La surface, si complexe et changeante, de Mars n'a pas été la seule à attirer l'attention des astronomes, dès qu'ils ont disposé de lunettes et de télescopes suffisamment puissants. Certaines variations trahissaient en effet des phénomènes qui affectaient plutôt l'atmosphère de la planète, et parfois même des relations possibles entre cette atmosphère et le sol. L'observation des calottes polaires, d'abord repérées par Cassini dès 1666, aura été de ce point de vue déterminante.  Herschel, en 1781 interprétera leurs variations saisonnières un effet des fontes de la glace, et, à partir de là, il ne sera plus douteux qu'il y ait de l'eau sur Mars, et qu'elle y participait à des cycles comparables à ceux que l'on connaît sur Terre. D'ailleurs cette eau, vu sous  forme de glace dans les neiges polaires, n'apparaissait-elle pas sous forme de brouillards dans les nuages de la planète? Et l'étude spectroscopique, conduite dès 1867 par Huggins ne montrait-elle pas elle aussi que l'atmosphère martienne était imprégnée de vapeur d'eau?  Il y a sur Mars, observait-on par ailleurs, des jours, des saisons entières même, où cette atmosphère est brumeuse, nuageuse, sur une grande étendue géographique, de telle sorte qu'on ne distingue plus la surface et que la planète paraît beaucoup plus blanche, à cause de l'éclairement supérieur de ces nuages par le Soleil. Autant dire les éléments de la météorologie de Mars semblaient avoir une grande analogie avec ceux de la Terre. A partir du début du XIXe siècle, les astronomes avaient cependant pratiquement fait le tour des similitudes, et ils durent au cours des décennies suivantes se préoccuper aussi des nombreuses différences. 

Si, par exemple, l'aspect de la géographie de Mars, estimaient-ils alors, prouvait que l'eau y était à l'état liquide, et que les phénomènes météorologiques qui s'y déroulaient semblaient bien montrer qu'elle s'y évaporait et donnait naissance à des vapeurs, des brouillards, des nuages, des pluies et des neiges, ils reconnaissait que ces phénomènes n'avaient pas l'ampleur qu'ils ont sur Terre. La masse de la planète étant beaucoup plus petite que celle de notre globe, la distribution toute différente des mers et des continents sur Mars et sur la Terre amenait, expliquait-on, des différences considérables qu'un simple coup d'oeil sur la carte fait vite remarquer. Certaines des variations observées à la surface étaient interprétées comme des inondations périodiques qui couvraient d'immenses étendues du sol de la planète à chaque été martien, pour les laisser ensuite libres. Et cela expliquait que la circulation des eaux dans l'atmosphère puisse au total être si différente de celle que nous connaissons sur Terre. En particulier, il ne pouvait pleuvoir que très peu sur Mars, et pour certains, il se pouvait qu'il ne pleuve pas du tout, car en ne constate jamais de voiles vaporeux comparables à nos nuages et qui soient capables d'amener une précipitation aqueuse. Il reviendra au XXe sièclede comprendre le caractère illusoire de cette météorologie, reposant sur des bases presque toutes erronées.

Dates clés :

1783 - Herschel découvre la variation saisonnière des calottes polaires.

1867 - Étude spectroscopique de l'atmosphère martienne par Huggins.

1877 - Début des études systématiques des formations nuageuses.

c. 1920 - Seth Nicholson et  Edison Pettit en abaissant les températures martiennes donnent à la météorologie de la planète de nouvelles bases.

Les noms de mers et de terres figurent encore aujourd'hui sur les cartes de Mars, comme sur celles de la Lune, alors même que les astronomes savent bien que ni dans un cas ni dans l'autre, les région sombres à la surface de ces deux corps ne signalent la moindre étendue d'eau. En ce qui concerne notre satellite, cette conclusion a été très précoce. En revanche, les mers et les océans de Mars ont eu la vie dure. A la fin du XIXe siècle, l'existence de grandes étendues d'eau sur la Planète rouge ne semblait pas même pouvoir être remise en question, même si on concédait volontiers que l'importance des eaux martiennes était moindre que sur Terre. 

«  Ainsi, écrivait à ce sujet Flammarion avec son aplomb habituel,  il est très rationnel de considérer les régions claires comme des terres et les régions sombres comme des mers. Les continents occupent une étendue presque égale â celle des mers et se distribuent surtout le long de l'équateur et au-dessous. Les formations géologiques n'ont pas été les mêmes qu'ici, où nous voyons tous les continents se terminer en pointes vers le Sud. Les mers sont très découpées et sans doute, en général, peu profondes, car il semble qu'on en aperçoive le fond en certaines régions qui sont beaucoup moins sombres, et qu'elles subissent de temps à autre des variations, retraits, inondations, perceptibles d'ici : les teintes représentées sur notre carte existent sur la planète. Ainsi, en premier lieu, il y a moins d'eau sur Mars que sur la Terre. »

Il y a une atmosphère...

