A LA GÉOGRAPHIE MATHÉMATIQUE ET À LA GÉOGRAPHIE PHYSIQUE

La Géographie est la description de la terre. Dans sa partie narrative,

semblable aux récits des voyageurs, elle décrit par la voie du discours la

connexion des différens pays, leurs principales circonstances physiques,

la forme de leurs gouvernemens, leurs divisions pue leur com merce , les mœurs de leurs habitans , et enfin rappelle les principaux traits de leur histoire. Mais tout ce qui regarde les situations respectives des lieux serait assez vague, si l’on n'avait imaginé de les représenter sur des dessins ou cartes, non seulement dans l'intention de les rendre sensibles à l'œil, mais encore pour donner à ces situations et aux relations de forme et détendue qui en résultent , la plus grande précision que l’on puisse atteindre , et dont on a souvent besoin dans la navigation , l’art militaire, la construction des routes, des canaux, et d’autres objets. aussi importans pour la société. Les données qui servent à fixer les situations respectives des lieux de la terre et à la mesurer, se tirent de ses rapports avec les corps célestes , que je vais faire connaître succinctement.

La terre est à trés-peu près une sphère, en voici les premières preuves.

1. Quand on est placé dans un lieu où rien ne borne la vue, on remarque que le ciel semble terminé sur la terre par un cercle , auquel on a donné le nom d’horizon. 11 n’est pas possible de saisir la forme de la surface terrestre renfermée dans ce cercle, parce qu’elle y est le plus souvent sillonnée drnégaités » Qui altérent sa figure primitive; mais si on se lrouve au bord de la mer, on reconnaît bientôt que, quelqu’unie que puraïsse sa surface, elle n’est pas plate; car, lorsqu'un vaisseau arrive près des côtes , c’est par la partie supérieure de ses mâts qu’on l’aperçoit, et les meilleures lunette; n’en sauraient faire découvrir le corps , quelque gros qu’il soit : ce n’est qu’à mesure qu’il s'approche qu’on le voit se dégager de l’horizon , et pour ainsi dire sortir de la mer. Ïl faut donc, lorsqu'on ne voit que la partie supérieure , que l’inférieure soit cachée par la convexité de la portion de mer comprise entre le vaisseau et le spectateur, ainsi que le montre la figure r°6.

Du moment où l’on a remarqué que la surface de la mer avait une courbure , on a bientôt conçu que les terres devaient y participer, abstraction faite de leurs inégalités ; et on a été porté à regarder l’ensemble comme sphérique , parce que cette forme est , parmi les surfaces courbes, celle dont la loi géométrique est la plus simple, et qui se conçoit le plus facilement.

D'autres phénomènes qui seront indiqués dans la suite, ont fortifié cette conjecture, qui depuis a été vérifiée par les voyages et les uavigations AS PARTIR, | a

vI INTRODUCTION

autour de la terre; et enfin les dernieres découvertes astronomiques , en fournissant les moyens de mesurer la terre avec une grande précision , ont prouvé que sa forme était si approchante de celle de la sphere, qu’on

ouvait , dans le plus grand nombre de cas, négliger , sans erreur sensible ; la différence qui s’ÿ trouvait.

Les montagnes et les vallées, répandues à la surface de la terre, et comparées à sa masse, n’en alièrent pas plus la figure que ne le font sur l'orange dont la peau est la plus fine , les aspérités qu’on y remarque.

2. Le sommet de la calotte céteste qui nous enveloppe de toutes parts, est un ps remarquable que l'on désigne par le mot zénith; il répond

erpendiculairement au-dessus de notre téte; il est donc situé dans le proongement de la verticale, c'est-à-dire, de k droite indiquée par la direction suivant laquelle les corps pesans tombent vers la surface de la terre, ou par celle que prend le fl-à-plomb.

Le raisonnement et l'observation ont constamment fait voir que la verticale est perpendiculaire à l'horizon ; mais pour vérifier cette circonstance, il faut définir le mot horizon avec plus d’exactitude qu’on ne le fait dans le langage ordinaire, où on l’applique à la ligne irrégülière que tras cent dans le ciel les objets terrestres dont on est environné,

C’est au milieu de la mer et lorsqu'on a l'œil au niveau de sa surface,

u’on te le véritable horizon ; car , les rayons visuels rasant la suris de la mer dans tous les sens , composent un plan indéfini, qui touche

le globe au point où est placé l'observateur. Voyez la fig. 2, où AZ désigne la verticale.

Lorsque l'œil est sensiblement élevé au-dessus de la mer, comme l’indique la lettre À dans la figure 5, les rayons visuels s’abaissent au-dessous

du véritable horizon marqué par le plan HH’}, mais ils vont toujours rencontrer la surface de la mer dans une suite de points qui forment un cercle BCDE,, perpendiculaire à la verticale A Z , puisque ces points sont tous à égale distance du point A : ce eercle est donc parallele au plan HH. Le fila-plomb étant aussi perpendiculaire à la surface des eaux stagnantes, quelque jose qu'elles soient, il s'ensuit que cette surface indique par-tout un plan parallèle au véritable horizon. Pour distinguer le

remier du second , on le nomme plan horizontal, et on réserve le nom d'horizon sensible pour le plan tangent au globe par le point où se trouve l'observateur.

3. En concevant la verticale prolongée à travers la terre , elle ira marquer dans la partie du ciel opposée à celle que nous voyons, un ps qu’on appelle nadir, et qui est aussi diamétralement opposé au zénith.

La figure 4 représente la situation respective de ces pie pour un observateur placé en A. La droite A Z désigne la verticale , ou la ligne que marquerait au point À un fil-à-plomb; Z est le zénith, et Z/ le nadir. Cette ligne étant perpendiculaire à la surface de la terre , passe nécessairement par son centre C, quand on la considère comme sphérique.

4. La pesanteur tendant par-tout vers l’intérieur de la terre, agit en A’ dans la direction Z’ A’, opposée’ a Z A ; les corps en ce lieu tombent ençore à la surface terrestre , sur laquelle les hommes sont retenus par leur poids. Ceux qui sont en A” ayant leurs pieds opposés aux pieds de ceux qui se trouvent en À, sont les antipodes de ces deruiers.

