NOTATION

Quant à la cause physique de la précession des équinoxes, elle provient de rinflaence de Tattraction de la masse du Soleil sur le bourrelet ou renflement ëquatorial de notre globe.

La masse de la Lune agit aussi sur la même portion de la masse terrestre, et donne lieu à un mouvement de l'axe dont la période est de 18 ans 2/3; c'est ce qu'on nomme la nutatUm. La précession des équinoxes laisse l'inclinaison de réquateur sur Técliptique constante , tandis que la nutation augmente et diminue alternativement cette obliquité. Indépendamment d'ailleurs de cette variation , les observations anciennes et modernes comparées prouvent que l'obliquité varie lentement d'un siècle à l'autre.

Enfin, il est une autre variation que nous devons signaler, c'est celle du déplacement lent du grand axe de l'orbite

Pig. 47. Déplacement progrewif da grand axe de Torbite terrestre.

terrestre. On a reconnu que la longitude du périgée, que mesure Parc EAP compris sur Téclipiique entre Téquinoxe du printemps E et le point P Où se trouve la Terre à sa plus petite distance du Soleil, va en augmentant progressivement. En 1690, cette longitude n'était que de 277<^ 35' 31''. En 1775, elle était devenue égale à 279* 3' XI"; et à l'époque actuelle, 1867, elle est de 280* 38' 40^'. C'est un accroissement d'un peu plus de 6^ par année.

Mais cette augmentation de longitude tient en partie à la rétrogradation de Téquinoze qui de la position E va en E' à me distance angulaire de 50^ 2. L'autre partie de l'accroissement tient à un déplacement particulier du grand axe ou du périgée P qui vient se placer en P'. En résumé, il y a un rapprochement constant du périgée solaire ou du périhélie terrestre et de Téquinoze du printemps, et Ton peut calculer Pépoque à laquelle ces deux points viendront à coïncider.

Gomme les équinozes et les solstices déterminent les commencements des saisons, et que le grand aze de l'orbite partage cette courbe en deux parties égales que la Terre parcourt, comme nous le verrons plus loin, en des intervalles de temps égauz, cette position particulière du périhélie amènera l'égalité entre les durées réunies du printemps et de l'été, et celles de l'automne et de l'hiver; de plus, le printemps aura la même durée que l'hiver, et l'automne sera égal à l'été. Mais ce n'est guère que dans 47 siècles que ces phénomènes particuliers se présenteront pour la Terre.

lks jours et lis nuits a là surface de la terre. — variations dans la durée dbs journées et dbs nuits en un même ueu, selon l'Époque de l'année. — variations selon les latitudes. — lieux de la terre 00 le soleil passe au zénitu a midi. — jours et nôlts des pôles.

Tout le monde sait par ezpérience qu'il y a, dans le cours d'une année , une grande inégalité dans la longueur relative des jours et des nuits. Dans notre hémisphère boréal, nous voyons le jour surpasser la nuit en durée pendant les saisons estivales, le printemps et l'été; tandis que les nuits sont plus longues que les jours pendant les saisons hivernales, ou en automne et en hiver.

Quelle loi r^it ces variations? Sont elles les mêmes pour tous les points de la surface du globe, ou changent-elles

d'une latitude à l'autre? Enfin r^nel rapport existe- t-il entre ces phénomènes qui sont pour nous d'un si grand intérêt, et les mouvements de la Terre? Telles sont les questions que nous devons maintenant passer en revue.

Distinguons d'abord ce qu'on nomme vulgairement le jour par opposition à la nuUj de la période soit sidérale, soit solaire à laquelle les astronomes donnent le même nom. Le jour sidéral s'entend de la durée uniforme de la rotation terrestre; le jour solaire j de Tintervalle, légèrement variable dans le cours de Tannée, qui sépare deux passages consécutifs du Soleil an méridien.

