CHAPITRE PREMIER

DE LA TERRE g (i).

De la forme de la Terre .

Lorsqu’on se trouve placé au milieu d’une vaste plaine ou sur le sommet d’une montagne élevée , on n’aperçoit autour de soi qu’un plan immense dont on ne peut déterminer l’étendue. Telle a été Fobservation des premiers hommes qui , séduits par les apparences , ont dû en conclure que la Terre n’offrait qu’une surface plane.

Mais bientôt , en se transportant d’un pays dans un autre, ils auront observé que lorsqu’on perd la Terre de vue sur le pont d’un navire , on l’aperçoit encore du haut des mâts ; ils auront remarqué que des astres , visibles dans les lieux

(1) La Terre ou Cybèle , est représentée par ce signe.

qu’ils venaient de quitter, ne l’étaient plus dans ceux où ils se trouvaient, tandis qu’ils en distinguaient de nouveaux qu’ils ne connaissaient point encore. On ne fut donc pas long-temps à s’apercevoir qu’on s’était trompé en considérant la Terre comme offrant partout une surface plane. Aussi Fliistoire nous apprend que les peuples de la plus haute antiquité soupçonnaient déjà que la Terre avait la figure d’un globe isolé de toutes parts dans l’espace , et environné par le CieL

Depuis que l’on connaît la cause des éclipses de Lune, depuis qu’on sait qu’elles sont produites par l’ombre de la Terre , qui se dessine circulairement sur le disque de cet astre , on a une nou~ velle preuve de la rondeur de la Terre, et de son isolement dans l’espace ; enfin on a eu une autre confirmation de la dernière hypothèse dans le voyage que Magellan fit, pour la première fois, autour du globe, en i5ig.

On se tromperait cependant en considérant la Terre comme un corps parfaitement sphérique ; car , indépendamment des montagnes, qui , à la vérité, n’offrent que de légères aspérités à sa surface en raison de sa grandeur , on a reconnu depuis qu’elle était faiblement aplatie vers les pôles , comme nous en aurons les preuves dans le troisième livre , en parlant de l’attraction. On a aussi reconnu que sa densité moyenne était àpeu-près quatre fois et demie celle de l’eau.

Quant à sa structure intérieure , on n’a pu obtenir encore que des résultats fort douteux. Il est remarquable que la température s’élève à mesure qu’on pénètre dans son intérieur, d’environ i° pour trente ou quarante mètres, tandis qu’elle s’abaisse, au contraire, en s’élevant sur les montagnes. M. Fourier a publié , sur les températures terrestres, des recherches d’un haut intérêt, qui forment un des plus beaux inonumens élevés à la science.

De la sphère terrestre .

L’astronome a l’habitude de rapporter toutes ses observations au centre de la Terre ; et l’on conçoit en effet qu’il peut le faire sans erreur sensible , quand il s’agit des étoiles qui sont à des distances prodigieuses par rapport à nous. Quant aux planètes qui sont plus rapprochées, il faut avoir égard à une correction que nous indiquerons en parlant des parallaxes.

Nous supposerons donc que le centre de notre Terre se trouve au centre de la voûte étoilée qui nous entoure , et que conséquemment Taxe du monde passe par ce même centre. De cette manière , en dirigeant un rayon visuel du centre de la Terre vers le pôle nord , par exemple , cç rayon, prolongé de l’autre part, irait rencontrer le pôle sud. Il n’est pas même nécessaire que le

rayon soit mené du centre de la Terre , car tout autre mené , de sa surface , lui serait parallèle ; à-peu-près comme deux droites menées du centre et de la surface d’un grain de poussière à un point distant de plusieurs lieues, auraient des directions sensiblement parallèles dans l’espace.

D’après ce qui précède , l’axe du monde perce la surface de notre globe en deux points, qui sont les pôles'de la Terre . L’équateur céleste qui lui est perpendiculaire , partage aussi notre globe en deux hémisphères , par un grand cercle, nommé, Y équateur terrestre. Tous les points de ce cercle sont éloignés de go° des deux pôles. Ainsi la Terre et la voûte étoilée , comme deux sphères concentriques , dont l’une est infinie par rapport à l’autre , ont même centre , même axe, et même plan pour équateur commun.

