L'ÉCLIPTIQUE L'ÉQUATEUR TERRESTRE DE LEURS ORBITES

Nous avons négligé les petites planètes, parce qu’elles forment un groupe distinct, sur lequel nous reviendrons plus tard. Si l'on excepte la planète la plus voisine du Soleil, Mercure, dont l'orbite est inclinée sur l'écliptique d’une quantité (7° 0° 5”, 9) trés-voisine de celle qui mesure l'inclinaison de l’équateur solaire (7° 50°), on remarque que l'inclinaison des sept autres planètes est comprise entre 0° 3/4 et 3° 1/2. Pour l'inclinaison de l’axe de rotation sur le plan de lorbite, c'est Jupiter qui se rapproche le plus de la perpendiculaire. Dans Uranus, au contraire, l'axe de rotation, à en juger par l'inclinaison des orbites des satellites, coïncide presque avec le plan de l'orbite.

Comme de l'inclinaison de l'axe de la Terre sur le plan de son orbite, c’est-à-dire de l'obliquité de l'échptique, ou

en d'autres termes encore, de l'angle que fait l'orbite apparente du Soleil au point où elle coupe l'équateur, dependent la division et la durée des saisons, les hauteurs du Soleil sous différentes latitudes et la longueur du jour, cet élément est d'une extrême importance pour déterminer les climats astronomiques, c’est-à-dire la température de la Terre, en tant qu'elle est produite par la hauteur méridienne du Soleil et par la durée de sa présence au-dessus de l'horizon. En supposant considérable l’obliquité de l'écliptique, dans le cas par exemple où l'équateur de la Terre serait perpendiculaire au plan de son orbite, chaque point de la Terre, même sous les pôles, aurait une fois dans l’année le Soleil au zénith, et ne le verrait pas, se lever, pendant un laps de temps plus ou moins long. Sous chaque latitude, le contraste entre l'hiver et l'été serait porté au maximum, pour la température comme pour la durée du jour. Partout les climats seraient extrêmes, et ne pourraient être un peu tempérés que par une complication infinie de courants d'air qui varieraient à chaque instant. Si l’on suppose nulle au contraire l'obliquité de l'écliptique, c’est-à-dire si l'on se représente l’écliptique coïncidant avec l'équateur terrestre , partout cesseraient les différences de saison, et la durée du jour serait partout la même, parce que le cours apparent du Soleil suivrait incessamment l’équateur. Les habitants des pôles verraient toujours le Soleil à l’horizon. La température moyenne annuelle, sur chaque point de la surface terrestre, serait celle de chacun des jours de l’année au même lieu (55). On a comparé cet état à celui d’un printemps perpétuel; la comparaison ne serait jusufiée que par l'égalité constante qui s'établirait entre la durée des jours et celle des nuits. Privées cependant de la chaleur estivale qui féconde la végétation, un grand nombre des régions dont se compose la zone tempérée jouiraient en effet de ce climat invariable et peu souhaitable du printemps, qui règne sous l’équateur dans la chaine des Andes, et dont j'ai personnellement beaucoup souffert sur les plateaux déserts ou Paramos, situés près des neiges

éternelles, à 10 000 ou 12 000 pieds de hauteur (97). Dans ces régions la température de Fair, durant le jour, oscille toujours entre #° 1/2 et 9° Réaumur.

Les Grecs s'occupèrent beaucoup de l'obliquité de l'écliptique. Is la mesurérent grossièrement, et se livrèrent à différentes conjeclures sur les variations auxquelles elle pouvait être sujette, et sur les eflets qui devaient résulter de linclinaison de l'axe terrestre pour les climats et le développement de la nature organique. Ces spéculations furent surtout le fait d’Anaxagore, de l’école pythagoricienne, et d'OEnopide de Chio. Les passages qui peuvent nous renseigner à ce sujet sont insuffisants et trop peu décisifs; cependant ils permettent de reconnaitre que l’on faisait remonter le développement de la vie organique et la formation des animaux à l’époque où commença linclinaison de l'axe terrestre. D’après un témoignage de Plutarque (des Opinions des Philosophes, iv. chap. 8), Anaxagore eroyait que le monde, lorsqu'il fut constitué et qu’il eut fait sortir de son sein les êtres animés, s’inclina de lui-même vers le midi. Diogène Laerce (liv. I, chap. 5, $ 9) fait aussi parler Anaxagore dans le même sens. « Selon ce philosophe, ditil, les autres se mouvaient Lous au commencement, comme s'ils eussent été attachés à une voûte, de sorte que le pôle paraissait toujours être sur une ligne verticale; mais plus tard ils prirent une position inclinée. » On se représentait Yinclinaison de l’écliptique comme un fait accompli soudainement dans l’histoire du Monde ; il n’était point quesüon de changement progressif ni subséquent.

