CHAPITRE HUITIÈME

DE LA SPHÈRE TERRESTRE, DES LATITUDES ET LONGITUDES TERRESTRES, DES RAPPORTS DES SPHÈRES TERRESTRE ET CÉLESTE.

On se rappelle que nous avons supposé au centre de la terre un axe idéal sur lequel s'opère son mouvement diurne , c’est-à-dire sa rotation sur elle-même en vingt-quatre heures. Chaque extrémité de cet axe est appelée pôle. L’une, la plus rapprochée de nous, est le pôle nord, ou boréal, ou arctique; l'autre, le pôle sud, ou austral, ou antarctique.

Il doit nécessairement se trouver sur le globe un cercle également distant des deux pôles dans tous scs points; ce sera le plus grand, il partagera la terre en deux portions égales : l'une, que nous habitons, a été nommée hémisphère boréal, et l'autre, qui nous est opposée, hémisphère austral ; ce cercle prend le nom d'équateur. Nous avons supposé les pôles et l'équateur prolongés indéfiniment, et partageant également le ciel en deux hémisphères, dont chacun a son pôle immédiatement situé au-dessus de celui de l'hémisphère terrestre.

Voici donc la terre où nous sommes placés au milieu de l’espace, que nous nous représentons cependant comme une sphère énorme, sur laquelle les étoiles, diversement classées, nous paraissent toutes sur un seul plan formant les constellations.

L’équateur cl les pôles une fois bien déterminés, il faut connaître ce que l'on entend par certains points et certaines divisions nom-

mées cercles, que l’on suppose tracés ou marqués à la fois sur la terre et sur la voûte céleste qui l'environne.

On doit distinguer les quatre points cardinaux, dont deux, le nord et le sud, sont déterminés par les pôles ; les deux autres, le levant et le couchant, ou l’est et l’ouest, se trouvent placés sur l'équateur et indiqués d’une manière précise par les points du lever et du coucher du soleil aux équinoxes.

Si l’on suppose une ligne qui passe par les pôles du inonde et par deux points situés, l'un perpendiculairement au-dessus de la tète d’un observateur, l’autre directement sous ses pieds à la partie opposée du globe, on aura un méridien, c'est-à-dire un grand cercle qui coupera nécessairement l'équateur en deux points. Le point situé immédiatement au-dessusde la tête de l’observateur se nomme zénith, et le point opposé nadir. On peut supposer un axe qui réunit les deux points. On obtient le zénith avec un fil à plomb qui est toujours dirigé vers le centre de la terre, et dont le fil prolongé irait droit au zénith.

On nomme horizon un autre cercle qui a toujours le zénith pour centre, et qui est parallèle à la surface de l’eau stagnante dans le lieu où se trouve l'observateur. Ainsi, un individu placé sur le mont Blanc, ou dans tout autre lieu, voit au loin une étendue de pays

DES LATITUDES ET LONGITUDES TERRESTRES

plus ou moins grande, mais tout ce pays parait contenu dans un cercle dont l'étendue est d'autant plus grande qu’il se trouve plusélevé et que le sol est moins inégal. C’est ce cercle qui a pour centre l'observateur lui-méme, ou le point du ciel situésursa tête, quel’on nomme horizon.

Il existe un autre horizon, qui est celui dont on se sert le plus ordinairement en astronomie ; on le nomme horizon rationnel ou mathématique. Il a toujours l’observateur ou son zénith pour centre, mais on lui suppose la vue assez étendue pour embrasser la moitié de notre globe, ou la moitié de la sphère céleste. Ainsi, pour un individu placé au pôle nord, l’horizon rationnel serait l’hémisphère boréal du ciel et de la terre, l’équateur serait le cercle de l'horizon, et son zénith serait le pôle du ciel. Si cet individu change de place, son zénith et son horizon changerontaveclui, et il en résultera qu’il doit y avoir autant de zéniths et autant d'horizons qu’il y a de points à la surface du globe.

DES LATITUDES ZT LOSGITCDES TERRESTRES .

