# Le Destin des étoiles/ch-5
### CHAPITRE V LA PLANÈTE MARS

Les travaux de Schiaparelli, de Flammarion et de Lowell ont attiré l’attention d’un public fort nombreux sur notre plus proche voisine, la planète Mars. Plusieurs chercheurs, parmi eux Flammarion et Lowell croient pouvoir affirmer, avec une consciencieuse certitude, que cette planète est le séjour d’habitants doués d’une intelligence remarquable, qui auraient construit les « canaux » si singuliers, créations évidentes (pour eux) d’êtres infiniment supérieurs par l’intelligence à l’homme, et par qui ils seraient entretenus.
Dans son ouvrage connu : « La planète Mars » (1902, p. 515) Flammarion dit ceci : « Là, il y a de l’air, et de l’eau, et de la lumière solaire. Il nous semble incongru, impossible de condamner à un semblable sort, un monde comme celui de Mars, où toutes les conditions de la vie sont réalisées, » — sort qui consisterait à être un aride désert. Il est hors de doute que le sentiment et les souhaits jouent un grand rôle dans ces conclusions, ainsi d’ailleurs que l’indiquent les expressions choisies de la citation.
Mars circule autour du soleil à une distance telle que l’énergie de la radiation solaire n’est plus que les 43/100e de celle qui atteint notre globe. La conséquence immédiate de ce fait est que la température moyenne à sa surface doit être considérablement inférieure à celle de notre globe, et considérablement au-dessous du point de congélation de l’eau. On se représente par conséquent avec difficulté comment une végétation quelconque peut exister, soit d’après Lowell, dans le voisinage des pôles, soit encore d’une façon générale, le long des canaux, d’après Flammarion.
Mais en 1909 déjà, cette question avait été soulevée, et l’opposition de la planète qui se produisit en cette année présenta des conditions exceptionnellement favorables pour l’étude, beaucoup meilleures que celles des 17 années précédentes. Elles furent utilisées par les astronomes qui purent employer, pour l’examen de l’astre, les instruments largement perfectionnés des temps récents.
Déjà un grand nombre de fois, les astronomes avaient étudié la surface de Mars à l’aide du spectroscope, à la recherche de quelque preuve d’existence de la vapeur d’eau. Les plus éminents représentants de la science astro-physique s’étaient livrés à cette étude. On sait que le spectre solaire contient plusieurs bandes désignées sous le nom de bandes de pluie — ou d’eau. Elles se produisent quand la lumière qui traverse le spectroscope, passe aussi, avant d’y entrer, par l’air humide. Plus l’air est humide, plus ces bandes sont marquées. Si donc on se prenait à observer la surface de la lune, qui manque totalement d’atmosphère, — et conséquemment aussi de vapeur d’eau, — puis ensuite la surface de Mars, on devrait apercevoir une certaine différence entre les deux spectres, à condition que l’atmosphère de Mars contienne une quantité appréciable de vapeur. Les « bandes de pluie » devraient être considérablement renforcées dans la lumière envoyée par Mars, attendu que cette lumière aurait traversé deux fois l’atmosphère de la planète, à son arrivée et à son départ, tandis que la lune ne pourrait modifier les rayons de la lumière solaire. Dans les deux cas, il est vrai, certaines bandes de pluie doivent être perceptibles, attendu qu’il est impossible de se soustraire à l’effet de la vapeur d’eau de notre propre atmosphère. Seulement dans les deux observations, cet effet est exactement le même. Deux observateurs de réputation mondiale, Huggins et Janssen se sont livrés à des études de ce genre. Ils ont cru avoir démontré qu’il existe bien de l’eau vaporisée dans l’atmosphère de Mars. Mais depuis eux, Campbell, l’éminent directeur de l’observatoire Lick a fait des observations du même ordre en 1894, puis encore un astronome français, M. Marchand, les a répétées en 1890 et 1898, tous deux dans des conditions extraordinairement favorables. Campbell a installé ses appareils à 1 283 mètres au-dessus de la mer, et Marchand même à 2 860 mètres. Or ni l’un ni l’autre de ces savants n’a trouvé aucun indice de la présence de l’humidité dans l’atmosphère de Mars.
Il va sans dire que ces observations seraient bien plus probantes encore si nous pouvions, par un artifice quelconque, éliminer l’effet de l’humidité de l’atmosphère terrestre. Dans ce cas la lumière lunaire ne donnerait plus aucune « bande de pluie » au spectroscope. Il deviendrait inutile de faire une comparaison entre les deux spectres ; il suffirait de s’assurer s’il en existe ou non dans le spectre de Mars. Nous ne pourrons jamais éliminer d’une façon complète l’effet de la vapeur atmosphérique, mais nous pouvons en diminuer considérablement l’importance en faisant les observations sur les montagnes très élevées, ou encore dans des régions désertiques où l’air est relativement sec, c’est-à-dire privé de vapeur d’eau. Des observations faites dans ces conditions méritent plus de confiance que celles qui sont entachées de plus ou moins d’erreur par une humidité plus grande. Les observations de Campbell et de Marchand sont bien de la première catégorie, et l’on peut dire, dans tous les cas, que l’existence de la vapeur d’eau à la surface de Mars, dans une proportion sensible, est extrêmement douteuse.
MM. Campbell et Keeler ont cependant continué leurs investigations, et ils ont employé des méthodes améliorées, en se servant de photographies des spectres obtenus. Ni l’un ni l’autre n’ont pu reconnaître aucune trace de vapeur d’eau dans l’atmosphère de Mars.
Il est évident que la photographie présente de très grands avantages sur l’observation visuelle directe. On peut comparer les images, et faire à loisir des mesures d’une grande exactitude. On peut encore choisir, pour prendre les photographies, les instants où les corps stellaires à comparer sont à une même hauteur au-dessus de l’horizon, assurant ainsi que les rayons de lumière solaire qu’ils réfléchissent aient traversé des couches d’égale épaisseur dans notre propre atmosphère humide.
Il appartenait à M. Lowell, après ces observations, de confirmer ses théories à l’aide des grandes et splendides ressources que lui offrait son observatoire de Flagstaff, dans l’Arizona, observatoire qui est situé à 2 200 mètres au-dessus de la mer. À l’endroit où il est placé, le point de rosée, en janvier et en février, se trouve à environ 7 degrés au-dessous de zéro. Cela veut dire que le mètre cube d’air contient seulement 2$^{gr}$,8 de vapeur d’eau. L’air saturé à zéro en contient presque le double, soit 45$^{gr}$,8. Travaillant dans cet observatoire, M. Slipher a poussé aussi loin qu’il lui fût possible la sensibilité des plaques photographiques qu’il se proposait d’employer, puis fit une série d’observations spectrographiques en janvier et en février 1908. Il reconnut sur ses plaques, que la bande de pluie la plus importante était toujours un peu plus marquée dans le spectre de Mars que dans celui de la lune, les photographies étant prises la même nuit. Chose singulière, c’était la seule bande désignée par A, qui se produit dans la partie rouge du spectre, qui présentait une différence nette entre les deux photographies. Les autres bandes ne fournissaient aucune indication de la présence de la vapeur d’eau sur Mars. Ce résultat ne contredisait donc pas d’une façon précise les résultats obtenus par Campbell et Keeler, car eux aussi avaient conduit leurs recherches au moyen de la photographie, mais ils avaient étudié d’autres bandes que la bande A. Il se pouvait fort bien que cette bande A fut plus impressionnable à la vapeur d’eau que les autres.