Les deux situations extrêmes dont Jupiter et Uranus se rapprochent le plus ramènent naturellement la pensée à l'influence qu’une augmentation et une diminution dans l’obliquité de Pécliptique pourraient exercer sur les relations météorologiques de notre planète et sur le développement de la vie organique, si cette différence n’était pas restreinte dans des limites étroites. La connaissance de ces limites, objet des grands travaux de Léonard Euler, de Lagrange et de Laplace peut être considérée comme

une des plus brillantes conquêtes de l'astronomie théorique, et qui marque le mieux le perfectionnement de la haute analyse. Laplace affirme, dans son £xposition du Système du monde (p. 505, édit. de 1824), que l’obliquité de l’écliptique n’oscille pas de plus de 1° 1/2 des deux côtés de sa position moyenne. C’est done aussi dans celle limite de 5° que la zone tropicale ou le tropique du Cancer, qui en est l'extrémité septentrionale, peut se rapprocher des contrées qué nous habitons (%). C’est comme si, en mettant à part lant d’autres causes de perturbations météorologiques, Berlin se trouvait insensiblement transporté de la ligne isotherme qu'il occupe aujourd'hui à celle de Prague ; la température moyenne annuelle monterait à peine d’un degré centigrade (%). Biot estime aussi que les variations dans l’obliquité de lécliptique restent renfermées entre des limites très-étroiles, mais il juge plus prudent de ne point exprimer ces limites en chiffres. « La diminution lente et séculaire de l’obliquité de l’échiptique, dit-il, offre des états alternatifs qui produisent une osceillation éternelle, comprise entre des limites fixes. La théorie n’a pas encore pu parvenir à déterminer ces limites ; mais, d’après la constitution du système planétaire, elle à démontré qu'elles existent et qu’elles sont trés-peu élendues. Ainsi, à ne considérer que le seul effet des causes constantes qui agissent actuellement sur le système du monde, on peut affirmer que le plan de l’écliptique n’a jamais coïneidé et ne coïncidera jamais avec le plan de l'équateur, phénomène qui, s’il arrivait, produirait le printemps perpétuel. » (Traité d'Astronomie physique, 1. AN, p. 91, édit. de 1847.)

Tandis que la nutation de l'axe terrestre, découverte par Bradley, dépend uniquement de l'influence qu'exercent le Soleil et la Lune sur l’aplatissement polaire de nctre planète, les variations dans l’obliquité de lécliptique résultent du déplacement de toutes les orbites planétaires. Actuellement les orbites sont distribuées de telle facon, que leur action combinée produit une diminution dans l'o-

bliquité. Cette diminution est aujourd'hui, suivant Bessel, de 0”,457 par année. Dans quelques milliers d'années , la position des orbites planétaires, par rapport au plan de l'orbite terrestre, aura tellement varié que la partie de la précession due aux planètes changera de sens, et qu'il en résultera un accroissement dans Fobliquité de Pécliptique. La théorie nous apprend que ces périodes croissantes ou décroissantes sont de très-inégale durée. Les plus anciennes observations astronomiques qui nous aient élé transmises avec des données numériques exactes, remontent à l'année 110% avant l'ère chrétienne, et témoignent du grand âge de la civilisation chinoise. Les monuments littéraires de celte nation sont à peine plus jeunes d’un siècle. I existe même une chronologie régulière qui s'étend, d’après Edouard Biot, jusqu'à 2709 avant Jésus-Christ (0). Sousle règne de Tscheou-Kuang, frère de Wou-Wang, lombre du Soleil à midi fut mesurée dans les deux solstices d'hiver et d'été, avec un gnomon de huit pieds. Ces expériences, qui eurent lieu à Lo-jang (aujourd’hui Honan-fou de la province de Ho-nan, au sud du fleuve Jaune), par 54° 46 de latitude, donnérent, pour lobliquité de l’écliptique, 25° 54 c’est-à-dire 27 de plus que Von n’a trouvé en 1850 (T*). Les observations de Pythéas et d'Eratosthène, à Marseille et à Alexandrie, sont postérieures de six où sept cents ans. Nous possédons Îles résultats de quatre expériences de ce genre antérieures à l'ère chrélienne, et de sept autres faites entre la naissance de Jésus-Christ et les observations d’Oulough-Beg à lobservatoire de Samarcande. La théorie de Laplace s'accorde merveilleusement avec ces résultats, pour un laps de temps de près de trente siècles, sauf quelques différences insignifiantes, tantôt en plus, tantôt en moins. Il y a d'autant plus lieu de s’applaudir de ee que la mesure de la longueur des ombres sous Tscheou-Koung est parvenue jusqu'à nous, que l’on ne sait par quel hasard l'écrit qui la contient a échappé à la destruction générale des livres ordonnée l’an 246 avant Jésus-Christ, par Fempereur Schi-