Que le globe de Mars soit environné d'une atmosphère analogue a celle de la Terre, cela les astronomes s'en sont convaincu de trois manières différentes : 1° le disque de la planète est plus blanc, plus lumineux le long de son contour que dans la région centrale; 2° les configurations géographiques perdent leur netteté lorsque la rotation de la planète les conduit près du bord, où elles ne sont vues qu'à travers une plus grande épaisseur atmosphérique; 3° on voit des traînées blanches vaporeuses se déplacer sur le disque de la planète, et ces traînées ne peuvent être que des nuages soutenus dans une atmosphère.

Dès que les instruments employés à cette étude ont été suffisants, on a distingué nettement des nuages mobiles, couvrant tantôt une latitude, tantôt une autre, se déplaçant exactement comme le font les nôtres. Or, pour former les nuages eux-mêmes et pour les supporter, il faut une atmosphère. Ainsi le fait seul, bien avéré, de l'existence de nuages sur Mars prouvait en même temps l'existence de son atmosphère. Et c'est bien le cheminement de pensée qui a conduit, en 1784, William Herschel à conclure à cette atmosphère.

D'un autre côté, notaient les observateurs, lorsque les taches fixes de la surface sont au centre de l'hémisphère martien tourné vers la Terre, on les distingue nettement. Mais lorsque, emportées par la rotation, elles arrivent vers les bords du disque, non seulement elles se présentent en raccourci suivant la perspective géométrique de leur position sur la sphère tournante, mais encore elles perdent leur netteté, deviennent pâles et cessent d'être reconnaissables, avant d'atteindre le bord. Cet effet, sans contredit, devait être causé par l'atmosphère, qui absorbe les rayons lumineux, et interpose un voile de plus en plus  épais à mesure que le rayon visuel approche du bord. De plus, le bord de la planète est  tout autour, dans son intérieur, plus pâle que la  région centrale  à cause de la même absorption atmosphérique. Ces constatations s'unissent donc pour prouver  l'existence de l'atmosphère.

Cette clarté du bord du disque n'est pas constante. Parfois la zone périmétrale plus lumineuse est fort large, quelquefois elle est si étroite qu'elle se réduit à un mince anneau collé intérieurement au contour du disque, ce qui s'est manifesté entre autres au mois d'octobre 1877 dans les observations de Milan : l'atmosphère de Mars s'est Montrée alors absolument transparente; d'où l'on peut conclure qu'elle est comme la nôtre imprégnée de ce que l'on appelait alors des "vapeurs vésiculaires" ou de corpuscules qui réfléchissent la lumière solaire et qui varient de quantité suivant l'état météorologique.

On a remarqué à cette occasion que cette atténuation des taches géographiques de la planète lorsqu'elles arrivent près des bords et sont vues à travers le maximum d'épaisseur atmosphérique est beaucoup plus prononcée sur le bord occidental que sur le bord oriental, ce qui indiquait, toujours selon Flammarion, que 

« le lever du Soleil sur Mars est généralement plus beau, plus clair que le coucher du Soleil. Il nous semble que notre planète est à peu près dans le même cas; du moins l'atmosphère de l'aurore est-elle d'une limpidité remarquable, et la pratique de la photographie montre-t-elle que la lumière du matin est plus photogénique; que celle de l'après-midi. Comme nous voyons toujours, de Mars, le côté éclairé et échauffé directement par le soleil, il est possible que le ciel n'y soit pas toujours aussi clair qu'il le parait,, et qu'il se couvre dé brumes le soir et pendant la nuit. Nous ne savons pas ce que devient l'atmosphère de Mars pendant le froid de la nuit. Nous pouvons même ajouter que le  fait est rendu probable par les observations, attendu que les bords de la planète sont plus indistincts qu'ils ne devraient l'être par la seule influence de l'absorption atmosphérique dont nous avons parlé, et que d'autre pari l'hémisphère d'hiver parait toujours fort brumeux. La condensation atmosphérique est donc encore plus sensible là qu'ici, le ciel y est rarement pur pendant le froid de l'hiver et pendant celui de là nuit; le matin et le soir, le ciel est très souvent couvert, tandis qu'il est remarquablement pur dans le cours de la journée. »