Ce sont les astres qui dirigeaient les premiers navigateurs lorsqu'ils perdaient la vue des terres, et qui montraient la route aux voyageurs éga=

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À LA GÉOGRAPHIE. vit

rés dans d'immenses déserts : aussi est-ce par la correspondance des points de la terre avec ceux du ciel, qu’on est parvenu à fixer le rapport de situatisn des licux placés à une très-grande distance; mais on ne saurait emploser avec sûreté les astres à cet usage, sans connaître les diverses apparences qu'ils présentent dans un même licu, selon la diversité des temps où on les observe. Pour représenter ces apparences, on a imaginé des machines plus ou moins compliquées, qui toutes ont le très-grand inconvénient de ne montrer que des images , fausses en plusieurs parties, et très-imparfaites dans tout le reste , de phénomènes faciles à concevoir, lorsqu'on jette quelques regards attentifs «ur le ciel lui-même. Un petit nombre de leçons données à la vue des objets, en apprend beaucoup plus que la seule explication des machines dont je viens daparler. Quel= que (létaillée den! cmd être, elle n’amènera jamais cette conviction qui résulte de la vue inunédiate des phénomènes; et néanmoins dans la multitude de personnes qui étudient la géographie, à peine s’en trouvet-il quelques-unes qui aient la curiosité de s'assurer par leurs propres ycux, que les astres ont en effet les mouvemens apparens qu’on leur assigne.

Les astres paraissent tous taurner autour de la terre dans l’espace d'un Jour ; mais, ce mouvement n’est qu'une apparence due à ce que la terre tourne sur élle-méme dans cet espace de temps.

5. En se plaçant de grand matin dans un bel horizon , on remarque d’abord que c’est de la circonférence de ce cercle que semble se dégager

le soleil au moment de sou lever, annoncé quelque temps auparavant

ar une lumière de plus en plus éclatante, qui le précède dans la partie du ciel où il doit paraître. L’observateur qui suit le cours de cet astre pendant toute une journée, le voit s'élever successivement jusqu’à un certain point, puis descendre et disparaitre enfin dans l'horizon , du côté opposé à celui où il s’est levé.

Lorsque, dans le cours d’une belle nuit, on suit avec attention le mouvement des étoiles, on en voit qui se montrent dans la partie du ciel où le soleil se lève, d’autres qui disparaissent dans la partie où il se couche ; et toutes semblent se mouvoir dans le même sens que lui, c'est-à-dire, de

äuche à droite pour un observateur placé dans notre pays, et tourné vers la portion du ciel que parcourt cet astre.

Si cet observateur regarde du côté opposé, il ne manauers pas de remarquer des étoiles dont le mouvement est à peine sensible pendant des heures entières, tandis que les autres ont parcouru de grands espaces. Une d’elles, qu’il est facile de reconnaître, parait immobile, tandis que celles qui n’en sont pas éloignées décrivent autour de celle-ci plus d’un demi-cercle , comme on peut s’en convaincre en les observant seulement à l’entrée de l’une de nos longues nuits d'hiver , et un peu avant le jour. On les verrait même achever le cercle entier, si la lumière du soleil ,en effaçant la leur, ne les faisait disparaître.

Il s’est peut-être passé beaucoup de siècles avant que les hommes aient pu concevoir ce que devenaient le soleil et les étoiles après qu'ils avaient disparu sous l’horizon, et avant qu’ils reparussent le lendemain par le côté opposé : cependant , il est facile de voir qu’on peut rendre raison de cette circonstance , en supposant que les astres sont placés dans l’espace,

vit INTRODUCTION

au-delà des limites de Ja terre, et achévent au-dessous d'elle, par rapport à l'observateur , le cercle dont il n’aperçoit qu’une partie,

Les étoiles , ainsi que le soleil, paraissent donc tourner dans le même sens, par un mouvement commun qui, dans l’espace de vingt-quatre heures, les ramène sensiblement dans la méne situation, à l'égard de l'horizon ; et l'étoile qui demeure immobile, peut être regardée comme le centre de ce mouvement que les astronomes ont cru longe-temps réel,

6. Pour l'expliquer , ils supposaient le soleil et les étoiles attachés à une voûte solide, qui les emportait avec elle en tournant autour de la terre dans l’espace de vingt-quatre heures. Mais lorsqu'on a reconnu que les astres n'étaient pas tous à la même distance de la terre , que plusieurs s’en éloignaicnt et s’en rapprochaieut successivement à certaines époques, il a fallu réformer la conjecture précédente; et l’on en est venu à conce= voir que le mouvement général des astres n’était qu’une apparence, produite par un mouvement réel que la sphère terrestre exécutait en tournant sur elle-même , en sens contraire , autour d’un diumèétre ou axe, dont le prolongement passait par l’étoile qui semble immobile.

En effet, lorsqu'on est dans un bateau abandonné au cours tranquille d’une rivière , qu'aucune secousse n’avertit qu’on change de lieu , et que, détournant les yeux de ce bateau et de tout ce qu’il contient , on les fixe

sur les objets du rivage, ils paraissent se mouvoir dans le sens opposé à celui où l’on va. Partagcant de même, à chaque instant, avec tous les corps placés sur la terre, les divers mouvemens qu’elle peut exécuter, nous n'avons d'autre moyen de reconnaître notre changement de lieu que par celui que nous remarquons dans les corps célestes , et auxquels nous devons naturellement attribuer un déplacement contraire à celui que nous éprouvons. Cette explication, que sa simplicité suffirait pour rendre très-probable, s'est confirmée de plus en plus par l’analyse exacte des phénomènes, et par l’accord des observations avec ses résultats.

Ce sont les circonstances du mouvement de rotation de la terre qui donnent les premières indications sur la position des lieux.

7. Le point autour duquel parait se faire le mouvement commun des

astres, se nomme le pôle céleste ; l'étoile qi le fait remarquer, et qui en est très-voisine , est l’étuile polaire (1). L’axe de laterre, dirigéà ce point, marque sur la surface de notre globe, qu’il traverse, deux points opposés , qui sont les pôles terrestres. Celui qui répond à l’étoile polaire, se nomme indifféremment pôle septentrional , pôle boréal, pôle nord, pôle arctique ; et l'opposé pôle méridional, pôle austral , pôle sud , pôle antarctique.

Le point de l'horizon qui répond verticalement au-dessous du pôle nord , est le nord du septentrion ; le point opposé ést le sud ou midr.

