PHYSIQUE
D E L APLANETE MARS
S C I E N C E S D ' A U J O U R D ' H U I
C O L L E C T I O N D I R I G É E PAR A N D R É G E O R G E G É R A R D D E V A U C O U L E U R S
P H Y S I Q U E
D E L A
P L A N E T E M A R S
(INTRODUCTION A L'ARÉOPHYSIQUE)
É D I T I O N S
ALBIN MICHEL
22, rue Huyghens 22 PARIS
Droits d e traduction, de reproduction et d'adaptation réservés pour tous pays.
Copyright 1961, by Editions ALBIN MICHEL.
A
M . J u l i e n P É R I D I E R Ingénieur E. C. P., E. S. E.
Directeur-fondateur de l observatoire du Houga.
AVANT-PROPOS
La croyance à la pluralité des mondes habités, répandue depuis plusieurs siècles par d'illustres auteurs, s'était implan- tée profondément parmi les esprits cultivés depuis quelques générations. Or les progrès de l'Astrophysique et de la Bio- logie ont, surtout depuis quelques dizaines d'années, éliminé les uns après les autres, d'abord les astres en général, puis la quasi totalité des planètes et de leurs satellites, comme séjours possibles de la vie telle qu'elle se manifeste sur la Terre.
Dès lors, inspirés d'arrière-pensées métaphysiques plus ou moins fondées, deux clans se sont formés :
Le premier souligne les exagérations auxquelles a pu conduire la doctrine de la vie universelle ; il représente com- bien les exigences fondamentales de la vie sont difficiles il réunir, et — suivant certaines théories cosmogoniques — combien rares aussi ont dû être les cas où la possibilité même de les trouver réunies a pu se présenter ; s'opposant alors à toute extrapolation, il refuse d'admettre l'extension du phé- nomène vital dès que les propriétés du milieu s'écartent de celles qui semblent, sur Terre, en conditionner les mani- festations.
Le second, invoquant la multiplicité des formes de la vie terrestre et ses facultés d'adaptation, n'hésite pas à les sup-
. poser plus étendues encore et à admettre l'existence d ' u n e vie, pour ainsi dire « généralisée » — dont la vie terrestre ne serait q u ' u n cas particulier — ; confiant donc en l'universalité du phénomène vital, il refuse presque de lui reconnaître des conditions minima.
Il nous semble que l'un et l'autre groupe font ainsi preuve, en un sens, de cet anthropomorphisme toujours renaissant dont, en s'opposant, ils cherchaient p o u r t a n t chacun à se dégager.
Le seul domaine où ces idées puissent, éventuellement, être soumises à un contrôle est celui de l'Astronomie physique pla- nétaire.
Aussi après l'abandon, d ' u n commun accord, des autres pla- nètes (sauf peut-être Vénus à vrai dire), les deux groupes de partisans s'affrontent-ils surtout, actuellement, à propos des recherches relatives il la planète Marst, que les uns décrivent comme un astre soumis aux seules manifestations physico- chimiques d ' u n e activité planétaire à l'agonie, alors que les autres croient y reconnaître toute une vie végétale, voire ani- male — pour ne pas dire « humaine » — et, parce q u ' o n y observe des variations plus ou moins régulières, invoquent en elle la planète « vivante » par excellence
Les premiers font surtout appel aux résultats des mesures physiques, souvent méconnues par certains observateurs et repoussent les analogies superficielles dont se contentent ces derniers.
Les seconds reprocheraient au contraire assez facilement
i. On peut r e m a r q u e r que des astres comme Jupiter ou le Soleil qui mani- festent u n e activité au moins aussi i m p o r t a n t e que celle de Mars — et beau- coup plus facile à observer — ne sont cependant pas qualifiés de « vivants » par les mêmes auteurs, ce qui précise bien le sens attribué par eux à ce terme.
aux premiers — et c est souvent à juste titre — de n'avoir
« jamais vu Mars dans une lunette » et font surtout état des variations décelées par leurs patientes études visuelles de la planète.
Dès lors les résultats des observations physiques ont été interprétés de façons étonnamment différentes, au point même que nombre de ceux qui sont considérés comme définitive- ment acquis par les uns sont catégoriquement rejetés par les autres.
De telles divergences se sont particulièrement fait jour, il y a quelques années, à l'occasion de discussions sur les possi- bilités de la vie sur les autres planètes et spécialement sur la planète Mars 1.
Il n'est nullement dans notre intention de rouvrir ici le débat et, bien au contraire, au cours de la présente étude il ne sera fait allusion au problème même de la vie sur Mars que tout à fait exceptionnellement, car il nous paraît que ce pro- blème est encore, en grande partie, au delà des limites de la connaissance positive et ne peut guère être l'objet — dans un sens comme dans l'autre — que de vagues spéculations faisant toujours plus ou moins intervenir des « principes directeurs » d'ordre métaphysique, et, dans ces conditions, il paraît vain de poursuivre actuellement la discussion.
C'est pourquoi il a semblé plus intéressant — et plus utile — i. A. DANJON, « Les planètes sont-elles habitables ? », L'Astronomie (Bull.
Soc. Astr. France), 5r, 1937, p. 2/19.
E. M. ANTONIADI, « La Vie dans l'Univers », B.S.A.F., 52, 1938, p. 1.
J. GAUZIT, « Les atmosphères planétaires », B.S.A.F., 53, 1939, p. 78.
G. FOURNIER, « La Vie sur Mars », B.S.A.F., 53, Ig3g, p. 3-48 ; voir aussi P. GAUROY, « Le mystère de la Vie martienne » B.S.A.F., 62, 1948, p. 33 et P. BECQUEREL, « Nouvelles possibilités expérimentales de la Vie sur la planète Mars », B.S.A.F., 64, 19Ô0, p. 35,1.
de revenir, en toute indépendance (autant que faire se p e u t ! ) , sur les questions de fait abordées au cours des discussions pré- citées, d ' u n e p a r t pour préciser, en remontant aux sources ori.
ginales — souvent très disparates et p a r cela peu connues — les points q u ' o n peut effectivement considérer comme acquis et ceux qui restent douteux ou s'affirment erronés, d ' a u t r e part pour présenter quelques remarques suggérées par la confronta- tion des simples observations visuelles directes — dont la valeur ne doit pas être méconnue — avec celles obtenues par les méthodes plus p r o p r e m e n t « physiques » d'investigation.
Il apparaîtra sans doute alors qu entre les résultats de ces différentes méthodes les contradictions ne sont ni aussi nom- breuses, ni aussi graves q u ' o n s'est plu parfois à le dire et qu'il subsiste en fait de larges possibilités d'accord.
