CHAPITRE PREMIER

LA TERRE A. — La Masse de la Terre et son Etat intérieur. 1. GÉNÉRALITÉS. — PROBLÈME DE LA MASSE DE LA TERRE. —

L'étude de la Terre ne rentre pas, à proprement parler, dans le cadre de ce Livre : elle constitue à elle seule l’objet d’une science spéciale, la Physique du Globe. Il est cependant difficile de se faire une idée des conditions qui peuvent régner dans les autres planètes si l’on n’acquiert pas d'abord quelques notions sur l’état physique que les travaux modernes conduisent à attribuer à la Terre. Les mêmes raisons obligent d’ailleurs à faire précéder l'étude des Etoiles de celle du Soleil.

Le rayon moyen de la Terre est de 6.378 kilomètres : nous ne développerons pas ici les méthodes qui ont servi à le mesurer et qui ont été traitées ailleurs. On sait que la Terre est aplatie aux pôles et la valeur de l’aplatissement dépend

de sa rotation. Clairaut a en effet montré, vers le milieu du a — b

xyviu° siècle, que l’aplatissement (a et b, rayons équato-

rial et polaire) d’une planète fluide, en rotation lente autour d'un axe — et toutes Les planètes sont sensiblement dans ce

, : : b) I ’ cas — est nécessairement compris entre To et.-?, © étant le

quotient de la force centrifuge à l’équateur par la pesanteur

équatoriale. L’aplatissement réel du globe est bien dans

LS . r { à les limites de Clairaut, car & vaut pour la Terre : sa figure PA

d'équilibre est donc celle qui correspondrait à un état Cours d'Astronomie. — BosLer-nr. 19

fluide (1) et il en est sans doute de même des autres planètes.

Un des premiers problèmes qui se posent à nous consiste à évaluer la masse de la Terre, ou si l’on veut, malgré l’impropriété de l'expression, à la « peser ». Cela revient à trouver la densité à de la Terre, puisque sa masse a pour

ER + valeur (r étant le rayon) rr*à Et cela revient aussi à mesu-

rer la constante / de la Gravitation; 9 étant l’accélération de la pesanteur, on a en effet,

Il est important de noter que ni l’une ni l’autre de ces grandeurs, pas plus la densité de la Terre (ou sa masse en kilogrammes) que la constante de la Gravitation, ne figure dans la plupart des calculs astronomiques, en particulier dans Les calculs de perturbations : ce qui y entre c’est la constante de Gauss K = /M, (M, étant la masse du Soleil), constante qui, d’après la troisième loi de Képler, s'exprime en fonction de données purement astronomiques — la distance moyenne du Soleil à la Terre et la durée de l’année. — Si l’on choisit convenablement les unités de longueur et de temps, la constante de Gauss est égale à 1 et n'intervient même plus autrement dans les caiculs. C’est ce qui explique que le développement de la Mécanique Céleste (les calculs de Laplace par exemple) ait précédé la solution de la question qui nous occupe.

L'importance de cette dernière est surtout physique. La densité de la Terre nous renseigne sur l'échelle des densités dans le Système Solaire et sur la constitution interne du globe. Quant à la constante de la Gravitation, elle offre un intérêt plus grand encore peut-être, qui s'étend à toute la Philosophie naturelle : c’est une donnée de premier ordre

(1) Ce qui ne veut pas nécessairement dire que la Terre soit fluide ni même qu’elle l'ait jamais été : àl suffit que ses parties constitutives se soient agglomérées de façon à pouvoir prendre d’elles-mêmes leurs positions d'équilibre.

le |

caractéristique d’une propriété fondamentale, universelle de la matière. Aug

2. MÉTHODES DE MESURE DE LA DENSITÉ DE LA TERRE. — La première tentative sérieuse pour mesurer la densité moyenne de la Terre à consisté à comparer l'attraction d’une montagne isolée à celle du globe entier L’opération comporte deux phases : 1° On mesure, par triangulation, la distance à vol d’oiseau de deux points A et B (fig., 99), situés de part et | d'autre de la montagne, ce qui donne la différence de latitude géographique ou l’angle que feraient les deux verti-

cales en À et en B, si la montagne n’exis-

tait pas; 2° on mesure, angulairement,

la différence de latitude astronomique de

* À et de B, c’est-à-dire l'angle rée/ des

deux verticales en ces points. En faisant

usage de ces deux angles, on obtient

Fig. 100. aisément, si la position du centre de gra-

vité CO de la montagne est connue, l’angle « dont a été

dévié le fil à plomb de chaque côté, du côté À par exemple (fig. 100).