Les ressemblances entre la planète Mars et la Terre, ainsi affirmées n'ont fait que s'enrichir de nouveaux éléments. Avant même la fin du siècle, la météorologie de Mars était connue, affirmait-on, dans ses grands mouvements, et, la composition chimique elle-même de son atmosphère est déterminée par l'analyse spectrale. La présence d'eau ne semblait ainsi plus pouvoir être remise en question dès 1867, grâce au spectroscopiste Huggins qui constata d'abord dans les rayons lumineux émis par cette planète une identité parfaite avec ceux qui émanent du Soleil. Mais en employant des méthodes plus minutieuses, Huggins trouva pendant les dernières oppositions de la planète, que le spectre de Mars est coupé dans sa zone orangée par un groupe de raies noires coïncidant avec les lignes qui apparaissent dans le spectre solaire au coucher du Soleil, quand la lumière de cet astre traverse les couches; les plus denses de notre atmosphère. Des raies, dans lesquelles Huggins reconnaissait, outre celles qui caractérisent l'oxygène et l'hydrogène, plusieurs de celles qui sont caractéristiques de la vapeur d'eau...

Plus tard, Janssen et Vogel déduisaient d'observations similaires l'existence de l'eau. Vogel, écrit :

Dans ce spectre, on retrouve un très grand nombre de raies du spectre solaire. Dans les portions les moins réfrangibles du spectre apparaissent quelques bandes qui n'appartiennent point au spectre solaire, mais qui coïncident avec celles du spectre d'absorption de notre atmosphère [...]. On peut conclure avec certitude que Mars possède une atmosphère qui, pour la composition, ne diffère pas essentiellement de la nôtre, et doit être riche, en particulier, en vapeur d'eau. La coloration rouge de Mars semble résulter d'une absorption qui s'exerce généralement sur les rayons bleus et violets dans leur ensemble; au moins, il n'a pas été possible de discerner, dans cette portion du spectre, des bandes d'absorption tranchées. Dans le rouge, entre B et C, on devine des raies qui seraient spéciales au spectre de Mars, mais il n'a pas été possible de fixer leur position, à cause de la trop faible intensité lumineuse. 

D'autres astronomes mirent en garde contre des conclusions trop hâtives en soulignant que raies de la vapeur d'eau provenaient plus certainement de l'atmosphère terrestre dont on ne peut guère se débarrasser, même dans les observations les plus minutieuses. Pour en avoir le coeur net, on dirigea le spectroscope vers la Lune. Si les raies dont il s'agit étaient causées par notre atmosphère, elles auraient dû se montrer dans le spectre lunaire comme dans celui de Mars, et même avec plus d'intensité. Or, elles n'y furent même pas constatées. Donc, crut-on pouvoir en conclure, elles appartenaient, évidemment à l'atmosphère de Mars. Non seulement  l'eau existait dans l'atmosphère martienne, mais elle semblait même l'agent principal des différences d'aspect de la planète. 

Il faudra attendre 1894, et les observations de W. Campbell, à l'observatoire Lick, qui ne parviennent pas à mettre en évidence cette eau, pour que des doutes sur son existence commencent à s'installer sérieusement, et que s'amorce un revirement dans l'opinion des astronomes. En attendant, c'était le déluge...

Parmi les raisons de croire à l'eau martienne, il y en avait une contre laquelle il semblait difficile d'argumenter, en tout cas. C'était l'existence de calottes polaires, dont l'étendue variait avec le temps, et plus que tout autre indice semblaient imposer la présence d'eau en grandes quantités sur la planète rouge.

Les calottes polaires
Les premières observations des calottes polaires de Mars remontent à 1666 et sont attribuables à Cassini. En 1672, Huygens dessine la calotte australe. Puis en 1719, Maraldi, qui désigne les calottes sous le nom de taches blanches, constate que celle qu'a observée Huygens n'est pas exactement centrée sur le pôle sud de la planète, et surtout que la calotte boréale est bordée d'un liseré sombre dans lequel il voit l'effet de variations saisonnières. Un point de vue qui s'imposera quelques décennies plus tard, grâce à l'autorité de Herschel. Celui-ci, en 1781, n'hésite plus à parler de calottes de glace (d'eau). Trois ans plus tard, Herschel, va même jusqu'à jusqu'à décrire les processus de fonte saisonnières des glaces ou des neiges polaires. 
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Le pôle Sud de Mars (10 septembre 1877).

D'autres variations saisonnières en relation avec celles des calottes commencent dès lors à attirer l'attention. En 1840, les astronomes Beer et Maedler, après avoir observé Mars pendant douze années consécutives, écrivaient dans leurs Fragments sur les corps célestes :

« Les différences que nous avons remarquées sur les taches blanches polaires variant avec les saisons, s'accordent parfaitement avec l'hypothèse qui voit en elles un précipité analogue à notre neige; et il est en effet presque impossible de rejeter une supposition qui se confirme d'une manière aussi surprenante. Notre Terre, vue de la distance d'une planète, doit présenter des phénomènes: tout à fait semblables; seulement, chez elle, le rapport entre les deux hémisphères est moins inégal.