Tous les petits cercles du globe parallèles à l’équateur sont nommés , par les géographes , parallèles, comme en astronomie. On dit en général grand ou petit cercle , ^elon que le plan passe ou non par le centre de la Terre. Les méridiens terrestres sont de grands cercles perpendiculaires à l’équateur, et se coupent, comme les méridiens célestes, le long de l’axe de la Terre.

On détermine la position d’un lieu de la Terre par sa latitude ou sa distance à l’équateur, et par sa longitude ou sa distance à un méridien fixe , qu'on nomme premier méridien. On voit que c’est Astr. 4

absolument la même méthode qui nous a servi a déterminer la position d’une étoile dans le Ciel. Il faut cependant bien observer qu’en rapportant un astre à l’équateur céleste , on dit déclinaison et ascension droite ; les mots longitude et latitude , en astronomie , désignent les élémens qui servent à rapporter un point du Ciel à l’écliptique , comme nous en avons déjà fait l’obseryatîon.

On fait ordinairement passer le premier méridien par Y île de Fer, sur les côtes de l’Afrique ; et comme &a position n’est pas parfaitement déterminée , et que le méridien qui passe par l’observatoire de Paris forme avec lui un angle d’environ vingt degrés , on compte vingt degrés exactement à partir de ce dernier. Quelques peuples font passer le premier méridien par leur capitale ; il vaudrait peut-être mieux adopter un principe uniforme, comme le propose M. de Laplace , et s’accorder à compter les longitudes à partir d’un même méridien donné par la nature elle-même, pour le retrouver sûrement dans tous les temps.

Pour estimer la distance d’un lieu de la Terre à un autre , on est convenu d’employer pour unité de mesure une partie de l’arc d’un de ses grands cercles. On a partagé , par exemple , l’équateur en 36o degrés, et chaque degré en un certain nombre de parties égales , qu’on a nom

inées lieues . Les lieues marines sont de 20 au degré ; et les lieues géographiques de France de 2 5 au degré. D’après les nouvelles mesures, l’équateur a été partagé en 4 00 degrés 1 chaque degré en 10 myriamètres, et chaque myriamètre en 10,000 mètres. Il faudra donc, pour réduire les myriamètres en lieues géographiques , les multiplier par \ ; et réciproquement , pour réduire les lieues en myriamètres , il faut les multiplier par |.

Voici un tableau qui pourra donner une idée de la grandeur d’un degré , d’une minute , d’une seconde ou d’une tierce d’un grand cercle de la sphère :

D’après l’anc. dlv . Nouv. div .

1 degré vaut. . . . 111,111 mètres. . . 100,000 mètres.

1 minute 1,852 1,000

1 seconde 01 10

1 tierce. o,5 ...... 0,1

D’après ce qui précède , celui qui voudrait faire le tour du globe , sans quitter un grand cercle , devrait parcourir 9,000 lieues géographiques , ou 4ooo myriamètres. En partant de la connaissance d’une circonférence de grand cercle de notre Terre , on trouve que le rayon vaut environ 636 myriamètres, ou 1462,7 lieues, terme moyen. L’excès du plus grand rayon sous l’équateur n’est que de quatre lieues et demie

sur le plus petit mené vers le pôle , lequel vaut i4-3o lieues.

Le plan tangent en un point de notre globe se nomme horizon sensible , pour le distinguer de Y horizon rationel qui lui est parallèle , et qui passe par le centre de la Terre. On peut prendre l’un de ces plans pour l’autre , quand il s’agit de la distance des étoiles , par les raisons qui ont été exposées précédemment ; mais il n’en est pas de même quand on considère des corps planétaires qui sont k des distances très - appréciables. On ne peut pas alors regarder comme nul le rayon de la Terre qui forme la distance de ces deux plans. Il existe autant d’horizons différens que de points sur la surface de la Terre ; cependant , k moins de faire des opérations qui exigent une extrême précision , nous avons l’habitude de regarder comme appartenant à un même horizon tous les points que présente la surface des eaux d’un lac.

L’horizon sensible et Fhorizpn rationel d’un lieu ont la même verticale , le même zénith et le même nadir . La verticale perce la surface de la Terre en deux points , dont Fun est antipode par rapport à l’autre. Ainsi le pôle nord de la Terre est antipode par rapport au pôle sud. Toutes les verticales passent évidemment par le centre de la terre considérée comme une sphère. On avait d’abord de la peine à concevoir l’existence d’horm

mes qui sont antipodes par rapport à nous , et dont les pieds sont opposés aux nôtres ; cela tient surtout à l’idée qu’on se ferait d’avoir les pieds en bas et la tête en haut Mais si l’on admet qu’on a les pieds en bas , quand ils sont tournés vers le centre de la Terre , et la tête en haut , quand elle est dirigée vers le Ciel , on concevra que les antipodes ne sont pas dans une position plus extraordinaire que nous.