Si l'on appelle alors M la masse de la Terre, m celle de la montagne et d la distance CA, on a :

Fig. 99.

eo et on en déduit facilement M.

La montagne n’a pas besoin d’être régulière : il suffit qu'on connaisse bien sa forme et sa constitution géologique — ceci est le point faible du procédé — une intégration approchée donne alors le centre de gravité.

Maskelyne à trouvé ainsi en 1774, au Mont Schehallien (Ecosse), à — 4,71 par rapport à l’eau. L'expérience à été

reprise en 1832 à la montagne d’Arthur’s Seat, près d'Edimbourg : elle a donné 5,32.

D’autres moyens ont encore été employés. En mesurant la

durée d’oscillation d’un pendule, on détermine comme on sait la valeur de g. Si l’on opère à la surface du sol, on

: s M : : ; ; obtient par là g — 5. Mais, au fond d'un puits de mine, la couche superficielle cesse d'agir ; si C . masse, d son épaisseur, on ne mesure plus que 9, — le . On en déduit

par division M, si C et d sont connus. — nl “ pour que la méthode réussisse, que l'on connaisse la masse et la composition de la couche superficielle, ce qui n’est pas toujours facile. Malgré cet inconvénient, les résultats obtenus sont en général satisfaisants.

3. ExPÉRIENCE De Cavexnisa. — La méthode de la balance de torsion, imaginée par Cavendish en 1798, repose sur un principe très différent des précédents : elle donne directement la constante de la Gravitation.

Deux petites boules métalliques 4, b sont réunies par un fléau très léger, suspendu en son milieu par un fil de quartz (Hig. 3). Si l'on approche de chacune d'elles une grosse sphère de plomb À ou B, les boules sont attirées, le fléau tourne et le fil de quartz se tord légèrement jusqu’à ce que son couple de torsion équilibre celui engendré par l'attraction des sphères. On note alors l’angle 4 dont le fléau a tourné.

Si l’on connaissait le couple de torsion du fil (ou, ce qui. revient au même, la force correspondant à un angle 0 égal à l’unité), on calculerait l'accélération g', exercée par les boules B et on en déduirait la constante de la Gravitation, puis-

que 9! . (mn — masse de B ; d = dist. Bb). — La faiblesse

du couple de torsion rend sa détermination délicate : on procède indirectement. On fait osciller librement le fléau après avoir écarté Les sphères B ; le mouvement est pendulaire ; si

L ; d d20 7 l'est la longueur du fléau, il obéit à la relation / TA = 0 K9.

La période de l'oscillation libre .est alors : T = 2x :

comme il est aisé de mesurer T, on en déduit K et par suite 7’.

Les difficultés viennent ici des courants d’air qu’il est presque impossible d'éviter dans la pièce où l’on opère. Aussi A. Cornu a-t-il repris l'expérience dans le vide. Pour éviter tout mouvement, les sphères B étaient en verre et on les remplissait de mercure à volonté. Quant au fléau, on observait sa torsion au moyen d’un miroir et d’une échelle graduée, comme dans les galvanomètres usuels. Avec tous ces perfectionnements, Cornu et Baille (1) ont trouvé à — 5,56 (1872).

M. C. V. Boys (2) a exécuté à nouveau la même expérience à Oxford en 1890-93 à l’aide d’un appareil très petit dont le fléau n'avait qu'un centimètre : il a obtenu à — 5,527, chiffre actuellement considéré comme un des plus sûrs.

De toutes ces mesures, il résulte que la densité moyenne de la Terre diffère peu de 5,52 ou, ce qui revient au même, que la constante de la Gravitation a pour valeur :

6,66.10—° unités C. G.S.

4. RÉPARTITION DES DENSITÉS A L'INTÉRIEUR DU GLOBE. — On conclut de là que la densité moyenne de la Terre est beaucoup plus forte que celle des roches superficielles, qui ne saurait être très supérieure à 3 (quartz 2,75 ; calcaires 3,2...) : le centre de la Terre doit donc avoir, par compensation, une densité comprise entre 7 et 12.