Les autres taches de la planète paraissent pour l'essentiel appartenir à des parties constantes de la surface. Vu, la position et l'éloignement du globe de Mars, on ne pourrait sous aucune condition imaginable, distinguer des ombres produites par des montagnes,: quelque gigantesques qu'elles fussent. Les teintes observées sont donc des différences dans la réflexion de la lumière, qui doivent provenir des mêmes causes que celles qui existent sur notre Terre. Ainsi, quoique ces taches elles-mêmes ne paraissent pas analogues à nos nuages, cependant on voit en elles des effets optiques rappelant les condensations de nos nuages; elles se montrent plus précises et plus intenses dans leur été, plus vagues, plus pales et plus confondues dans leur hiver.

Si les taches polaires sont véritablement de la neige, leur diminution à l'approche de l'été ne peut avoir lieu que par la fonte et l'évaporation continuelle; l'épaisseur de cette neige est, d'après toute vraisemblance, très considérable; ces parties de la surface se disposant à s'évaporer doivent, par conséquent, être extrêmement humides : or, un sol vaporeux et marécageux est certainement celui qui est le moins susceptible de réflexion, et qui doit, par conséquent, nous apparaître le plus foncé.

D'après l'ensemble des observations, ce ne serait pas aller trop loin que de regarder Mars comme un corps présentant une très grande ressemblance avec notre monde, comme une image de la Terre telle qu'elle nous apparaîtrait au firmament, vue à une pareille distance. »

La neige, qui atteignait au commencement la latitude de 70° et formait une calotte polaire d'environ 2 000 km de diamètre, diminua progressivement, si bien qu'à la fin de l'année 1892 elle ne mesurait plus que 300 km, de diamètre environ. Pendant ce temps la masse de neige qui couvrait le pôle nord avait augmenté, mais le phénomène n'était pas observable, puisque le pôle nord était alors situé dans la région opposée à la terre. La fusion des neiges boréales a été observée pendant les années 1882, 1884 et 1886 (tous les deux ans, puisque la durée de la révolution de la planète autour du Soleil est d'environ deux ans).

« Les observations de l'accroissement et de la diminution des neiges polaires sont faciles, même avec des télescopes assez faibles, écrit L. Barré en 1900; elles sont beaucoup plus intéressantes quand on peut suivre assidûment tous les changements qui s'opèrent sur la planète en employant de grands et puissants instruments; les régions couvertes de neige nous paraissent successivement échancrées sur leurs bords; des trous sombres et d'énormes fissures se forment dans l'intérieur; de grands espaces couvrant plusieurs milliers de kilomètres carrés d'étendue se détachent de la masse principale, puis fondent et disparaissent peu à peu. Nous constatons sur la planète Mars les mêmes phénomènes que ceux qui ont été décrits dans les régions polaires de notre planète.

 Examinons ce qui se passe au Nord de cette planète à la fonte des neiges accumulées pendant la saison froide, au moins double de notre hiver, la masse liquide se ré-pand tout autour de la région glacée et convertit une grande étendue de terre en une mer temporaire qui recouvre toutes les régions basses. Cela produit une inondation gigantesque qui a fait supposer à certains observateurs l'existence d'un autre océan dans les régions; mais il n'en est rien, car il n'y a pas en cet endroit de mer permanente. Nous voyons alors, comme nous l'avons observé la dernière fois en 1884, la tache blanche formée de neiges et de glaces entourée d'une zone sombre qui suit son con-tour en diminuant progressivement de largeur et en formant ainsi une couronne de plus en plus étroite. 

La partie extérieure de cette zone se divise en lignes sombres qui occupent toute la région environnante, et qui ressemblent à des canaux distributeurs par lesquels la masse liquide peut retourner à sa première position. On voit alors dans les régions très étendues différents lacs de la mer intérieure environnante, Mare Acidalium, tantôt sombre et tantôt brillante, en raison peut-être de la profondeur plus ou moins considérable des eaux. Il est très probable que l'écoulement des eaux de fusion des neiges est la principale cause déterminante de l'état hydrographique de la planète et des variations périodiques que nous y observons. On constaterait quelque chose d'analogue sur la Terre si l'un de ses pôles était placé tout à coup dans l'Asie ou dans l'Afrique, et nous en avons une image en miniature dans la fonte des neiges qui couronnent les Alpes. C'est en septembre que ces montagnes sont le plus facilement accessibles, et la raison en est bien simple : la fonte des neiges n'exige pas seulement une température élevée, mais bien d'une certaine durée, et la fusion est d'autant plus considérable que la chaleur est plus persistante. 