Ce travail de mise au point, entrepris il y a une dizaine d'années, à la suite des débats précités, afin de réunir les élé- ments d ' u n e appréciation personnelle solidement fondée, a été plusieurs fois remanié, développé et mis à jour de façon à couvrir la totalité des recherches de physique martienne par- venues à notre connaissance depuis cette époque. Nous croyons donc apporter ici une documentation substantiellement complète « up.to-date ».
Les conclusions principales de cette étude ont été déjà exposées dans un certain nombre de conférences populaires (Toulouse, 1941 ; Paris, 1945 ; Londres, 1951), d'articles de vulgarisation (Toulouse, 1942 ; Bruxelles, 1944 ; Paris, 1948) et dans notre petit livre sur Le problème martien (Paris, 1946;
Londres, 1950), auxquelles elles ont servi de base. Mais il nous a semblé que dans une question aussi controversée que celle de Mars et d o n t les implications intéressent non seule- ment l'astronome, mais également le géophysicien, le météo-
rologiste, le biologiste, bientôt peut-être (et au p r e m i e r chef /) l'astronaute et toujours le philosophe, il serait utile de verser aux débats les pièces à conviction elles-mêmes avec les motifs circonstanciés des conclusions que p e u t retirer de leur examen un observateur de la planète doublé d ' u n phy- sicien de laboratoire.
G. V.
Observatoire PERIDIER, Le Ilouga (Gers) et Institut d'Astrophysique de Paris
1939-1950
« Ce n'est pas par nature qu'un . sujet d'études est ou n'est pas scien- tifique, mais seulement par la ma- nière de l'envisager ».
A. DANJON.
INTRODUCTION
Depuis près d'un siècle la planète Mars retient plus que toute autre l'attention passionnée des observateurs. Nombre d'entre eux ont consacré leur vie entière à son étude et quel- ques-uns leur fortune à l'édification d'observatoires destinés à percer son mystère.
Sans vouloir dresser ici un palmarès exhaustif, les noms de LOWELL, SLIPHER, BARNARD, PICKERING,... en Amérique, ceux de SCHIAPARELLI, FLAMMARION, ANTONIADI, J ARRY-DESLOGES, FOURNIER, MAGGINI,... en Europe, méritent d'être rappelés et salués au passage.
Ces pionniers ont su, au prix d'innombrables et minutieuses observations, jeter les bases de notre connaissance topogra- phique de la planète et attirer l'attention sur les phénomènes, parfois étranges, qui semblent se dérouler à sa surface. Ils ont ainsi constitué cette branche particulière de l'astronomie planétaire à laquelle on a donné le nom d' ARÉOGRAPHIE (ARÈS, Mars) : la « géographie » de la planète Mars.
L'ouvrage classique d'ANTONIADI, publié en 1930 1, reste à cet égard le monument le plus complet et le plus représen-
i. La plunète Mars, Hermann éd., Paris, 1930.
tatif de cette description analytique de la surface martienne, essentiellement fondée sur l'observation visuelle et sa repré- sentation picturale.
Mais ces études descriptives, qui exigeaient surtout de la part de ceux qui les poursuivaient une excellente vue, rompue à ce genre d'observations — dont la délicatesse ne peut être véritablement appréciée que par ceux qui l'ont eux-mêmes pratiquée avec succès — ne pouvaient rien apporter de précis sur la nature des phénomènes observés et sur la constitution physique de la planète qui sont, après tout, l'objet réel de notre curiosité et le but final des recherches.
Pour parvenir à cette connaissance, il fallait dépasser ce stade de prospection nécessaire, mais préliminaire, pour s'éle- ver à un niveau où la détermination quantitative des phéno- mènes par les méthodes éprouvées de la recherche physique prendrait progressivement le pas sur la simple observation descriptive et qualitative, sans d'ailleurs éliminer celle-ci dont l'utilité permanente ne saurait être contestée, lorsqu'il s'agit d'un astre aussi changeant que la planète Mars, surtout dès lors qu'il devient possible de substituer l'objectivité de la plaque photographique à la subjectivité du dessinateur.
A ce stade complémentaire et plus évolué des études mar- tiennes il nous paraît convenable de donner le nom d'ARÉO- PHYSIQUE (cf. géographie, géophysique), en réunissant sous cette désignation, l'ensemble des travaux dans lesquels l'étude de la planète Mars est envisagée du point de vue que nous venons de définir et poursuivie en conformité avec les prin- cipes reconnus et éprouvés de la recherche scientifique dans le domaine des sciences physiques.
Mais à cet égard il nous paraît essentiel de souligner ici que l'esprit des méthodes appliquées, tout autant que les moyens matériels mis en œuvre, déterminent à nos yeux le caractère « scientifique » d'une étude ; car il n'est pas équi- table de rejeter l'emploi d'une méthode simple d'investiga-
tion visuelle, lorsqu'il est avéré que l'emploi de récepteurs physiques est encore impraticable ou n'a conduit qu'à des- résultats notoirement erronés. Nous rencontrerons au cours de cet ouvrage maints exemples de cette situation.
En effet l'application pratique des méthodes et des tech- niques de la physique à l'étude de la planète Mars se heurte à des difficultés spécifiques : éloignement de la planète et petitesse habituelle de ses taches, faiblesse de la lumière dis- ponible, agitation et absorption atmosphériques, trop souvent aussi inconfort des observations et précarité d'un montage volant accroché dans toutes les positions au bout de l'instru- ment astronomique, qui constituent autant de servitudes igno- rées du physicien de laboratoire et obligent souvent à faire des concessions nuisibles à la netteté des résultats.
Ce n'est donc que par une conjonction de toutes les méthodes et par une confrontation impartiale des données plus ou moins sûres fournies par chacune d'elles qu'il sera pos- sible de parvenir à une connaissance au moins approximative des conditions physiques régnant sur la planète.
Assurément les tentatives pour établir sur des données quan- titatives notre connaissance de la nature physique de la surface et de l'atmosphère martiennes ne datent pas d'hier et une encyclopédie physique de la planète Mars devrait sans doute remonter au moins aux tentatives photométriques et polari- métriques d'ARAGO, qui datent de plus d'un siècle. Mais ces tentatives anciennes, aux résultats souvent contradictoires, par- fois entièrement erronés et toujours fort douteux, ne sauraient être comparées aux recherches du dernier quart de siècle aux- quelles elles n'ajoutent pratiquement rien.