La ligne idéale qui joint ces deux points, se nomme la méridienne ; si on lui mène une perpendiculaire , qu’on imagine prolongée de part et

(1) Cette étoile se trouve aisément, quand on est parvenu à reconnaître dans le cielun groupe composé de sept autres étoiles remarquables par leur arrangement : la figure 5 incique cet arrangement, qui ne peut manquer de trapper les yeux, lorsqu'on regarue attentivement la partie du ciel ares à celle qu’a parcourre le soleil pendant la journée ; et si l'on prolonge la ligne idéale qui joint les étoiles

marquées par les lettres À et B, elle ira, à quelque distance, rencontrer l'étoile polaire."

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A LA GÉOGRAPHIE. 1x

d'autre jusqu'à l'horizon, elle détermine sur ce cercle deux points opposés, que l’on désigne sous les noms d'est et d'ouest, ou d'arient et d'occident, ou enfin de levant et de couchant.

Les dernières dénominations font entendre que l’un de ces points est du côté où les astres paraissent commencer leur course journalière audessus de l'horizon, on se lever; que l’autre est du côté où ils semblent se plonger au-dessous du même cercle, ou se coucher; et que le mouve= ment diurne apparent des astres est dirigé d'orient en accident.

Il est à propos de se rappeler que les quatre points indiqués ci-dessus sont nommés points cardinaux , et que Eu u’on regarde le midi, on a l'est à gauche, l'ouest à droite, et le nord derrière soi. Si l’on marque sur une surface horizontale deux points dans la direction de l'étoile polaire , ils détermineront une ligne qui différera peu de la méridienne. Je donnerai bicntôt un autre moyen pour la tracer plus exactement.

8. Pour résumer avec quelque précision les remarques précédentes, il est nécessaire de recourir à des figures, et d'observer avant tout que nous na saurions apercevoir le spectacle entier du ciel , dont une moitié se trouve au-dessous de la terre par rapport à nous; il faut donc, pour concevoir les figures où on le représente , se placer en idée hors de la terre, et la considérer comme un globe isolé au milieu d’un espace indéfini dans tous les sens. C’est aussi de cette manière que sont vues les sphères artificielles, au moyen desquelles on exécute des mouvemens analogues à ceux des astres, et on produit des apparences semblables à celles qu’on a observées ; mais les liaisons qu’il faut établir pour le soutien de la machine et l’assemblage de ses parties , sont précisément ce qui la gâte , puisque rien de cela ne se trouve dons le ciel : c’est pourquoi les esprits capables de saisir les conceptions géométriques , trouvent plus de vérité, même dans es figures planes, quoiqu’on soit obligé d’y représenter les objets en perspective : telles sont celles dont je vais donner l'explication.

La figure G répond aux mouvemens apparens indiqués dans le n°5; mais les divers cercles parcourus par les astres sont vus de côté, au lieu de l’être en face, ce qui suppose que l’œil est placé à une très-grande distance de la terre, et un peu au-dessus de l’horizon , du côté de l’est.

Le cercle ME NO représente l’horizon du point À ; les arcs BCD, B'C'D', sont les portions de cercle que paraissent décrire les astres autour .du pôle céleste h. Ceux dont la distance au pôle est moindre que l’arc PN, qui marque l'élévation de ce point au-dessus de l'horizon, parais= sent décrire des cercles entiers, tels que GHIK,; N est le nord de l’horizon , Mle midi, et MN désigne par conséquent la ligne méridienne. Le demi-cercle MZN, dont le plan est supposé perpendiculaire sur celui de l’horizon MENO, et qui passe par les points N et M, et le méridien céleste qui coupe aux points CC, les arcs BCD, B’C’D’, en deux parties égales. UN NC

Le point E est l’orient ou l’est de l'horizon, et le point O est l'occident ou l’ouest; c’est de E vers O que les astres paraissent se mouvoir, et passer au milieu de leur course par quelqu’un des points du cercle MZ N.

9< Je passe maintenant à l'explication de ces apparences, indiquée dans le no 6. La figure 7 représente le globe terrestre isolé ; le point À est sup-

posé le lieu de l’observateur, EMON son horizon , et la droite pp désigne l’axe autour suquel la terreexécute son mouvement de rotation d’occident en orient, Prolongé dans le ciel, cet axe passe par le pôle céleste P..

x INTRODUCTION

Cela posé, d'après la définition qu’on en a donnée dans le ne 2, est évident que l'horizon de l'observateur, tourne avec lui, pendant la ro= tation du globe , et s’avance successivement vers les astres situés dans le sens de son mouvement , qui par conséquent semblent marcher dans le sens opposé pour s'approcher de ce plan.

Le plan MZ N du méridien, élevé sur la ligne méridienne NM, perpendiculairement au plan horizontal ENOM , tourne aussi avec ce dernier, et se dirige successivement vers les mêmes astres, qui se trouvent alorsau milieu de l'espace qu'ils semblent parcourir au-dessus de l'horizon.

Quand le bord occidental de l'horizon est parvenu à un astre , cet astre paraît se coucher , et cesse ensuite d’être visible jusqu’à ce que le mouvement de la terre ait ramené sur lui le bord oriental de l'horizon , parce que, durant cet intervalle, les rayons visuels qui rasent la terre, passent au-dessus de l’astre.

Cette explication répond donc aux apparences , d’une manière aussi exacte que simple , et rend parfaitement raison de l'apparition et de la disparition journalière des astres , circonstances par lesquelles le soleil pro= duit l'alternative du jour et de la nuit.

10. Une remarque importante à faire, c’est que tous les mouvemens dont il est question dans ce qui précède, ne se mesurent que par des an gles, sans aucun égard à la longueur absolue des distances.

En effet, quand un astre F, après avoir paru sur le PAR DERTenS du rayon visuel AF, dans le plan de l'horizon, se trouve sur le prolongement du rayon AF’, dans le plan du méridien, l'observateur n’a remarqué que l’espace angulaire compris entre les deux droites AF et AF, qui parait embrasser dans le ciel un arc de cercle dont le rayon n’est dé“ terminé en aucune manière.

