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Mercure . .

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Jupiter . . .

Saturne...

Uranus . . .

Neptune . .

Nous avous négligé les petite planètes, parce qu'elles forment un groupe distinct, sur lequel nous reviendrons plus tard. Si l'on excepte la [Janète la pjus voisine du Soleil, Mercure, dont l'orbite est inclinée sur l'écliptique d'une quantité (7'0'5",9) Uès- Toisine de celle qui mesure l'inclinaison de l'équateur solaire (7°S0'), on remarque que l'inclinaison des sept autres planètes est comprise entre 0°3/& et 3*1/2. Pour l'inclinaison de l'axe de rotation sur le plan de l'orbite, c'est Jupiter qui se rapproche le plus de la perpendiculaire. Dans Uranus, au contraire, l'axe de

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rotatioD, à en juger par l'inclinaiso» des oiitites des satellites, colocide presque avec le plan de l'orbite.

Comme de l'iDclinaison de i'ax.e de la Terre sur le plan de sod orbite, c'esl-à-dire de l'obliquité de l'écliptique, ou eu d'autres termes eocore, de l'angle que Tait l'orbite apparente du Soleil au point où elle coupe l'équateur, dépendent 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 qa'die est produite par la hauteur méridienne du Soleil et par la durée de sa présence au-dessus de rhorizoQ. En supposant considérable l'obliquité de l'écliplique, 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 mie fois dans l'année le Soleil au zénith, et ne le Terrait pas se lever, pendant un laps de temps plus ou moins long. Sous chaque latitude, le contraste entre rhiver et l'été serait porté au maximum, pour la température comme pour la durée du jour. Partout les dioiats seraient extrêmes, et ne pourraient être un peu tempérés que par une complication inQnie de couraals d'air qui varieraient à chaque instant. Si l'on soppoGe 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 dir- Eéreoces de saison, et la durée du jour serait partout la même, parce que le cours apparent du Soleil suivrait

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iDcessammeDt l'équaleur. Les habitaote des pâles verraient toujours le Soleil à l'horizoD. La températuro moyeane annuelle, sur chaque point de la surface terrestre, serait celle de cbacuD des jours de l'anoée au même lieu (2&). On a comparé cet état à celui d'un printemps perpétuel ; la comparaison ne serait jusli6ée 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 iovanabte et peu souhaitable du printemps, qui règne sous l'équateur dans la chaîne des Andes, et dont j'ai personnellemeal beaucoup souffert sur les plateaux déserts ou Paramos, situés près des neiges étemelles, à 10 000 ou 12000 pieds de hauteur (25). Dans ces régions, la température de l'air durant le jour oscille toujours entre k" 1/2 et 9° Béaumur.

Les Grecs s'occupèrent beaucoup de l'obliquité de l'écliptique. Ils la mesurèrent grossièrement, et se livrèrent à différentes conjectures sur les variations auxquelles elle pouvait être sujette, et sur les efifeis qui devaient résulter de rinclioaison de l'axe terrestre pour les climats et le développement de la nature organique. Ces spéculations furent surtout le foit d'Anaxagore, de l'école pythagoricienne, et d'CGoopide de Ghio. Les passages qui peuvent nous renseigner à ce sujet sont insuOîsairts et trop peu décasib ; cependant ils permettent de reconnattre que l'on faisait remonter le développement de la vie oi^nique et

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la formaticHi des animaux à l'époque où comateoça l'ioclinaisoD de l'axe terrestre. D'après un témoignage de Plutarque (des Opintom des Philosophes, lib. Il, diap. S), Aoaxagore croyait que le monde, lorsqu'il fut constitué et qu'il eut Tait sortir de son sein les êtres animés, s'inclina de lui-même vers le midi. Diogène Laërce (liv. II, chap. 3, § 9) fait aussi parler ADaxagore dans le même sens. « Selon ce philosophe, dil-il, tes astres se mouvaient tous, au commencement, comme s'ils eussent été attachés à une voûte, de sorte que le pâle paraissait toujours être sur une ligne verticale; mais plus tard ils prirent une position inclinée, n On 68 représentait l'inclinaison de récliptique comme un fait accompli soudainement dans l'histoire du Monde ; il n'était point question de changement progressif ni subséquent.