La découverte de M. Slipher fut trouvée si importante que l’on jugea nécessaire d’en épuiser toutes les conséquences. Le savant physicien M. Véry fut appelé à se prononcer sur ce sujet ; il fit des mesures très précises de l’intensité des lignes A marquées sur les divers spectres photographiés et il trouva que l’atmosphère de Mars devait contenir 1,75 fois plus de vapeur d’eau que celle de la terre, à l’endroit où avaient été faites les observations. Cette donnée nous permet de calculer quelle est la quantité d’eau existant dans l’atmosphère de Mars.
Le poids d’eau contenu dans une colonne verticale indéfinie, ayant 1 mètre carré de base, est, d’après Hann, 2 500 fois celle d’un mètre cube à la surface de la terre. Lorsque furent faites les photographies dont nous nous occupons, cette teneur en eau était de 2$^{gr}$,29. À chaque mètre carré de surface correspondait donc un poids d’eau de 5 725 grammes, sous forme de vapeur. Si cette quantité est aussi modérée c’est que la température diminue fort rapidement lorsqu’on s’élève, et avec elle la teneur en vapeur d’eau de l’atmosphère.
À la surface de Mars il est probable que la température ne diminue pas aussi vite avec l’élévation, car la force de la pesanteur y est 2,68 fois moins grande que sur la terre. La température diminue donc 2,68 fois moins vite lorsqu’on s’élève dans l’atmosphère, et une colonne d’un mètre carré de base devrait, par conséquent, contenir 6 680 fois plus de vapeur qu’un mètre cube près de la surface. — Mais, pendant les observations, Mars ne se trouvait pas au Zénith : le rayon visuel qu’a donné la photographie spectroscopique avait donc traversé une couche d’air plus grande, — en fait 1,43 fois plus grande que s’il eut été dans la verticale de l’observateur. Donc, une colonne d’air ayant la longueur oblique, contenait 8 175 grammes de vapeur d’eau. Dans l’atmosphère de Mars, où la lumière a passé normalement à la surface, il y en avait suivant l’opinion de Véry, 1,75 fois autant, soit 14 300 grammes, et, par mètre cube, 6 680 fois moins, soit 2$^{gr}$,14. Le point de rosée correspondant serait donc, suivant ces raisonnements, à 10°,3 au-dessous de zéro.
On convient que le climat de Mars doit être absolument désertique. Il correspondrait, au moment de l’observation, à peu près à celui de Salt Lake City en plein été, quand l’humidité de l’air est à 0,31 environ de celle du point de saturation. Dans des conditions pareilles, l’air de Mars dans la zone équatoriale doit contenir, à midi, 7 grammes d’eau par mètre, ce qui correspond à la température d’environ 5°,3.
Ces résultats ne rentraient guère, il faut en convenir, dans ceux annoncés par Lowell. Si la température du milieu de la journée, quand le soleil plombe verticalement sur la surface de la planète, ne fait monter qu’à 5°,3 la température, la moyenne des 24 heures, même en plein été, doit être dans cette atmosphère absolument limpide et légère, bien au-dessous de zéro. On ne conçoit guère comment, dans ces conditions, il pourrait exister de la végétation sur la planète. Néanmoins, M. Lowell considère que les mesures de M. Slipher étaient une confirmation de ses vues théoriques, et que Mars était le lieu de séjour d’une race intelligente qui, dans la lutte pour l’existence, trouve moyen d’utiliser une luxuriante végétation qui s’étendrait même jusqu’aux pôles.
Campbell fit alors un pas de plus que Slipher. Il résolut de profiter de ce que pendant les mois d’août et de septembre 1909 Mars se trouvait dans le ciel, à une position particulièrement favorable aux observations. Aidé, soutenu par un riche mécène de la science, M. Crocker, qui plus d’une fois a apporté une aide généreuse aux travaux de la science astronomique, M. Campbell organisa une expédition au Mont Whitney, en Californie, qui a 4 420 mètres d’altitude, et qui est le pic le plus élevé des États-Unis tout entiers. Il se fit accompagner par un état-major des plus capables, qui comprenait parmi ses membres le D$^r$ Abbot, directeur de l’observatoire de l’Institut Smithsonian, et un astronome allemand bien connu, M. Albrecht. Les participants à cette expédition eurent beaucoup à souffrir du mal de montagne, et d’autres difficultés plus périlleuses encore, entre autres des vents excessivement violents, qui atteignaient des vitesses de 25 mètres par seconde ou 90 kilomètres par heure, la température descendant au même moment au-dessous de zéro. Le baromètre ne marquait plus que 447 millimètres. Pendant ces nuits, où il fallait se livrer aux observations, l’air ne contenait plus que 0$^{gr}$,5 à 0$^{gr}$,9 d’eau par mètre cube, soit deux et demi à quatre fois moins que la quantité qui avait gêné Slipher. On photographia les spectres de Mars et de la lune, à des instants aussi rapprochés que possible, deux plaques étant chaque fois prises pour l’un et l’autre astre. Plusieurs de ces plaques montrèrent très clairement la fameuse bande A. Mais aucune des photographies données par Mars ne permit de constater que cette bande y fût plus marquée que pour la lune. D’autres bandes de pluie des mêmes spectres furent étudiées, et le résultat fut encore le même.
Les lignes caractéristiques de l’oxygène furent soumises à un examen analogue. Ces bandes ne se montrèrent pas plus fortes dans le spectre de Mars que dans celui de la lune. Slipher avait cru reconnaître une légère différence presque infinitésimale, qui eût indiqué l’existence de l’oxygène dans l’atmosphère de Mars. Cette conclusion n’est pas à rejeter d’une façon absolue mais ce qui est aujourd’hui bien certain, c’est que la proportion d’oxygène qui existe par là, est très considérablement inférieure à celle de notre atmosphère terrestre.
Plusieurs remarques de Campbell, aussi bien que les observations faites par Slipher, permettent de dire que si la teneur en vapeur d’eau de l’atmosphère de Mars eut égalé celle de notre enveloppe atmosphérique, une différence aurait dû se manifester entre les spectres de Mars et de la lune. Nous avons dit que cette teneur devait être trois fois environ, moins grande au Mont Whitney qu’à Flagstaff. À ce dernier observatoire on trouva une proportion de 1,75 entre la quantité existant sur Mars et celle de notre propre atmosphère. S’il en est ainsi, la quantité d’eau existant à la surface de Mars, là où le soleil se trouve au Zénith, devrait être, d’après les observations faites par Campbell, de 0$^{gr}$,4 seulement par mètre cube. Cela correspondrait à un point de rosée de −28°, soit à une température réelle de −17°, si l’on admet un climat désertique avec 0,31 de saturation. Cette température semble encore plus élevée que la moyenne pour une journée d’été, attendu qu’il était midi sur Mars au moment où les observations furent faites.