C'est pourquoi, à de rares exceptions près, nous limiterons- nous ici à une. analyse des travaux de physique martienne parus au cours des 30 dernières années. En effet c'est au cours des oppositions périhéliques de 1924 et 1926 que furent appli- quées, pour la première fois, à grande échelle, les méthodes
spectrographiques (ADAMS, ST JOHN, DUNHAM), polarimétri- ques (LYOT) et radiométriques (COBLENTZ, LAMPLAND et MEN- ZEL ; PETTIT et NICHOLSON), ainsi que de façon systématique la photographie à travers filtres sélecteurs (SLIPHER, TRUM- PLER, WRIGHT, ROSS) pour l'étude de la planète Mars.
Or il est assez fâcheux de constater que les progrès consi- dérables qui en ont résulté pour notre connaissance réelle de la planète sont relativement peu connus du public et même, il faut l'avouer, de bien des observateurs : trop souvent des aréographes ont fait preuve de leur ignorance ou de leur méconnaissance de résultats physiques dont la portée leur échappait ; alors que, par ailleurs, il faut aussi le reconnaître, les physiciens ont négligé l'étude nécessaire de la masse de documents accumulés par les premiers et qui aurait éclairé leurs observations.
C'est pourquoi il nous a paru utile, dans cette « Introduc- tion à l'Aréophysique », de dresser un bilan méthodique et critique de ces données nouvelles à la lumière des acquisitions permanentes résultant des études anciennes.
A l'aide des résultats fournis par les méthodes purement physiques et en ne faisant q u ' u n m i n i m u m d'emprunts aux observations visuelles, dans ce qu'elles ont de moins subjectif, nous examinerons successivement les problèmes relatifs à l'at- mosphère de Mars, à sa climatologie, à ses calottes polaires et à la question de l'eau, enfin au sol même de la planète dans ses différentes régions, en laissant totalement de côté tout ce qui se r a p p o r t e à la question des « canaux » de Mars qui a presque totalement échappé jusqu'à maintenant à l'emprise des moyens d'investigation physiques.
Nous ne prétendrons naturellement pas parvenir de la sorte à une synthèse totale — quand cela ne serait que du fait de l'omission volontaire de nombreuses données visuelles tenues pour incertaines — et encore moins édifier une « théo-
rie » des phénomènes martiens. ;
1 1
Il s'agit plus simplement de discuter objectivement certaines observàtions physiques et de faire ensuite quelques rapproche- ments, de façon à dégager les conclusions les plus directes qui s'imposent ; mais cela pourra nous conduire d'une part à suggérer certaines recherches qu'il y aurait intérêt à entre- prendre et, d'autre part, l'établissement de ce bilan des résul- tats solidement fondés obtenus jusqu'à maintenant sera déjà fort intéressant et pourra constituer par la suite un point d'appui précieux pour une discussion éventuelle des conclu- sions moins bien établies des observations visuelles et aréo- graphiques.
Nous espérons ainsi rendre service aux observateurs, pro- fessionnels ou amateurs, en les aidant dans la préparation de leurs programmes d'observations et dans l'interprétation de leurs résultats, tout en apportant des éléments d'information susceptibles d'intéresser le simple lecteur cultivé, légitime- ment désireux de savoir où en sont réellement les recherches martiennes.
Nous avons essayé pour cela de maintenir la part égale entre les considérations générales accessibles à tous et les don- nées de caractère plus technique utiles au spécialiste. C'est là un dosage difficile à maintenir ; nous faisons appel à l'indul- gence des uns et des autres si de ci, de là il nous est arrivé de nous adresser plus particulièrement aux uns qu'aux autres.
ABRÉVIATIONS BIBLIOGRAPHIQUES 1
U T I L I S É E S D A N S L E C O R P S D E S C H A P I T R E S
A. X. Astronomische Xachrichten, Berlin.
Ap..J. The Astrophysical J o u r n a l , Chicago.
B. A. Bulletin Astronomique de l'observatoire de Paris.
B. S. A. F. Bulletin de la Société astronomique de France, L'Astro- nomie, Paris.
B. S. B. A. Bulletin de la Société belge d'Astronomie, Ciel et Terre, Bruxelles.
C. H. Comptes-Rendus de l'Académie des Sciences, Paris.
J. O . . J o u r n a l des Observateurs, Marseille.
L. O. B. Lick Observatory Bulletin, Mt Hamilton (Californie).
M. B. A. A. M e m o i r s o f t h e B r i t i s h Astronomical Association, London.
M. N. Monthly Notices of the Hoyal Astronomical Society, London.
P. A. S. P. Publications of the Astronomical Society of the Pacifie, San Francisco.
Z. Ap. Zeitsehrift fur Astrophysik, Leipzig.
i. Les renvois aux références bibliographiques principales (p. 377) sont indiqués dans le texte par les chiffres gras e n t r e crochets.
GÉNÉRALITÉS ET VUE D'ENSEMBLE SUR LES PROBLÈMES DE LA PLANÈTE MARS 1
Les éléments géométriques et dynamiques de l'orbite et du globe de Mars sont bien connus depuis longtemps ; nous rappellerons seulement ici que l'année martienne dure près du double de la nôtre (687 jours contre 365), avec des saisons comparables (obliquité de l'orbite sur l'équateur : 24° à 25°
contre 23° 1/2), mais beaucoup plus inégales (par exemple pour l'hémisphère austral : printemps = 146 jours ; été
= 160 jours ; automne = 199 jours ; hiver = 182 jours) ; que le jour est très voisin du nôtre : 24 h. 37 m. 22 s. 6, et que le globe, de 6.800 kilomètres de diamètre (sensiblement le double de la Lune et la moitié de la Terre), a une densité de 3,9, d'où résulte une pesanteur à la surface réduite aux 38 centièmes de la nôtre.
Il convient aussi de rappeler qu'aux oppositions périhéli- ques (1909, 1924, 1939) Mars ne se rapproche qu'à 56 mil-
i. Pour faciliter au lecteur non spécialisé la compréhension des problèmes discutés dans le corps principal de l'ouvrage, nous d o n n o n s d ' a b o r d — à la suggestion do M. André George — u n e revue générale rapide des principaux phénomènes observés à la surface do la planète Mars, constituant en m ê m e temps u n s o m m a i r e des, connaissances actuellement acquises s u r cette pla- nète. Ce chapitre préliminaire reproduit lo texte, mis à jour, d ' u n article de mise au point paru e n 1944 dans Ciel et Terre, et en 11948 dans Atomes.
lions de kilomètres dans le cas le plus favorable : c'est encore ISO fois plus loin que la Lune ; autrement dit, dans les meil- leures conditions on ne voit pas Mars, dans les grands instru- ments, mieux que la Lune dans une simple jumelle. Cela pour signaler la difficulté des recherches sur la constitution intime de la planète.