Les deux situations extrêmes dont Jupiter et Uranus se raj^mKhent le plus ramènent naturellement la pensée à l'influence cfu'une augmentation et une diminution dans l'obliquité de l'écliptique pourraient exercer sur les relations météorologiques de notre [danète et sur le développement de ta 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 Lagraoge 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 Exposition du Sytlème du i/onde (p. 303, édit. de 182^) , que l'obli-

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quih^ de l'écliptique D'o:icille pas de plus de 1° 1/2 des deux côtés de sa position moyenne. C'est donc aussi dans cette limite de 3° que la zone tropicale ou le tropique du Cancer, qui en est l'extrémité septentrionale, peut se rapprocher des contrées que nous habitons (26). C'est comme si. en mettant à part tant 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 (27) . Biot estime aussi que les variations dans l'obliquité de l'écliptique restent renfermées entre dès limites très-étroites , mais il juge plus prudent de ne point exprimer ces limites en chiflres. ' La diminution lente et séculaire de l'obltquilé de l'écliptique, dit-il, offre des états alternatifs qui produisent une oscillation étemelle , 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 a démontré qu'elles existent et qu'elles sont très-peu étendues. Ainsi, à ne considérer que le seul efibt des causes constantes qui agissent actuellement sur le système du monde , on peut affirmer que te plan de l'écliptique n'a jamais coïncidé et ne coïncidera jamais avec le plan de l'équateur , phénomène qui , s'il arrivait, produirait le printemps perpétuel. » {Traité d'Astronomie physique, t. IV, p. 91, édit. de 1847.) Tandis que la nulation de l'axe terrestre , àv~ couverte par Bnidley, dépend uniquement de l'in-

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Huence qu'exerccDl le Suteil et la Lune sur l'aplatissement polaire de noire planète, les variations dans l'obliquité de l'écliptique résullent du déplacement de toutes les orbites planétaires. Actuellement les orbites sont distribuées de telle façon, que leur action combinée produit une diminution dans l'obliquité. Cette diminution est aujourd'hui, suivant Bessel , de O'i/iS? par année. Dans quelques milliers d'années, la position des ori)iles 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 l'obliquité de l'écliptique. I^ théorie nous apprend que ces périodes croissantes ou décroissantes sont de très-inégale durée. Les plus ancleones observations astronomiques qui nous aient été transmises avec des données numériques exactes, remontent à l'année 110& avant l'ère chrétienne, et témoignent du grand âge de la civilisation diinoise. Les monuments littéraires de cette nation sont h peine plus jeunes d'un siècle. Il existe même une chronologie régulière qui s'étend, d'après Edouard Biot, jusqu'à 2700 avant Jésus-Christ (28). Sous le rè^e de Tscheou-Koung , frère de Wou-Wang, l'ombre du Soleil à midi fut mesurée dans les ^eux solstices d'hiver et d'été, avec un gnomon de huit pieds. Ces expériences, qui eurent lieu à Lo-jang (aujourd'hui Ho-nan-fou , de ta province de Ho-nan , au sud du fleuve Jaune), par 3à*&6' de latitude , donnèrent , pour l'c^tiquité de l'écliptique, i&'bW, c'est-à-dire 27'