Il devient évident, après tout cela, que nous devons considérer Mars comme ne convenant nullement au séjour d’êtres vivants. Il se peut qu’il y ait une faible quantité d’oxygène dans l’air excessivement ténu de la planète. Mais la température extrêmement basse, la très maigre proportion de vapeur d’eau, sont des obstacles absolus à l’existence, à la vie, même celle des formes les plus élémentaires. La différence entre les températures du jour et de la nuit doit être énorme, par suite de la forme désertique du climat. Même si la vie trouvait quelques possibilités de naître pendant le jour, dont la durée égale sensiblement la nôtre (elle est de 24$^h$ 37$^m$, 22$^s$,6 selon Lowell) à un moment où la température s’élève peut-être au-dessus de zéro, elle serait indubitablement détruite sans rémission par le froid amer de la nuit.
Campbell a proposé une explication des indications que les photographies de Slipher lui ont fournies sur la présence de la vapeur d’eau. Si l’on examine en détail les conditions où furent prises ces photographies, on remarque que la lune fut étudiée quatre heures plus tard que ne l’avait été Mars. Chaque fois, à une seule exception près, des nuages s’étaient montrés dans le ciel ; la présence d’humidité dans l’air était donc manifeste. Cette humidité avait nécessairement varié avec la température, qui tombe rapidement dans le cours de la nuit. Campbell a constaté, pendant qu’il faisait ses observations par des nuits absolument claires, que l’humidité diminue jusqu’à minuit, et n’est plus alors que moitié ou un tiers de ce qu’elle est au coucher du soleil. Cette chute rapide est probablement limitée aux couches qui se trouvent voisines du point où l’on observait, mais l’humidité était sans doute concentrée vers des couches inférieures, et cela très fortement. Il eût certainement fallu tenir compte de ce changement d’humidité.
Mieux encore, il eut été préférable de ne pas prendre les photographies au début de la nuit. On aurait dû prendre aussi vite que possible, l’une après l’autre, les photographies des deux astres, précaution négligée par Slipher, mais observée par Campbell. Si Slipher a reconnu moins de traces d’eau sur les clichés de la lune que sur ceux de Mars, cela tient probablement à ce que les premières furent prises vers minuit, les autres, déjà près du coucher du soleil, à un moment où il y avait bien plus de vapeur dans l’air. C’est un exemple intéressant qui montre comment une inadvertance, bien légère cependant, et qui frapperait peut-être plus facilement un météorologiste qu’elle n’appelle l’attention d’un astronome, peut vicier un travail fait pourtant avec des soins extraordinairement méticuleux.
M. Véry a répondu aux critiques formulées par Campbell que les conditions météorologiques, au moment des observations au Mont Whitney, devaient avoir été exceptionnellement défavorables. Tout le sud-ouest des États-Unis ainsi que le nord du Mexique étaient à ce moment-là recouverts de gros nuages et recevaient de très importantes précipitations d’eau. Cette humidité, dit Véry, a dû s’étendre jusqu’au-dessus du Mont Whitney et a par conséquent dû rendre fort incertain le calcul de l’humidité atmosphérique.
En août 1910 de nouvelles mesures furent faites sur les photographies spectroscopiques de février 1908, qui avaient été examinées par Véry. On trouva que la bande A était 2,5 fois plus forte dans celles de Mars que dans celles de la lune. D’autre part une certaine bande B, qui est celle de l’absorption de l’oxygène, était 1,5 fois plus forte pour Mars que pour la lune. On en conclut que de fortes proportions de vapeur d’eau et d’oxygène devaient, par conséquent, exister dans l’atmosphère de Mars.
Mais pendant ces travaux, Campbell n’avait pas été inactif. Ce qui pour les mesures anciennement faites constitue une grande difficulté, c’est que la ligne d’absorption de la vapeur d’eau dans l’atmosphère de Mars se superpose exactement à celle provenant de la même cause dans l’atmosphère terrestre. Or, il existe une méthode déjà indiquée par Campbell en 1896, permettant la séparation de ces lignes, méthode qui peut être employée lorsque Mars s’approche ou s’éloigne de la terre avec une vitesse suffisante. Les mouvements connus des deux planètes permettent de préciser cette vitesse relative et le déplacement des lignes spectrales de la lumière solaire réfléchie permet de la vérifier. Ces deux manières de procéder se sont trouvées presque en accord parfait. Ainsi, par exemple, des mesures prises le 26-27 janvier 1910 ont fourni pour la vitesse relative de Mars et de la terre 19,1 kilomètres par seconde par le calcul, et 19,2 kilomètres par les mesures spectroscopiques. Le 3-4 février on trouva une différence de 1 kilomètre. On peut juger par là du degré d’exactitude de la méthode, qui semble très suffisant. L’examen des lignes d’absorption de l’eau et de l’oxygène déplacées par cette cause, n’indiqua l’existence d’aucune des deux dans l’atmosphère de Mars, et Campbell est d’avis que ces lignes auraient été certainement reconnues si elles n’avaient qu’un cinquième de l’intensité des lignes telluriques. La méthode que nous venons d’indiquer a cet avantage considérable, que les lignes martiennes et telluriques sont contiguës sur la même plaque. Toute différence provenant de causes accidentelles, telle que la sensibilité variable des plaques, le temps d’exposition, les conditions de l’atmosphère, etc. etc., se trouve donc complètement éliminée.
Nous pouvons donc, à l’aide de ces plus récentes données, calculer à nouveau la teneur en eau, et la température de l’atmosphère de Mars. Au moment où furent faites les observations, la proportion de vapeur d’eau de notre atmosphère était de 1$^{gr}$,9 par mètre cube. Mars se trouvait à 55 degrés du zénith et les rayons solaires incidents aussi bien que ceux réfléchis formaient un angle de 70 degrés avec la surface de Mars. On peut en conclure que la teneur en eau de l’atmosphère n’y était que de 0$^{gr}$,12 par mètre cube. La température correspondante de saturation était de −38 degrés, et la température était de −27 degrés pour un degré d’humidité de 31 p. 100. La proportion d’oxygène ne peut dépasser la seizième partie de celle contenue dans notre atmosphère.
Ces déterminations sont plus précises que toutes celles qui ont précédé. Elles diminuent de 10 degrés encore les estimations de température précédemment mentionnées ci-dessus. Rappelons-nous toutefois, qu’en septembre 1909 le soleil s’est trouvé presque au zénith sur Mars, tandis qu’en janvier et février 1910 nous avons eu affaire à un point de la planète où le lever du soleil n’avait eu lieu que quatre heures et demie plus tôt. Ces dernières observations peuvent ainsi donner une valeur très rapprochée, et légèrement supérieure à la moyenne journalière.
Aucune mesure comparable comme précision à ces dernières faites par Campbell ne semble avoir été essayée depuis lors. Il faut, au moins pour le présent, les tenir pour décisives.