Les ouvrages de vulgarisation 1 ont souvent retracé l'his- toire des observations, l'évolution des idées sur la planète et aussi les innombrables discussions auxquelles elle a donné lieu ; car il a régné longtemps, en effet, — et il règne encore
— parmi les spécialistes, une étonnante diversité d'opinions.
Nous chercherons à faire ici le point de l'état actuel de la question, en nous appuyant, tant sur les observations visuelles classiques, que sur les résultats récents des méthodes physi- ques modernes.
LES CALOTTES POLAIRES
Les taches blanches et brillantes couvrant les régions polaires de Mars sont très remarquables, et leur étude est assez avancée.
Si l'on observe à partir de la fin de l'hiver d'un hémisphère, on voit la calotte polaire, très étendue au début — elle couvre alors près de 10 millions de kilomètres carrés — diminuer au cours des mois suivants, d'abord lentement, puis de plus en plus vite ; vers le milieu du printemps des fissures y apparaissent, elles segmentent la calotte qui se disloque, pré- sente des régions d'éclats variés, et se désagrège alors rapi- dement ; des fragmenta s'isolent de la tache principale, per- sistent quelque temps, puis disparaissent ; enfin, pendant l'été de l'hémisphère considéré, la calotte polaire continue à décroître et devient minuscule. (Planche II, p. 64).
1. Voir la liste de quelques ouvrages classiques donnée plus loin (p. 39).
Mais vers la fin de l'été, on voit apparaître, dans les régions polaires, des taches blanchâtres et diffuses, qui s'étendent rapidement, et finissent par recouvrir toutes ces régions, et même une partie de la zone tempérée. Ces voiles clairs et mobiles persistent pendant tout l'automne et l'hiver et ne se déchirent pour s'évanouir q u ' à la fin de l'hiver. La calotte polaire reparaît alors, encore un peu ternie au début, puis redevient blanche, brillante et très étendue, comme l'année précédente à l'époque correspondante.
Puis le cycle saisonnier des phénomènes recommence, et se reproduit assez régulièrement chaque année pour qu'on ait pu en dresser des tables de prévision permanentes (ANTONIADI, 1911).
Cependant cette régularité n'est pas parfaite : à une époque donnée, la calotte est tantôt un peu plus petite, tantôt un peu plus grande que la normale. On a même recherché si ces irrégularités ne seraient pas liées aux variations de l'activité solaire (ANTONIADI, 1916) ; mais après avoir cru un moment déceler une telle corrélation, il a fallu reconnaître, plus récemment, que rien ne peut encore être affirmé à ce sujet.
En revanche, certaines circonstances de la diminution des calottes polaires sont bien établies. Ainsi les fissures qui les découpent, les régions de plus grand éclat, les fragments qui s'en détachent au cours du printemps, se reproduisent tou- jours aux mêmes endroits de la surface, décelant ainsi d'inté- ressantes différences de constitution, et, peut-être, de niveau.
De même, on observe toujours que le dernier résidu de la calotte polaire australe n'est pas centré sur le pôle, mais s'en trouve à quelque distance, à 7° de latitude, soit 400 kilomè- tres environ. Ainsi, comme sur Terre, le pôle du froid ne coïncide pas avec le pôle de rotation.
Une autre particularité remarquable des calottes polaires, c'est la frange sombre qui les borde, et les accompagne dans leur régression. Certains observateurs ont pensé que cette
frange sombre était illusoire et provenait d'un effet de contraste subjectif dû à l'éclat contigu de la calotte polaire.
Mais, en réalité, comme elle présente souvent des intensités inégales le long de régions claires uniformes, qu'en général, elle est plus sombre en bordure des régions les moins bril- lantes de la calotte, qu'elle persiste à travers un écran rouge atténuant la blancheur polaire (FOURNIER), il y a tout lieu de croire que la frange sombre est un phénomène réel, bien que souvent assez exagéré par l'effet de contraste (VAUCOU- LEURS, 1943).
On peut aussi noter que la frange n'est généralement pas visible à la fin de l'hiver quand la calotte polaire est très étendue, ni pendant l'été, lorsqu'elle est très réduite, et l'on peut montrer que la période de visibilité de la vraie frange sombre coïncide précisément avec celle de disparition rapide (en masse, non en dimensions apparentes) de la neige polaire (VAUCOULEURS, 1943).
Cette neige — qui ne saurait être, pour de multiples raisons, de la neige carbonique comme on l'a pensé jadis — est d'ail- leurs peu épaisse, ainsi qu'en attestent son albedo moyen de 0,5 environ (neige fraîche épaisse : 0,8) et son éclat inégal suivant les régions ; comme le montre aussi le calcul direct
— à partir de la chaleur solaire reçue — qui conduit à une épaisseur de quelques centimètres au plus, d'ailleurs plus grande au centre que vers la périphérie.
La calotte polaire est donc certainement une couche d'eau cristallisée (glace, neige, ou simplement givre) comme sur la Terre, qui se condense pendant la saison froide sous les brouil- lards hivernaux et dans la nuit polaire, pour s'évaporer au retour du Soleil. Il s'agit bien surtout d'évaporation, car aux très basses pressions qui règnent sur Mars, la sublimation doit être de beaucoup le phénomène fondamental par lequel dispa- raissent en surface les matériaux neigeux ; néanmoins, la frange sombre montre sans doute que, sur le pourtour de la
calotte, une véritable fusion doit avoir lieu aussi, normale- ment, pendant un certain temps, au cours du printemps.
Telles sont les principales circonstances déjà connues de l'activité des calottes polaires de Mars, dont les variations paraissent conditionner étroitement un grand nombre de phé- nomènes sur la planète.
LES RÉGIONS CLAIRES.
La surface de Mars, est couverte, pour les trois quarts envi- ron, par des étendues claires qui présentent une belle colo- ration rose ou ocre ; elles sont, en général, assez monotones et d'une grande stabilité d'éclat et de couleur. Leur relief doit être assez modéré, car les déformations observables au termi- nateur, n'étant pas permanentes, n'ont jamais révélé de mon- tagnes, qui ne sauraient, en tout cas, dépasser deux ou trois mille mètres ; seules, quelques petites taches claires qui apparaissent de temps à autre en certains points fixes ont suggéré parfois des montagnes isolées, assez hautes pour favo- riser une condensation de gelée ou de nuages.
Ces régions claires sont considérées depuis longtemps comme des déserts de sables ou plus généralement de pous- sières riches en silicates teintés de rouge par l'oxyde de fer ou quelque autre impureté colorée.