Il suit de cette remarque que l'on peut, lorsqu'il s’agit des astres, substituer au plan tangent ENO 1 ,un plan parallèle mené par le centre de la terre ; car lorsqu'un astre, situé en G, paraîtra dans l’horizon tangent au poiat À , un observateur qui serait placé au centre de la terre, voyant le même astre sur la ligne CG , le trouverait seulement élevé de l'angle GCn , qui est d'autant plus petit que le point G est plus éloigné, ainsi qu'on le voit à l'égard du point G’. Or, la distance des astres est si grande, que cet angle est insensible pour la plupart de ces corps, et trés-petit pour les autres.

Substituant, en conséquence de ce qui vient d’être dit, la figure 8 à la précédente, je prends pour plan horizontal, par rapport aux astres, le plan ENOM , mené par le centre de la terre , parallèlement au plan qui la toucherait en A , ou, ce qui est la même chose, perpendiculairerhent au rayon CA, tiré de ee pointau centre de la terre. Je conçoisle plan MZN du méridien , prolongé indéfinittient autour du centre C de la terre, par lequel il passe nécessairement , puisqu'il est mené par l'axe PP’. Il determine alors sur la surface terrestre, un cercle PAP’ qui passe par les pôles, qu’on nomme le méridien du lieu À, et qui l’est aussi de tous les points situés sur sa circonférence. L’horizon ENOM se nomme l’horizon rationel, pour le distinguer de celui qui est tangent à la surface de la terre, et qui s’appelle korizon sensible.

11. L'observation assidue des astres en a bientôt fait distinguer de deux sortes : les uns, qui conservent entre eux les mêmes distances et le même arrangement, ne semblent affectés que du mouvement apparent

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A LA GÉOGRAPHIE. x1

qui résulte de la rotation de la terre autour de son axe; Îles autres, qui ont un mouvement propre, changent de siuation, soit esitre eux, soit par rapport aux premiers. Ceux-ci se nomment étoiles fixes ou simplement étoiles ; les autres se partagent encore en plusieurs classes, savoir : les planètes assujéties à des mouvemens dont la période est connue, et les comètes qui ne font que des apparitions plus ou moins longues, et qui sont souvent enveloppées d’une lumière pâle et diffuse, présentant quelquefois l'apparence d’une couronne ou chevelure , et se prolongeant aussi quelquefois en forme de queue.

L'observation des étoiles fixes est un des moyens les plus simples pour connaître la position respective des lieux silués sur le même méridien, et confirme pleinement ce qu’on a avancé dans le n° : sur la rondeur de la terre.

La position des lieux sur la terre se détermine par leur latitude et leur longitude.

12. D'après la définition de l’horizon , on aperçoit sans peine qu'il doit changer de position par rapport aux astres, lorsque l'observateur change spontanément de lieu. S'il se transporte par exemple de A en A’, fig. 9, en allant directement du nord au midi, ou en suivant le méridien , le rayon visuel horizontal qui était NM, deviendra N'M’, en sorte qu’un astre E placé sur le prolongement de ce rayon, se trouvera élevé au-dessus du rayon horizontal M'N', au lieu A’, d’un angle ECM’ , précisément égal a celui que forment les rayons CA et CA’ menés au centre de la terre.

En effet, les angles ACM et A’CM étant droits (n° 2), si oh en retrane che l'angle commun MCA' , les restes MCM' et A'CA seront égaux.

C'est ainsi que Possidonius ayant remarqué qu'une étoile tres-brillante, désignée sous le nom de canopus , paraissait à Rhodes dans l'horizon ct se trouvait élevée de la 48 partie du cercle , ou de 7 deg. et demi, à Alexandrie en Egypte, en conclut que Rhodes se trouvait éloignée d'Alexandrie, daus le sens du méridien , de la 48° partie de ce cercle,

Le philosophe grec tira encore de la même observation cette conséres importante que , counaissant la distance de Rhodes et d’Alexan-

rie en mesures itinéraires , et le rapport que l'arc du méridien compris entre ces deux villes avait avec la circonférence entière , il en conclurait la longueur de la circonférence de la terre, exprimée aussi en mesures itinéraires. D’après la durée des navigations et le chemin qu’un vaisseau de ce temps parcourait en un joùr , la distance de Rhodes à Alexandrie était estimée de 5 000 stades : cette-distance, répétée 48 fois, produit 240 000 stades pour la circonférence de la terre.

L’exactitade de ce résultat n’est pas bien constatée , parce qu’on ignore la valeur du stade dont's’est servi Possidonius , et que d’ailleurs il semble ne s'être appuyé que sur des estimations un peu vagues; mais le principe d’où il.est parti est encore celui dont on se sert aujourd’hui pour parvenir aux déterminations les plus exactes.

H s’agit toujours de trouver, par les observations du même astre , dans quel rapport l'arc AA’ du méridien qui passe par les deux points d’observation, est avec la circonférence entière; et on mesure ensuite la distance itinéraire de ces points.

15. Par cette observation, on est en état de rapporter un lieu A’ à un

XII INTRODUCTION

autre lien À ; mais pour déterminer d’une manière absolue la position de ces points, il est nécessaire de prendre un terme fixe de comparaison. Pour cela, on conçoit par le centre de la terre, perpendiculairement

On

mème

où une à son axe de rotation, un plan qui détermine sur sa surface une circon+ JS tant, u férence GEFO, fig. 10, dont tous les points sont à égale distance des M lerait er pôles P et P’, et qu’on nomme équateur. Lorsqu'on est placé sur ce À Si,

. D , has cercle, les deux pôles sont dans l’horizon; mais à mesure qu’on s’en M étaient éloigne pour s'approcher de l’un des pôles, celui-ci s’élève tandis que M étoile a

Ê l'autre s'abaisse. C'est ainsi que lorsqu'on est en A’, fig. 9, le pôle Pcst M nome élevé au-dessus de l’horizon , de la quantité angulaire PCN/ ,etquandon Ÿ Dreux passe en À , cet angle augmente de NON’, et devient PCN. A le meri Le pôle opposé P’, s'abaisse au contraire au-dessous de l’horizon, de A durée ( l'angle MCN' , égal à NON’ , comme opposé par le sommet. M méridis L’angle, qui mesure la hauteur du pôle au-dessus d’un horizon quel- M Paris, eonque, est égal à celui qui mesure la distance angulaire d’un lieu à À Ja mes l’équateur, comptée dans le sens du méridien. A 0: Pour s’en convaincre, il suffit de remarquer que les angles ACN ct #4 pa Le et GCP , fig. 10, étant droits, sion en retranche l’angle commun ACP, 4 1ieu L les restes ACG et NCP seront égaux. On voit aussi par la même figure, mr l'équat que la hauteur MCG à laquelle les points de l’équateur paraissent sur D ne" Vhcrizon , est le complément de l’angle ACG. ï La « Lors donc qu’on parviendra à déterminer dans un lieu quelconque la nomm hauteur du pôle éhdoite de l'horizon, on connaîtra la distance angulaire M lieues de ce lieu à l'équateur, ou le nombre des parties de l’arc du méridien D ‘0 au

intercepté entre ce lieu et l’équateur.