Hoang-Ti, de la dynastie des Tsin. D’après les recherches de Lepsius, la [V° dy naslie égyplienne commence avec les constructeurs des pyramides s Chou- fou, Schafra et Menkera, vingt-trois siècles avant les observ rations faites à Lo-jang. Il est, d'après cela, bien vraisemblable, si l'on considère le haut degré de civilisation auquel était déjà parvenue la nation égyplienne el lantiquité de son te” que , avant les mesures de Lo-jang, des mesures semblables avaient été exécutées dans la vallée du Xil. Les Péruviens eux-mêmes, bien que moins au fait que les Mexicains et les Muyscas, qui habitent les montagnes de la Nouvelle- Grenade, des rectifications de calendrier et des intercalations, avaient des gnomons formés d'un cercle tracé autour d’une aiguille, sur une surface très-unie. I y avait de ces gnomons au milieu du grand temple du Soleil à Cuzco, et dans plusieurs autres lieux. Celui de Quito, situé presque sous l'équateur, était Lenu en plus grand honneur que les autres : on avait coutume de le couronner de fleurs, aux fèles de l’'équinoxe (7).

9° Excentricité des orbites planétaires. — La forme d'une ellipse est déterminée par la longueur du grand axe et la distance des deux foyers. Pour les orbites des planètes, cette distance que l’on nomme excentricité, comparée aù demi grand axe de l'orbite, varie depuis 0,006, comme dans Porbite de Vénus qui se rapproche beaucoup de la forme circulaire, jusqu’à 0,205 dans l'orbite de Mercure, et à 0,259, dans celle de Junon. Les planètes dont l'orbite est le moins excentrique, sont après Vénus el Neptane, la Terre, dont lexcentricité diminue de 0,000,042,99 en cent ans, le petit axe augmentant dans la même proportion, puis Uranus, Jupiter, Saturne, Cérès, Egérie, Vesta et Mars. Les orbites les plus excentriques sont celles de Junon (0,255), de Pallas (0,239), d'Iris (0,252), de Victoria (0,217), de Mercure (0,205) et d'Hébé (0,202). I y a des planètes dont l’excentricité va croissant: de ce nombre sont Mercure, Mars et Jupiter. Dans d’autres, au contraire, elle décroit: telles sont Vénus, la Terre, Saturne et Uranus. Le tableau suivant in-

dique les excentricités des grandes planètes d'après Hansen,

pour l’année 1500. On trouvera plus loin les excentricités des petites planètes avec les autres éléments de leurs orbites.

Mercure Ci rm ven are 10,2086105 Vénus.451.12 © 1. 3 : … 40:0008618 Laenre d'hier. e 2 ce: 00167922 Mars. 1124, =‘. , 0,0952108 JUPILER. A 75 <=. 1 O,DESTU21 Satuene. Ne, 2000 CA / 00561509 Uranus. 4020 26,00 1010466108 Neptune: . %:, : 2 °#1.0:00874946

Le mouvement du grand axe, qui déplace le périhélie des planètes, s’accomplit progressivement, d’une manière incessante et suivant une direction unique. Les lignes des apsides ainsi déplacées auraient besoin de plus de cent mille ans pour accomplir leur eyele. Iest essentiel de distinguer ce changement de ceux que subit la forme elliptique des orbites. On a agité la question de savoir si l'importance croissante de ces éléments pourrait, dans la suite d’un grand nombre de siècles, modifier considérablement la température de la Terre, et influer sur la somme lotale et la distribution de la chaleur dans les différentes parties du jour el de l’année; si ces causes astronomiques, agissant régulièrement d'après des lois éternelles, ne pourraient point faciliter la solution du grand problème géologique, relauf aux plantes et aux animaux des tropiques que lon a trouvés ensevelis dans la zone glaciale. Certains raisonnements mathématiques ont paru de nature à alarmer les esprits tou-

chant la position des apsides et la forme des orbites, selon que ces orbilesse rapprochent davantage de la forme cireulaire ou de l'excentricité des comiètes, touchant l inclinaison des axes, le changement dans l'obliquité de l’écliptique, et l'influence que la précession des équinoxes peul exercer sur la durée de l'année; mais ces mêmes raisonnements, soumis à une analyse plus sévère, fournissent aussi pour l'avenir du monde des motifs de sécurité. Les grands axes et les

masses ne changent pas. La loi du retour périodique prévient l'accroissement indéfini de certaines perturbations. Les excentricilés, peu sensibles déjà en elles-mêmes, des deux plus puissantes planètes, de Jupiter et de Saturne, recoivent, grâce à des influences réciproques dont les effets se compensent, des augmentations et des diminutions alternatives, contenues dans des limites étroites et déterminées.