Cette hypothèse qui interprète bien leur monotonie et leur permanence générales, ainsi que les colorations observées, se fonde sur la considération de leur albedo — voisin de 0,15 — tout à fait comparable à ceux des grès rougeâtres et des déserts ; elle s'accommode aussi d'un relief général peu mar- qué et permet enfin d'expliquer assez bien certains voiles jau- nâtres qui s'y étendent parfois, évoquant des tempêtes de sable.
Cette interprétation a été renforcée par les recherches pola-
rimétriques de LYOT (1922-1928) qui, après avoir trouvé que la courbe de polarisation de Mars est très semblable à celle de la Lune, a pu reproduire expérimentalement cette der- nière par un mélange convenable de cendres volcaniques ; elle l'est aussi par les observations spectrophotométriques récentes de KUIPER (1948) qui a trouvé pour Mars une courbe de réflec- tivité spectrale infra-rouge tout à fait semblable à celle du petrosilex (silicate double d'Al et K ) .
Enfin les observations radiométriques de COBLENTZ (1924- 1926) ont permis à celui-ci, à la suite d'une révision plus récente (1942), de déceler, semble-t-il, la bande d'émission infra-rouge caractéristique des silicates entre 8 et 10 µ.
On peut donc considérer que la théorie désertique des régions claires de la planète paraît solidement fondée sur un ensemble d'observations concordantes, bien que la nature minéralogique exacte des roches qui les constituent reste encore douteuse.
L ' A T M O S P H È R E .
La présence d'une atmosphère autour de Mars est recon- nue depuis longtemps, mais les connaissances positives sur sa composition, sa structure, sa pression, sont des acquisitions assez récentes.
La composition chimique de cette atmosphère peut être recherchée par plusieurs voies :
1°) La théorie cinétique des gaz permet d'affirmer (JEANS) qu'un gaz trop léger, dont la vitesse d'agitation moyenne dépasse le cinquième de la vitesse de libération (ou vitesse parabolique, égale à 5 kilomètres par seconde pour Mars contre 12 pour la Terre) ne sera pas retenu dans l'atmosphère.
Cela élimine l'Hydrogène et l'Hélium.
20) Les propriétés chimiques et photo-chimiques font
admettre que certains gaz, trop actifs chimiquement, ne pour- raient demeurer libres longtemps ; tels les halogènes (Cl2,...) et u n bon nombre d'oxydes gazeux (N02, CO,...), en parti.
culier l'Ozone 03, s'il s'est trouvé au contact de la surface (WILDT) .
3°) L'analyse spectrale — procédé le plus direct — n ' a révélé jusqu'à maintenant dans l'atmosphère martienne que la présence du gaz carbonique C02, en quantité d'ailleurs très faible, sensiblement double de celle existant dans l'atmo- sphère terrestre (KUIPER, 194,7).
Mais des résultats négatifs, non moins importants, sont ceux de ADAMS et DUNHAM, concernant l'Oxygène (1933), et la vapeur d'eau (1937-43). En dépit des moyens très puissants mis en œuvre à l'Observatoire du Mont Wilson, aucune trace de raies caractéristiques d'origine martienne n ' a pu être déce- lée. Cela permet d'affirmer qu'il n ' y a pas dans l'atmosphère de Mars — toutes proportions gardées — le centième, ni même le millième de l'Oxygène présent dans la nôtre. Il a été suggéré à ce sujet (RUSSELL, WILDT) que l'Oxygène martien a p u être épuisé et fixé par le sol, par l'intermédiaire de l'Ozone ; cette idée s'accorde avec la richesse probable actuelle des déserts martiens en oxydes.
En ce qui concerne la vapeur d'eau, on peut dire seule- ment que les raies martiennes ne devaient pas atteindre 1 % de l'intensité des raies terrestres ; mais on ne doit pas en conclure à l'absence totale de l'eau, car, au cours de ces obser- vations, le spectographe était pointé sur des régions claires, c'est-à-dire désertiques. Il faut seulement y voir la confirma- tion des idées généralement admises sur la dessiccation avan- cée de la planète et la grande sécheresse habituelle de son atmosphère.
Finalement, on voit que l'atmosphère de Mars doit être constituée principalement de gaz non décelables spectrosco- piquement, assez lourds et pas trop actifs chimiquement, ce
qui, par élimination, conduit à envisager les gaz rares (Argon,...) et surtout l'Azote, comme principaux constituants gazeux permanents de cette atmosphère, auxquels s'ajoutent des traces de gaz carbonique.
La structure physique de l'atmosphère -martienne a été révélée surtout par les photographies obtenues à travers des filtres colorés qui, d'habitude, m o n t r e n t les configurations de la surface en lumière jaune, ainsi que dans le rouge — mais avec des contrastes accrus — alors que dans le bleu et le violet, au contraire, elles les font disparaître et présentent des détails d ' u n autre ordre (Planche III, p. 112).
En certaines occasions, cependant, les taches de la surface restent bien visibles sur les images bleues (Planche VI). Ces cas de transparence exceptionnelle prouvent que l'opacité usuelle de l'atmosphère martienne aux courtes longueurs d'onde n'est pas due essentiellement à ses constituants gazeux permanents, mais bien à une couche absorbante et diffusante de matière finement divisée en suspension dans l'atmosphère et qui ne présente que de rares éclaircies (SLIPHER, 1937). La matière qui constitue cette « couche violette » reste encore assez mystérieuse et ses variations inexpliquées. Une hypo- thèse plausible y voit une condensation de cristaux de nei ge carbonique au niveau de la tropopause (HESS, 1950).
Les photographies monochromatiques — en accord avec l'observation visuelle — révèlent des nuages de deux types principaux (WRIGHT) :
1°) des nuages « bleus », qui se voient en lumière violette et disparaissent en lumière rouge (ils sont blanc bleuté visuel- lement) (Planche VI, p. 192) ;
2°) des nuages « jaunes », qui se voient en lumière rouge et disparaissent en lumière violette (Planche VII, p. 224).
Les premiers peuvent être comparables à des brumes ou à de légers voiles de fins cristaux de glace (ou de neige car- bonique ?), comme nos cirri les plus faibles ; ils se tiennent
à des altitudes élevées, voisines de 10 à 30 kilomètres (d'après les protubérances qu'ils occasionnent au terminateur) et mani- festent une prédilection marquée pour les zones sombres de la planète et leur voisinage (FOURNIER).