La spbère étoilée présente différentes apparences , selon les lieux de la Terre où l’on se trouve. Si l’on était , par exemple , au pôle, on aurait pour horizon sensible un plan perpendiculaire à l’axe de la Terre , ou parallèle à l’équateur ; on ne verrait jamais que les mêmes étoiles , et toutes décriraient des circonférences parallèles à l’horizon. L’étoile polaire serait toujours trèsrapprochée du zénith , et les étoiles voisines de l’équateur borderaient toujours l’horizon ; un pareil spectacle n’offrirait aucune variété , et l’on ne connaîtrait jamais les étoiles de l’autre hémisphère. Dans cette position , on dit que la sphère est parallèle .

Tous leshabitans de l’équateur, au contraire , aperçoivent successivement toutes les étoiles des deux hémisphères pendant douze heures , c’està-dire , pendant la moitié de leur révolution. Ils voient les étoiles décrire des demi-circonférences perpendiculaires à l’horizon , et dirigées de l’o-

rient vers l’occident. Les deux pôles, vers le nord et vers le sud , sont constamment sur le plan de l’horizon. Dans cette position , la sphère prend le nom de sphère droite .

Enfin , dans les lieux situés entre le pôle et l’équateur, on voit en vingt-quatre heures une partie plus ou moins grande des étoiles qui brillent au Ciel , et l’on observe que ces astres décrivent des arcs qui ne sont ni parallèles ni perpendiculaires à l’horizon , mais bien obliques ; ce qui a fait dire alors que la sphère est oblique ..

Détermination des longitudes et des latitudes sur terre et sur mer .

Nous avons vu de quelle importance était pour la géographie la détermination exacte des longitudes et latitudes des différens points remarquables de la surface de la Terre. Cette détermination devient surtout utile au navigateur qui n’a point d’autres renseignemens pour se diriger à travers l’immensité des mers. Nous allons donc nous occuper de la recherche de ces deux élémens de position.

Commençons par déterminer la latitude d’un lieu. Supposons que ezp soit un méridien terrestre ; un observateur, placé eno, au centre de la Terre , qui verrait un voyageur se diriger depuis

l’équateur e jusqu’au pôle p , en suivant toujours le même méridien , le verrait à toutes les latitudes , depuis o jusqu’à go°. Si le voyageur s’arrêtait au point z , sa latitude serait ez , ou /bien l’angle eoz compris entre l’équateur et la verticale ; mais cet angle est aussi égal à poh, la hauteur du pôle , comme nous l’avons déjà vu ; car ils sont l’un et l’autre le complément de l’angle zop. Il suffira donc , pour connaître la latitude d’un lieu , de prendre la hauteur du pôle sur l’horizon rationel de ce lieu , puisque l’une de ces valeurs est égale à l’autre. Mais le pôle étant à une distance infinie , nous pouvons indifféremment , par ce qui précède , prendre sa hauteur par rapport à l’horizon , soit sensible , soit rationel. Le voyageur , arrivé en z , peut donc prendre sa latitude comme l’aurait fait f observateur placé au centre de la Terre. Ainsi nous pourrons désormais partir de ce principe général , que la latitude d’un lieu est égale à la hauteur du pôle . Il résulte de là que , pour tous les points de l’équateur qui ont le pôle dans le plan de l’horizon , la latitude est nulle , et qu’on voit le pôle s’élever à mesure que la latitude augmente.