Il nous est facile de calculer la température à la surface d’une planète en partant de l’intensité de la radiation solaire reçue, c’est-à-dire de l’insolation, à supposer cependant que l’atmosphère qui entoure cette planète ne contient aucun gaz qui retienne la chaleur. Les gaz qui possèdent cette propriété sont principalement la vapeur d’eau, très rare, comme nous venons de le voir dans l’atmosphère martienne, et l’acide carbonique, dont il n’existe aussi, comme nous le verrons plus loin, que des quantités extrêmement faibles. Ces calculs ont été en premier lieu effectués par M. Christiansen, de Copenhague. Il est parti d’une constante solaire terrestre de 2,5 calories : ce qui veut dire qu’il admettait que chaque centimètre carré de la surface terrestre reçoit deux calories et demie par minute, quand ce centimètre est perpendiculaire aux rayons solaires, et à la distance moyenne du soleil. Sur Mars l’énergie radiante reçue dans les mêmes conditions ne s’élève qu’à 1,1 calorie. La surface de la planète est chauffée jusqu’au moment où elle rend à l’espace, par radiation, exactement autant d’énergie qu’elle en reçoit du soleil. Partant de là nous parvenons à calculer que la température moyenne de la surface totale de Mars est de −37 degrés. Les régions de cette surface qui passent au zénith à midi, peuvent, si la chaleur n’y est pas renvoyée, atteindre peut-être une température moyenne journalière de +8 degrés, et un peu plus encore à midi même. Mais il est probable que même le point de glace n’y est pas atteint, car la chaleur est rapidement emportée par une atmosphère très légère et très mobile. Il nous semblerait d’ailleurs que cette température moyenne de −37 degrés s’accorde assez bien avec les observations de M. Campbell au Mont Whitney.
Des observations récentes sur la constante solaire, faites par MM. Abbot, K. Angström et d’autres, permettent de croire qu’elle a été évaluée trop haut d’environ 20 p. 100. Si nous lui attribuons le chiffre rond de 2, qui est encore un peu trop fort, nous arrivons à la conclusion que la température moyenne de Mars serait de 50 degrés environ au-dessous de zéro. Si tel est le cas, les régions équatoriales pourraient atteindre une température moyenne de −8 degrés et à midi seulement elle arriverait à dépasser légèrement celle de zéro. Une température un peu plus élevée encore peut être atteinte au pôle, où, pendant l’été le soleil reste pendant onze mois au-dessus de l’horizon. Un maximum de +8 degrés y serait possible, si toutefois les courants de l’atmosphère n’emportent pas trop de chaleur. Des pertes de cette nature doivent certainement se produire, et la température ne s’écarte probablement pas beaucoup de zéro. C’est dans ces conditions que nous pouvons peut-être concevoir l’existence de quelques formes très inférieures de végétation aux pôles de la planète, et cela seulement pendant la durée très limitée de leur été.
Si jusqu’à présent, nous avons admis, sur l’autorité de Lowell, de Véry, et de quelques autres savants, que la température moyenne à la surface de Mars atteignait +10 degrés, nous l’avons fait dans l’hypothèse que l’atmosphère y contenait de grandes quantités de gaz conservateurs de la chaleur. Mais cette supposition ne semble aujourd’hui pas plus tenable que la croyance à une température élevée de la planète. Tout bien considéré, cette température peut être de 10 degrés plus élevée que ne l’indique le résultat de notre dernier calcul, — soit d’environ −40 degrés, et cela, parce que l’air de Mars est très pur et léger, et qu’il peut être traversé par conséquent, par tous les rayons solaires, n’en retenant qu’une faible partie en raison de l’existence d’une très petite quantité de vapeur d’eau, d’acide carbonique, et d’autres gaz conservateurs de chaleur. Si tel est le cas, la température moyenne à l’équateur (−27 degrés selon Campbell) serait d’environ 13 degrés au-dessus de la moyenne de la planète entière. Ce résultat concorde d’assez près avec les conditions sur notre terre, où la moyenne la plus élevée de juillet, à l’équateur, est de 27 degrés et où la moyenne pour la terre entière est de 16 degrés.
Il nous faut donc réviser en entier nos conceptions concernant la planète Mars. La foi qui animait Lowell, à savoir, que la vie organique, la verdure des plantes, est l’origine des teintes qui semblent colorer les « Mers » (ou espaces ainsi dénommés) ou encore que les teintes rouges que l’on croit apercevoir sont produites par les glorieuses couleurs d’un automne rutilant avant que l’hiver n’arrache les feuilles aux diverses plantes, comme l’a supposé M. Flammarion, — ces belles illusions doivent maintenant être reléguées dans le monde des rêves.
Ceux qui ne se résolvent pas à admettre que les soi-disant canaux soient de véritables cours d’eau, destinés à la navigation, ou encore aux irrigations, ou enfin qui disent que leur existence n’est qu’illusoire, — ce que les photographies contredisent (voy. la fig. 20), — ceux-là pensent en général qu’il s’agit de fissures de la croûte. Tout comme pour la terre, elles suivent ordinairement des lignes approximativement droites ou bien régulièrement cintrées (fig. 18 et 19). Flammarion nous apprend que Fizeau considérait ces canaux comme des fentes dans les champs de glace recouvrant les océans de la planète. En 1888 Penard émettait déjà l’opinion beaucoup plus vraisemblable qu’ils correspondaient aux fissures de la croûte terrestre. Mais Flammarion conteste que nos fissures aient la figure rectilinéaire des « canaux ». C’est une réelle erreur, comme le fait voir la carte reproduite ici (fig. 17). On dit encore qu’ils sont très inexplicablement longs, comme par exemple le Phison qui, d’après Lowell, aurait 3 620 kilomètres de longueur. La fissure la plus longue connue sur notre globe, causée par un tremblement de terre, où en une seule et même fois il y a eu dislocation d’un bout à l’autre, a 600 kilomètres de longueur. C’est celle de 1906, qui se produisit en Californie. Mais il n’est point douteux qu’une longue fissure de la croûte terrestre suive la côte du Chili depuis Arica jusqu’au détroit de Magellan, presque du Nord au Sud, sur une longueur de 32 degrés ou d’environ 3 560 kilomètres. Elle est donc presque aussi longue que celle de Phison sur Mars. De semblables brisures existent tout le long de l’Océan Pacifique. Nous ne connaissons pas encore leurs emplacements en grand détail, car le plus souvent elles sont recouvertes par la mer, ou encore elles passent par des territoires peu habités. En voici une par exemple, qui est représentée par la figure 16, c’est une petite fissure photographiée par Sederholm, à Segelskär, à l’est de Hangö dans la mer Baltique. L’étude de nos tremblements de terre se poursuit avec un intérêt croissant depuis quelques années, et l’on trouvera sans aucun doute des fissures de dimensions très variées.