Les seconds pourraient être des voiles poussiéreux, soulevés par le vent dans les déserts (DOUGLASS, ANTONIADI) ou consé- cutifs à l'impact de grosses météorites (OPIK, 1950) ; toute- fois, on s'explique mal qu'ils puissent — comme on l'a vu parfois — durer pendant des semaines et couvrir presque toute la planète, surtout avec les vents assez faibles — quel- ques mètres par seconde seulement — que décèlent leurs déplacements. On a aussi invoqué des nuées de cendres volca- niques (JARRY-DESLOGES), dont la persistance à de hautes altitudes est connue sur Terre, mais on conçoit assez mal la présence de nombreux volcans actifs sur Mars. L'altitude de ces voiles est de l'ordre de 5 kilomètres ; nettement plus basse que celle des premiers. Celle de la « couche violette » qui paraît se situer dans une région intermédiaire pourrait donc être voisine de 10 à 15 kilomètres d'altitude, mais des altitudes plus élevées ne sont pas exclues.
On peut encore noter que les brouillards polaires hivernaux se comportent comme les nuages « bleus », étant invisibles en lumière rouge ; qu'au printemps, la calotte polaire est surmontée d'une formation atmosphérique vaporeuse et plus étendue qu'elle, révélée également par les images violettes, formation qui s'atténue et semble disparaître en été ; et qu'enfin diverses autres manifestations donnent à l'atmosphère martienne toute la complexité variable qui convient à une atmosphère (cf. Planches VI et VII).
La pression atmosphérique est un élém^xit important — resté longtemps hypothétique — dont l'évaluation a pu commencer, depuis une vingtaine d'années, à prendre une base expéri- mentale, grâce à différentes méthodes faisant appel aux pro- priétés de la lumière diffusée par l'atmosphère, puisque celle-
ci intervient évidemment dans la lumière globale de la planète.
Les nombres obtenus pour cette pression au sol sont encore assez incertains individuellement ; mais plusieurs détermina- tions récentes (VAUCOULEURS, 1945 ; DOLLFUS, 1948 ; HESS, 1948) se groupent bien maintenant autour d'une valeur moyenne voisine de 6 à 7 centimètres de mercure, soit près de 1/10 d'atmosphère. Ce résultat important indique que l'eau peut exister à l'état liquide sur Mars (puisque cette valeur dépasse les pressions de vapeur saturante de l'eau jusque vers +40° C).
A noter aussi qu'en raison de la faiblesse de la pesanteur sur la planète, la pression dans son atmosphère, si elle est
— à la surface — comparable à celle qui règne ici vers 18 kilomètres dans la stratosphère, dépasse, par contre, celle de la nôtre aux altitudes supérieures à 28 kilomètres environ.
LES CLIMATS.
Une question qui, antérieurement, restait l'objet de vagues spéculations, et à laquelle les recherches américaines ont apporté une réponse d ' u n e importance considérable, est celle des températures qui règnent à la surface de la planète.
En effet, en associant des thermocouples minuscules à de grands télescopes, PETTIT et NICHOLSON au Mont Wilson, COBLENTZ, LAMPLAND et MENZEL, à l'observatoire Lowell, sont parvenus, depuis 1922, à déterminer directement les tempé- ratures des différentes régions de Mars.
Les conclusions principales à tirer de ces mesures 1 sont les suivantes :
1. Les valeurs indiquées sont déduites des mesures de COBLENTZ pendant l'opposition pcriphélique de 19126. Aux oppositions aphéliques Mars étant plus - loin d u Soleil, les températures sont plus basses d ' u n e vingtaine de degrés.
Comme prévu, la température moyenne de Mars est plus basse que celle de la Terre, environ — 20° à — 30°, contre
+ 100 à +15° C.
Mais, au centre du disque, à midi, en été, sous les tropi- ques, les températures dépassent nettement 0 ° et sont voi- sines de +10° à +20° sur les régions claires, de +20° à + 30° sur les régions sombres. Le sol martien peut donc, surtout dans les régions sombres, atteindre des températures assez élevées.
En revanche, l'atmosphère doit être très froide et, en par- ticulier, les nuages « bleus » sont — comme il est d'ailleurs bien naturel vu leur grande altitude — à de très basses tem- pératures.
Il est également certain que, même à l'équateur, les nuits doivent être très froides, ainsi q u ' o n pouvait le prévoir d'ail- leurs étant données la sécheresse et la raréfaction de l'atmo.
sphère.
Au point de vue saisonnier les températures — à midi local — sont, en moyenne, à peu près les. suivantes : vers l'équateur +20° ; aux tropiques -t 30° en été, +10° en hiver ; dans les zones tempérées +10° à + 20° en été, — 10° à 0°
en hiver ; enfin dans les régions polaires — 10° à +10° en été (mais en hiver, dans la longue nuit polaire, la tempéra- ture doit descendre peut-être jusque vers — 1000).
Finalement, on peut donc conclure que les climats de Mars sont sensiblement plus rigoureux que ceux de la Terre, avec des variations diurnes et saisonnières de température plus prononcées.
LES RÉGIONS SOMBRES.
Les taches sombres dessinent sur la planète des configura- tions caractéristiques et permanentes dont la carte détaillée peut être tracée (Planche I).
PI. 1
Une étude attentive montre cependant qu'en dehors des modifications apparentes provenant de l'interposition des • nuages, elles subissent des variations intrinsèques de détail.
Les unes sont accidentelles et consistent le plus souvent en l'obscurcissement temporaire et rapide d'une région claire
— généralement en bordure d'une zone sombre — suivi, quel- ques années plus tard, du retour à l'aspect antérieur. Cer- taines régions sombres semblent particulièrement propices à ces variations (cf. Planche IV, p. 128).
Les autres ont, au contraire, un caractère nettement sai- sonnier et se manifestent sous différentes formes dont les relations mutuelles restent encore à préciser.
Une première forme de ces variations consiste en l'exten- sion, suivie — quelques mois plus tard — du retrait, de cer- taines taches sombres sur les régions claires voisines, suivant un rythme plus ou moins saisonnier (Syrtis Major, Pandorae Fretum,...), mais assez régulier cependant pour qu'on ait pu en prévoir le retour (ANTONIADI) .
Une seconde forme affecte les colorations des taches, en liai- son nette avec les variations saisonnières des calottes polaires.
Elle se manifeste par le développement, pendant le printemps, à partir de la calotte polaire, d'une bande brune en extension rapide vers l'équateur, substituant aux colorations grises, bleutées ou verdâtres des régions sombres, des teintes brunes, marron, ou même violacées ou carminées qui révèlent ainsi en même temps une grande diversité de constitution (ANTO- NIADI, 1924). A part quelques plages réfractaires, la plupart des taches sombres ont subi de la sorte un changement de couleur dès l'été. Cela fait saisir sur le vif l'extension de quel- que chose qui prend naissance dans la zone polaire pendant la décroissance de la calotte polaire, et se propage ensuite dans toutes les directions en provoquant des modifications dans les régions sombres.