14. Les étoiles circompolaires, qui ne se couchent point dans les

HN compr lieux où l’un des pôles est élévé sur l'horizon, fournissent immédiate |} tude à ment cette détermination. A cercle En effet, puisqu'elles paraissent décrire autour du pôle céleste un B} venu: cercle , elles s’en écartent également dans tous les sens ; et comme elles Le passent deux fois au méridien pendant une révolution diurne de la terre, tude ; savoir : une fois au-dessus du pôle et une fois au-dessous, si l’on mesure }} nome leur angle d’élévation dans chacune de ces positions , et qu'on prenne le mème milieu entre les deux résultats, on aura l'élévation du pôle. A plus 15. La connaissance de la distance d’un lieu de la terre à l’égaateur , résult ne suffit pas pour déterminer la position de ce lieu ; car la même dis- 1 ques! tance convient à tous les points situés sur l’intersection de la sphère et d'un plan parallèle à l'équateur , intersection qui donne un cercle parallèle f Late à l’équateur, mais dont le rayon esi moindre , et que pour cette raison | on no:une un petit cercle. ! FL Tous les points de ce cercle ne peuvent se distinguer que par le mé= | sexe ridien , qui est différent pour chacun d’eux ; et l'observation des mouve- | its iens célestes en dunne encore le moyen. | À étoil En effet, les plans des divers méridiens PAP’, PLP/, PMP’, etc. lt fig. 11, se Coupant tous dans l’axe PP’, et tournant sur cette ligne, ré- } Le pondent successivement à la même étoile ; et entre le passage de deux ra méridiens quelconques par cette étoile , il s'écoule un teips qui est à la a durée de la rotation entière, comme l’angle que font ces méridiens est à , te quatre angles droits: en sorte que si on pouvait mesurer le premier inter= + valle pour le comparer au secund, on eu déduirait l'angle que les deux Fe

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A LA GÉOGRAPHIE

On y parviendrait si l’on pouvait indiquer par un signal, visible en mème temps dans des lieux placés sous les deux méridiens , le moment où une étoile parait sur l’un de ces méridiens ; car ayant marqué cet instant, une Hoiiée bien réglée donnerait la mesure du temps qui s’écoulerait entre ce passage et celui de la même étoile par l’autre méridien.

Si, par exemple, deux observateurs, l’un à Paris et l’autre à Dreux, étaient convenus de déterminer le même jour le passage de la même étoile au méridien de la ville qu’ils Fabitent , et qu'un signal donné au moment où cette étoile passe au méridien de Paris, pût être visible à Dreux , il s’écoulerait environ quatre minutes avant que l'étoile fut dans le méridien de Dreux. Cet intervalle étant à peu près la 360° partie de la durée d’une révolation diurne de la terre, il en résulte que le plan du méridien qui passe par Dreux , fait avec celni du méridien qui passe par Paris, un angle qui est la 560° partie de quatre angles droits , ou dont la mesure est un degré.

16. Connaissant par ce moyen l’angle que le méridien PLP’ passant

ar le lieu L, fait avec le méridien PAP’ passant par un lieu donné A , le Feu L sera entièrement déterminé, si l’on a d’ailleurs sa distance GL à l'équateur EGF, puisqu'il se trouvera à l’intersection du parallèle LAN mené à celte distance, et du demi-cercle PLP’

La distance GEL d’un lieu à l'équateur, comptée sur le méridien , se nomme latitude ; elle est septentrionale ou boréale , ou nord lorsque le lieu est placé entre 2 Ca de ce nom et l'équateur ; elle est méridionale ou australe, ou sud dans l'hémisphère opposé.

L’angle des méridiens PAP’ et PLP”’, mesuré par les arcs EG ou HL, compris sur l’équateur ou sur le parallele, est la différence en longitude des lieux À et EL, et se nomme longitude (lu lieu L, lorsque le demicercle PAP/ est le premier méridien, qu'on fait passer par un lieu convenu arbitraireunent.

Le moyeu indirjué précédemment pour la détermination de la longitude , n’est praticable en général qu'en prenant pour signal un phénonoméne céleste; car pour qu’un signal soit aperçu de deux endroits en même temps, il doit être d'autant plus élevé ( n°2) que ces points sont plus distans. Les phénomènes qu’on emploie à cet usage sont ceux qui résultent du mouvement propre des planètes; je vais donc donner quelques notions de ce mouvement.

XHII

La terre exécute autour du soleil un mouvement qui produit les saisons.

17 Outre le mouvement diurne apparent qu’il partage avec tous les astres, le soleil, dans le cours d’une année , semble s’avancer alternativement vers l’un des pôles et vers l’autre ; si de plus, on le compare aux étoiles , en remarquant une de celles qui se couchent un peu après lui, on reconnaît que l'intervalle entre l’arrivée du soleil à l’horizon et celle de l'étoile diminue; et bientôt on cesse d’apercevoir l’étoile, parce qu’elle entre daus l'horizon avant que le ciel soit assez obscurci pour que sa lumière soit sensible : le soleil s'approche danc chaque jour de l'étoile , et s’avance par conséquent vers l’orient, Un petit nombre de jours apris cette disparition , le lever de l'étoile précédant assez celui du soleil pour qu’elle soit aperçue avant que la lumière de l’aurore puisse l’effacer;, la

.même étoile reparait à lorient ; et l'intervalle qui s’éceule entre son ‘ever

fratrie ester

er

Rene ii, Mn rentes rmmrmsmmarnpeshe 2

INTRODUCTION

et celui du soleil, augmentant chaque jour , prouve que ce dernier astre s’en est éloigné de plus en plus vers l’orient. Enfin, après environ 565 jours, l'étoile et le soleil se retrouvent dans les mêmes positions relatives.