Le jour on mieux la jouâmée — pour éviter toute équivoque — est l'intervalle de temps compris, en un lieu et à une époque donnée, entre le lever et le coucher du Soleil, le temps que l'astre passe Au-dessus de l'horizon du lieu.

Tandis que le jour solaire aune durée à peu près uniforme de 24 heures, la journée et la nuit peuvent varier, suivant les époques et les latitudes, entre zéro et six mois.

Nous avons vu que la Terre est partagée en cinq zones par les cercles polaires et les tropiques : la zone torride et les zones tempérées; les zones glaciales ou polaires. Au point de vue de la durée relative des jours et des nuits, on peut distinguer les zones terrestres de la façon suivante :

La zone torride et les deux zones tempérées comprennent tous les lieux de la iTerre où la durée de la journée et de la nuit, prises ensemble, donnent toujours im total égal à la durée du jour solaire ;

Les zones glaciales comprennent les régions pour lesquelles les durées réunies de la journée et de la nuit dépassent la daréedu jour solaire et atteignent jusqu'à la durée de l'année entière.

Considérons d'abord la Terre au début de l'année astronomique, c*est-à-dire à l'un ou à l'autre des deux équinoxes.

A ce moment, le Soleil est dans le plan de l'équateur. L'hémisphère éclairé que la Terre lui présente et l'hémisphère opposé ou obscur sont séparés l'un de l'autre par un grand cercle qui passe précisément par les deux pôles et contient l'axe de rotation (fîg. 48). Ce cercle de séparation de la

lumière et de l'ombre se confond en ce moment avec Ton des cercles méridiens terrestres et divise dès lors tous les parallèles en deux parties égales : aM6=bM'a.

En vertu de la rotation diurne, tout point d'un parallèle quelconque décrit donc, le jour de l'équinoxe, moitié de la

Fig. 48. La Terre à l'un do;» «quinuies.

circonférence dans la lumière, moitié dans l'ombre. La jour* née est égale à la nuit par toute la Terre et sous toutes les latitudes. C'est de cette circonstance que l'équinoxe tire son nom.

On peut se rendre compte d'une autre façon de l'égalité générale ^e la journée et de la nuit, à cette époque de l'année.

Le jour de Téquinoxe, le cercle que le Soleil semble décrire sur la voûte céleste en vertu du mouvement diurne est l'équateur, qui, sur tous les horizons possibles, est partagé par rborlzon lui-même en deux parties égales; moitié au-dessus, moitié au-dessous de l'horizon. Le temps que Je Soleil passe au-dessus de Thorizon, est donc égal au temps qu'il reste audessous. La journée et la nuit sont chacune de 12 heures.

Voyons maintenant de quelle manière varient les journées et les nuits pour une latitude donnée, par exemple pour un point de la zone tempérée boréale.

A partir de Téquinoxe du printemps, Taxe de rotation de la Terre restant parallèle à lui-même, et conservant la même

Fig* 49. La Terre entre l'Équinoze et le Solstice.

incUoaison sur le plan de l'ëcliptique , la Terre prendra la position indiquée dans la figure 49. Le cercle de séparation

Fig. 50. La Terre à Tun des Solstices.

de la lumière et de l'ombre ne passera plus par les pôles et divisera chaque parallèle en deux portions inégales. L'aro

dinroe àbib par exemple sera plus grand que Tare nocturne aM'b, La journée sera donc plus grande que la nuit, et la différence de leurs durées sera d'autant plus considérable que le cercle d'illumination passera à une distance plus grande du p61e boréal.

Ainsi les journées plus longues que les nuits iront en croissant sans cesse jusqu'à l'époque du solstice d'été , parce que c'est à ce moment que le cercle de séparation de la lumière et de l'ombre atteindra les régions les plus éloignées du pôle (fig. 50).