Laplace, en partant de certaines hypothèses sur la compressibilité de la matière, avait cherché à évaluer la répartition des densités dans le globe : il était arrivé à une loi de la forme (3)

DE

< > Sin mr K —— ,

(1) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 76, 1873, p. 954. (2) Philosophical Transactions, t. 186 A, 1895, p. 4. (3) Tisserann, Zrailé de Mécanique Céleste, t. I, p.232.

K et » étant des constantes qui peuvent être calculées en partant de la densité moyenne et de la densité superficielle, au moins approximativement connue. Si l’on admet 2,72 comme correspondant aux couches périphériques, on trouve ainsi au centre 10,87.

D'autres savants se sont depuis occupés de cette importante question, Ed. Roche, O. Callandreau (1), H. Poincaré (2) entre autres. T. J. Stieltjes (3) s’est proposé de rechercher les limites entre lesquelles doit nécessairement être comprise la densité aux diverses profondeurs, étant donné ce que nous savons des grandeurs mesurables qui peuvent en dépendre. En partant de la densité moyenne du globe, de celle des couches périphériques, de l’aplatissement polaire,

du rapport de la force centrifuge à la pesanteur à l’équateur.

sphéroïde terrestre, il a obtenu les chiffres suivants :

et du rapport des moments principaux d'inertie du

Distancesau centre) 0 0,2 0,4 0,6 FÉG NT GRUT CG OR 7,8

Limites de la densité. 142,2 40,4 8,9

On voit qu'au centre l’accord avec la formule de Laplace est satisfaisant. — De ce qui précède, il résulte que l'intérieur de la Terre est très probablement formée de métaux, de Fer vraisemblablement. Pourtant les pressions qui règnent dans les régions profondes sont énormes du seul, fait du poids des couches superposées ; M. T. J. J. See les a. calculées (4) : elles se chiffrent par millions d’atmosphères et elles pourraient conférer à des corps relativement légers. des densités élevées. Par contre, et c'est peut-être ce qu'il y a là de plus remarquable, il est impossible que l’intérieur du globe renferme en quantités notables des métaux lourds,

(1) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 100, 1885, p. 4204.

(2) Figures d'équilibre d’une masse fluide, Paris, Naud, 1902, p. 94. (3) Archives Néerlandaises des Sciences exactes et naturelles, t. XIX, 1884, p. 456.

(4) Astronomische Nachrichten, vol. 169, 1905, no 4053, p. 321. —. Voir aussi : vol. 174, 1906, no 4104, p. 386.

tels que le Plomb (11,3), le Mercure (13,6), l'Or (19,3), le Platine (21,5) : ces éléments ne sauraient être sur notre planète qu'assez exceptionnels.

5. PREMIERS DOUTES SUR LA FLUIDITÉ INTERNE DU GLOBE. — On sait qu'à mesure qu'on descend sous terre la température croît de 1° par 30 mètres environ : c’est ce qu'on appelle le degré géothermique. Cette loi n’a pu être vérifiée au delà de 2.000 mètres, le plus profond puits de mine existant dépassant de très peu ce chiffre : si l’on procède cependant par extrapolation, la température doit être de 2.000° à 60 kilomètres de profondeur et les corps les plus réfractaires étant presque tous fondus aux températures de cet ordre, il paraît naturel de supposer l'intérieur du globe à l'état fluide. L'existence des volcans etles matériaux liquéfiés — ne venant pas nécessairement, 1l est vrai, du centre de la Terre — que rejettent leurs cratères semblent confirmer cette opinion. Aussi a-t-on longtemps regardé la Terre comme une sphère liquide, incandescente au centre et recouverte d’une mince écorce solide d'environ 60 kilomètres d'épaisseur — à peine le 1/100° du rayon terrestre — c'est l'hypothèse du « feu central ».

Or Sir W. Thomson (1) a montré en 1863 et 1877 que cette idée était très probablement fausse et que, selon toute vraisemblance, la Terre est à peu près aussi rigide que l'acier. Il se fondait pour l’affirmer sur l'existence des Marées : si Le globe terrestre était en grande partie fluide, la terre ferme obéirait aux forces luni-solaires qui soulèvent les marées océaniques ; l’eau et le rivage s'élèveraient ou s’abaisseraient en même temps et aucune marée ne se verrait. Le fait que nous en observons prouve donc que le globe se déforme très peu par comparaison avec la masse fluide des mers.