La croûte de Mars est, plus que probablement, grandement plus forte que celle de la terre, le refroidissement de cette planète étant plus avancé. Par conséquent les fentes de cette croûte doivent aussi être plus fortes, tant en largeur qu’en profondeur. Il faut remarquer que la force de gravité à la surface de Mars n’est que les trois huitièmes de celle de la terre, et encore, que la Fig. 16. — Fjord étroit dans les rochers près de Hangö, à gauche de Segelskär (Finlande). Cette baie doit son existence au fait que la glace a dénudé une région traversée par des fissures. Photographie de M. J.-J. Sederholm. Fig. 17. — Centres d’ébranlement en Calabre et en Sicile. La grande carte indique les localités les plus exposées à la destruction. La petite carte résume les lignes d’ébranlement les plus prononcées. Dessin de M. Sederholm. courbure de cette surface est deux fois plus prononcée que celle de la terre, deux faits qui contribuent à ce résultat. Supposons deux voûtes, l’une construite avec les voussoirs plus épais et plus larges que l’autre, et n’ayant qu’un rayon moitié de celle-ci, puis chargée seulement de poids un tiers moins lourds que la seconde. Il est évident que nous pourrons donner à la plus forte une portée beaucoup plus grande avec un moindre risque de rupture. En d’autres mots, il faudra pour rompre la croûte un retrait bien plus grand de la masse fondue du centre de la planète que dans le cas de la terre.
Il résulte de là que les fissures de Mars doivent être plus longues que celles qui se produisent dans la croûte terrestre. Une étude détaillée de la grande brisure qui existe chez nous, dans les Calabres, montre qu’elle se compose en réalité d’un véritable réseau de petites fentes rectilignes. Cela est facilement visible sur la figure 17, qui est prise dans un ouvrage du géologue connu, M. Sederholm. Cette carte donne également les brisures radiales déjà reconnues par Suess, et que nous avons signalées dans notre Évolution des Mondes (fig. 15). Les prolongements de ces lignes dans les portions recouvertes par la mer sont indiqués par les lignes ponctuées. Le croquis résumé du haut de la figure, à gauche, est d’une analogie frappante avec un dessin fait par Schiaparelli, sur une projection de Mercator de la planète Mars (voy. cette carte à la fin du volume). Nous y remarquons de nombreuses lignes équidistantes, correspondant à des fissures parallèles et des canaux doubles. Toutes les lignes n’ont pas leur parallèle et ne sont pas doublées ; en général une seule ligne est visible, parfois aussi toutes deux disparaissent.
Les fissures radiales dessinées par Suess, si on les prolonge, se réunissent près des îles Lipari. De même un certain nombre de canaux de Mars se réunissent près d’un endroit qu’on désigne sous le nom de « lac ». Lowell appelait ces endroits des bosquets (groves) ou encore des oasis. Ce sont évidemment des centres de rupture. On en voit beaucoup sur la figure 18 (voy. fin du volume). Mais il est évident aussi que tous les points de croisement des « canaux » ne sont pas nécessairement des centres d’effondrement.
Nous arrivons donc à cette conclusion, que les canaux de Mars sont les analogues des fissures de dislocation que nous constatons à la surface de la terre. Tout le long de ces fissures les gaz libérés pendant le progrès du refroidissement peuvent s’échapper, aussi bien sur l’une que sur l’autre des planètes. Ces gaz seront analogues à ceux qui s’échappent des volcans. Ils comprennent en premier lieu de la vapeur d’eau, de l’acide carbonique, puis, en quantités moindres, de l’hydrogène sulfuré et de l’acide chlorhydrique. Ils s’échappent par des brisures dans des régions qui, naguère, et il n’y a pas bien longtemps de cela, au sens géologique, étaient des points d’activité volcanique. Souvent, dans ces fentes de dislocations il se forme des lacs ou des cours d’eau ; on peut en faire l’observation en plusieurs endroits de la Suède, notamment près de Stockholm.
Représentons-nous maintenant le refroidissement graduel de notre terre. La plupart des parties de sa surface sont recouvertes par des roches stratifiées, relativement légères. Les eaux environnantes et celles qui imprègnent les couches diverses se réunissent dans les fentes qui se produisent ; il en vient aussi de l’intérieur. Les matières meubles sont délavées, les fissures se transforment en rainures, en vallées, dont le fond est en général plat. Les sels dissous par les eaux sont emportés vers la mer. À mesure que le refroidissement progresse, l’océan commence à se congeler. Tous les étés la glace fond partiellement, ainsi que cela se produit dans les régions polaires. Enfin cependant la glace atteindra le fond des océans, et la glace devra être considérée comme une sorte de roche ; les flexions et les déformations cessent, et la glace superficielle prend peu à peu une surface unie. En été, par l’effet du soleil, cette surface se fond, comme aussi les cours d’eau de l’intérieur des terres, et ceux-ci continuent à envoyer leurs sels vers la mer ouverte. L’hiver les congèlera de nouveau, mais pas de la même façon que nos lacs intérieurs, en commençant par la surface. Au contraire, c’est le fond qui se prendra en glace en premier lieu, car l’eau de mer a sa plus grande densité au-dessous de zéro, c’est-à-dire le contraire de l’eau douce. Il en résultera que la glace se formera en augmentant du bas vers le haut, et à mesure que l’eau de surface diminuera de profondeur elle deviendra plus salée. Si la température diminue encore, la formation des glaces sera accompagnée de la cristallisation des sels.
Il se produit quelque chose d’analogue à la surface de Mars, sur ses « continents » et ses bassins fluviaux très plats, qui correspondent aux lacs salés de nos déserts. Le froid étant intense, et l’eau ayant disparu par la désintégration même, l’acide carbonique ayant, de son côté, été absorbé, il n’y a plus guère de précipitations d’eau de pluie, et toute l’eau qui circule à la surface de la planète ne provient plus que de ce qui sort par les fissures. Elle contient encore de l’acide chlorhydrique et de l’acide carbonique. Elle dissoudra par conséquent des sels du sol, tels que les chlorures de sodium et de magnésium, qui existent dans l’eau de mer où ils ont été apportés par les cours d’eau. Mais les sels de calcium et de magnésium ne sont pas extraits de cette eau par les animaux et les algues qui, sur la terre, peuplent les eaux. La radiation solaire, forte pendant l’été, peut évaporer une petite partie de l’eau dans l’air extrêmement raréfié, en laissant les sels se déposer. Seulement la température étant très basse, cette évaporation est bien moins forte que sur la terre. Le long des fissures il se formera des sortes de lacs salés, analogues aux lacs peu profonds et en général asséchés qui sont abondants dans l’Asie Centrale, tels que Sven Hedin nous les décrit.
Fig. 20. — Photographie de Mars, agrandie, de M. Lampland.
