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A LA GÉOGRAPHIE. X1X

minations qui ne sont plus guéres en usage, et dont nous ne parlerons point ici. Nous nous bornerons à remarquer que les auteurs un peu anciens , en s’attachant ainsi à considérer les phénomènes locaux , ont établi trois situations de la sphére, c’est-à-dire, de l’ensemble des divers cercles dont j'ai parlé précédemment , et auxquels on rapporte la position des astres.

Ils ont dit que les habitans de l’équateur avaient la sphére droite, parce que le plan de ce cercle, passant alors par le zénith, est perpendiculaire à l'horizon , et qu’en conséquence les astres, qui dans leur ruouvement diurne paraissent décrire des paralleles à l'équateur , semblent monter et descendre à plomb par rapport à l’horizon.

Depuis l’équateur jusqu'aux pôles, ce cercle coupant l’horizon obliquement, on a la sphère oblique , parce que la route diurne des astres est inclinée à l'horizon. Enfin, à l’un et à l’autre pôle, l'horizon est l'équateur même (n° 10), et lés astres paraissent se mouvoir parallèlement à ce cercle ; on a par cette raison, dans ces points, la sphére paralléle.

28. L’étendue des zones et des climats est déterminée par l’inclinaison de l’axe de la terre sur le plan de son orbite; et cette inclinaison se découvre en observant dans un même lieu la plus grande et la plus petite des hauteurs du soleil, lorsqu'il passe au méridien , au solstice d’été et au solstice d'hiver.

En effet, puisqu'il s’écarte également des deux côtés de l'équateur dans l’une et l’autre circonstance, les points de l’équateur doivent passer au méridien à une hauteur moyenne, entre les deux hauteurs extrémes du soleil ; et la différence de Ales est le double de la quantité angulaire dont le soleil s’élève et s’abaisse par rapport à l’équateur : on déterminera donc à la fois cette quantité et la position de l'équateur sur l'horizon, qui fera connaitre la latitude du lieu des observations.

L’inclinaison de l'orbite terrestre, par rapport au plan de l'équateur, ou l’angle FOH, fig. 13, est maintenant d’environ 23° 28/.

L’angle FOH à pour complément l’angle POH qui mesure l’inclinaison de l'axe de la terre OP , sur le plan de son orbite représenté par la ligne OS; eten étant 25 28’ de go, on trouve 66° 32’.

Il faut remarquer aussi que l’arc IP, qui mesure la distance du cercle polaire IK au pôle P , étant le complément de l’arc PH, et par conséquent égal à FH, est de 23° 28’. Le complément, 66° 32°, de cet arc, pie la valeur de l’arc IE ou de la latitude de tous les points du cercle polaire. Quant à celle des tropiques GH et G’H', elle est égale à l'arc EG , et par conséquent de 23° 28’.

29. C’est sur le mouvement apparent du soleil qu’on a d’abord réglé le temps. La durée du jour astronomique est marquée par l’intervalle qui s'écoule entre deux passages consécutifs du soleil par le méridien du même lieu. On la divise en 24 heures, et l’#nnée tropique est l'intervalle qui s'écoule entre le passage du soleil à l’un des équinoxes, et son retour au même point ; elle comprend 365 jours 5 heures 48 51”.

La position des équinoxes, sur le plan de l'orbite terrestre, dépendant de la situation de l’axe terrestre , change par rapport aux étoiles , en vertu d’un petit mouvement particulier de cet axe, en sorte que les points équinoxiaux rétrogradent d’environ 50’ par an, par rapport aux étoiles, qui res cn conséquence s’avancer de cette quantité dans le sens de

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xx INTRODUCTION

nuelle de la terre, lorsqu'on la compare aux étoiles. Elle se nomme alors année sydérale, et dure 565 jours 6 heures 9’ 12”.

La terre n’empluie pas tout à fait 24 heures dans sa rotation, parce que dans cet espace de temps, elle parcourt, en outre, pour ramener le iuéme Méitien au soleil, un espace angulaire égal à celui que son mouvement annuel, qui est en sens contraire de son mouvement diurne, lui a fait décrire autour du soleil ; en sorte que l’intervalle entre deux passages d’une étoile fixe au même méridien, qui mesure la véritable durée de la rotation terrestre, n’est que de 23 heures 50’ 4/’. Par cette diffé rence , les étoiles paraissent gagner chaque jour sur le soleil environ 4‘ de-temps dans leur passage au méridien,