D'autres variations encore paraissent avoir lieu, sous la
dépendance du cycle saisonnier des calottes polaires, et qui affectent, non plus la forme ou la couleur des taches, mais seulement leur degré d'assombrissement qui évolue comme suit (LOWELL, FOURNIER) :
Pendant l'hiver d'un hémisphère, les régions sombres paraissent pâles et de contours assez vagues ; dès le début du printemps, les régions circumpolaires deviennent très sombres, puis, au cours de celui-ci, pendant la régression de la calotte polaire, l'assombrissement s'étend rapidement sur les régions tempérées, gagne la zone équatoriale — où les taches sombres se précisent — et déborde même dans l'autre hémisphère, cependant que, durant l'été, les régions polaires redeviennent pâles, « comme vidées de leur contenu sombre » (FOURNIER).
Cet'assombrissement semble se répandre, de préférence, en suivant certaines grandes artères où se développent des
« coulées » sombres qui paraissent liées aux fissures de la calotte polaire et les prolonger (FOURNIER, JARRY-DESLOGES) (Planche IV, fig. 13 là 16).
Ces phénomènes décèlent encore une activité liée à l'arrivée de produits issus de la calotte polaire, et les apparences obser- vées ont conduit à imaginer une circulation de l'eau de fusion à l'état liquide ; soit par suite d'actions capillaires, par poro- sité (FOURNIER), soit même par une organisation spéciale et artificielle (LOWELL) .
Il semble toutefois que l'humidité propagée par l'atmo- sphère puisse suffire à rendre compte des phénomènes et plus aisément. En effet, d'après les observations que j'ai effec- tuées en 1939, on constate :
1° que les coulées sombres de certaines grandes artères (Hellespontus) se propagent à raison de 18 kilomètres par jour, alors que la vague d'assombrissement générale s'étend à raison de 45 kilomètres par jour — 2,5 fois plus vite — ce qui semble déceler déjà une différence de nature essentielle ; 2° que la topographie conditionne le trajet des premières,
alors qu'elle ne paraît pas influer sensiblement sur l'expan- sion de la seconde, qui affecte à peu près au même m o m e n t toutes les plages de même latitude ; si donc les premières se propagent au sol, la seconde semble bien s'étendre p a r voie atmosphérique.
3° La vitesse de propagation observée de la vague générale (0,5 m/s) s'accorde bien avec celle que l'on peut calculer théoriquement pour la circulation atmosphérique générale entre le pôle chaud et le pôle froid.
C'est donc très probablement surtout par diffusion dans l'atmosphère que l ' h u m i d i t é serait transférée, sous forme de vapeur invisible, des régions polaires vers l ' é q u a t e u r ; ce pro- cessus s'accorde mieux avec ce que l'on sait de la sécheresse et de la faible pression de l'atmosphère martienne — oil les phénomènes d'évaporation et de sublimation doivent prendre une importance prépondérante.
Cela détermine donc l'agent responsable des variations sai- sonnières et son mode de propagation ; il resterait à préciser son action et à déterminer la nature des régions sombres.
Or, on s'est habitué, depuis longtemps, à y voir des éten- dues de végétation plus ou moins comparable à la nôtre ; ce qui permet bien d'interpréter les variations saisonnières d'extension, d'intensité et de coloration, ainsi que leur subor- dination à l'arrivée de l'humidité.
Il importe de noter, pourtant, que la coloration générale plus ou moins verdâtre des taches sombres de Mars, si sou- vent invoquée, ne peut plus être retenue comme argument favorable ; car, d'une part, notre végétation verdit au prin- temps et passe au roux à la saison sèche, alors que, sur Mars, au contraire, le virage au m a r r o n se produit à partir de la calotte polaire à l'arrivée de l'humidité, et d ' a u t r e part, sur- tout, le pouvoir réflecteur élevé de nos paysages de verdure dans le proche infra-rouge, produisant l'effet de neige bien connu (effet WOOD), ne se retrouve nullement sur Mars où les
taches sombres apparaissent au contraire particulièrement obscures sur les photographies infra-rouges. Ce fait est aussi confirmé par les études spectrophotométriques récentes dans l'infra-rouge (KUIPER, 1948).
On peut sans doute, se tirer d'affaire avec des hypothèses supplémentaires ; cependant, il faut reconnaître que l'hypo- thèse végétale ne va pas sans difficulté, et l'on a suggéré (ARRHENIUS) une explication des colorations et de leurs chan- gements faisant seulement appel à des terrains chargés de substances hygroscopiques et colorées par des sels métalliques ; il ne semble d'ailleurs pas que l'idée ait été approfondie, ni qu'elle ait rallié beaucoup de partisans. Elle présente d'ail- leurs un caractère assez artificiel et paraît très peu vraisem- blable.
Néanmoins, cela suffit à rappeler que la théorie de la végé- tation n'est pas nécessairement la seule à laquelle on puisse avoir recours, et qu'en tout cas, il serait prématuré de la considérer comme parfaitement établie, car l'analogie avec notre végétation a été souvent forcée.
LES CANAUX.
Il ne peut être question de retracer ici par le détail les débats interminables auxquels- ont donné lieu les canaux de Mars ; leur histoire a d'ailleurs été souvent vulgarisée.
Il suffira de rappeler que la désignation conventionnelle de « canal » s'applique à de légers tracés, plus ou moins réguliers et plus ou moins fins, observables surtout à travers les régions désertiques de la planète.
Ces tracés furent dessinés par certains astronomes (SCHIA- PARELLI, LOWELL et ses assistants, etc...) comme des lignes droites excessivement fines et nombreuses (on en compte plu- sieurs centaines) reliant les taches sombres entre elles et pré- j
sentant à leurs points d'intersection des petites taches rondes ou « oasis » ; l'aspect géométrique et coordonné du réseau, ses variations saisonnières liées à l'évolution des calottes polaires, le phénomène étrange du dédoublement (ou gémi- nation) des canaux et des oasis, conduisirent quelques obser- vateurs (LOWELL) à y voir la trace d'une organisation ration- nelle pour la répartition de l'eau, et la preuve de l'existence des « martiens ».
Toutefois ces canaux semblaient trop fins pour le pouvoir séparateur des instruments, ils étaient plus ou moins dessinés sur les autres planètes (LOWELL, DOUGLASS) et restaient sou- vent invisibles dans de grands instruments (BARNARD) ; on en vint donc à les considérer comme des représentations stylisées de limites de demi-tons (GREEN), de taches plus ou moins ali- gnées (CERULLI) et comme des lignes fictives entrevues sur les directions d'éléments complexes (MAUNDER) ou même comme purement illusoires dans les géminations.