Si nous pouvions prolonger nos saisons de telle sorte que chaque mois ait soixante jours au lieu de trente, et que l'été soit deux fois plus long, la fonte des neiges serait bien plus abondante. A la fin de la saison chaude, la calotte polaire serait peut-être complètement dégelée, et l'on peut dire sûrement que la portion restante serait bien moindre que celle qu'on' observe ordinairement. Ce sont justement ces phénomènes qui arrivent sur la planète Mars sa longue année, presque double de la nôtre, permet aux neiges de s'amasser aux pôles pendant les dix ou douze mois d'hiver, formant une immense nappe qui descend jus-qu'au parallèle de 70°, de latitude, et même plus loin. Quand l'été arrive, le Soleil darde ses rayons sur cette neige, la fond presque toute ou la réduit à une étendue si faible qu'elle ne nous semble qu'un point blanc. Elle est peut-être entièrement fondue, mais les observations n'ont pas encore permis de l'affirmer avec certitude. » 

En dehors des grandes taches blanches qui forment les calotte polaires, en observe aussi d'autres taches blanches d'un caractère passager et d'une moindre régularité dans l'hémisphère austral sur la région voisine du pôle; on voit encore dans l'hémisphère boréal des taches blanchâtres distribuées çà et là autour du pôle nord et s'avançant jusqu'aux parallèles de 50 et 55° de latitude. Ces taches ont été attribuées à des neiges momentanées accumulées au sommet de régions élevées. Par exemple, le 1er septembre 1877, à 10 heures 40 minutes du  soir, Green, observant. à Madère, a remarqué à l'ouest de la calotte polaire un point lumineux singulièrement brillant. 

« Selon toute probabilité, écrit l'observateur, c'était là de la neige restant encore sur un sol élevé, tandis qu'elle avait fondu tout autour à des niveaux inférieurs. Ce point brillait comme une étoile, et il était impossible de ne pas le remarquer. Le 8 septembre, à minuit 30 minutes, j'eus de nouveau l'occasion de l'observer, mais alors on distinguait parfaitement deux points séparés, et deux jours plus tard, de 10 à 11 heures 30 minutes, on en distinguait encore d'autres concentriques à la zone des neiges. Ces altérations de formes étaient sans doute dues à la perspective, ces diverses taches neigeuses s'étant présentées presque de profil lors de l'observation du 1er septembre. On ne les a jamais vues à l'Est  du cap polaire, et c'est là  une circonstance d'un intérêt particulier. En effet, leur grand éclat à l'Ouest du pôle, leur décroissance en passant par le méridien central, et leur invisibilité en arrivant au côté oriental, s'explique naturellement en supposant. que- les. pentes, des montagnes qui conservaient cette neige étaient tournées au sud-ouest; de cette  sorte elles étaient abritées des rayons solaires pendant  la plus grande partie d'une rotation;  mais elles étaient pleinement exposées à sa lumière, et pair conséquent mieux vues, justement lorsqu'elles s'éloignaient vers le bord  occidental. Il est curieux de remarquer que ce point de lumière a été observé et figuré de la même. façon dans un dessin fait le 30 août 1845, à Cincinnati, par Mitchel; il se rattache certainement à une configuration locale de, la planètes. Je  lui ai donné le nom de mont Mitchel en souvenir de  cet enthousiaste ami de l'Astronomie. »

Les mers
Ce que l'on croyait être des mers, c'est-à-dire les taches sombres étendues révélaient une caractéristique intéressante : les mers les plus foncées de la planète étaient celles qui avoisinent l'équateur et la zone torride, et que les moins foncées soient celles qui avoisinent les pôles. Un fait que l'on pouvait encore comprendre par la comparaison avec les mer terrestres, qui semblaient posséder la même propriété : 

« On peut estimer la salure des eaux maritimes à leur couleur, écrit ainsi le commodore Maury dans sa Géographie physique de la mer; plus la teinte est verdâtre, moins l'eau est salée, et cette différence de degré dans la salure suffit pour expliquer le contraste qui existe entre le vert clair de la mer du Nord et des mers polaires et l'azur foncé des mers tropicales, spécialement de l'Océan Indien. »