La Précession des Equinoxes plaide dans le même sens : on l’explique d'ordinaire et on calcule son ordre de grandeur

(1) Philosophical Transactions. t. 153, 1864. p. 573 — Voir aussi : Sir W. THousoxet P. G. Tair, 7reatise on Natural Philosophy, 2 édit., Cambridge, 1883, (University Press), t. Il, p. 422

en partant de l'hypothèse d’une Terre rigide, laquelle ne saurait s'allier avec la notion d’un état fluide au centre. Mais il y a des arguments plus précis.

6. PHÉNOMÈNES SISMIQUES. — Les tremblements de terre proviennent de perturbations locales (effondrements, explosions volcaniques ou autres, .….) situées relativement très près de la surface (fig. 102). Lorsqu'un tremblement de terre a lieu quelque part en A, on observe en B trois espèces d’ébranlements :

1° des ondes transversales qui se propagent à travers la croûte superficielle et sont comparables aux ondes de la surface d’un liquide ; 2° des ondes transversales qui se propagent à l’inté-

Fig. 402. rieur de la Terre en prenant la voie

la plus rapide, compte tenu des densi-

tés ; 3° des ondes longitudinales qui suivent le même che-

min. Ces dernières sont analogues aux ondes du son dans

l'air; ce sont les plus intéressantes au point de vue qui nous occupe (1).

Sur les graphiques donnés par les instruments enregistreurs, il est facile de distinguer les différentes ondes qui, naturellement, ne mettent pas le même temps à effectuer leur trajet, du point d’ébranlement initial à l'observateur. Les ondes longitudinales (dites « premières préliminaires ») sont les plus rapides : Leur vitesse est donnée par la formule bien connue de la théorie de l’élasticité

Te Ver 2u

où u est le module de rigidité, À un coefficient qui, dans un solide parfait, doit être pris égal à u et p la densité. Or cette vitesse dépasse généralement toutes celles que les roches connues seraient susceptibles de propager : de sa valeur observée, du trajet que doivent parcourir les ondes dans le

(4) M. P. Rupzxr, Physik der Erde, Leipzig, 1911, (Tauchnitz), p. 169.

&lobe et de la densité probable des régions traversées, on peut déduire le module moyen de rigidité qui correspond à cellesci, — On obtient ainsi des nombres variables suivant les cas, mais toujours du même ordre, quelles que soient les hypothèses faites au cours du calcul. Tous sont égaux ou supériéurs au module de rigidité de l'acier 7,7.101 C. G.S. : c’est ainsi que M. À. E. H. Love (1) trouve comme moyenne u — 1,38.10%.

- 7. VARIATION DES LATITUDES. — La Précession fait décrire à l'axe terrestre dans le Ciel, autour de la normale au plan de lécliptique issue du centre de la Terre, un vaste cône de 41° d'ouverture en 25.800 ans. Or Euler a démontré en 1770 que, comme conséquence nécessaire de ce mouvement, l'axe de la rotation de la Terre ne peut rester immobile à son intérieur : il doit décrire autour de l'axe de symétrie de la planète un tout petit cône de 0 m. 27 de rayon (2), avec une période de 305 jours. Les latitudes doivent donc varier au cours de ce temps de + 0”,2 environ. Ceci s'applique au cas où la Terre serait parfaitement rigide.

Vers 1885, K. F. Küstner (3) à Berlin et S. C. Chandler (4) en Amérique réussirent à mettre en évidence cette « variation des latitudes » (fig. 5) : elle était bien à peu près de l'amplitude escomptée ; mais sa période atteignait 430 jours au lieu de 305 ; en plus de cela, une période annuelle se superposait à la principale, période sans doute due à des phénomènes météorologiques saisonniers (tels que les chutes de neige l'hiver et la fonte des glaces polaires l’été) qui modifient légèrement la répartition des masses à la surface du globe. La durée inattendue de la période principale restait

(1) Philosophical Transactions, t. 207 A, 1908, p. 174.

(2) M. Srarrer, Annales de l'Observatoire de Bordeaux, t. XIV, 1911, p. 24. — Ce déplacement résulte de la théorie classique du mouvement « à la Poinsot ».

(3) Voir Ta. Azsrecur, Astronomische Nachrichten, 1892, t. 131, no 3131, p. 169.

