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 1gr,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 0gr,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
