Terrains primitifs, cristallophylliens, azoïques

Les quatre groupes supérieurs, qui renferment des corps organisés fossiles, sont très fréquemment désignés sous le nom collectif de tenains neptuniens (de Neptune, dieu de la mer), parce qu'ils ont été formés dans le sein des eaux. Le groupe inférieur, réuni aux roches massives, donne avec celles-ci un autre ensemble souvent désigné sous le nom de terrains piutoniens (de Pluton, dieu des enfers), parce que ces terrains ont été

Basalte, tracliyte.

Diorite, serpentine.

Porphyre.

Granités.

formés sous l'influence de la haute tempérament qui règne dans l'intérieur du globo.

Lorsqu'on étudie les montagnes qui forment des chaînes plus ou moins étendues, comme les Vosges, les Alpes ou les Pyrénées, on voit, qu'elles sont, au moins en partie, formées par le redressement d'assises qui sont souvent horizontales on faiblement inclinées dans les plaines ou les plateaux avoisinants. Les assises ont sur les flancs des directions semblables à celle de la chaîne elle-même ou très rapprochées, et depuis longtemps M. Boue et L. de Bacti ont fait remarquer que les directions sont peu nombreuses dans uni; contrée même fort étendue, et que chacune a été produite à une époque géologique déterminée, et aussi que dans des contrées éloignées les unes des autres les chaînes qui ont une même direction ont été formées simultanément. Ces vues ont été développées et étendues à la surface entière de la terre par Elie de Beaumont.

L'étude de l'écorce terrestre amène à reconnaître qu'il s'y est passé à certaines époques des phénomènes qui sont sans analogues aujourd'hui. Ces phénomènes ont donné lieu à des faits extrêmement remarquables dont les principaux sont :

1" La discordance de stratification des assises de terrain, sur de grandes étendues;

2° La formation des chaînes de montagnes ;

3° Le changement de configuration des terres découvertes et le déplacement des masses d'eau, à chaque grande période géologique;

4° La destruction des êtres qui vivaient pendant la formation d'un terrain et leur remplacement par d'autres espèces pendant le dépôt du terrain suivant.

S'il y avait sur la surface du globe un lieu qui eût conservé des traces de toute la série des terrains, et qu'en cet endroit une dislocation immense eût coupé toutes les couches, de manière à présenter à l'observateur la totalité de leurs tranches, on aurait dans cette coupe les moyens de reconnaître toute la suite des terrains stratifiés, depuis les plus anciens jusqu'aux plus modernes. Une pareille section n'existe pas ; mais on peut la reconstruire théoriquement, en réunissant et en comparant des coupes partielles. On a des moyens de reconnaître les terrains qui sont contemporains. Ces terrains servent de jalons, et tel pays fournira la coupe des terrains supérieurs, tel autre celle des terrains profonds, un troisième comblera les lacunes et rectifiera ou complétera les autres. Les géologues sont ainsi parvenus à dresser un tableau général de la superposition des couches, dans l'ordre de leur apparition, qui représente la série de tous les terrains successifs.

L'étude détaillée des cinq groupes précédemment indiqués a amené rétablissement de subdivisions de second et de troisième ordre, qui sont données dans le tableau suivant pour les terrains neptuniens seulement, les terrains piutoniens ne se prêtant pas à des subdivisions bien nombreuses. Les subdivisions de second ordre sont au nombre de quatre pour les terrains primaires ou de transition, de quatre aussi pour les terrains secondaires, et de trois pour les terrains tertiaires. Leurs dénominations sont empruntées au pays où elles se montrent bien développées, ou dues à la présence de quelque minéral particulier; pour les terrains tertiaires, elles indiquent qu'ils renferment peu, médiocrement, ou beaucoup d'espèces rivani.es.

Ce tableau présente enfin l'indication des quatorze principaux systèmes de montagnes dont l'époque de formation a coïncidé avec les grands changements qui ont établi les lignes ne séparation entre les divers terrains. (V. Soulèvements.)

TEItltR

TERRE

TERRAINS STIUTII IÉS.

• ^ / AIIuy'ioiis.

S1STKMIS Dg M01T»f;"(Kfl AVEC LEURS DI11ECT1UKS.

? 5 j Di

Etna, Vésuve. N. 5« 0.

Chaîne principale des Atpes, B. 10* N.

T. tertiaire supérieur ou T. pliocène.

T. tertiaire moyen on T. m o

Pyrénées et Apennins. E. 18° S.

T. tertiaire inférieur ou T. iSieenc.

Mont Viso. N. N.-U.

( Craie.

T. ciétacé ■ ('.leensaiid.

( T. néocomien ou Wcaldien.

