G. BIGOURDAN. — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 17 
étude approfondie de cette 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 côté 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, et 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 énigmatique 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 dit, en opposition) tous les 
96 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 à Washington et celle des canaux 
de Mars, par M. Schiaparelli à Milan. 
Tandis que Mars fait un tour sur lui-même 
en 2% 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 lirées de la Mécanique céleste, que cela 
est impossible. 
Depuis les travaux de M. Schiaparelli (4) 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 étude publiée dans le journal astronomique Æimmel 
und Erde et dont l’Astronomie de 1889 a donné une traduction. 
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se distingue en deux parties : 4° 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 #ers, 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 2452’; 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'effet 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 rougeâtre, 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- 
times et des parties continentales se déplacent : 
par exemple, pour la région continentale appelée 
Lybia, M. Schiaparelli l’a vue envahie graduelle- 
ment de plus en plus en 1879, en 1884 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 etaux 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 blane clair 
(NixeAtlantica) dont la blancheur était comparable 
