistronomie de 1889 a donné one traduction. 



se distingue en deux parties : 1° la plus brillante, 

 ce qu'on appelle terres ou continents, forme 

 l'hémisphère boréal tout entier et une portion de 

 l'hémisphère austral; elle est généralement de 

 couleur jaune foncé ou orangé, variable d'un point 

 à un autre ; 2° la région sombre, celle des mers, qui 

 occupe la majeure partie de l'hémisphère austral, 

 et dont la couleur générale gris de fer passe par 

 toutes les gradations, du noir foncé au gris cendré. 

 En outre, certaines régions mixtes situées souvent 

 entre les continents et les mers, participent des 

 caractères de ces deux parties. 



Les taches polaires sont regardées, avec un cer- 

 tain degré de probabilité, comme offrant quelque 

 analogie avec les glaces polaires de la Terre. 

 L'obliquité de l'écliptique, pour un observateur 

 placé sur Mars, est de 24°o2'; ce qui donne aux 

 saisons de Mars une succession analogue à celles 

 de la Terre, mais dont la durée est à peu près deux 

 fois plus longue, puisque l'année de Mars corres- 

 pond à 687 de nos jours. — On a remarqué depuis 

 longtemps que par l'offet de ces saisons les taches 

 polaires de Mars subissent des variations pério- 

 diques analogues à celles que présentent sur la 

 Terre les glaces polaires dans les saisons corres- 

 pondantes ; ainsi, lorsque l'hémisphère austral de 

 Mars est dans la saison chaude, sa tache polaire 

 diminue d'étendue sur ses bords, pour augmenter 

 de nouveau quand revient la saison froide. 



On a observé des changements de teinte sur les 

 mers, et aussi sur les régions mixtes. Dans l'espace 

 d'une même soirée, M. Perrotin a vu une région se 

 couvrir et se découvrir tour à tour d'une sorte de 

 brouillard rougeàtre, tandis que le reste de la pla- 

 nète continuait à se montrer avec la plus grande 

 netteté. D'autre fois les limites des parties mari- 

 limes et des parties continentales se déplacent : 

 par exemple, pour la région continentale appelée 

 Lijhia, M. Schiaparelli l'a vue envahie graduelle- 

 ment de plus en plus en 1879, en 188't et en 1888 ; 

 quoique cet envahissement ait été constaté dans 

 un intervalle de 9 années, il croit que de pareils 

 changements peuvent se renouveler à chaque ré- 

 volution de Mars, mais ils passent inaperçus ; la 

 cause en est que Mars et la Terre ayant des 

 durées de révolution très voisines, dans plusieurs 

 soirées successives et aux mêmes heures Mars nous 

 présente toujours à peu près la même région; par 

 suite, en un lieu donné et pendant toute la durée 

 d'une même opposition il n'est possible d'observer 

 qu'une faible partie de la surface de Mars; et cette 

 même partie ne sera pas observable pendant les 

 oppositions qui suivront immédiatement. 



Dans la même région Lybia, M. Schiaparelli a vu, 

 de 1877 à 1882, une petite tache d'un blanc clair 

 (Nix#Atlantica) dont la blancheur était comparable 