Le soleil paraît donc animé de deux mouvemens, l’un dont le sens est du midi au nord et du nord au midi, et l’autre d'occident en orient.

On explique d’abord très-simplement ces apparences, en donnant au soleil un seul mouvement qui se répète tous les ans, ou annuel, et qui s'exécute dans un plan incliné à l’axe de la terre , puisqu’il penche altermativement vers l’un et l’autre pôles. Mais les circonstances du mouvenent des autres planètes ne se prêtent à aucune explication plausible, lorsqu'on regarde ces corps comme se mouvant autour de la terre ; tandis qu’en les faisant mouvoir autour du soleil, et en attribuant aussi à la terre le mouvement annuel de cet astre, lacombinaison de ces mouvemens absolus donne à chacune des planètes , vues de la terre, un mouvement re- Jatif, parfaitement conforine à toutes les apparences , et susceptible de les représenter avec la plus grande précision. C’est par ce moyen que Copernic rendit au système du monde la simplicité et l'exactitude qu’il avait entièrement perdues sous les efforts multipliés que faisaient , après Ptolémée , les partisans de l’immobilité de la terre , pour expliquer coniment les planètes paraissaient tantôt cesser momentanément de se mouvoir , tantôt changer de direction. .

Il'imagina donc qu’en même temps que la terre tournait sur son axe, d’occident en orient , dans l'intervalle d’un jour (n'6), sa masse , emportée dans l’espace absolu, d’orient en occident, faisait, dans un plan incliné à l’équateur, autour du soleil, une révolutiun entière dans l’intervalle d’une année.

On a tous les jours sous les yeux une foule d'exemples de ces deux mouvemens simultanés dans un même corps.

La toupie dont s'amusent les enfans ést l’un des plus familiers ; tandis su tourne rapidement sur le morceau de fer qui la traverse, et qui

orme son axe, elle décrit encore sur le sol, des courbes très-variées , et qui dépendent de la manière dont elle a été lancée. Une boule qui n’a pas été frappée dans une direction passant par son centre , contracte un mouvement sur elle-même, ou de rotation, outre le mouvement progressif qui résulte de l’impulsion qe a reçue. Ces indications doivent suffire pour faire comprendre les détails que je vais exposer sur les deux mouvemens de la terre.

18. Pour bien concevoir comment le mouvement annuel de la terre produit les phénomènes du déplacement apparent du soleil , il suffit de saisir les conséquences du parallélisme que l’axe de la terre conserve dans toutes les positions qu’elle occupe.

Cet axe; qui est incliné par rapport au plan dans lequel le centre de la terre exécute son mouvement autour du soleil, demeurant toujours parallèle à lui-même, présente alternativement chacune de ses extrémités, ou chacun des pôles, vers le soleil. Cela se voit dans la fig. 12, où les lignes PP’ parallèles entreelles, représentent l’axe dela terre, etS le centre du soleil. Ce parallélisme fait que le pôle P , qui est le plus près du soleil lorsque la terre est en B, devient le plus éloigné quand la terre est en D, parce que dans ja première situation, l’inclinaison de la partie BP de l'axe terrestre est tournée en dedans de la courbe ABCD, tandis qu’au poiat D clle se trouve eu dehors, Il y a deux points intermédiaires À et

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viron 365

A LA GÉOGRAPHIE. xv

C, dans lesquels l'axe PP’ ne penche ni vers le soleil ni du côté opposé, et la ligne CSA qui joint le centre du soleil et celui de la terre dans ces deux positions opposées , est perpendiculaire sur l’axe PP”. Dans tous les autres points de l'orbite ABCD, l’axe terrestre penchera nécessairement vers le soleil ou du côté opposé ; et comme ce sont ces deux positions qui produisent les saisons , je vais les considérer à part.

19. La fig. 13 se rapporte au cas où le pôle P est le plis près du soleil.

| La distance du soleil à la terre étant tres-considérable par rapport au

diamètre de celle-ci, les rayons de cet astre peuvent être regardés comme

1 sensiblement parallèles à la ligne SO qui joint les centres de ces deux 1 corps. On conçoit d’abord que la surface terrestre se partage à chaque ) instant en deux parties, celle qui regarde le soleil étant éclairée, tandis À que celle qui est du côté opposé est obscure. La limite qui sépare ces deux 4 parties est déterminée par le grand cercle ILK”, mené A { ment à la ligne SO; car il est évident que ce cercle em

de la terre présente au soleil, et que les rayons de lumière tels que *T,

rasse la surface

K’, qui en atteignent la circonférence, ne font que raser le globe. On

! l'appelle Le cercle d'illumination.

Cela posé , l’équateur ELF étant un grand cercle, se trouve partagé en deux également par le cercle d’illumination ; chacun de ses points par-

1 court la moitié de la circonférence dans la partie éclairée de la terre, et

jouit par conséquent de la présence du soleil pendant la moitié du temps de la rotation de la terre. De là vient que dans les lieux situés sur ce cercle, les jours sont égaux aux nuits, et qu’on le nomme quelqiefois ligne équinoxiale. Tous les cercles que décrivent les différens points de

! l'arc PE, sont partagés de plus en plus inégalement par le cercle d’illu-

mination, à mesure qu’ils sont plus près du pôle; la plus grande des deux portions se trouve dans la partie éclairée , et la plus petite dans la partie obscure : pour tous ces points, la durée du jour surpasse donc de plus en

Ÿ plus celle de la nuit. Il n’y a même pas de nuit pour loute la région ren-

fermée dans le cercle IK, décrit par le point 1 où passe le rayon solaire

| qui rase la terre le plus près du pôle P, parce que ce cercle est tout entier

dans la partie éclairée. |

Pour l’autre hémisphère EP’F, tout se passe dans un ordre inverse. Au-delà de l'équateur ELF , en.allant vers le pôle P”, les cercles décrits parallélement à l’équateur, coupés de plus en plus inégalement par le cercle d’illumination ILK’, ont leur plus grande portion dans la partie obscure , et leur plus petite dans la partie éclairée. La durée des nuits surpasse donc de plus en plus celle des jours ; et la région renfermée dans le cercle I’K’, décrit par le poiñt K où tombe le rayon du soleil qui rase

| laterre le plus près du pôle P’ se trouvant toute entière dans la partie

obscure , n’a point de jour.