La profondeur des supposées mers de la planète Mars est également débattue à la fin du XIXe siècle. Dans certaines régions, le fond de ces mers, semble se laisser apercevoir à travers une mince couche d'eau. Et l'on croit même observer des règles dans la distribution de leurs caractéristiques. Par exemple, notera-t-on, les plages boréales de la mare Tyrrhenum, finissent plus nettement que les plages australes de la mare Cimmerium. Ausonia semble s'immerger par degrés insensibles dans Oceanus Tyrrhenum, qui est très sombre. L'île allongée que l'on croit reconnaître dans mare Erythraeum au-dessus du Sinus Sabaeus et de Fastigium Aryn, est au contraire d'une teinte si uniforme, que Schiaparelli la comparé aux grandes plaines de l'Europe orientale; il la considère comme une plaine d'alluvions, et il lui a donné le nom de "terre de Deucalion". Ce même observateur a remarqué que la région qu'il nomme l'Hespéride, devient plus sombre et se confond avec les mers voisines toutes les fois que la rotation l'emporte à une certaine distance du centre du disque, et il en conclut que très probablement cette péninsule ressemble à l'Italie formée par la chaîne des Apennins, en ce sens qu'une chaîne de montagnes dessinerait son ossature et que ses pentes iraient mourir, l'une dans mare Tyrrhenum, l'autre dans mare Cimmerium : l'extrémité australe de cette terre (qui, a l'époque est connue sous le nom que lui a donné Green d'isthme de Niesten), descendrait même un peu au-dessous du niveau de la mer, et mettrait en communication les deux mers, elle serait donc submergée, recouverte d'une nappe d'eau, et l'assombrissement de cette région à mesure que nous la voyons plus obliquement, viendrait de ce que le fond ne serait alors visible qu'à travers une couche d'eau de plus en plus grande. A ce sujet, Flammarion écrit : 

« Nous ne nous aventurerons pas à conjecturer la profondeur des mers martiennes, quoique la diversité des teintes soit un indice, de ces profondeurs. Les expériences du P. Secchi ont montré que, dans la Méditerranée, un objet blanc cesse d'être visible au delà de 60 mètres de profondeur; mais M. de Tessan rapporte que le  banc. des Aiguilles, à l'extrémité australe de l'Afrique, est encore visible à 200  mètres. II est probable, comme nous l'avons déjà dit, que les mers martiennes n'ont qu'une profondeur relativement très faible. Ce qui est confirmé par les phénomènes d'évaporation. »

Les nuages
L'évolution des nuages martiens, plus rapide et imprévisible que celle des calottes polaires, ne pouvait manquer d'être l'objet elle aussi d'observations nombreuses. Ainsi, par exemple, dans la soirée du 10 octobre 1877, après avoir observé sans difficulté la région comprise entre le 240^e et le 350^e méridien, Schiaparelli ayant interrompu son observation pour examiner la comète découverte, quelques jours auparavant par Tempel, et étant ensuite revenu à l'exploration de Mars, écrivait sur son registre : 

« Planète très belle; la mer Érythrée est en grande partie obscurcie par des nuées; la Noachide est obscure; la terre de Deucalion est à  peine visible; au contraire l'Arabie est très claire et le golfe Sabeus très distinct. » 

« La tempête observée hier se continue sur la Noachide et la mer Érythrée; je ne puis dire avec précision quand cet état de choses a commencé, mais ce fut certainement entre le 4 et le 10 octobre; le 14 la mer Érythrée était bien découverte à l'Est, et le 4 novembre elle l'était entièrement ».

Mars, selon O. Boeddieker (1881).

Quand les nuées de Mars se projettent sur les configurations foncées de la planète, elles se montrent sous l'aspect de traînées vaporeuses mal définies, généralement très blanches, quelquefois grisâtres, un peu transparentes, mais couvrant néanmoins comme un voile les contrées sur lesquelles elles passent. Si les nuages de Mars sont visibles par vision positive, c'est-à-dire directement eux-mêmes sur les régions foncées de la planète, leur présence, sur les régions claires se reconnaît par vision négative, en ce sens qu'ils empêchent de voir ce qui est au-dessous. Tel est par exemple le dessin ci-dessus fait le 20 décembre 1881 à l'Observatoire de lord Rosse, à Birr Castle, Irlande, par Otto Boeddieker : il montre bien l'aspect des nuages, couvrant presque la moitié de l'hémisphère alors tourné vers nous.

Pendant l'opposition de 1877, de septembre à décembre, une grande partie de la planète a été encombrée de nuages, principalement le continent équatorial entre Syrtis Major et le Gange. Les grands canaux dessinés cette année-là sur la carte de  Schiaparelli, n'ont été vus qu'en février et mars, quoique la planète fût alors quatre à cinq fois plus éloignée de la Terre qu'en septembre, 

« Sans doute, dit l'auteur, le Soleil en arrivant à l'équateur a dissipé le voile impénétrable, qui  d'abord avait rendu ces détails inaccessibles à l'observations. »

Il y avait aussi des différences essentielles bien dignes d'attention. Ainsi les observations faites sur les tropiques aux époques où les rayons du Soleil, dardent directement sur eux, montraient qu'il n'y a là rien d'analogue à nos zones de pluies et à nos calmes équatoriaux. 