Entre le solstice d'été et Téquinoxe d'automne, la Terre occupera, relativement au Soleil, une série de positions identiques à celles que nous venons d'examiner, mais en ordre inverse. Les journées toujours plus longues que les nuits iront en diminuant jusqu'au moment du nouvel équinoxe, où il y aura de nouveau égalité entre ces deux durées.

Alors ce sera le pôle austral que la Terre présentera déplus en plus au Soleil, ce sera l'arc diurne qui sera plus petit que l'arc nocturne. Les nuits, plus longues que les journées iront donc en croissant sans cesse, et atteindront leur plus grande durée au solstice d'hiver, pour décroître ensuite en sens inverse, jusqu'à l'équinoxe du printemps.

Les variations que nous venons d'étudier ont lieu de cette manière sur tous les points de la Terre compris entre les cercles polaires, c'est-à-dire appartenant à la zone torride ou aux zones tempérées. Mais les inégalités varient avec la latitude, et sont d'autant plus sensibles que la latitude est plus grande, en d'autres termes, qu'on s'éloigne davantage de i'équateur.

Ces inégalités s'expliquent d'ailleurs par les variations de la hauteur méridienne du Soleil sur un horizon donné. L'amplitude de l'arc diurne que la rotation terrestre fait parcourir au Soleil au*dessus de l'horizon dépend en effet de cette hauteur. Au solstice d'été, vers le 20 juin, la hauteur méridienne du Soleil est maximum pour l'horizon d'un lieu situé dans rhémisphère boréal : c'est aussi l'époque du plus long jour, ou mieux, pour rester fidèle à notre convention, de la plus longue journée, et par conséquent de la plus courte nuit.

Entre le solstice d'été et chacun des équinozes, la hauteur méridienne du Soleil est croissante pendant la saison du printemps, décroissante pendant Tété : les journées croissent pour décroître ensuite.

Enfin y au solstice d'hiver , vers le 21 décembre, la hauteur du Soleil sur l'horizon est la plus petite possible : c'est l'époque de la plus longue nuit et de la journée la plus courte.

Si au lieu de considérer im point de l'hémisphère boréal de la Terre, il s'agissait d'un horizon de l'hémisphère austral, les phénomènes se suivraient de la même manière, mais à des époques de l'année qui correspondent à des positions diamétralement opposées de la Terre sur son orbite. La plus longue journée est celle du solstice d'hiver, k plus courte a lieu le jour du solstice d'été.

Maintenant considérons quelques points particuliers de la Terre.

A l'équateur, pendant toute Tannée, la durée de la journée et celle de la nuit sont égales, de douze heures chacune. C'est que le grand cercle de l'équateur est toujours divisé en deux parties égales par le cercle qui sépare l'hémisphère éclairé de l'hémisphère obscur : l'arc diurne et Tare nocturne sont de même amplitude, quelle que soit d'ailleurs la hauteur méridienne du Soleil. Â l'époque des équinoxes, le Soleil décrit, pour l'horizon d'un point de l'équateur, le grand cercle vertical qui passe par les points Est et Ouest. Â midi il passe donc par le zénith.

Ce dernier phénomène est commun à toutes les régions de la Terre situées entre l'équateur et les deux tropiques, jusqu'à la latitude de 23^ 27' environ. En effet, l'axe de rotation est incliné de 23* 27' sur le plan de l'édiptique. Lorsque par le mouvement de translation de la Terre autoardu Soleil, notre globe arrive à l'un ou à Tautre des solstices , le rayon qui joint les centres des deux astres, passe précisément par uo point de l'un des tropiques et coïncide avec la verticale daÛeu.

Ainsi le jonr da solstice d'été, le Soleil passe, à midi, au zénith de tous les lieux situés sur le tropique du Cancer, et,

114 CHAPITRE n. — LA TERRE.

le jour du solstice d'hiver, au zénith de tous les points du tropique du Capricorne.

