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déterminer des espèces de marées inlérieitres qui peuvent produire des secousses, des ébranlements de Técorce^ c'est-à-dire ce qu*on nomme des tremblements de Terre.
La Terre est entourée d'un fluide élastique, rare et transparent, dont la hauteur probable est environ la 132* partie du rayon terrestre. Ce fluide, maintenu par la pesanteur à la surface terrestre, est d'autant plus rare qu'on considère des couches plus élevées au-dessus du soL
Cette atmosphère, qui est une des parties intégrantes de la Terre, est soumise aux mouvements de rotation et de translation qui animent toutes les molécules du globe terrestre. L'action thermologique des rayons solaires sur l'atmosphère, action qui se fait sentir plus vivement sur Téquateur que sur les régions polaires, détermine des courants d'air inférieurs dirigés des pôles vers Téquaieur, mais qui, en raison du mouvement de rotation de la Terre^ prennent des directions obliques et symétriques par rapport à l'équateur terrestre; des courants d'air supérieurs qui affluent au contraire de l'équateur vers les pôles, viennent restituer aux régions polaires la partie de l'atmosphère terrestre qui se précipite incessamment vers les régions équatorialrs. L'action caloriHque des rayons solaires détermine aussi sur la partie liquide de la surface terrestre des évaporations que les courants atmosphériques entraînent sur les grandes surfaces solides où s'opère la condensation qui constitue l'arrosement du globe terrestre; cette partie liquide est restituée aux océans à l'aide de ces fleuves nombreux qui arrosent les terres et qui se jettent dans les diflérentes mers du globe.
La masse de la Terre est à celle du Soleil comme i est à 354936; sa densité moyenne, à peu près égale à celle de Vénus, est 5,448, celle de l'eau étant prise pour unité; et enfin la pesanteur existant à la surface terrestre n'est que la 28' partie, environ, de celle qui existe à la surface solaire.
mm MitellHe de lis Terre. — La Terre est accompagnée dans son mouvement de translation autour du Soleil, par un corps céleste, la Lvns, qui décrit autour du Soleil une courbe sinueuse s'écartant, relativement trè^peu, de l'orbite décrite par la Terre.
Le mouvement de la Lune considéré par rapport au centre de la Terre, supposé fixe, est Soumis aux lois de KiPLBR ; c'est-à-dire que cette courbe relative est une ellipse dont la Terre occupe un foyer et que la Lune parcourt en obéissant à peu près à la loi des aires.
Le temps que met la Lune à décrire son orbite relative autour de la Terre, c'est-à-dire à effectuer sa révolution sidérale^ est en moyenne de S7 jours 7 heures 43 minutes il secondes 5 dixièmes.
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Le temps que la Lune met à reprendre la même position relativement au Soleil et à la Terre, c'est-à-dire à effectuer sa révolution synodique, est en moyenne de 29 jours iS heures 44 minutes 2 secondes 9 dixièmes.
Vinclinaison de Torbite lunaire sur le plan de l'orbite terrestre est en moyenne de 5» 8'47'',9.
L'orbite lunaire coupe en deux points à peu près opposés le plan de l'orbite de la Terre.
Ces points s'appellent les ncsuds de la Lune ; celui où se trouve cet astre quand il passe de la région iud de l'orbite terrestre dans la région nord s'appelle nœud ascendant; l'autre se nomme nœud descendant.
Les deux extrémités du grand axe de l'orbite lunaire s'appellent périgée et apogée, ce dernier s'appliquant à la plus grande distance de la Lune à la Terre.
Imaginons une sphère immense ayant son centre au centre de la Terre ; sur cette sphère traçons un grand cercle CC (fig. 3), représentant le plan
de l'orbite terrestre et un autre LL', in* cliné de 5* 8' 47" sur le premier, représentant l'orbite lunaire; si "Y" est un des points où l'orbite terrestre est rencontré par le plan de l'équateur de la Terre, "Y"Q sera la longitude du nœud de la Lune.
Cet arc se compte dans le sens du mouvement de translation du satellite de la Terre. Le 1*' janvier 1801 la longitude du nœud de la Lune était de 13* 53' 17'',7. Appelons P (flg. 2), la position du périgée de l'orbite lunaire sur la sphère que nous avons imaginée, la somme des deux arcs VQ ®^ Q^ ^^^ ^ fl"® ^'^^ nomme la longitude du périgée lunaire; le 1" janvier 1801, cette longitude était de 266'' iO' 7",5.