« Il semble, ajoutait en 1884 Flammarion à que l'on reprend largement ici, qu'à l'époque des solstices, un hémisphère entier de Mars soit consacré à l'évaporation et l'autre à la condensation. Aux époques intermédiaires, une zone d'évaporation paraît limitée au Sud et au Nord par deux calottes de condensation. Ou sait que les navigateurs reconnaissent de loin les îles par les nuages qui s'amoncellent au-dessus d'elles : il paraît en être de même sur  Mars. »

Green rapporte que pendant l'opposition de 1877, observée par lui à Madère, il a dessiné seize fois le côté oriental de cet océan, et que dans chaque circonstance il l'a trouvé très clair et très net; mais que le 29 septembre cette région se présentait, comme on la voit sur ce croquis, brisée par, des nuages qui s'étendaient vers l'Ouest, tandis qu'en haut, au Sud, une autre condensation, nuageuse était également bien visible. Ces voiles nuageux, ajoute-t-il, n'ont rien d'extraordinaire. Dans la série de, dessins faits en 1862; par Lockyer, une partie de Iapygia, au sud-est de Syrtis Major, est évidemment cachée par un nuage, et le même aspect a été revu à l'Observatoire de Greenwich, par Christie et Maunder, le 16 octobre 1877.
 

L'atmosphère globale

L'épaisseur et la densité de l'atmosphère ont été l'objet au XIXe siècle d'observations directes pour la planète Vénus; mais il n'en a pas été de même pour Mars, car ce globe ne présente aucune des conditions accessibles à l'observation des réfractions que son atmosphère peut subir. Mars n'est pas exposé, comme sa compagne du ciel olympique, à passer devant le Soleil,  et à la distance où il plane, nous ne pourrions pas voir cette atmosphère déborder  autour de son disque, lors même qu'elle serait beaucoup plus élevée que la nôtre. Une hauteur de 80 kilomètres ne lui donnerait encore qu'une épaisseur de 0"3 lorsque la planète est la plus rapprochée de nous. 

En 1672, Cassini a observé le passage de Mars devant l'étoile Psi du Verseau, de 5^e grandeur, et comme l'étoile avait disparu à 6' du bord de la planète, il en avait conclu l'existence d'une énorme atmosphère, opinion exagérée et fondée sur une observation mal interprétée, attendu que c'était simplement l'éclat de Mars qui empêchait de voir l'étoile. L'astronome South a observé deux occultations et un contact sans la moindre variation dans l'éclat des étoiles devant lesquelles cette planète est passée.

De là on a conclu que cette atmosphère est sensiblement moins dense que celle que nous respirons. D'autres raisons pouvaient être invoquées dans le même sens. D'une part, on y observe beaucoup moins de nuages et de condensations que sur la Terre. D'autre part, le globe de Mars étant beaucoup plus petit que le globe terrestre, l'intensité de la pesanteur étant beaucoup plus faible là qu'ici a pour résultat de moins condenser l'atmosphère vers la surface et de lui donner une moindre densité. Chaque mètre carré de la surface de la Terre supporte un poids atmosphérique de 10330 kilogrammes; si l'atmosphère de Mars était égale à la nôtre, calculait-on, la pression atmosphérique sur chaque mètre carré de la surface de la planète ne serait que de 4000 kilogrammes; de sorte que la densité des couches atmosphériques inférieures ne surpasserait pas les 6 de celle de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer. Ce n'est guère que la densité de l'air qui existe sur nos plus hautes montagnes; et en admettant que la quantité totale de l'atmosphère martienne fût réduite dans la proportion de la masse de Mars à celle de la Terre, la raréfaction serait encore plus grande. 

« S'il en était ainsi, poursuit Flammarion, les neiges de Mars ne s'arrêteraient pas à quelques centaines de kilomètres aux environs des pôles; elles couvriraient d'un éternel linceul la planète tout entière, et nous n'aurions sous les yeux qu'un bloc de glace. »