Le rayon SO étant dirigé vers le centre de la terre, tombe perpendiculairement sur sa surface , et le point H en tournant autour de l'axe PP’, décrit un cercle HG dont tous les points vienn:nt successivement passer à plomb sous le soleil. De part et d’autre de ce cercle, les ‘aÿons solaires deviennent de plus en plus obliques, et ils sont horizontaux sur les cer-

| cles IK et I'K’ , puisqu'ils n’y font que raser la terre (n"2).

11 suit de là que le soleil parait sur l'horizon à une hauteur d’autant plus grande , que le lieu de cet horizon est sur un cercle parallèle à l’équatear , plus voisin de GH. |

44 N l'equatd

xvI INTRODUCTION alé) 20. Dans la fig. 14, où la partie OP de l’axe terrestre est He enMétant i sens contraire par rapport au soleil , il faut appliquer à l'hémisphère EP l'ile plus

ce qu’on a vu précédemment pour l'hémisphère EPF et vice vers. C’est} dans ne que les jours surpassent.les nuits, et c’est sur les points duk cercle G'H' de cet hémisphère , que le soleil répond perpendiculairement. À Le contraire a lieu pour l'hémisphère EPF.

sphère sieurs j d'été.

où con

21. Quand la terre est en À ou en C, fig. 12, le rayon solaire SA ouMaslre, € SC ; dirigé vers le centre de la terre, étant perpendiculaire à l’axe PP’ Apres 4

(n°20), celui-ci se trouve dans le plan du cercle d'illumination, quifif plus so partage non seulement l’équateur en deux parties égales, mais tous lesruilre cercles qui lui sont parallèles : en sorte que la partie éclairée en embrasse & D, lier autant que la partie obscure. Dans cette: position, la durée du jour self leil, q trouve égale à celle de la nuit pour tous les points de la surface terrestre. h de l’éq

2°. Pour produire, en petit, l’image des phénomènes que je viens de M EPF; décrire , 1l suffit de placer , sur une table, loin des corps qui pourraient tuition en réfléchir l'éclat, une lumiere assez forte ; et de promener autour del saison cette lumiere , dans un éloignement plus ou moins grand, selon sa viva-W A. Pe

séquen

cité, et à peu près à sa hauteur , une boule de quelques ,pouces de dia- M

mètre , traversée d’un axe passant par son centre. Pourvu qu'on ait l’at-J est en tention d’incliner cet axe par rapport au plancher de la chambre, et de A l'a le maintenir toujours parallele à lui-même, on le fera passer, à l'égard un ord de la Inmière, dans toutes les situations indiquées sur la figure 12 ,b de l'au (n° 26), La circanférence du cercle d’illumination , qui sépare la partie} 24:

éclairée de la partie obscure (n° 21 ), sera très-apparente, et on la verra rent d

travers le solei caractt

embrasser et quitter de nouvelles parties de la surface de la boule, en k s’approchant et en s’éloïgnant des points où cette surface est traverséeh par l’axe , et qui en sont les pôles.

Si l’on présentait la boule au soleil, en dirigeant son axe vers le point cant p qu'occupe dans }c ciel l'étoile polaire , elle se trouverait éclairée comme la À terre l’est ce jour-là, parce que l’axe de l’une et celui de l'autre seraient : Y Le parallèles ; il faudrait donc attendre une année pour le développementh ’ successif des phénomènes; mais on peut les produire sur-le-champ, en “ inclinant alternativement l'axe de la boule vers le soleil et dans le sensB %# (« opposé. HN % le Si, lorsqu'on expose la boule, soit à la lumière, soit au soleil , on la B fait tourner sur son axe, en ke roulant entre les doigts, on produira la Bi On combinaison du mouvement diurne de la terre avec son mouvementh occup annuel (1). À jours 29. Les points À et C, fig. 12 , et les époques auxquelles le centre deM coôti : la terre arrive à ces points, se nomment équinoxes, parce qu’alors les ;écem Jours sont égaux aux nuits(n' 21). M orbite Le temps que la terre emploie a aller du point A au point B, et pen- À: Pa dant lequel te pôle P s'approche de plus en plus du soleil est le prin-M terre. temps astronomique pour Phémisphère EPF, parce que te plan de À terres / * (1) On a imaginé des inachines fort ingénieuses pour. produire avec plus de Q@)

précision ‘les eftets annoncés ci-dessus; mais à quelque degré de pertection qu’on k portât ces machines, l'exactitude de leur résultat ne serait jamais comparable à

celle que donne le calcul : voila pourquoi les astronomes font aujourd’hui peu de cas des plus belles sphères mouvantes , dans lesquelles les causes qui impriment le

nn , ne sauraient non plus avdir aucune analogie avec celle des mouvemens célestes,

A LA GÉOGRAPHIE. XVII

l'équateur s’abaissant de plus en plus par rapport au soleil, cet astre parait s'élever vers le pôle. Parvenu en B, le demi-axe BP de la terre, étant incliné le plus qu’il est possible vers le soleil, cet astre parait alors le plus près du pôle P ; et c’est à ce point que commence l’été de l’hémisphère ÉP. La situation de l’axe PP', changeant trés-peu pendant plusieurs jours , aux environs du point B, on à nommé ce pr solstice d'été. Cette saison dure jusqu’a ce que la terre soit au second équinoxe C, où commence l’automme. Alors le pôle P s'étant éloigné du soleil, cet astre, en paraissant s’abaisser , est revenu dans le an de l’équateur. Après son passage par le point C, le demi-axe CP tournant de pius en plus son inclinaison du côté opposé au soleil , cet astre continue de paraitre s’abaisser au-dessous de l’équateur , jusqu’à ce que la terre soit en D, lieu où l’inclinaison du demi-axe DP est directement opposée au soleil, qui a atteint par conséquent la limite de son abaissement au-dessous de l’équateur. C’ést à ce point que commence l’hiver de l'hémisphère EPF ; et l’axe demeurant aussi Niue jours presque daus la meme situation , on a nommé le point D sofstice d'hiver. La durée de cette saison est marquée jar le temps que la terre emploie à revenir au point À. Pendant cet intervalle, le pâie P se r&pproche du soleil qui par conséquent semble remonter vers l'équateur, où il parvient quand la terre est en À, ct qu’elle a achevé sa ré oluntion annuelle.