En mer, au lieu de prendre la hauteur du pôle, on prend la hauteur du Soleil au moment où cet astre passe au méridien. Comme d’ailleurs on a des tables qui donnent pour chaque jour, à midi, là distance du Soleil au pôle ou à l’équateur , par

une simple addition ou soustraction, on parvient alors à déterminer la hauteur du pôle , ou la latitude du lieu où l’on se trouve. Par exemple , si le jour où l’on veut prendre la latitude d’un lieu, la déclinaison boréale du Soleil est de io°, et conséquemment sa distance au pôle de 8o° , il faudra opérer de la manière suivante. On observer a la hauteur du Soleil, qu’on trouvera, par exemple , de 6o°, et on l’ajoutera à la distance du Soleil au pôle que donnent les tables. La somme i5o° sera la distance du pôle à l’une des extrémités de l’horizon, et i8o° — i5o°, ou 3o°, sera la distance au point diamétralement opposé , ou la hauteur du pôle , et conséquemment la latitude du lieu. Il faut faire attention que le pôle partage toujours en deux parties le vertical qui sert de méridien au lieu où l’on observe , et que la plus petite de ces parties est la hauteur du pôle.

La hauteur du Soleil se mesure ordinairement au moyen du sextant, instrument commode , qui permet d’observer indépendamment des oscillations du vaisseau. Il faut faire attention que Ton doit corriger cette hauteur de tout le demidiamètre du Soleil , parce qu’au lieu de prendre la distance du centre de cet astre à l’horizon , on prend la distance de son bord supérieur ou inférieur. Enfin il existe encore d’autres corrections moins importantes , à la vérité , mais dont il faut cependant tenir compte.

En observant en mer la hauteur d’un astre, on mène deux rayons visuels, l’un à l’astre et l’autre à la ligne extrême qui sépare le Giel et la Mer. On suppose alors que ce dernier rayon est horizontal : supposition qui n’est pas exacte , puisque, sur le vaisseau, on se trouve toujours à une certaine hauteur au-dessus de l’horizon. La hauteur de l’astre observée est donc trop grande de Fangle compris entre la véritable ligne horisontale et le rayon visuel mené vers la ligne qui sépare le Ciel de la Mer. Ce dernier angle se nomme angle de dépression. Il existe des tables qui donnent sa valeur pour les différentes élévations de l’observateur au-dessus de la mer.

La détermination de la longitude ne présenterait aucune difficulté, si l’on avait d’exceîlens chronomètres ou machines qui servent pour la mesure du temps. Supposons, en effet, qu’une montre soit construite avec assez de soins pour qu’elle ne se dérange pas durant le cours d’une année , et qu’elle marque midi chaque fois que le point équinoxial revient au méridien ; si l’on se mettait en voyage avec un pareil instrument, et si l’on se dirigeait toujours le long du même méridien , chaque jour la montre marquerait midi , lorsque le point équinoxial serait à son passage supérieur. Mais il n’en serait point de même , si l’on quittait le méridien primitif pour passer dans un autre plus à l’orient ou plus à l’occident ; on

verrait arriver le point équinoxial à son passage supérieur plutôt ou plus tard. Par exemple, en se transportant à i5° de longitude vers l’occident de Paris, la montre marquera encore midi, lorsque le point équinoxial passera au méridien de Paris ; mais alors ce point ne passera pas encore au méridien du lieu où l’on se trouve ; il n’y arrivera qu’une heure après, et la montre avancera d’une heure sur le temps du lieu. La montre , au contraire, retarderait d’une heure, si l’on s’était transporté à 1 5° de longitude vers l’orient. Il faut se rappeler que les astres décrivent, d’un mouvement apparent , dans le ciel , une circonférence entière en vingt-quatre heures , ce qui fait 1 5° par heure comme on peut le voir par la table donnée à la page 3. Ainsi sachant de combien de degrés on se transporte vers l’occident ou vers l’orient de Paris , on trouve de combien la montre doit avancer ou retarder sur le temps du lieu où l’on arrive. Réciproquement, si l’on connaît le retard ou l’avance d’une montre , on peut en déduire aussi la longitude du lieu où l’on est : ainsi , par cela seul que la montre marquerait une heure à l’instant du passage de l’équinoxe, on pourrait en conclure que l’on est à i5° de longitude à l’occident de Paris. Si la montre marquait] 2 h. 5’, il faudrait compter 3i° i5’ de longitude à l’occident du lieu où l’on a réglé sa montre. Ce moyen de déterminer les longitudes est précieux , sur-

tout pour les marins ; aussi a-t-on cherché par tous les moyens possibles à perfectionner les montres marines.

Mais il en est ici comme pour la latitude ; au lieu de se régler sur la marche des étoiles , les marins préfèrent observer le Soleil, et employé!' des tables qui donnent chaque jour la distance de cet astre au point équinoxal. Connaissant donc Thèure à laquelle le Soleil passe au méridien , ils calculent sans peine l’instant du passage de l’équinoxe, et suppléent ainsi à une observation par une autre beaucoup plus facile.