L'effet de serre
Si elles ne possédaient pas d'atmosphère, la température moyenne des planètes serait déterminée par leur distance au Soleil. D'après le calcul que l'on pourrait faire alors, sur Mercure cette température devrait être 7 fois plus élevée que celle de la Terre, et sur Neptune elle devrait être 900 fois moindre. Dans le cas de ces deux planètes, il était difficile de comparer ces résultats théoriques avec ceux tirées des données de l'observation. Mais il en était tout autrement de Mars. Malgré sa distance au Soleil (une fois et demie celle de la Terre à l'astre radieux), Mars devait avoir, constataient-ils, une température moyenne analogue à celle de notre globe. S'il n'en était pas ainsi, et si la température moyenne de ce globe était d'environ 50 ou 60° au-dessous de 0°, comme on avait pu le dire justement en se contentant des calculs basés sur la distance au Soleil, la vapeur d'eau ne pourrait pas jouer un rôle prépondérant dans l'atmosphère de Mars; l'eau n'opérerait pas d'aussi grandes modifications dans l'état physique de la planète. Il aurait fallu alors supposer qu'elle est remplacée par de l'acide carbonique ou par un liquide dont le point de congélation aurait été très bas. En acceptant ce point de vue, les astronomes se seraient sans doute économisé quelques déconvenues, mais ils seraient passés à côté d'un autre caractère important de l'atmosphère martienne, et que l'on rencontre également sur Terre...

Le sommet du mont Blanc, par exemple, est constamment glacé, et, à ses pieds, la douce vallée de Chamonix est une serre chaude; pourtant ces deux points sont à la même distance du Soleil. C'est la constitution de l'atmosphère qui joue le plus grand rôle dans l'établissement des températures, comme ont commencé à l'expliquer Horace de Saussure, dès la fin du XVIIIe siècleet Joseph Fourier, à partir de 1824 (Mémoire sur la température du globe terrestre et des espaces célestes). L'atmosphère agit comme une serre. Elle laisse arriver les rayons du Soleil jusqu'à la surface du sol, mais ensuite elle les retient et s'oppose à ce que la chaleur emmagasinée s'échappe dans l'espace. On savait ainsi dès cette époque que, sur Terre, sans l'atmosphère, toute la chaleur solaire reçue pendant le jour fuirait pendant la nuit, et la surface du sol serait gelée chaque nuit, en été comme en hiver.

Restait encore à dire quelles étaient les molécules atmosphériques qui opposent l'obstacle le plus efficace à la déperdition de la chaleur absorbée par la Terre. En 1863, les expériences de John Tyndall ont montré que les molécules d'oxygène et d'azote, c'est-à-dire l'air proprement dit, sont à peu près indifférentes, et laissent tranquillement perdre cette précieuse chaleur. Mais il y a dans l'air de la vapeur d'eau en suspension, à l'état de gaz invisible. C'est cet élément qui est le plus efficace. Le pouvoir absorbant d'une molécule de vapeur aqueuse est 16000 fois supérieur à celui d'une molécule d'air sec (les vapeurs de l'éther sulfurique, de l'éther formique, de l'éther acétique, de l'amylène, du gaz oléfiant, de l'iodure d'éthyle, du chloroforme, du bisulfure de carbone, exercent la même influence, à des degrés divers). D'où la conclusion du physicien : 

« On a publié, écrivait Tyndall, des livres curieux pour prouver que les planètes les plus éloignées sont inhabitables. En appliquant la loi de la raison inverse des carrés de leurs distances au Soleil, on trouve que la diminution de température doit être si grande, que la vie humaine y serait impossible; mais dans ces calculs on avait omis l'influence de l'enveloppe atmosphérique, et cette omission faussait tout le raisonnement. Par exemple, une couche d'air de deux pouces d'épaisseur, saturée de vapeur d'éther sulfurique, offrirait une très faible résistance au passage des rayons solaires; mais j'ai trouvé qu'elle intercepterait 35 pour 100 de la radiation planétaire, Il n'y aurait pas besoin d'une couche d'une épaisseur démesurée pour doubler cette absorption; et il est bien évident qu'avec une enveloppe protectrice de ce genre, qui permettrait à la chaleur d'entrer et l'empêcherait de sortirait des climats tempérés à la surface des planètes les plus éloignées. »

« Le climat de Mars, dit L. Barré en 1900, ressemble beaucoup à celui qu'on observe par un temps clair sur une haute montagne. Pendant le jour la radiation est légèrement atténuée par des brumes ou des vapeurs, mais pendant la nuit un rayonnement abondant du sol vers l'espace céleste amène un refroidissement considérable : c'est pourquoi on observe de grands changements de température du jour à la nuit et d'une saison à l'autre. Aux altitudes de 5 000 ou 6 000 m, la vapeur de l'atmosphère terrestre se condense sous la forme solide présentant des masses blanchâtres de cristaux que l'on appelle des cirrus. Il en est de même dans l'atmosphère de Mars, où n'existent jamais, ou du moins très rarement, des masses de nuages capables de donner une pluie de quelque importance. Ses changements de température d'une saison à l'autre sont notablement augmentés par leur longue durée, et nous pouvons ainsi comprendre les grandes congélations et les énormes fusions de la glace qui se renouvellent autour des pôles à chaque révolution complète de la planète autour du Soleil. »