/ Oolithc Bupéi iiiire.

. . 1 Oolitlie in. .Mime.

T. jurassique j Càti-d'Or. C. 40» H.

oolithique g"** i"'é''eure.

\ T/twingertiald. E. 40» S.

T. Inasique

ou salifère

T. permien ou péaéeii

carboni -

1ère.

Harnes i Muschelkalk.

Grès bigarre.

Rhin. N. 21» E.

Grès des Vosg

l'ays-Bas. E. 3° N.

Zechstein.

Grès rouée.

Nord de l'Angleterre. N. 5* O.

T. lioniller.

Fores. N. 15° O.

Millstone ("rit.

Caleaiie cai l>.>

Ballons et Bocage. E. lo« S.

{ T. dévonien.

XWs/moreland et Hundsruck. E. 23° N.

. silurien.

Finistère. E. 22» N.

ci mbrien.

[V. Raulin.]

TEftP.E. — Cosmographie, VII. — Nous allons résumer et compléter dans cet article les notions de cosmographie qui intéressent notre globe considéré au double point de vue astronomique el physique ; nous renvoyons pour le surplus aux articlpsv4/(wée, Calendrier, G loue (Constitution du), Planètes, Jour, Saisons, etc.

On sait que la Terre a un mouvement de rotation uniforme autour de la ligne de ses pôles, et que la durée exacte d'une rotation complète est de vingt-trois heures cinquante-six minutes et quatre secondes de temps moyen : c'est la durée an jour sidéral, qu'il ne faut pas confondre avec celle du jour solaire. Maintenant, ladurée du joursidéral estelle absolument invariable, comme Laplace croyait pouvoir le conclure des observations astronomiques anciennes et modernes, comparées ? Delaunay a prouvé le contraire. La rotation terrestre subit un ralentissement causé par la réaction de la masse de la Lune sur les protubérances liquides des marées. Ce ralentissement est d'une extrême lenteur, puisqu'il ne faudrait pas moins de cent mille années pour augmenter d'une seconde la curée du jour sidéral. En dehors des questions de théorie, il est donc permis de considérer comme invariable la durée de la rotation terrestre, laquelle sert de base a la mesure du temps.

Dn autre élément très important de la rotation terrestre, est la position de l'axe autour duquel elle s'effectue. Cet axe est incliné sur le plan de l'orbite de la Terre: l'angle qui mesure cette inclinaison est aujourd'hui de 66°,33' environ, de sorte que l'équateur est incliné lui-même de 23°,27' sur le même plan : c'est ce qu'on nomme l'oOtiquitë de l'écliptique. De cet élément et du mouvement annuel de translation de la Terre résultent les variations qui se succèdent, d'un

bout de l'année à l'autre, dans les durées relatives des jours et dos nuits, ainsi que dans les hauteurs méridiennes du soleil au-dessus de chaque horizon. Les saisons et les climats dépendent donc de l'obliquité de l'écliptique qui varie lentement avec les siècles : elle diminue actuellement de o ,5 pu siècle. Quand cette diminution aura atteint 1°,20', c'est-à-dire dans 9600 ans au moins, l'obliquité deviendra stationnaire, puis elle reprendra une marche croissante.

L'axe de rotation de la Terre reste à peu près parallèle à lui-même, de sorte qu'il coupe le ciel en deux points opposés, !es pôle lestes, en apparence immobiles, autour desquels parait s'effectuer le mouvement diurne des étoiles. Si ce parallélisme était rigoureux, les équinoxes seraient toujours les deux mémos points de. l'orbite terrestre, el la durée de ['année tropigi rait exactement égale à celle de Vannée sidéra/-. Nous avons vu que cette égalité n'a pas lieu. L'année tropique est plus courte que l'année sidérale, parce que la Terre revient à un même équinoxe un peu pins tôt qu'elle ue revient à la môme étoile. Ce phénomène, connu sous le nom de ; récession des équinon es, vient d'un mouvement de l'axe de la Terre, qui fait décrire un angl" de .M)' ,2 par an à cet axe autour de l'axe de l'écliptique. En 20 000 années environ, la révolution est complète. Il résulte de là que les pôles cél changent peu à peu de position parmi les étoiles. L'étoile qu'on nomme aujourd'hui la Polaire, parce qu'elle est très voisine du pôle céleste boréal, va actuellement en se rapprochant de ce pôle. Cette diminution de distance continuera pendant deux siècles et demi environ. Le pôle s'éloignera ensuite de la polaire, et dans 13 ('00 ans il se trouvera près de la belle étoile Véga de la Lyre, à iT* de la polaire aciuello. C'est par l'effet de la précessiun des équinoxes que les constellations zodiacales ont peu à peu cessé de correspondre aux mêmes époques de l'année que du temps des anciens. Il y a 2 000 ans, à l'époque, où vivait l'astronome Hipparque, le Soleil se trouvait, à l'équlnoxe du printemps, dans la constellation ou dans le signe du Bélier. Aujourd'hui, au même équinoxe, on dit toujours qu'il est dans le signe zodiacal du Bélier; mais, en réalité, il est à 27° de distance dans la constellation des Poissons.