Souvent il arrive qu’à l’heure de midi, le Soleil se trouve caché par des nuages : comme alors on se trouverait dans l’impossibilité de prendre la hauteur du Soleil, on a recours à la méthode des hauteurs correspondantes. Elle consiste à prendre la hauteur du Soleil des deux côtés du méridien, lorsque cet astre est également élevé , ce qui a lieu à des époques également éloignées de midi ; par exemple , à onze et à une heure , ou bien à dix et à deux heures. Si Ton a observé le Soleil à des hauteurs égales à onze et à deux heures , on en conclura que l’astre a passé au méridien à midi et demi.

Sur Terre , on a encore d’autres moyens de déterminer la longitude : on emploie l’observation d’un phénomène qui doit être visible en même temps sur plusieurs points éloignés, tel

qu’une éclipse , par exemple ; alors la comparaison des temps indiqués par les pendules dans les différentes stations, donne la différence des temps ou des méridiens entre ces stations. Malheureusement, sur mer, les oscillations du vaisseau s’opposent à l’emploi des instrumens qui sont nécessaires pour de pareilles observations ; et le navigateur n’y peut recourir avec succès que dans ses relâches.

De la rotation de la Terre .

Jusqu’ici nous avons regardé la sphère céleste comme étant dans un mouvement continuef de révolution autour de notre Terre ; mais est-ce bien véritablément l’hypothèse qu’il faut admettre , et la Terre elle-même n’aurait-elle pas un mouvement de rotation sur son axe , pendant que les étoiles sont en repos? Nous sommes à-peu-près dans la même position où se trouverait une personne qui , assise dans un fauteuil , croirait voir sa chambre tourner autour d’elle. Avant de conclure que ce mouvement a effectivement lieu , ne serait-il pas plus naturel de supposer que son fauteuil tourne à son insu? Examinons la question de plus près , et voyons laquelle des deux hypothèses sur le mouvement diurne paraît la plus simple et la plus conforme à l’économie de la nature.

En admettant la révolution de la voûte ce-

leste , il faut admettre que les étoiles , situées à des distances presque incalculables , décrivent en un jour, avec des vitesses prodigieuses , des circonférences de plusieurs milliers de milliards de lieues , et cela en conservant leurs distances respectives , et sans que la moindre altération puisse se manifester au milieu de ce tourbillon si rapide que l’imagination s’effraie en cherchant à le concevoir. Il faudrait que tous ces corps immenses fussent dépendans de notre globe , qui est comme un grain de poussière perdu dans l’espace. Une pareille hypothèse est sans doute bien loin de s’accorder avec les lois économiques de la nature , et doit donner une idée bien rétrécie de la création. Nous ne craignons pas même de le dire , elle répugne à notre raison. Si l’on conçoit , au contraire, que c’est la Terre qui tourne , tout devient simple et tout s’explique sans effort. Les deux pôles , pendant la révolution diurne , tourneront sur eux-mêmes , et les points de l’equateur qui auront la vitesse la plus grande, décriront g,ooo lieues par jour , ou bien 6,3 lieues environ par minute. Ces motifs seuls , s’il n’en existait une foule d’autres que nous aurons lieu de remarquer par la suite , doivent nous suffire pour admettre que la Terre a un mouvement de rotation sur son axe d’occident en orient , tandis que les étoiles demeurent fixes dans l’espace .

On a objecté , contre cette hypothèse , que la pierre qu’on laisse tomber du côté occidental d’une tour, devait arriver à terre à une certaine distance du pied de cette tour. Mais cette hypothèse a été réfutée sans peine , en considérant la combinaison des forces, et en faisant attention que la pierre , au moment de sa chute , participe du mouvement de la Terre. Des expériences nouvelles ont fourni au contraire , de nouveaux argumens en faveur du mouvement diurne du globe.

