96* LABBE TH. MOREUX — LA PLANÈTE MARS D APRÈS LES TRAVAUX RÉCENT; 



LA PLANÈTE MARS D'APRES LES TRAVAUX RECENTS 



De toutes les planètes dn système solaire. Mars, 

 on peut hautement laffirmer. est de beaucoup la 

 mieux connue. Ce résultat tient à une double pré- 

 njgative. 



A part notre satellite et la petite planète Eros. 

 qui. au point de vue physique, semble, en raison de 

 sa petitesse, inaccessible à nos instruments. Mars 

 est le monde le plus proche de la Terre. .\ vrai 

 dire, cet avantage paraitrt» bien illus<jire si nous 

 constatons qu'aux oppc>sitions défavorables la pla- 

 nète reste encore à une distance égale à 100 mil- 

 lions de kilomètres en nombre rond: mais, par 

 contre, il arrive que Mars et la Terre peuvent se 

 trouver en même temps dans la partie la plus 

 proche de leurs orbites respectives tous les quinze 

 ou dix-sept ans : la distance peut alors descendre 

 au minimum à 56.40<).000 kilomètres. Dans les meil- 

 leures conditions, le disque de la planète sous-tend 

 un angle de iô'. et bien que ce disque ne présente, 

 lors de ces oppositions favorables, qu'une surface 

 5.000 fois plus petite que celle de la pleine Lune, 

 la quantité de détails que la vision lélescopiqne per- 

 met d'yapercevoir est inimaginable de prime abord. 



La vraie cause en doit être attribuée àla transpa- 

 rence de l'atmosphère martienne, plus raréâée que 

 la n-jtre. Il est certain que des habitants placés sur 

 Mars seraient beaucoup moins favorisés vis-à-vis de 

 la Terre. M. Langley. dans une série de recherches 

 bien connues sur l'absorption par l'atmosphère ter- 

 restre des rayons lumineux', a démontré, en effet, 

 que la surface de notre globe ne reçoit que 60 * , 

 des rayons traversant normalement les couches 

 atmosphériques. Le sable blanc lui-même diffuse 

 à peine le quart de ces radiations : soit 14 ou iô ° , 

 environ. Mais ce nombre, déjà faible, subit encore. 

 en traversant de nouveau l'atmosphère, la même 

 perte qu'en y arrivant la première fois, c'est-à-dire 

 •iO* ,. Il suit de là qu'un observateur placé sur Mars, 

 à une opposition favorable, ne recevrait du centre 

 spparent du disque terrestre que 8 à 9 ' , des rayons, 

 c'est-à-dire 1 12 seulement de la radiation totale. 



Malgré sa faible valeur, ce chllfre de 1 li n'est 

 pas encore l'obscurité, et nous pourrions espérer 

 découvrir les configurations d'une planète dans ces 

 conditions, si une nouvelle cause n'intervenait 

 encore pour dérober à nos yeux la surface du sol ; 

 cette cause, ainsi que je lai établi autrefois à 

 propos de la planète Vénus, c'est le pouvoir diffusif 

 de 1 atmosphère'. 



• AoL. Joara. of Se., roi. XIVIII. p. 163. 



• la. HoBETT : La rotaticn de Véntts. Bail. Soc. Aslr. de 

 Fr.. s.ùt i-": 



En tenant compte de cette absorption, plus o» 

 moins grande suivant les portions du disque, nous- 

 voyons immédiatement qu'elle est minimum au 

 centre apparent d'une planète, là où le rayon visuel 

 a le moins d atmosphère à traverser, et qu'elle croit 

 constamment à mesure que l'on approche du bord, 

 où elle atteint son maximum. Ceci nous explique 

 alors très simplement pourquoi une planète dotée 

 d'une atmosphère faible et transparente ne laisse 

 plus voir de détails dans ses portions voisines du 

 limbe. 



Les phénomènes de diffusion produiront un autre 

 résultat." dont on a rarement tenu compte jusqu'ici 

 et sur lequel nous aurons l'occasion de revenir dans 

 la suite : ce sont les colorations propres de l'atmo- 

 sphère elle-même. Dans une étude Sur f origine du 

 Lieu du ciel. M. Sagnac a parfaitement démontré 

 que cette coloration est due à une diffusion sélec- 

 tive des rayons solaires, se produisant surtout dans 

 les couches atmosphériques les plus élevées : le- 

 phénomène est donc, pour ainsi dire, fonction de 

 la raréfaction des gaz de l'air. N'est-ce pas le ca.* ou 

 jamais d'appliquer cette théorie à l'atmosphère 

 raré6ée de notre voisine ? 



Nous nous sommes étendus sur ces faits, car. en 

 Astronomie planétaire, on est trop souvent porté à 

 les oublier, et l'on arrive ainsi à des inlerprélalions 

 erronées des détails constatés et dessinés. 



Une transparence aussi extraordinaire de l'atmo- 

 sphère de Mars a permis depuis longtemps de cal- 

 culer la durée de rotation de la planète. Cette 

 détermination ayant atteint dans ces dernières 

 années une haute précision, il serait vraiment 

 regrettable de la passer sous silence avant d'al" : - 

 der l'étude physique de la planète. 



A la fin du xvn* siècle et au commencem' 

 du xvnr. J. D. Cassini, Maraldi et W. Herse 

 avaient déjà donné, avec une grande approxin 

 tioD. la durée de rotation de Mars, mais navai- 

 probablement pas tenu compte de ce fait que M i - 

 perd en apparence une rotation pendant une re\ 

 Intion autour du Soleil, de sorte qu'il serait né' 

 saire de reprendre leurs travaux pour y appliq; 

 les corrections utiles. 



Dans les temps modernes, des astronomes corn i 

 Kaiser, Proctor. Marth et Backhuyzen sont tomi 

 d'accord sur le chiffre des secondes, etl'incertitu J 

 à partir de 1864. ne portait déjà plus que sur i-.^ 

 centièmes de seconde. M. Denning. l'habile astro- 

 nome de Bristol, a repris celte étude, et ses propres- 

 observations, s'élendant sur une période de trente" 

 ans de 1869 à 1899 . nous permettant de considérer 