À l'égard de l’hémisphere opposé , EP F, fig. 14, les saisons suivent un ordre contraire : le printemps de cet hémisphère répond à l’automne de l’autre , l'été à l'hi.er, l'automne au printemps, et l’hiver à l'été.

24. Dans l’origine de l'astronomie, on rapporta le mouvement apparent du soleil, aux groupes d'étoiles fixes ou constellations qu’il paraît traverser successivement, et qui sont au nombre de douze. L'espace que le soleil parcourt dans, une saison en embrasse trris. Leurs noms, et les caractéres dont on se sert quelquefois pour les représenter , en commençant par celle qui se trouve a l'équinoxe du printemps , sont :

est penchée en nisphère EP F,k ce versä, C’est} ir les points duk diculairement. À

solaire SA ou ire à l’axe PP'A imination , quil mais tous lesh ce en embrasseh rée du jour sel rface terrestre. M que je viens de M qui pourraient à ner autour de selon sa viva-W ouces de dia- à qu'on ait l’athambre, et de sser, à l’égardh la figure 19 ,ù pare Ja partie M et on la verrak la boule, en} est traversée M

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soleil , on la produira la à mouvement

On leur a aussi donné le nom de signes du zodiaque , parce qu’elles occupent dans le ciel cette bande ou zone sur laquelle se trouvent toujours les planètes anciennement connues, qui s’écartent peu de chaque côté ‘le la route apparente du soleil ; mais parmi les planètes découvertes récennuent par NM. Piazzi , Holbers et Harding, il s’en trouve dont les orbites sont placées fort au-delà des limites assignées au zodiaque.

Par l’effet d’un mouvement particulier mais très-lent, de l’axe de Ja terre, les constellations ne répondent plus aux mêmes points de l'orbite terrestre, et comme de plus elles différent les unes des autres en étendue,

PE RE TEUES

sle centre del e qu’alors les hi

tB, et pen- :

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le plan de

e avec plus de erfection qu’on comparable à | ird’hui peu de i inpriment le es mouvemens

(1) Voici deux vers latins qui les rappellent dans l’ordre où elles se présentent :

Sunt Aries, Taurus, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Zibraque, Scorpius, drcitenens, Caper, Amphora , Pisces.

INTRODUCTION

on a transporté le nom de signes aux douze divisions de la circonférence du cercle qui mesure la révolution entière de la terre. Chacune de ces divisions comprend 30 degrés; et l’on distingue maintenant les signes du zodiaque des constellations , cette dernière dénomination étant spécialement affectée aux groupes d'étoiles.

Par ces conventions , l’équinoxe du printemps répond toujours au premier point du signe du belier, le solstice d’été au premier point du cancer, l’équinoxe d'automne au premier point de la balance, et le solstice d’hiver au premier point du capricorne.

25. En paraissant s'approcher alternativement de ré pôle , le soleil passe successivement au zénith de tous les points de la terre compris entre les deux cercles GH et G'H/, fig. 13 et 14, parallèles à l'équateur, et sur lesquels il répond à plomb au solstice d'été ou à celui d'hiver. Ces limites , où le sole À semble s'arrêter dans chaque hémisphére, portent le nom de tropiques ; celui qui répond au solstice d’été est le tropique du cancer , et l’autre le tropique du capricorne.

Les cercles IK et l’K”, qui terminent vors chaque pôle la partie que le soleil éclaire, lorsqu'il est dans l’hémisphere opposé, ont reçu le nom de cercles polaires , et se distinguent par la dénomination du pôle qu'ils envelopgent ; l’un est le cercle polaire arctique, et l'autre le cercle podaire antarctique.

Les cercles polaires et les tropiques partagent la surface terrestre en cinq portions, qu’on nomme zones ; celles qui sont renfermées dans chaque cercle polaire étant privées du soleil une grande partie de l’année, ou n'en recevant jamais les rayons que très-obliquement, sont les zones glaciales.

Les zones comprises dans chaque hémisphère ,entre le cerele polaire et le tropique, n’ont jamais le soleil à plomb, mais recoivent ses rayons moins obliquement que les zoges glaciales , et sont appelées zones tempérées.

Enfin l’espace terminé a les deux tropiques, dont chaque point passe deux fois sous le soleil dans l’année, et qui reçoit les rayons de cet astre dans une direction toujours peu oblique, éprouvant , à cause de ces circonstances, une chaleur considérable , porte le nom de zone torride.

26. Les anciens géographes ont établi une division de la terre en climats , fondée sur la durée du jour comparée à celle de la nuit, au solstice d’été. Le premier ciimat commence à l'équateur , où les jours, égaux aux nuits, sont de 12 heures, et se termine au parallèle à l’équateur , sur lequel le plus long jour est de 12 heures 30 minutes. Le second climat se termine au parallele à l’équateur , sur lequel le plus long jour

est de 13 heures, et ainsi de suite pour chaque demi-heure d'augmentation dans la durée du jour solsticial, jusqu’au cercle polaire où ce jour embrasse les 24 heures ( n° 19 ). Passé ce terme, ia différence des climats se compte par mois, parce que chaque pôle passe tout l'intervalle compris entre deux équinoxes , ou 6 mois, dans la partie de la terre éclairée par le soleil, et 6 mois dans la partie obscure j et que les points intermédiaires y séjournent plus ou moins long-temps , suivant l'éloignement où ils sont du pôle. Le premier climat de mois se termine donc au parallèle à l'équateur , placé au-dela du cercle polaire , et dont tous les points sont exposés au soleil pendant un mois ; et ainsi de suite jusqu’au pôle , où le jour dure 6 mois de l’année et la nuit les 6 autres mois.

27. La diverse distribution des saisons, dans les hémisphères différens par rapport à l'équateur, a fait donner aux habitans de la terre des déno«

| quemen à estinclis

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Ils o parce q culaire vement monter

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En e dans l’u au méri du solei aire do termine l’horizo:

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L’ang de l’axe OS; ete

Il fau polaire | quent éf ne polaire.

EG, et