Il résulte de ce qui précède , que si un homme pouvait marcher assez vite pour parcourir uniformément vers l’occident et le long d’un parallèle i5ù par heure, ou pour faire le tour du globe en 2I+ heures, il arriverait qu’en partant d’un lieu où le Soleil est au méridien , cette personne continuerait à avoir toujours midi. De sorte qu’en revenant au point de son départ , où l’on aurait compté un jour et une nuit, cette personne n’aurait point cessé d’avoir midi ; car, marchant aussi vite que la Terre, mais dans un sens opposé , tout se passerait à ses yeux comme si la Terre était en repos. Supposons maintenant que cette personne fasse pendant sa marche une pose de six mois ; à l’endroit de son départ, on aura compté ces six mêmes mois, plus le jour et la nuit dont nous avons parlé. Mais au lieu de se reposer , cette personne pourrait em-

ployer ces jours à marcher, ce qui ne change rien à la question : ainsi, après avoir fait le tour du monde , en allant d’orient en occident , on compte à son retour une nuit et un jour de moins qu’à l’endroit d’où l’on est parti , c’est-à-dire, une succession du jour à la nuit. Si l’on marchait de l’occident vers l’orient , il arriverait le contraire.

De V atmosphère et des réfractions .

L’expérience nous apprend que notre globe est entouré d’un fluide gazeux transparent , qui nous enveloppe de toutes parts : il pèse comme tous les autres corps , et sa pression à la surface des mers équivaut au poids d’une colonne de mercure de om,76, prise à la température de la glace fondante. La densité du fluide gazeux qui constitue Y atmosphère , n’est pas partout la même , et la physique nous enseigne que , dans l’état d’équilibre , la densité de l’air doit décroître de bas en haut en série géométrique , lorsque la nature chimique et la température de la colonne sont égales dans toute la hauteur. Le baromètre , qui sert à mesurer la pression de l’atmosphère , montre en effet qu’à mesure qu’on s’élève , cette pression diminue ; de sorte qu’elle serait à-peu-près nulle à la hauteur i5 à 16 lieues. Telle est l’épaisseur que l’on attribue à notre atmosphère ; au-delà

de cette limite , on se trouverait à-peu-près dans le vide.

Le baromètre a un autre avantage , c’est de pouvoir indiquer la hauteur à laquelle on se trouve au-dessus du niveau des mers : cette propriété résulte évidemment de la connaissance de la loi physique que nous avons exposée plus haut. Aussi il existe des tables qui satisfont pleinement à ce but, et nous aurons occasion d’en parler plus loin.

Pris en petite quantité , l’air est incolore ; mais les rayons du Soleil réfléchis à-la-fois par toutes les couches de l’atmosphère , lui communiquent une couleur bleue plus ou moins intense qui forme Y azur céleste . A mesure qu’on s’élève dans l’atmosphère, cette couleur devient moins vive , et le Ciel paraîtrait noir au-delà de ses dernières couches. C’est aussi par l’effet de l’air et de l’eau qui s’y trouve à l’état de vapeur , que I horizon prend une teinte rougeâtre quand le Soleil s’en approche ; et c’est à l’épaisseur de la tranche horizontale des molécules atmosphériques qu’interceptent les rayons lumineux , que l’on doit attribuer la facilité avec laquelle on peut fixer le Soleil dépouillé de tout son éclat.

Si l’atmosphère n’existait pas , il n’y aurait point éYamore ni de crépuscule ; le matin, le Soleil paraîtrait subitement dans tout son éclat et disparaîtrait de même vers le soir. Les phénomènes sont produits par la propriété qu’a l’atmos-

phère d’infléchir les rayons lumineux vers la surface de la Terre : cette propriété est connue sous le nom de réfraction .

La physique nous apprend qu’en général lorsqu’un r^yon lumineux passe obliquement d’un milieu transparent dans un autre , il s’écarte de sa direction primitive et subit une réfraction. Si par le point d 'incidence où le rayon rencontre le second milieu , on conçoit une perpendiculaire à la surface réfractante , le rayon réfracté se rapprochera de cette perpendiculaire , si le milieu où il entre est plus dense que celui qu’il quitte ; et , au contraire , s’il est plus rare , il s’en écartera, de manière que les sinus des deux angles que forment ses directions avant et après son entrée dans le nouveau milieu , sont en raison constante , quels que soient ces angles.