il y a un autre mouvement périodique de l'axe terrestre, beaucoup plus court (18 ans 2/3) que la précession : on l'appelle la nutation (balancement). Ces mouvements sont dus l'un et l'autre à l'action de la gravitation de la Lune et du Soleil sur notre planète, ou plus exactement à l'action de leurs masses sur le renflement équatorial de la Terre. Si ce renflement n'existait pas (et on a pu \oir à l'article Glo> e qu'il est la conséquence du mouvement, de rotation et de la force centrifuge que ce mouvement développe), ni la précession ni la nutation n'existeraient, et l'axe terrestre conserverait dans l'espace une direction invariable ; les révolutions des saisons se feraient toujours aux mêmes points de l'orbite terrestre.

Si le mouvement de rotation de notre globe est troublé par les réactions qu'exei cent le Soleil et la Lune, suit sur les protubérances des marées soit sur la protubérance bien autrement considérable du renflement équatorial, son mouvement annuel de translation subit aussi des perturbations importantes.

La Terre décrit une ellipse autour du Soleil, et le centre de ce dernier corps occupe, avons-nous vu, l'un des foyers de la courbe. On élément est invariable dans cette courbe, c'est la dimension du grand axe, ou, ce qui revient au même, la distance moyenne de la planète au Soleil. Dès lors la durée de la révolution est elle-même invariable. Mais ce qui ne l'est pas, c'est, d'une part, la po-

TERRE

TERRE

Bition du grand axe, de Vautre, la grandeur de | l'excentricité. Le périhélie, qui est le point du erand axe où la Terre est à sa plus petite distance du Soleil, a un mouvement qui s'effectue en sens contraire du mouvement de précession des equinoxes. Actuellement, le périhélie se trouve à JG° à Deu près du solstice de l'hiver boréal ; vers l an 1250 de notre ère ces deux points coïncidaient, de sorte que l'époque du jour le plus court sur notre hémisphère était aussi celle ou le boleii était le plus voisin de nous; le solstice dete correspondait alors à l'aphélie. Cette circonstance contribuait donc à rendre nos hivers moins rudes et nos étés moins chauds, et le contraire arrivait pour les habitants de l'hémisphère austral. Par le fait de la combinaison du mouvement du périhélie et du mouvement contraire de la precession des équinoxes, le périhélie va en s'éloignant du solstice d'hiver ; il se trouvera coïncider avec le solstice d'été au bout d'un interva e d environ 1 0 500 ans, c'est-à-dire vers l'an 1 1 750.Vers le milieu de cette période, ce sera l'équinoxe du printemps de l'hémisphère boréal qui se trouvera en coïncidence avec le périhélie : alors l'hiver et le printemps auront même durée et seront les deux saisons les plus courtes ; l'été et l'automne seront pareillement égaux et plus longs.

Ces lentes révolutions modifient évidemment a distribution de la lumière et de la chaleur sur la Terre suivant les saisons, et pour les deux hémisphères en sens opposé. Mais il est, à ce point de vue une variation beaucoup plus importante, c'est celle de l'excentricité de l'orbite de la Terre, c'est-à-dire du rapport qui existe entre 1 excès du demi grand axe sur la distance périhélie et ce grand axe même. Si l'on prend pour unité le demi erand axe, ou la distance moyenne du Soleil à la Terre, voici quelles sont les distances périhélie et aphélie :

Distance périhélie 0.9832

Distance upbclie 1.01b8

La première est inférieure àladistance moyenne et la seconde surpasse cette quantité de 0,01b». C'est ce nombre qu'on nomme Y excentricité.

LVxcentricUé est la mesure du plus ou moins erand allongement de la courbe elliptique ; plus elle est grande, plus l'ellipse diffère du cercle ; plus elle est petite, plus la courbe approche de la forme circulaire. .

Or l'excentricité de l'orbite terrestre varie dans la suite des siècles, avec une excessive lenteur, il est vrai, mais dans des limites assez considérables, puisque, de la valeur actuelle qui est 0,0168, elle peut atteindre un maximum égal à 0,0777, plus de quatre fois supérieur. On a calculé qu'elle a atteint son dernier maximum il y a environ 210 000 années; elle décroîtra encore pendant 24 000 ans pour croîti e de nouveau. La cause de ces changements est dans l'action des planètes Jupiter et Saturne, et aussi de Vénus et de Mars.