Par suite du déplacement que subit la ligne des apsides, le point de l'orbite terrestre le plus rapproché du Soleil arrive graduellement à tomber dans des saisons opposées (75). Si actuellement l’astre passe au périhélie dans es premiers jours de janvier, et à l'aphélie six mois plus tard, dans les premiers jours de juillet, le mouvement progressif de la ligne des apsides ou grand axe de l'orbite terrestre peut faire que le maximum de la distance tombe en hiver, le minimum en été, de telle facon que la distance de la Terre au Soleil soit plus grande au mois de janvier que dans l’été de 520,000 myriamètres, c’est-à-dire 1/50 de la distance moyenne. Au premier coup d'œil, on serait tenté de croire que le déplacement du périhélié de l'hiver à l'été devrait amener de grands changements dans les ‘climats, et cependant tout se réduirait à ceci que le Soleil, dans cette hypothèse, ne prolongerait plus de sept jours sa présence dans l'hémisphère septentrional, c’est-à-dire qu'il ne mettrait plus pour parcourir la moitié de son orbite, depuis léquinoxe du printemps jusqu’à celui de l'automne, une semaine de plus qu’à parcourir l’autre moitié, depuis l’équinoxe d’automne jusqu'à celui du printemps. La différence de température, en n’entendant par là que les climats astronomiques, et sans considérer le rapport de l'élément liquide à lélément solide sur la surface de la Terre, la différence de température, dis-je, que l’on pourrait redouler comme conséquence du mouvement de la ligne qui joint les apsides, se trouve neutralisée presque entièrement par celle circon- Stance que le point où notre planète est le plus proche du Soleil est toujours celui où sa course est le plus rapide (f). Le beau théorème dû à Lambert, d’après lequel la quantité

de chaleur que la Terre reçoit du Soleil dans chaque partie de l'année, est proportfonnelle à l'angle décrit, durant le mème laps de temps, par le rayon vecteur du soleil, conlent jusqu'à un certain point la solution tranquillisante de ce problème (5).

Ainsi le changement de direction dans la ligne des apsides ne saurait exercer qu'une faible influence sur la température de la Terre; d'autre part, les limites des changements qui peuvent s'accomplir avec vraisemblance dans l’ellipse de l'orbite terrestre sont très-resserrées (T5). Cette ause elle-même, d'après Arago et Poisson, ne peut modifier les climats que d’une manière très-peu sensible et si lente, que les changements ne seraient point appréciables avant de longues périodes de temps. Bien que lon ne soit pas encore parvenu par l'analyse à déterminer exactement ces limites, on est au moins sûr que jamais l’excentricité de la Terre ne peut atteindre celle de Junon, de Pallas et de Victoria.

10° Jntensité de la lumière solaire sur les différentes planètes. — En prenant poar unité Fintensité de la lumière solaire sur notre planèle, on arrive aux résultats suivants:

Mercure. . . . . . . . 6,074 MERS NE RAR. EE EVER PME Mars. PME EE TONMST Pällasiatibien. HO HER ENr OA 50 Jupitestauta#" hé attous 10,056 Saturnesh sutbner ia : 0,011 Uranusk 21 Losduchsié 5%::40,005 Neptune, xt. spas dti 10:00

L’excentricité considérable des trois planètes qui suivent, influe sur l'intensité de la lumière, au périhélie et à laphélie:

Mercure au périhélie 10,58 à l'aphélie 4,59 Mars — 0,52 — 0,56 Junon = 0,25 —— 0,09

En raison du peu d’excentricité de la Ferre, l'intensité

de la lumière ne varie pour cette planète, du périhélie à

l'aphélie, que de 1,054 à 0,967. Si la lumière est 7 fois plus intense à la surface de Mercure qu’à la surface de la Terre, elle doit l'être 368 fois moins à la surface d'Uranus. Il n'est point fait mention ici de la chaleur, parce que c’est un phénomène compliqué, qui dépend de l'existence ou de la non-existence des atmosphères, de leur hauteur et de leur composition spéciale. Je rappellerai seulement ici la conjecture de Sir John Herschel sur la température qui doit régner à la surface de la Lune; il est possible, suivant lui, qu'elle dépasse de beaucoup la température de l'eau bouillante (M).