L'excentricité de Tellipse lunaire est de 0,0548442, et la distance moyenne de ce corps céleste à la Terre est égale aux 25 dix-millièmes de la distance de la Terré au Soleil. La distance de la Lune à la Terre est donc égale à 60 rayons terrestres environ, c'est-à-dire plus grande seulement de 4 rayons terrestres que la moitié du rayon du Soleil.
Les ellipses décrites par les planètes autour du Soleil restent à très-peu près les mômes, quant à leurs positions et à leurs dimensions, après un grand nombre de révolutions successives, et ce que Ton nomme perturbations ou inégalités sont pour ces astres d'un ordre si petit que pendant quelques révolutions on peut les négliger.
Il n'en est pas de môme pour les satellites des planètes, car l'action attractive du Soleil, principalement, produit des perturbations considérâbles.
Ainsi,- en ce qui concerne la Lune, le plan de son orbite relative autour de la Terre se déplace rapidement. Le nœud éprouve un mouve-
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ment de rétrogradation mm uniforme dont la valeur moyenne, par jour, est de 3' KT^M. Il accomplit donc une révolution entière sur le plan de l'orbite terrestre dans Fespace de 6793^39 ou i8 ans 2/3 environ. Nous pouvons dès à présent remarquer que cette période est exactement la même que celle de la nutation de l'axe terrestre dont nous avons parlé plus haut.
Le plan deF<Mrbite lunaire se déplace donc dans Tespace, et la perpendiculaire à ce plan menée par le centre de la Lune décrit en 18 ans 2/3 une surface conique autour d'une perpendiculaire menée au plan de l'orbite terrestre et en faisant avec cette droite un angle à peu près constant et dont la valeur moyenne est 5*8' 47" ,9.
L'ellipse lunaire éprouve aussi un mouvement dans son plan; le grand axe change de direciion en tournant dans le sens du mouvement propre de la Lune. 11 effectue un déplacement angulaire d'un peu moins de 3^ pour chaque révolution de l'astre; ce qui fait qu'en 3^dli',^l, ou dans l'espace de 9 ansy la ligne des apsides de l'ellipse lunaire a fait un tour complet dans son plan, qui lui-même est en mouvement, ainsi que nous l'avons dit.
L'inclinaison de l'orbite lunaire sur le plan de l'orbite terrestre ne reste .pas non plus constante et oscille, entre deux limites assez restreintes, autour de la valeur moyenne que nous avons donnée. C'est-à-dire que cette inclinaison augmente ou diminue d'environ 8^ AT\
La période d'oscillation de la plus petite inclinaison à la plus grande est environ de 44 jours i/S.
L'inclinaison atteint sa plus grande valeur quand l'angle formé par les deux droites menées par le centre de la Terre, au Soleil et à la Lune, est à peu près droit. Il faut évidemment comprendre que c'est Vincltnaison de Vêlement de l'aire comprise entre deux rayons vecteurs de la Lune trèsrapprocbés, sur le plan de l'orbite terrestre, qui atteint à ce moment sa valeur maximum.
Le mouvement moyen de la Lune, autour de la Terre, éprouve aussi une équation séculaire qui est due à l'action du Soleil, et qui est produite par la variation séculaire de V excentricité de l'orbite terrestre.
Si l'orbite terrestre restait invariable dans sa forme, l'équation séculaire n'existerait pas. L'analyse fait voir que le changement de forme de cette orbite produit actuellement une accélération dans le mouvement moyen de la Lune, qui se changera en diminution dans 23980 ans, époque à laquelle, ainsi que nous l'avons dit plus haut, Torbite terrestre commencera à s'allonger de nouveau.
En poussant l'approximation plus loin qu'on ne l'avait fait précédemment, M. Delaumat a trouvé pour valeur de cette accélération séculaire, 6",il. M. Hansbn porte, dans ses tables lunaires, cette accélération à 12^,18. Cette dernière valeur, qui n'est nullement justifiée par la théorie, semble cependant mieux rendre compte des éclipses chronologiques.