Fig. 21. — Aspect de Mars, le 8 avril 1907. Observation de M. Quénisset. ﻿ Sous l’un des pôles une ligne sombre est très marquée. Nous savons que le climat de Mars est nettement désertique. Il reste dans les portions basses des cours d’eau une solution concentrée de sels qui abandonne son eau de plus en plus difficilement de telle sorte que les sels qui sont les plus hygrométriques cristallisent enfin dans ces points les plus bas. Si le froid, de l’hiver est suffisamment intense, c’est-à-dire descend au-dessous de −55 degrés, la glace se forme même dans les solutions les plus concentrées, qui contiennent principalement du chlorure de calcium. Mais malgré ces températures extrêmes, l’évaporation dans une atmosphère très ténue n’est pas négligeable ; les cristaux de glace s’évaporeront à leur tour en partie, et iront réapparaître dans des régions plus froides encore, c’est-à-dire aux environs de celui des pôles qui sera à l’abri des rayons du soleil. Sur l’océan, maintenant congelé partout, il se forme une calotte polaire de neige ou de givre qui descend en fin de compte jusqu’au 38e parallèle dans l’hémisphère sud (voy. fig. 20 et 21). Ce côté est celui qui est opposé au soleil au moment où Mars se trouve le plus éloigné de notre astre central. La calotte polaire s’étend seulement jusqu’au 58e parallèle dans l’hémisphère nord (voy. fig. 21) où l’hiver règne pendant que la planète se trouve le plus près du soleil. À ce moment le froid général est un peu moins intense. La terre nous présente des conditions assez semblables, quoique moins marquées.
Au voisinage des pôles, blancs de neige, — qu’il y ait là des continents ou des mers, — il y a des étendues d’eau dont les surfaces sont durement congelées, et qui sont recouvertes de cristaux de sels très hygroscopiques, comme le sont les sels chlorurés de calcium, de magnésium, de sodium. Quand la chaleur de l’été revient, que la calotte polaire se réchauffe, le givre s’évapore, et l’air devenu un peu humide, se répand sur les espaces voisins. L’on y observe fréquemment des parties brumeuses. À ces moments-là, la région qui entoure les bords des neiges polaires prend souvent une teinte foncée, occasionnée par l’humidité (voy. fig. 21). Parfois encore on remarque dans la calotte polaire des « canaux » et des « lacs » (fig. 22) ; cela doit provenir évidemment d’émanations chaudes, le long de quelques fissures. L’air humide passe sur les sels, qui alors réabsorbent de l’eau, et se dissolvent en formant des solutions concentrées. La vapeur continue à affluer du pôle à mesure que son réchauffement fait évaporer l’eau et provoque son passage à l’autre pôle qui est en voie de refroidissement. Elle se précipité vers l’équateur qu’elle finit par dépasser ; pendant ce trajet les sels se dissolvent dans les parties basses, dans les fissures et principalement aux croisements de celle-ci où se trouvent les centres d’effondrement qu’on a désignés sous le nom d’oasis. Lowell a fait cette observation que les « canaux » se liquéfiaient ainsi, à partir de la latitude de 78 degrés nord, jusqu’à l’équateur, en 52 jours.
La théorie des canaux, admise par Flammarion et Lowell, présente des difficultés considérables à l’explication de ce phénomène. Pour y faire couler de l’eau il faut admettre que la surface de la planète est absolument plane, ou tout au moins presque plane, c’est-à-dire présente une surface de niveau presque absolue, et que les habitants font circuler l’eau puisée aux pôles, au moyen de stations de pompage. Ces canaux varient beaucoup de largeur ; Lowell leur donne en moyenne 16 kilomètres. Flammarion les fait varier de 300 à 600 kilomètres, estimation qui semble pourtant trop forte. Suivant les années tel canal varie de largeur : parfois il disparaîtra totalement. Quand la quantité de vapeur qui circule est faible, les sels les plus hygroscopiques seuls sont redissous. Ce sont ceux déposés dans la partie la plus profonde des creux ou des fissures. Si l’humidité qui passe sur la surface est plus grande, les parties plus larges absorbent de l’eau, deviennent plus foncées, et visibles. Cela est également vrai des « oasis » ou lacs intérieurs. À mesure que la vapeur d’eau se diffuse dans l’air, le canal se liquéfie tout le long de son étendue, indépendamment de l’altitude de ses différentes parties.
Tout le monde est d’accord sur la nature désertique du climat des continents de Mars. Ce sont probablement, comme la plupart de nos déserts terrestres, des plateaux élevés, formés de parties étagées qui s’élèvent l’une au-dessus de l’autre, et dont chacune est relativement horizontale. L’action des vents a transformé la partie supérieure de ces plateaux en sable fin qui remplit les vallées. Sur cette planète morte il n’y a plus d’océan pour y déposer des sédiments. Les seules adjonctions qui se produisent à la masse de la planète sont celles des météorites et de la poussière cosmique qui très lentement pleuvent sur elle. Ces matières contiennent entre autres, du fer, en partie métallique et en partie sous forme de protoxydes, dont la couleur est toujours légèrement verdâtre. Ces composés sont transformés par l’oxygène atmosphérique de Mars en oxydes ferriques, dont les couleurs sont variables selon leur degré de finesse, mais qui sont généralement ocreux. C’est la couleur qu’on nous dit appartenir à cette planète. Dross en a déjà conclu que le sol martien devait être mélangé d’oxydes de fer. Mais la poussière la plus fine en est jaune, tandis que les cristaux plus gros tendent au violet. On nous dit que très souvent les détails de la surface de Mars sont cachés par un voile jaune. C’est là sans doute une fine poussière d’oxyde de fer, mélangée à du sable plus fin, que le vent du désert soulève par vastes étendues de la surface. Pendant l’automne de 1909 de très grandes portions de la surface ont été vues ainsi recouvertes, comme M. Antoniadi l’a observé et décrit (voy. fig. 23). Des observations tout analogues ont été faites par M. W.-H. Pickering et par d’autres encore. Fig. 22. — Mars. La calotte polaire australe. Observation de M. Jarry-Desloges, du 10 juillet 1909.
Fig. 23. — Apparence de Mars d’après une observation de M. Antoniadi, en 1909. Tout le disque était un peu vague. En bas les détails sont cachés par des nuées de sable. Fig. 24. — Nuage saillant du disque de Mars à droite et en haut. ﻿Observation de M. Molesworth, 7 mars 1901.
Fig. 25. — ﻿Mars, tel que le voyait M. Lowell le 11 juillet 1907. Même dans les parties obscures, il semble y avoir des canaux.
En général, nous ne pouvons apercevoir que les régions centrales et polaires de Mars. Les régions voisines de l’équateur et qui sont éloignées de plus de 40 à 50 degrés du point où le soleil est au zénith, sont presque toujours cachées derrière un léger voile blanc, un brouillard. Aussitôt que le soleil quitte le zénith et se trouve à mi-chemin de l’horizon, l’humidité est précipitée dans les parties inférieures de l’atmosphère martienne. Cela tend à démontrer que la planète ne possède guère de gaz conservateurs de la chaleur dans son enveloppe gazeuse. Ce brouillard ne s’étend pas jusqu’aux pôles, dont les calottes blanches se marquent toujours d’une manière fort nette et distincte, parce que le soleil ne peut influencer beaucoup l’évaporation, quand il ne peut y arriver à une altitude suffisante ; celle-ci, d’ailleurs, varie peu. La même chose est vraie pour quelques autres points neigeux, même s’ils ne sont pas dans le voisinage immédiat du pôle.