La durée de la rotation de la terre est uniforme dans tous les temps ; mais il n’en est pas ainsi de celle du jour , qui se compose, comme on vient de le dire , du temps de la rotation de la terre, et de celui qu’elle emploie à décrire autour de son axe l'angle qui compense la quantité aout elle a tourné autour du soleil, par l'effet de son mouvement annul, Cette dernière durée varie par deux causes : d’abord parce que le mouvement annuel de la terre , ne s’effectuant pas dans un cercle, mais dans une ellipse dont le soleil occupe le foyer , n’est pas uniforme; c’està-dire que la position du centre de la terre change chaque jour par des angles tantôt plus grands, tantôt moindres : ensuite ces angles étant situés dans le plan de l'orbite parcourue par la terre, se présentent plus ou moins obliqueruent au plan de son équateur, dans le sens duquel se fait sa sotalion ; ils seraient douc égaux quil ne répondraient pas toujours à des angles égaux, sur çe dernier plan. Le concours de ces causes fait que la durée des jours, comparée à celle de la rotation de la terre, est tantôt moindre et tantôt plus grande que 24 heures ; et la série des différences forme ce qu’on appelle l'équation du temyrs, qu’il faut dans certaines saisons Le et dans d’autres soustraire à l’heure indiquée par les horloges réglées sur le solcil, ou marquant le temps vrai, pour en conclure le temps moyen auquel se rapportent les tables astronomiques, co donnent maintenant avec une tres-grande précision les mouvemens des astres, et sur-tout ceux du soleil et de la lune.

La lune exécute autour de la terre un mouvement d'où résultent ses phases et les éclipses.

30. Ce dernier astre est regardé comme le satellite de la terre, parce u’en tournant autour d’elle, il l'accompagne dans sa révolution autour d soleil. La lune emploie 27 jours 7 heures 43’ 12° à accomplir, d’occident en orient, sa révolution autour de la terre par rapport aux points équinoxiaux ; mais quand on la compare au soleil, qui pendant ce temps paraît s’avancer dans le même sens, elle emploie 29 jours 1 heures 44 3/ a parcourir la circonférence entière du ciel, plus le chemin fait par le obéit. Telle est la revolution synodique , ou le mois lunaire, qui commence au moment où la lune se trouve directement entre le soleil et la terre, ce qu’on nomme er conjonction. Cet aspect est représenté -dans la figure 18 où S désigne le soleil , T la terre, ct L la lune. . Pendant cette révolution , la lune prend, par rapport au soleil, toutes les situations possibles, desquelles résultent les divers aspects ou phases. En effet, la lune étant un corps opaque, comme toutes les planètes, no

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A LA GÉOGRAPHIE

peut être aperçue qu’autant qu’elle renvoie sur la terre les rayons lumineux qu’elle reçoit du soleil; et il faut, pour cela , qu’elle tourne vers nous au moins une partie de celui de ses hémisphières qui, se trouvant directement opposé au soleil, est le seul éclairé. La lune ne devient donc visible pour nous que lorsqu’après avoir passé le point L, elle ce -nence à tourner vers la terre une portion ou segment de son disque écla. #, qui s'agrandit à mesure qu’elle s'éloigne du soleil, pour passer du côté opposé, en L/. La terre se trouvant alors entre ces deux astres , on voit en entier l'hémispliére éclairé de la lune , qui, dans cet état, parait pleine ct en opposition avec le solçil.

La conjonction et l'opposition de la lune par ai au soleil, ou la pleine lune, sont les s93i4ies. Quand la june est éloignée du soleil d’un quart de circonférence, comme en Let L/”, elle est en at da on n’aperçoit que la moitié de son hémisphére éclairé. C’est le premier ou le dernier quartier, selon que son bord arrondi est tourné à l'occident ou à l'orient.

51. Gette explication des phases de la lune semble d’abord sujette à une difficulté qui conduit.à la eause des éclipses. On est tenté de croire que la lune devrail toujours, lorsqu'elle est en conjonction avec le sqleil, nous cacher en tout, ou au moins en partie, le disque de cet astre, et lorsqu'elle est en opposition, se trouver dans l’ombre que la terre porte derriere elle, et cessant d’être éclairée par le soleil, devenir invisible, 11 y aurait, dans le premier cas, éclipse de soleil, et dans le second, éclipse de lune.

Ces phénomenes arrivent en effet souvent dans les circonstances que je viens de décrire, et mème plusieurs fois dans une année ; mais ils n’ont pas lieu à toutes les nouvelles et pleines lunes , parce que l'orbite décrite par la lune autour de la terre, n'étant pas dans le même plan que celle de la terre autour du soleil, il arrive le plus fréquemment que, dans la conjonction, la lune se trouve un peu au-dessous ou au-dessus du soleil , et un peu au-dessus ou au-dessous de l’ombre de la terre dans l'opposition. Cependant l'orbite de la lune rencontrant le plan de l'orbite de la terre en deux points qu’on nomme rœuds, sa conjonction et son opposition , qui peuvent arriver dans tous les: points de son orbite, ont lieu quelquefois dans le voisinage des nœuds, et il y a alors éclipse du soleil ou de la lune. C’est cette circonstance qui fait donner à l'orbite de la terre le nom d’écliptique , puisque c’est aux bons de ce plan que les éclipses ont lieu.