Entre l'éqnateur et les tropiques, c'est-à-dire dans toute la zone torride, la même circonstance se présente deux fois par année, parce qu'alors la hauteur méridienne du Soleil atteint et dépasse 90^ Il en résulte que, entre ces deux époques et l'un des solstices, le Soleil est à midi au delà de la verticale du c6té du nord, et pendant le reste de l'année en deçà de la verticale du côté du midi. Les habitants de la zone torride voient donc leur ombre méridienne tantôt projetée vers le pôle, tantôt projetée du côté de l'éqnateur, c'est-à-dire au nord ou au micU de leur horizon.

Transportons-nous maintenant à l'un des cercles polaires, c'est-à-dire à une latitude qui n'est éloignée du pôle que de 23» 27'.

Depuis l'éqninoxe jusqu'au solstice, la journée va croissant sans cesse pour ce parallèle comme pour tous les autres lieux de la Terre; mais au solstice même, la lumière du Soleil atteint le parallèle tout entier, de sorte que ce jour là, l'astre reste au-dessus de l'horizon pendant 24 heures. L'inverse a heu pour le cercle polaire de l'autre hémisphère, dont la nuit dure 24 heures le jour du solstice.

Au-^lelà des cercles polaires, dans les lieux qui forment les zones glaciales, les journées et les nuits ont des durées de plus en plus inégales. A partir de l'équinoxe du printemps par exemple, le pôle boréal de la Terre voit le Soleil se lever sur son horizon, faire chaque vingt-quatre heures un tour entier sans se coucher, et, s'élevant sans cesse atteindre au bout de trois mois sa plus grande hauteur à l'époque du solstice d'été. A partir du solstice, il décrit en sens inverse cette espèce de spirale, pour se coucher trois mois plus tard, ayant ainsi fourni une journée de six mois entiers à ces ré^ gions glacées. Pendant ce long intervalle de temps, le pôle austral était plongé dans la nuit qui commence alors pour le pôle nord.

Terminons cette étude des variations que présentent les dorées relatives des journées et des nuits, en donnant un tableau dos durées du jour le plus long et du jour le plus

LES SAISONS. Il5

court pour un certain nombre de latitudes comprises entre les cercles polaires :

Dorée de la journée la plus Dorée de la journée la Latitudes. longue ou de la plus plus courte ou de la plus

longue nuit. courte nuit.

Equateur 0* 12^ 0- 12"» 0"

Trc^iques 23» 2V 13 27 10 33

Cercles polaires 66* 33'. 24

A k latitude de Paris (48* 50% la durée du plus long jour est de )6 heures 7 minutes ; c'est aussi celle de la plus longue nuit. La plus courte nuit et la journée la moins longue durent :7 heures 53 minutes.

LES SAISONS. — INÉGALES DURÂES DES SAISONS; CAUSES DE CETTE INÉ- GALITÉ. — LES SAISONS CONSIDÉRÉES AU POINT DE VUE DB LA TEM- PÉRATURE. — VARIATIONS DE L'iNTENSITÉ DB LA CHALEUR SOLAIRE. ^ VARIATION DANS LA TEMPÉRATURE AUX DIVERSES ÉPOQUES DB L'AKNÉB; SES CAUSES. — POURQUOI LES TEMPÉRATURES EXTRÊMES NE COÏNCIDENT PAS AVEC LES SOLSTICES. — TEMPÉRATURES MOYENNES DES DEUX HE- MISPHERES TERRESTRES. — BRISES DE TERRE ET DE MER. — LES VENTS ALIZÉS ET LES MOUSSONS.

L'année se divise, coi&me on sait, en quatre saisons séparées les unes des autres par les deux équinoxes et les deux solstices : .

Le printemps commence à Tinstant où la Terre passe au point équinoxial du printemps, on, ce qui revient au même, au moment où le Soleil traverse Téquateur et passe de Thémi-«phère austral dans Thémisphère boréal du ciel. C'est or* dinairement entre le 20 et le 22 mars qu'a lieu ce passage ;

La fin de la saison du printemps et le début de la saison