Si , par exemple , un rayon de la lumière s a , ( fig. 3) , envoyé par un astre en s, venait couper ^atmosphère a ’ a 9 au point u, ce rayon se trouverait réfracté , et poursuivrait son chemin selon la droite a h . De sorte que si l’œil était en b, il ne verrait pas l’astre dans sa vraie position , mais dans le prolongement de la droite a b . Comme l’atmosphère n’est pas uniformément dense , mais qu’elle est composée d’une infinité de couches dont l’épaisseur augmente insensiblement en approchant de la Terre , les rayons lumineux qui la traversent n’arrivent point en li-

gne droite , mais selon une ligne courbe concave vers la surface terrestre. L’observateur qui n^aperçoit les objets que selon la direction de la tangente à la courbe que décrit chaque rayon lumineux, les voit plus élevés qu’ils ne le sont réellement. Ainsi , un astre situé en s sera vu en s\ par l’effet de la réfraction. On peut, de cette manière , observer encore les astres au-dessus de l’horizon, quelques instans après leur coucher ou avant leur lever.

La réfraction est nulle pour un astre qui passe au zénith , et elle est d’autant plus grande que l’astre est plus voisin de l’horizon. En suivant les lois de décroissement des réfractions de l’horizon jusqu’au zénith , les astronomes sont parvenus à les réduire en tables. Puisqu’un astre paraît toujours plus élevé qu’il ne l’est effectivement , il faut corriger toutes les observations que Ton fait de l’erreur de réfraction, G ette erreur, pour un astre près de l’horizon, peut s’élever jusqu’à 33 minutes. Or , les diamètres du Soleil et de la Lune ne sont pas vus généralement sous un angle plus grand • on peut donc dire que quand leurs bords inférieurs touchent l’horizon , ces astres sont déjà effectivement couchés , et que , si on les voit encore , ce n’est que par l’effet de la réfraction qui les fait paraître au-dessus de leur véritable hauteur. La même cause fait paraître , le matin , les disques du So-

leil et de ia Lune sur l’horizon au moment où ils n’y sont point encore. Comme l’on ne peut point corriger l’erreur de réfraction avec la dernière précision, les astronomes évitent, autant que possible , d’observer dans le voisinage de l’horizon.

On concevra maintenant sans peine la cause du crépuscule et de l’aurore. Avant même que le Soleil soit sur l’horizon, ou lorsqu’il vient de passer plus bas que ce plan , ses rayons se trouvent infléchis par l’atmosphère et ménagent la succession du jour à la nuit. L’expérincee prouve que le Soleil se trouve dans un cercle parallèle à l’horizon et à i8° au-dessous de ce plan : ce cercle a reçu le nom de crépusculaire . Les géomètres se sont beaucoup occupés de savoir à quelles époques on a les plus courts crépuscules. Ce problème a eu quelque célébrité , et se nomme le problème du plus court crépuscule . On en a maintenant plusieurs solutions faciles. C’est encore par un effet de la réfraction que le Soleil et la Lune paraissent aplatis quand ils sont près de l’horizon. Les différens points de leurs disques sont élevés au-dessus de leurs véritables hauteurs ; mais ils le sont inégalement : les points inférieurs éprouvent une réfraction plus grande que les points supérieurs ; de sorte que ces points paraissent plus rapprochés qu’ils ne le sont réellement.

Il est un autre phénomène qui mérite quelque attention , c’est que le Soleil et la Lune sein-

blent beaucoup plus grands à leur lever et à leur coucher que lorsqu’ils sont vers le haut du Ciel. Cette illusion paraît provenir de ce que notre position dans un lieu de la Terre doit nous faire juger l’atmosphère plus alongée dans le sens horizontal que dans la direction du zénith. A cette cause s’en joint une autre , c’est que la présence des objets, placés dans une même direction, contribue à éloigner la limite apparente de l’atmosphère, parce que nous estimons cette distance par comparaison avec d’autres corps , et que les points de comparaison nous manquent entièrement quand l’astre se trouve vers le haut du Ciel. Du reste , ces explications n’ont point paru satisfaisantes à bien des astronomes, (i)

Les observateurs anciens ne tenaient pas compte des réfractions astronomiques dont ils n’avaient point reconnu les influences. Walter de Nuremberg paraît avoir reconnu le premier leur existence. Descartes publia la vraie loi de la réfraction en 1629; mais Huygens et Vossius ont réclamé l’honneur de la découverte en faveur de leur compatriote Snellius.

(1) Nous n'avons pas, dans ce qui précède , parlé de l'état électrique de l'atmosphère, ni du décroissement de température à mesure qu’on s'élève, parce que cette partie

appartient plus particulièrement à la physique.