Nous mentionnons ici ces modifications lentes des éléments astronomiques de notre planète pour deux raisons : d'abord, pour montrer par des exemples comment s'exerce la loi de gravitation qui régit tous les corps du monde solaire, comment les masses des corps s'influencent réciproquement par le fait des incessants changements de distances qui résultent de leurs mouvements propres. Ensuite, pour faire voir le lien qui peut exiger entre ces variations et celles que le globe terrestre a pu et pourra subir dans sa constitution, son climat, etc. Les géoh gucs ont constaté qu'il y a eu, dans les époques qui ont procède la nôtre de quelques centaines de milliers d'années {époques relativement récentes pour l'histoire du passé delà Terre), des périodes de refroidissement sans lesquelles il sérail impossible d'expliquer

l'immense extension qu'ont eue les glaciers dans les diverses parties du monde. Or les mouvements du périhélie et de la précession des équinoxes, et surtout les variations de l'excentricité, permettent de rendre compte des phénomènes des périodes glaciaires, des alternatives de leur apparition et de leur disparition. Des étés très chauds et très courts, des hivers très longs et très froids, par leur succession sur un même hémisphère, rendent compte à la fois et de l'excessive abondance de l'évaporation pendant les saisons estivales, et de la condensation des vapeurs sous formé de neiges pendant les saisons hivernales. De là le phénomène de la formation des glaciers et de leur immense extension sur certaines régions des continents actuels.

On sait que la Terre a la forme d'un ellipsoïde aplati aux deux pôles de rotation, ou renflé à l'équateur. Nous avons vu que la valeur moyenne de l'aplatissement est 1/299. Cette valeur résulte de nombreuses mesures géodésiques faites dans le sens des méridiens et dans le sens des parallèles. La Terre n'étant pas sphérique, les divers points de sa surface ne sont pas à la même distance de son centre de figure ou de gravite ; il résulte de !à que l'intensité de la pesanteur est variable avec la latitude : elle va en croissant de l'équateur au pôle. Un corps, d'une masse invariable, qu'on transporterait de l'équateur à des latitudes de plus en plus éloignées, exercerait sur un ressort donné une pression de plus en plus lorte, par le fait de l'accroissement d'intensité de la pesanteur terrestre. Il y a une seconde cause qui modifie cette pression dans le même sens, c'est la force centrifuge développée par le mouvement de rotation de la Terre, mouvement > dont la rapidité va en augmentant à mesure qu on se rapproche de l'équateur. Un moyen de constater ces variations est l'emploi du pendule. On a constaté par l'expérience que la longueur du pendule qui bat les secondes croit avec la latitude, ou bien, ce qui revient au même, qu'un pendule delongueur invariable oscille plus rapidement à mesure qu'on l'éloigné de l'équateur.

La conclusion de toutes les recherches fanes par ces diverses méthodes sur la forme du globe terrestre, c'est, comme nous l'avons dit, que ce globe n'est pas sphérique ; que les divers méridiens ne sont pas des cercles, mais des^ ellipses ayant toutes le même petit axe, qui est 1 axe des pôles. A la vérité, il y a des inégalités entre ces ellipses mêmes, de sorte que les parallèles, qui devraient être des cercles dans l'hypothèse dun ellipsoïde régulier ou de révolution, sont euxmêmes irréguliers. Il paraît que l'équateur a aussi une forme elliptique, beaucoup moins prononcée, il est vrai, que celle des méridiens.

Quelles que soient les irrégularités dont nous venons de parler, elles sont, relativement aux dimensions du globe terrestre, très peu sensibles La Terre, vue de l'espace, comme nous voyons au télescope les planètes les plus rapprochées, semblerait sphérique ; il faudrait des mesures très délicates pour constater et à plus forte raison pour mesurer son aplatissement. Quant aux aspérités formées par les continents, par les plus grosses chaînes de montâmes, elles disparaîtraient à peu près absolument : les continents et les mers ne se distingueraient que par une différence de teinte, par [inégalité d'éclat de surfaces douées de pomu.ra réfléchissants très inégaux.

Les dimensions et la forme du sphéroïde terrestre étant connues, on peut e.. deouire son volume : on trouve ainsi qu'il renferme 1 078 MU Sons de kilomètres cubes. S ^«J*";«g le poids spécifique moyen de la.ma^fipi^ e compose, une simple multiplication donnent .o pouls total du globe. Mais, par expérience, on ne