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de plus que l'on a trouvé en 1850 (29). Les obsn^ vatioDS de Pylhéas et d'Ëratoslhène , à Marseille et k Alexandrie, sont postérieures de six ou sept cents ans. Nous possédons les résultats de quatre expériences de ce genre aulérieures à l'ère chrétienne, et de sept autres faites, entre la naissance de Jésus-Christ et les observations d'Oulough-Beg, à l'observatoire de Samarcande. La théorie de Laplace s'accorde merveilleusement avec ces résultats , pour un laps de temps de près de trente siècles, sauf quelques diffêrences insigniâanles , tantôt en plus, tantôt en moins. 11 y a d'autant plus lieu de s'applaudir de ce que la mesure de la longueur des ombres sous Tscheou-Koong est parvenue jusqu'à nous, que l'on ne sait par quel hasard l'écrit qui ta contient a échappé à la destruction générale des livres ordonnée, l'an SA^ avant Jésus-Christ, par l'empereur Schi-Hoang-Ti, de la dynastie des Tsin. D'après les recbuYihes de Lepsius , la IV' dynastie égyptienne commence avec les ooDstructeurs des pyramides Cbourou, Scbafra et Menkera , vingt-trois siècles avant tes observatioas 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 égyptienne et l'antiquité de son calendrier , que , avant les mesures de Lo-jang, des mesures semblables avaient été exécutées dans ta vallée du Nil. Les Péruviens eux-mêmes , bien que moins au Eait que les Mexicains ■et les Muyscas , qui habitent les montagnes de la Nouvelle-Grenade , des rectifications du calendrier et

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des iDiercalations , avaient des gnomons formés d'un œrcle tracé autour d'une aiguille , sur uoe surface très-unie. Il y avait de ces gnomons au milieu du ^nd temple du Soleil à Cuzco, et dans plusieurs autres lieux. Celui de Quito, situé presque sous l'équaleur, était tenu en plus grand honneur que les autres; OD avait coutume de le couronner de fleurs aux fêtes de l'équinoxe (30) .

9" Excentricité des orbites planétaires. — La forme d'une ellipse est déterminée par la longueur du grand ase et la distance des deux foyers. Pour les orbites des (rianètes, cette distance que l'on nomme excenbicilé, comparée au demi -grand axe de l'orbite, Tarie depuis 0,006 , comme dans l'ortiite de Vénus qui se rapproche beauceup de la forme circulaire, jusqu'à 0,205 dans l'orbite de Mercure, et à 0,255 dans celle de Junoo. Les planètes dont l'orbite est le moins excentrique, sont, après Vénus et Neptune, la Terre, dont l'excentridlé diminue de 0,000 0&2 99 en cent ans, le petit axe augmentant dans la même proportic», puis Uranus, Jupiter. Saturne, Gérés, ^érie, Vesta et Mars. Les orbites les plus excentriques soBt celles de Junon (0,255), de Pallas (0,239) , d'Iris (0,2S2), de Victoria (0,217), de Mercure (0,205) etd'Hébé (0,202). Il y a des planètes dont l'exentricité va croissant : de ce nombre Eodt Mercure , Mars et Jupiter. Dans d'autres , au ttnlraire, elle décroit : tels sont Vénus, la Terre, Situme et Uraous. Le tableau suivant indique I« excentricités des grandes planètes d'après Hansen,

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pour l'aDDée iSOO. On trouvera plus loin les exœotricités des pelites planètes avec les autres éléments de leurs orbites.

Mercure 0,2056103

Vénus 0,0068618

La Terre 0,0167922

Mars 0.0932168

luplter O.0A81621

Satunie 0,0561503

Uranus 0,0466108

Neptune 0,008719îi6

Le mouvemoDt du grand axe, qui déplace le périhélie des planètes, s'accomplit progressivement, d'une manière incessante et suivant une direction iini(]ue. Les lignes des absides ainsi dé[dacées auraient besoin de plus de cent mille ans pour accomplir leur cycle. Il est essentiel de distinguer ce chaugement de ceux que subit la fonne elliptique des orbites. On a agité la quesUon dé savoir si l'importance croissante de ces éléments pourrait , dans la suite d'un grand nombre de siècles , modifier considéi-abtement la température de la Terre, et influer sur la somme totale et la distribution de la chaleur dans les différentes parties du jour et de l'année; si ces causes astronomiques, agissant régulièrraaeat d'après des lois étemelles ne pourraient point focililer la solution du grand problème géologique , relalif aux plantes et aux animaux des tropiques que l'on a trouvés ensevelis dans la zone glaciale. Certains raisonnements mathématiques ont paru de nature à