Quand l’eau est très peu abondante, les canaux les plus marquants arrivent seuls à l’état de visibilité. En règle générale, ils ne paraissent pas dédoublés à ce moment, l’un des deux compagnons étant en général plus fort que l’autre. Lowell croyait avoir démontré que c’était toujours l’un des deux canaux d’une paire, le même, qui apparaissait le premier, et que la position de ce premier vu était absolument fixe. Schiaparelli était arrivé à une conclusion nettement opposée.
En raison de la très faible teneur de l’atmosphère en vapeur d’eau, les véritables nuages sont extrêmement rares. Cependant la figure 24 nous montre un de ces nuages, observé sur le bord apparent même de la planète. Les brouillards dont nous avons parlé ci-dessus, sont cependant qualifiés nuages par M. Pickering.
Qu’il y ait de véritables montagnes à la surface de Mars, cela semble évident par le fait que la neige ou encore du givre se voit par plaques ou taches à la fois au voisinage du pôle et aussi à une certaine distance de lui. On en trouve par exemple sur la grande « île » Hellas (40° S. en latitude), tandis qu’elle disparaît des environs, et parfois même du pôle sud. Une autre région élevée existe près du même pôle sud, et apparaît dans la partie supérieure de la figure 26. Là où il reste toujours de la neige, un petit glacier ne serait pas impossible. La plupart des observateurs admettent bien qu’il peut exister des montagnes et des plateaux à la surface de Mars, mais d’une très modeste altitude. Campbell croit avoir observé des pics ayant 3 000 mètres d’altitude. Mais Lowell, qui a beaucoup cherché des montagnes, en observant les terminateurs, au bord de la partie éclairée par le soleil, est arrivé à cette conclusion que, s’il y en a, elles ne peuvent pas dépasser une altitude de 500 à 900 mètres, au-dessus des plaines environnantes. Il semblerait en effet peu probable que toutes les inégalités de la surface martienne aient absolument disparu par la désintégration superficielle. Elle s’est produite pendant un laps de temps extrêmement long, il est vrai, mais elle a été très faible, et n’a pas été aidée par des torrents de pluie, dont l’effet est de faire descendre dans les vallées les produits de la désintégration déjà opérée en haut. Aujourd’hui ce n’est guère que le vent qui emporte le sable du désert, qui peu à peu réduit les rugosités de la surface, et par ces effets les vastes plateaux sont à peine touchés.
Or si l’on ne suppose pas la surface de Mars très approximativement de niveau, — hypothèse assez invraisemblable d’ailleurs, — comment comprendre que les canaux remplis d’eau, puissent s’allonger en lignes droites, sans tenir compte des différences d’altitude des régions traversées ? Comme toutes les rivières de la terre, ils seraient obligés de se conformer à la topographie des lieux, même s’ils avaient été construits par des ingénieurs.
Quand le gel des hivers s’empare de ces canaux, on les a toujours vu disparaître en même temps que les lacs ou oasis, à leurs points de croisement. Ils se recouvrent alors de cette poussière jaune rougeâtre qu’apporte le vent de leurs environs. Quand un canal est sur le point de réapparaître, il se manifeste d’abord par un fin trait sombre, qui est évidemment le résultat de l’action de l’humidité sur l’oxyde de fer. Parfois une apparence de brouillard précède la manifestation du canal. Il semble évident que l’air froid, humide, reste dans les vallées, là comme ici, et qu’il cède son humidité aux sels déposés au fond, ce qui fait apparaître le canal comme une ligne sombre. Parfois encore le voisinage prend une teinte plus foncée, qui indique que là aussi, de l’humidité a été absorbée. Les sels les moins hygroscopiques se sont déposés aux environs des canaux. Peut-être le ton verdâtre des canaux provient-il en partie du contraste des environs rouges, couleur complémentaire, peut-être de matières finement divisées contenues dans le liquide. Enfin il est possible que la cause se trouve dans l’effet réducteur qu’exercent sur l’oxyde de fer les gaz sulfureux qui s’échappent des fissures : une très faible quantité de ces agents peut produire de grands effets. M. F. Lecoultre définit la couleur de ces parties comme absolument noire.
On peut dire quelque chose de tout analogue des mers. Quand celles-ci se congèlent, surtout dans les parties peu profondes, il se dépose à leur surface de la poussière rouge jaunâtre. Ce dépôt leur donne des tons variant entre le vert foncé primitif et le jaune rougeâtre clair. Quand la fonte survient, cette poussière s’enfonce, et l’eau reprend sa teinte verdâtre.
Les solutions chlorurées, si on les concentre, se congèlent aux températures suivantes :
| Chlorure de calcium | −55° |
| Chlorure de magnésium | −44° |
| Chlorure de sodium | −22° |
Si donc, comme nous l’avons vu, la température moyenne de Mars est de −40 degrés, celle de la bande équatoriale de −10 degrés, et celle du pôle au plus fort de l’été d’environ zéro, il en résulte qu’une liquéfaction de la superficie océanique et aussi des canaux, surtout de ceux où il existe des dépôts de sels, peut aisément se faire. Rappelons-nous à ce sujet que sur Mars les glaces sont fixes, tandis que sur la terre elles sont en mouvement perpétuel. Il en résulte que depuis des milliers d’années le sable, les poussières se sont accumulés au fond des bassins peu profonds, dans les glaces polaires. Ces mers paraissent par conséquent sombres, malgré leur peu de profondeur, et soit les sels blancs, soit les cristaux de glace, ne peuvent, tout en étant à l’état solide, Fig. 26. — La planète Mars observée par M. Antoniadi, le 6 octobre 1909. montrer leur couleur claire. Même dans le soi-disant « océan », Lowell était persuadé qu’il avait reconnu des canaux (voy. fig. 25), et il est fort possible que des fissures soient visibles là, en particulier dans les parties les moins profondes, ainsi qu’il en existe dans la mer Tyrrhénienne au nord de la Sicile. Il n’est pas sans intérêt de rappeler ici que Flammarion est arrivé à cette conclusion en apparence bien osée, que le point de congélation de l’eau serait, sur la planète Mars, inférieur à celui bien connu sur notre globe. Et cependant cela devient parfaitement correct, si nous disons « solutions salines » à la place d’eau.