(4) Astronomical Journal, t. XI, 1891, no 248, p. 9 et même volume, n° 249, p. 65.

cependant énigmatique : or S. Newcomb (1) puis S. S: Hough (2) ne tardèrent pas à établir que, si la Terre au lieu d’être indéformable possédait une’ certaine élasticité de l’or-. dre de celle de l'acier, la période d’Euler s’allongerait et pourrait atteindre 430 jours. | Ainsi, alors que certains phénomènes (les marées et 4

Fig. 403. — Trajectoire apparente du Pôle céleste (1900-1912).

précession) montrent que la Terre n’est à coup sûr pas fluide d’autres (les tremblements de terre et la variation des latitu= des) prouvent qu'elle n’est pas non plus entièrement indé= formable, mais possède à peu près l’élasticité de l'acier. On peut encore préciser davantage ces conclusions.

8. Maries DE L'ÉCORCE TERRESTRE (3). — Un pendule verti= cal laissé à lui-même est constamment perpendiculaire à la

(1) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, t. LI, 1899, p. 336. l (2) Proceedings of the Royal Society of London, vol. LIX, 1896," p. 185. ) (3) Cu. Larcemann, Annuaire du Bureau des Longitudes, 910, DAb41e

surface de niveau du globe qui passe par son point de suspension. Si la Terre — là «terre ferme » — était fluide, on n'aurait pas de points de repère fixes et, en apparence, le pendule ne bougerait pas. Si elle était infiniment rigide, il éprouverait des déplacements synchrones de ceux de la surface des mers, puisque la verticale changerait sans cesse par rapport à sa position à une heure déterminée et l’on pourrait calculer ces déplacements. Si la Terre n’est pas complètement rigide, sans être pour / cela fluide, on doit aussi constater des déplacements du pendule, de même période, mais / plus faibles : le rapport des amplitudes dans ' les deux cas (rigidité partielle et absolue) est / fonction du module de rigidité moyen du globe £& et permet de le déterminer.

Malheureusement les pendules ordinaires S P ne sont pas assez sensibles pour le but à atteindre ici : il faudrait feur donner unelon- pi 404. gueur trop grande. On peut obvier à cet inconvénient et réaliser des périodes d’une lougueur presque indéfinie au moyen du « pendule horizontal ». Cet appareil (fig. 104) est constitué par une masse pesante reliée, grâce à une tige rigide, à un axe matériel muni de deux pivots : si l’on plaçait cet axe horizontalement, on aurait un pendule vertical ordinaire d'une longueur approximative égale à celle de la tige ; lorsqu'au contraire on incline l’axe d’un angle x très petit sur la verticale, la masse peut osciller dans un plan voisin du plan horizontal. Mais on obtient ainsi un pendule dont la courbure de trajectoire, fonction de «, est très faible et par suite dont la période est très grande : l’appareil ainsi disposé est donc extrêmement sensible aux variations de la verticale.

Des observations très soignées ont été entreprises en Allemagne à l’aide de cette méthode par E. von Rebeur

Paschwitz en 1890, puis par M. W. Schweydar (1901-02) ; parmi les plus précises on peut citer celles de M: 0. Hecker à Potsdam en 1907, qui comportaient deux pendules en croix, dans les directions N. $S. et E. W., et placés au fond d’un puits : elles ont révélé que l'écorce terrestre, comme la mer, éprouvait des marées appréciables (fig. 105). — Le module de rigidité moyen qui en résulte pour le globe atteint 6,3.10" C. G. S., alors que celui de l'acier est 7,7.10".

9. Expériences De MM. A. A. Micngcson ET H. G. Gaz (1). — Mais les expériences les plus complètes et Les plus récentes concernant la rigidité de la Terre sont celles que

Niveau de l'eau,

MM. Michelson et Gale ont exécutées en 1913 puis reprises en 1917, à l'Observatoire Yerkes, près de Chicago.

Ces savants observaient, non plus directement les mou-. vements de l'écorce, mais les marées soulevées par l’attraction luni-solaire dans deux tuyaux remplis d’eau, de 150 mètres de longueur, 15 centimètres de diamètre et enfouis dans le sol à 1 m. 80 de profondeur ; la direction de ces tuyaux était N. S. pour l’un, E. W. pour l’autre. Chacun d'eux se terminait, aux deux extrémités, par une partie verticale laissant voir le niveau de l’eau. En 1913, on étudiait

(1) Astrophysical Journal, t. XXXIX, 1914, p. 105 et t. L, 1919, p. 330.

celui-ci au micromètre par l'intermédiaire d’une pointe que l'on faisait coïncider avec son image réfléchie dans la surface liquide. En 1917, on a procédé par interférences : la marche des rayons était alors la suivante (fig. 106).

