Avec une faible dispersion, une bande claire assez étroite, un peu plus réfrangible que D, se voit dans le spectre de notre atmosphère, produisant presque l’effet d’une ligne brillante, quoiqu’elle ait pour cause simplement un espace vide parmi les fines raies d’absorption voisines de D. Cette bande brillante est bien visible dans le spectre de Mars, et elle l’est à peine dans celui de la Lune.
Le 12 décembre 1894, les observations ont été reprises par MM. Scheiner et Wilsing, également en d’excellentes conditions, et elles établirent de nouveau que les raies telluriques du spectre solaire, c’est-à-dire celles qui sont produites par l’atmosphère terrestre, se montrent bien plus distinctement dans le spectre de Mars que dans celui de la Lune, même lorsque celle-ci est beaucoup plus basse.
Dans toutes ces opérations, on a eu soin de réduire le spectre lunaire au même éclat et à la même largeur que celui de Mars.
M. Campbell a fait remarquer que les lignes d’absorption du spectre de Mars ne sont pas plus marquées au bord de la planète qu’au centre du disque. M. Vogel répond que l’accroissement vers le bord ne peut être que graduel et qu’une grande différence ne pourrait être constatée qu’au bord extrême, en une région si étroite que les détails n’y seraient plus reconnaissables.
Les 8, 10 et 15 novembre de cette même année 1894, M. et Mme Huggins comparèrent de nouveau les spectres de Mars et de la Lune et constatèrent que les groupes λ 593 µµ et λ 592 µµ se montraient constamment plus forts dans le spectre de Mars. Il en fut de même du large groupe atmosphérique des lignes D (λ 5887 à λ 5903).
L’existence d’une atmosphère autour de Mars est indiquée avec évidence, d’autre part, par les observations photométriques de Müller[1]. Ce fait est en contradiction avec les anciennes idées, basées sur quelques observations de Zöllner, que cette atmosphère doit être extrêmement ténue parce que les phases de Mars se comporteraient comme celles de la Lune. Les observations de Müller montrent que Mars est, à ce point de vue, intermédiaire entre Mercure et la Lune d’une part, Jupiter et Vénus d’autre part, et que, sous le rapport de la densité, son atmosphère se rapproche tout à fait de celle de la Terre. Il est donc rationnel de penser que l’existence de cette enveloppe gazeuse doit aussi se révéler au spectroscope.
Ces observations spectrales de MM. Vogel, Scheiner et Wilsing contredisent, comme on le voit, celles de M. Campbell.
- ↑ Publ. der Astroph. Obs., Bd IX, p. 330.