L’on s’appuie souvent sur la largeur, si uniforme en apparence, des canaux et sur leur direction rectiligne, pour soutenir que ce doit être là une preuve de leur création artificielle, c’est-à-dire par le travail des ingénieurs. M. Cerulli, l’astronome italien, s’est fortement opposé à ce point de vue. Schiaparelli dit de son côté : « Dans les très rares cas où les deux côtés d’un canal devenaient visibles, j’ai remarqué des courbes et des indentations sur les bords. » Ceci s’est produit en 1879 sur les canaux Euphrate et Triton, en 1888 sur le Gange. Il semble assez évident que des cours d’eau produits par des rainures anciennes ne seraient pas, en règle générale, de largeur très uniforme. Antoniadi, en faisant ses observations dans l’automne de 1909 (voy. fig. 19 et 26) a confirmé cette observation, comme encore M. Le Coultre, qui a constaté l’existence de deux fois plus de canaux irréguliers que de canaux droits. Antoniadi fait remarquer que certains d’entre les canaux semblent être des chapelets de lacs, se succédant dans une direction déterminée, tandis que d’autres sont des lignes étroites qui se courbent et qui se retournent. « Le réseau compliqué de lignes droites, dit-il, est probablement une illusion. » Il continue ensuite : « Les taches de Mars sont très irrégulières » et « ne présentent aucunement des formes géométriques » — assertion sur laquelle on avait largement assis la croyance qu’il s’agissait du travail d’êtres intelligents. « L’apparence de la planète rappelle celle de la lune, sauf en ce que cette dernière est morte, c’est-à-dire sans plus aucun changement, ou bien encore l’aspect d’un paysage terrestre vu d’un ballon. » « En un mot, la géométrie de Mars se révèle comme une pure illusion. »
Il est très intéressant et instructif de comparer les deux cartes de Mars qui ont été dressées en 1886 par Schiaparelli, et en 1909 par Antoniadi. Nous les reproduisons, et on les trouvera à la fin de ce volume. Tandis qu’en règle générale, Schiaparelli représente les canaux comme étant des lignes étroites, droites ou très légèrement courbes, ces mêmes éléments, sur la carte d’Antoniadi, se résolvent souvent en une suite de points noirs, réunis par des parties moins obscures. Citons par exemple les canaux Nectar et Oeroe dans le Solis Lacus. Cela se vérifie encore pour plusieurs des formations dites « mers », en particulier le Mare Tyrrhenium et le Solis Lacus. De même encore pour les « baies océaniques » telles que la Syrtis major, bien connue, et qui, avec le lac du Soleil, est l’objet le plus frappant de la surface de Mars.
Ces cartes présentent d’ailleurs encore un autre très grand intérêt en ce que plusieurs canaux et d’autres traits qui sont clairement marqués sur l’une d’elles, manquent totalement sur l’autre. Cela nous procure une conception très nette de la remarquable variabilité de la surface martienne, si on la compare à l’extérieur de notre globe. Ce dernier, si l’on pouvait le regarder de Mars, n’aurait présenté aucune modification sensible depuis les temps historiques, sinon par la variation périodique des étendues de neiges et de glaces. Cette particularité de Mars ne s’explique que par le fait que les apparences géographiques de cette planète ne sont, en général, que des formations superficielles, de très peu de profondeur, et qui par suite, sont exposées à des modifications rapides.
On voit souvent apparaître, principalement dans la région des lacs, de grandes taches blanches, telles, par exemple, que celle que l’on voit près du centre de la figure 26, prise par M. Antoniadi le 6 octobre 1909. Ces taches disparaissent aussi subitement qu’elles ont apparu. Leur couleur blanche est due à un dépôt très léger de neige ou de givre qui se condense facilement dans le voisinage des lacs, mais qui disparaît aussi vite sous un souffle tiède ou sous un rayon de soleil.
D’autres fois on voit sur Mars des taches foncées, que l’on nous décrit comme se résolvant, sous de forts grossissements des instruments d’observation, en carrés clairs et foncés, qui donnent l’impression d’un échiquier. Et ceci rappelle assez bien l’apparence des bayirs du Turkestan (voy. fig. 10).
Les chapelets de lacs qui se trouvent le long des fissures de Mars, et qui ont donné l’impression d’être des « canaux », sont souvent remplis par des sables, et asséchés ainsi. Ils peuvent renaître par la formation de nouveaux affaissements le long des fissures, ce qui correspondrait à nos tremblements de terre. Des vapeurs d’eau et d’autres gaz s’en échappent alors et se condensent en lacs dans les poches profondes des fissures. Les canaux peuvent être rapidement créés, parfois en l’espace d’une nuit, puis s’évanouir tout aussi subitement. Le cas le plus remarquable d’une de ces créations nouvelles a été connu par une communication de M. Lowell. Deux nouveaux canaux furent observés à l’est de la Grande Syrte, le 30 septembre 1909, à l’observatoire de Flagstaff. C’étaient, au moment de leur existence, les objets les plus visibles de tous à la surface de la planète. Ils furent alors photographiés, ce qui exclut toute illusion optique. Mais au même moment on ne retrouva aucune trace du grand canal Amenthès, que montre très bien la carte figure 18 (voy. fin du volume), à une petite distance vers la gauche, c’est-à-dire à l’est de la Syrte, à l’endroit même où les deux nouveaux canaux furent observés. Deux nouvelles oasis que traversaient les canaux légèrement courbes, furent observées pour la première fois, et encore quelques autres canaux moins importants dans le voisinage.
En 1913 le canal Aethiopis, qui est double (voyez la carte longit. 240°, le canal y est indiqué simple), fut retrouvé par Lowell, après être resté invisible pendant quinze années.
Ces données diverses rendent évident qu’un ou plusieurs forts tremblements de terre se sont produits vers l’est de la Grande Syrte un peu avant le 30 septembre 1909, les deux oasis étant les centres d’effondrement. Les fissures qui, maintenant, ont été rendues visibles, existaient sans doute auparavant, mais ont été remplies par les sables, et ont réapparu par suite de la condensation de la vapeur d’eau, à mesure qu’elle a été lancée dans l’atmosphère froide de Mars.
Ce fait de la soudaine apparition des plus importants canaux de la surface de Mars, puis de leur disparition tout aussi rapide, doit nous convaincre d’une façon non douteuse que ce ne sont pas là des résultats de la science des ingénieurs, construisant des canaux qui chez nous, sur la terre, demanderaient des siècles pour leur achèvement.
Certes, la théorie qu’il existe dans cette planète des êtres humains intelligents est très populaire. Tout peut s’expliquer à son aide, surtout si nous supposons à ces êtres une intelligence largement supérieure à la nôtre, qui ne nous permettrait pas toujours de sonder la science qui leur a permis de construire leurs canaux. Les points de croisement de ceux-ci ont été déclarés par Lowell, être des cités cinquante fois plus grandes que la ville de Londres. Ce qu’il y a de regrettable dans ces « explications » c’est qu’on peut leur faire expliquer n’importe quoi et par conséquent qu’elles n’expliquent rien ! Si nous voulons chercher à comprendre les phénomènes qui nous sont dévoilés par Mars, il faut en premier lieu écarter le principe tant invoqué jadis de la « finalité » qui a conduit des savants, même des plus éminents, à tant d’erreurs grotesques. Nous ne devons pas davantage fonder nos conceptions, comme le fait Flammarion, sur des hypothèses relatives aux forces naturelles qui nous sont inconnues, peu importe combien elles plaisent aux mystiques. Les forces seules qui nous sont connues doivent être prises pour bases de nos raisonnements, si nous voulons réellement comprendre la nature. Je suis d’avis que cette méthode de recherche est la seule qui puisse être appliquée, avec de bons résultats, sérieux, à l’étude de Mars.
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* ↑ Voy. Lowell, Mars as the abode of life, 1909.
* ↑ Décédé en 1918.
* ↑ Sur notre terre, on a trouvé, dans les parties les plus profondes des océans, là où ne parviennent plus les dépôts sédimentaires des fleuves, de grosses accumulations comprenant des composés du fer. On y rencontre certaines espèces minérales qui indiquent une origine météorique.