En S était la source, une lampe Cooper-Hewitt à vapeur de mercure. En M un miroir plan se trouvait immergé, légerement en dessous de la surface à étudier, de façon que la moindre variation d'épaisseur de l’eau interposée modifiät le chemin optique des rayons issus de la source : ceux-ci traversaient d'abord la lame à faces parallèles L, inclinée à 45° et semi-argentée sur l’une de ses faces, puis la lame compensatrice (1) L'; ils se réfléchissaient sur M puis sur L et parvenaient ensuite à un appareil photographique ; ils interféraient alors avec un faisceau invariable qui, après réflexion sur la lame L puis sur le miroir M, traversait la lame L avant de pénétrer à son tour dans l’appareil photographique. L'étude des franges ainsi enregistrées donne immédiatement les variations du niveau à l'intérieur de, chaque tuyau.

Si la Terre était d’une rigidité absolue, on pourrait calculer l'amplitude de la marée théorique d’un océan qui la recouvrirait tout entière ; d’autre part, si le sol obéit lui-même en partie aux forces de marée, on peutrelier, grâce à une analyse rappelant celle nécessitée par les observations de Potsdam, le rapport des amplitudes des marées observée et calculée au module de rigidité moyen du globe. — Ces calculs (2) ont été, en ce qui concerne les expériences de MM. Michelson et Gale, exécutés en 1919 par M. F. R. Moulton : le module cherché à été trouvé égal à 8,6.10! C. G. $S., c’està-dire fort voisin de celui fourni par le pendule horizontal (6,3.1011) et du module de rigidité de Pacier 7,7.10!!, compris entre les deux.

Mais les observations américaines ont permis de constater quelque chose de plus : il y a un très léger retard de phase

(1) Cette lame a pour but d'égaliser grossièrement, au point de vue des épaisseurs de verre traversées, les chemins optiques des deux faisceaux interférents.

(2) Voir là-dessus Sir W. Taomsox, Report of the British Association, 1868, p. 494 el G. H. Darwin, même recueil, 1882, p. 474.

entre la marée observée et les forces astronomiques qui la provoquent. Ce retard est imputable à la viscosité (1). La Terre est sans aucun doute très peu visqueuse ; mais il semble bien qu’elle le soit légèrement, et à peu près comme l’est l'acier.

Ainsi donc un géant qui voudrait tordre la Terre de ses mains éprouverait la même difficulté que si la Terre était en acier. — Bien que ce soit là un fait démontré, certains géologues persistent encore à croire au « feu central » qu'ils interprètent dans le sens de la fluidité du globe. Il y a ici avant tout un malentendu. Une barre d'acier doit sa rigidité à la cohésion moléculaire, les corps célestes doivent principalement la leur à l'intervention nécessaire de la gravitation qui, abstraction faite de leur état physique propre, engendre à leur intérieur des pressions atteignant des millions d’atmosphères (2). Un liquide dans de pareilles conditions peut être rigide et la vérité est qu’aux très hautes pressions, la matière tend vers un état unique qui n’est à proprement parler ni solide, ni liquide, ni gazeux. La discussion à laquelle nous faisons allusion et qui a fait couler tant d’encre perd dès lors à peu près toute signification objective.

B. — L’Atmosphère terrestre.

1. Masse ET composition. — La masse de l’Atmosphère est facile à déduire de la valeur même de la pression barométrique, 1 k. 033 par centimètre carré; il suffit de multiplier ce dernier chiffre par la surface de la Terre en centimètres : on trouve environ 5.10 tonnes, soit un peu moins de la millionième partie de la masse terrestre totale.

Les recherches modernes et principalement cellesde L. Teis-

(1) La viscosité est la propriété que possèdent la poix et le bitume de se déformer, avec un certain retard mais d'une façon permanente, sous l'influence d'une force longtemps appliquée : elle fait intervenir les frottements intérieurs. — Il n’en va pas de même de la rigidité, qualité principale de l’acier ou du verre : un corps rigide casse ou reprend sa forme ; un corps visqueux cède lentement.

(2) Voir plus haut, p. 251.