La question a pu sembler tranchée dans ce sens, à la suite des observations faites avec la grande lunette de l'Observa- toire de Meudon (ANTONIADI, 1909-1924) montrant que « les détails de Mars présentent partout une structure infiniment irrégulière et naturelle » (ANTONIADI) . Ces conclusions, confir- mées en divers lieux, ont été adoptées très généralement, surtout en Europe, jusqu'à ces dernières années.
Il faut néanmoins souligner qu'il n'en fut pas partout de même, surtout en Amérique, où les canaux ont été encore sou- vent dessinés en grand nombre (PICKERING, SLIPHER), même avec de grands instruments (TRUMPLER, 1924, PETTIT, 1939), et où des observateurs qualifiés ont toujours affirmé catégo- riquement que « les observations visuelles faites à l'Obser- vatoire Lowell ont été confirmées globalement, et corroborées dans le détail par les photographies ». (SLIPHER.)
On ne saurait donc considérer la question comme définiti- vement résolue.
On doit en effet souligner (FOURNIER) que les formations linéaires — continues ou non — découvertes par SCHIAPA- RELLI il y a trois quarts de siècle se voient toujours aux mêmes emplacements èt qu'elles paraissent participer au cycle sai- sonnier général des taches sombres. Mais le fait le plus signi- ficatif c'est q u ' à leur emplacement — et suivant leur tracé exact — peuvent se développer des bandes sombres de pre- mière importance susceptibles de durer plusieurs années ou dizaines- d'années, bandes qui peuvent réciproquement s'ef- facer ensuite pour redevenir insignifiantes. Ce fait, avec d'au- tres témoignages, permet d'affirmer « que le phénomène des canaux, par l'ensemble de ses propriétés, est un phénomène spécifiquement martien » (FOURNIER).
Quant à la structure exacte de ces canaux, elle est restée jusqu'ici une affaire d'appréciation subjective. Les photo- graphies mêmes ont été invoquées tantôt contre la réalité des canaux fins et de leur gémination, tantôt, au contraire, en leur faveur. En fait les images photographiques obtenues j u s q u ' à maintenant paraissent trop petites et trop floues pour q u ' o n puisse objectivement conclure.
Les observations effectuées depuis 1941 dans des conditions particulièrement favorables, à l'Observatoire du Pic du Midi (LYOT et ses collaborateurs) ont confirmé l'existence d ' u n bon n o m b r e de canaux simples et même doubles, certains ont été distinctement photographiés et quelques-uns ont même été « résolus » en taches distinctes vues p a r images parfaites (DOLLFUS, 1948). P a r ailleurs u n programme d'étu- des photographiques utilisant les grands télescopes de l'Obser- vatoire du Mont Wilson a été annoncé pour la prochaine opposition périhélique de 1956 (PETTIT) ; on peut donc espé- rer voir résoudre un jour prochain cet irritant problème des canaux martiens.
LA VIE SUR MARS ?
Nous nous contenterons de noter ici que l'immense majo- rité — sinon la totalité — des êtres vivants terrestres ne sauraient s'accommoder brutalement des conditions qui règnent sur Mars. Quant à l'idée si répandue, d'une vie adaptée à ces conditions — une vie oc généralisée » pour ainsi dire — elle est encore en grande partie au delà des limites - de la Science positive et ne peut être l'objet — pour ou
contre — que de vagues spéculations métaphysiques.
L'exposé précédent, en précisant sommairement les élé- ments connus de la question martienne, permettra tout au m'oins de se faire une idée générale objective de l'aspect astro- nomique du problème dont les différentes parties de ce livre vont nous permettre de préciser avec plus de détails un cer- tain nombre de points importants.
BIBLIOGRAPHIE SOMMAIRE
C. FLAMMARION, L a p l a n è t e M a r s . T . 1, P a r i s , 1892 ; T . I I , P a r i s , 1909.
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W . - H . PICKERING, M a r s . B o s t o n , 1921..
E . - M . ANTQNIADI, L a p l a n è t e M a r s . P a r i s , 1929.
M. MAGGINI, I l p i a n e l a M a r t e . M i l a n o , 1939.
G. d e VAUCOULEURS, L e p r o b l è m e m a r t i e n . P a r i s , 1946 e t t r a d u c t i o n a n g l a i s e d e MOORE, T h e p l a n e t M a r s . L o n d o n , 1950.
PREMIÈRE PARTIE L'ATMOSPHERE MARTIENNE
Les recherches tant expérimentales que théoriques ont per- mis de parvenir il une connaissance déjà détaillée de la struc- ture et de la composition de l'atmosphère martienne, ainsi que des phénomènes qui s'y déroulent. Cette connaissance est essentiellement l'œuvre du dernier quart de siècle.
Nous examinerons successivement les résultats obtenus rela- tifs à la composition chimique de l'atmosphère, à sa struc- ture physique et à sa couche absorbante élevée, à ses nuages et ses vents ; nous passerons ensuite en revue les différentes méthodes ayant permis de déterminer la pression atmo- sphérique et enfin nous examinerons les calculs théoriques récemment effectués au sujet de la structure de ses différentes couches.
CHAPITRE 1
COMPOSITION CHIMIQUE
Les constituants gazeux permanents de l'atmosphère de Mars ont, à une exception près, échappé à toutes les recher- ches directes ; mais on peut maintenant, par différentes voies, établir une liste assez complète des gaz dont la présence est impossible ou invraisemblable et déterminer, en somme par élimination, la composition cherchée.
1. MÉTHODES INDIRECTES.
a) Théorie cinétique.
L'agitation moléculaire t h e r m i q u e des gaz impose d ' a b o r d une limite inférieure aux masses moléculaires admissibles.
En effet, en développant la théorie cinétique des gaz, J. JEANS a montré [5] que le temps t1 nécessaire pour amener la dissipation 1 (par évasion progressive de toutes les molécules
i. Par e r r e u r JEANS avait pris 1, c o m m e temps de dissipation t o t a l e ; mais u n e analyse plus détaillée de. JONTÏS (Trans. Cambridge Phil. Soc., 22, 1923, p. 535) a m o n t r é q u e c'est e n réalité le temps dans lequel la densité d i m i n u e dans le rapport i/e pour u n e atmosphère isotherme. Plus r é c e m m e n t SPITZEj\
[68-b, p, 245] a perfectionné le calcul en tenant compte d u relèvemf'nt de
TROIS Grandes C o l l e c t i o n s S c i e n t i f i q u e s SOUS LA D I R E C T I O N D E
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