Pour faire mieux comprendre cette particularité, j'ai joint à la fg. 15 ; qui représente en plan géométral les orbites de la terre et de la lune la fig. 16, qui montre la coupe ou le profil , suivant la ligne S1', Cette” ligne ST désigne le plan de lécliptique , et LL’ celui de l'orbite lunaire. Il est évident , à l’inspection de cette figure , qu’il ne peut y avoir éclipse de lune lorsque cet astre est placé au-dessus ou au-dessous de l'espace DOC, où s'étend l’ombre que la terre jette derrière elle. Cet espace est conique, puisqu'il est enveloppé par les rayons de luruière tangens a la fois a da surface du soleil et à celle de la terre, qui toutes deux sont sphériques.

Les éclipses de lune , lorsqu’elles ont lieu, sont ou totales ou partielles, selon que cet astre se plonge entréremenht dans le cône d’ombre ou qu’il en atteint seulement, soit la partie inférieure , soit la partie supérieure ;

1° PARTIL. b

XXII INTRODUCTION

et cela dépend non seulement de sa proximité de la ligne ST, mais encore de sa distance à la terre, qui varie dans les différens points de son orbite, On conçoit en effet qu’elle peut traverser ce cône, tantôt plus près, tantôt plus loin de son sommet, vers lequel sa largeur va en diminuant. La longueur du cône DOC varie aussi, parce que la distance de la terre au soleil ne demeure pas toujours la même ; mais dans tous les cas ce cône s'étend au-delà de la plus pue distance à laquelle la lune puisse se trouver de la terre : aussi il y a toujours éclipse quand la lune est suflisamment près de ses nœuds, dans le temps de l'opposition.

52. L'observation des éclipses de lune est le moyen le plus simple pour déterminer la longitude d’un lieu de la terre. On a déjà vu dans le n° 15 que cette détermination revient: à celle de l'heure que l’on compte au même instant, en deux points différens; et on y parvient par l’observation d’un phénomène instantané qui puisse être aperçu dans ces deux points.

Les éclipses de lune remplissent parfaitement ce but ; car un point donné du disque lunaire se plonge dans l'ombre de la terre, au même instaat, pour tous les lieux où cet astre est visible ; et les taches dont son disque est parsemé donnent le moyen de faire plusieurs observations dans ia même éclipse, en marquant avec soin le temps de la disparition de: chaque tache, à son entrée dans l’ombre ou immersion , et celui de s2 sortie de l’ombre ou émersion.: Si les mêmes observalions ont été faites dans un lieu dont la position soit connue, la différence entre les temps déterminés dans chaque lieu par la même circonstance, donne la différence des longitudes. Si tous les résultats obtenus ne se rapportent pas exactement, on prend un milieu,

Il n’est pas toujours nécessaire d’avoir des observations correspondantes à celles qu’on a faites dans le lieu dont on veut connaitre la longitude. Si ce point est fort éloigné, et n’a pas erfcure été fixé avec une grande précision, les calculs faits dans les bons almanachs , tels que la Connaissance des temps des Français, ou le Nautical almanach des Anglais, sont assez exacts pour tenir lieu des observations dont ou est privé.

Ce qu’on vient delire doit faire comprendre que si, parmi les planètes, qui décrivent toutes , comme la terre , une orbite autour du soleil, il y en a qui soient environgées de satellites, ces corps se trouvant dans des circonslances semblallés à celles qui produisent les éclipses de lune, se plongeront dans l’ombre de leur planète; et si l’on peut observer leur disparition et leur apparition dans plusieurs lieux à la fois, on en fera

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C’est aussi le parti important qu’on tire pour la géographie, de l’observation des éclipses des quatre satellites qui accompagnent Jupiter, planète remarquable par sa grandeur et par l’éclat de la lumière qu’elle nous réfléchit. 1] y a encore deux autres planètes , Saturne et Herschell , auxquelles on a reconnu des satellites ; mais leur petitesse et Leur éloigneinent ne les rendant perceptibles que pour les plus fraudes lunettes ou les plus forts télescopes, l’observation de leurs éclipses est à peu près impraticable.

L’utilité deséclipses des satellites de Jupiter a engagé les astronomes, non seulement à observer assiduement toutes celles ao peuvent apercevoir,

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