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alarmer les esprits touchant la positioD des apsides ella forme des orbites, seloo que ces orbites se rapprocbeot davantage de la fonne circulaire ou de l'excentricité des comètes, touchaat l'incliDaison des axes, le cbangemeot dans l'obliquité de l'écliptique, et l'influence que la précession des équinoxes peut exercer sur la durée de l'année ; mais ces mêmes raisonnements, soumis à une analyse plus sévère, Tournissent 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 excentrictlés, peu sensibles déjà en elles-mêmes, des deux pins puissantes planètes, de Jupiter et de Saturne, reçoivent, grâce h des influences réciproques dont les eflels se compensent, des augmentations et des diminutions alternatives, contenues dans des limites étroites et déterminées.

Par suite du déplac^nent 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 (31). Si, actuellement, l'astre passe au périhélie dans les 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 «d hiver, le minimum en été , de lelte façon que la di6(an<x de la Terre au Soleil soit plus grande au mois de janvier que dans l'été de 520 000 myriamètres, c'est-è-

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dire 1/30 de la dislaoce moyeDae. Au prami» coup d'œil, OD serait tenté de croire que le déplaœmeot du périhélie de t'hiver à l'été devrait am«ier de grands changements dans tes 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 l'équinoxe du printemps jusqu'à cdut de l'automne, une semaine de plus qu'à parcotuir l'autre moitié, depuis l'équinoxe d'automne jusqu'à c^ui du printemps. La différence de températtue, en n'entendant par là que les climats astronomiques, et sans considérer le rapport de l'élément liquide ï l'élément solide sur la surEace de la Terre, la di^ rence de température, dis -je, que l'on pourrait redouter comme conséquence du mouvem^t de la ligne qui joint les apsides, se trouve neutralisée presque entièrement par cette circonstance qpie le point où notre planète est le plus proche du Soleil est toujours celui où sa course est le plus rapide (33). Le beau IhéOTème dû à Lambert, d'après lequel la quantité de chaleur que la Terre reçoit du Soleil dans chaque partie de l'année, est prDporti(Hin^ à l'angje décrit, durant le même laps de tempSi par le rayon vecteur du Soleil, contient jusqu'à un cert»B point la solution tranquillisante de ce problème (33).

Ainsi le changement de direction dans la ligne des apsides ne saurait exercer- qu'une faible i

la toDpârature de la Terre; d'autre part, les limites des changemoits qui peuvent s'accomplir avec vraigemblance dans l'ellipse de l'orbite terrestre scHit tràs-reGEerrâes (3/i). Cette cause elle-même, d'après Arago et Poissou , do peut modifier les climats que d'une manière très-peu sensible et si lente , que les changements ne seraient point apprédables avant de longues périodes de tempe. Bien c|ue Ton ne soit pas encore parvenu par l'analyse à déterminer exacte- Dteot ces limites, on est au moins sûr que jamais l'eKceotricité de la Terre ne peut atteindre celle de laaoD, de Pallas et de Victoria.

10* Intensité de la lumière solaire sur les différentes plantes. — En prenant pour unité l'intensité de ta tnmière solaire sur notre planète, on arrive aux résultats suivants :

Mercure 6,«74

Vénua 1,911

Mus 0,&31

Pallas 0,130

Jupiter 0,036

Saturne o.oil

Oranns 0,003

ieptune 0,001

L'excentricité considérable dee trois planètes qui suivent, influe sur l'intensité de la lumi^, au péribéiie et ^ l'aphélie :

Mercure au périhélie 10,68 à Paphélle &,5» ■ara — 0,62 — 0,36

JuDOn — 0,36 — 0,09

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Ed raison du peu d'excentricilé de la Terre, l'inlensilé de ta lumière ne varie pour cette planète , du périhélie h l'aphélie, que de l,03ft 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 fms moins à la surface d'Uranus. Il n'est point fait mentkm 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 Herschell sur ta 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 (35).