On sait qu’un cercle, quelle que soit sa dimension, est toujours partagé en trois cent soixante parties égales que l’on nomme degrés. Une ligne partant du centre pour aller joindre la circonférence est le rayon du cercle, qui est cinquante-sept fois plus grand que chaque degré. Si on partage ce cercle en quatre parties, chacun des points sera distant de quatre-vingt-dix degrés, et les rayons formeront entre eux des angles droits. Si une planète se trouve placée à l'extrémité d’un des rayons, et qu’un autre corps soit placé A l'extrémité du second rayon, on dira qu'ils sont éloignés de quatre-vingt-dix degrés. Comme les corps célestes sont à peu près ronds, qu’ils circulent dans des orbites qui approchent du cercle, et que la voûte céleste elle-même nous paraît une sphère immense, on fait un usage continuel de cette division du cercle ; elle est extrêmement commode, en ce que le nombre trois cent soixante offre une très-grande quantité de divisions et de subdivisions en nombres ronds, ce qui rend les calculs plus faciles. La division en trois cent soixante est loin d’élre

suffisante pour les calculs astronomiques; aussi on partage chaque degré en soixante parties, que l'on appelle minutez , et que l’on désigne par le signe 4' (quatre minutes), 30' (trente minutes), etc. Chaque minute est divisée en soixante secondes (60"), chaque seconde en soixante tierces (60"'), et ainsi de suite ; c'est-à-dire que l’on pousse cette division autant qu’elle est nécessaire; mais l’éloignement des corps célestes exige rarement que l’on puisse apprécier des quantités plus petites. Lorsqu'on dit qu’un astre offre un diamètre apparent de 18", de 30", etc., on veut exprimer sa grandeur apparente relativement à la sphère céleste, et ce diamètre change selon la position et le rapprochement de la terre.

Si nous partageons à la surface de la terre le grand cercle que nous avons nommé méridien en trois cent soixante parties, et que nous les tracions sur un sphéroïde qui représentera la terre, nous auronscentquatre-vingts lignes, ou cent quatre-vingts cercles tous parallèles à l’équateur qui sera le plus grand. A mesure que l’on s'éloignera de l’équateur pour se diriger vers l’un ou l’autre des deux pôles, la grandeur des cercles diminuera, et ils deviendront très-petits vers les pôles. En donnant à la terre neuf mille lieues de circonférence, chaque cercle sera distant de vingt-cinq lieues, et l’espace compris entre chacun d’eux formera ce qu’on appelle un degré de latitude.

La latitude d’un lieu est donc sa distance à l’éqnateur, et elle se compte en degrés depuis cette ligne, en allant vers le pôle nord ou sud; si l'endroit est au nord, on dira qu'il a une latitude boréale ; si, au contraire, il se trouve dans l’hémisphère opposé, il aura une latitude auztrale. Les pôles étant les points les plus éloignés de l’équateur ont par conséquent la plus grande latitude, qui ne peut être que de quatre-vingt-dix degrés, puisqu'il n’y a que le quart d’un cercle de l’équateur au pôle, et puisque les lieux situés sous l’équateur sont à 0 de latitude.

Nous avons vu qu’il existait autant de zénith et de nadir différents qu'il y a de points à la surface de la terre ; ainsi, on peut supposer des lignes nombreuses passant par ces deux points et par les pôles du globe, qui seront autant de méridiennes. Il était naturel

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d’établir autant de ces lignes qu’il existe de jJcgrés sur l’équateur, c'est-à-dire de prendre successivement pour zénith les trois cent soixante degrés qui divisent ce grand cercle, et d'y faire passer un même nombre de ces lignes. Or, la distance qui existe entre une de ces lignes, dont on part conventionnellement comme de base, à la ligne semblable la plus voisine, se nomme un degré de longitude , nom qu'on lui a donné, parce que la longueur des pays connus était plus gra ndc dans ce senslà que du nord au sud, lorsque les premiers géographes établirent leurs mesures.

Lorsqu’un phénomène céleste a lieu, tous ceux qui sont placés sur le même méridien le voient à la même heure ; par conséquent, il y a une différence de temps plus ou moins grande pour ceux qui sont placés sur des méridiens plus ou moins éloignés. En rapportant leurs observations, deux spectateurs placés sur deux méridiens distincts peuvent calculer l'angle qu’ils forment entre eux, en comptant quinze degrés par heure. Ainsi, si le même phénomène est observé à huit heures du matin dans un lieu, et à dix heures dans un autre, il y aura entre les deux points d’observation une différence de trente degrés de longitude ; et, connaissant la latitude, il est facile de traduire la distance en lieues. On se sert souvent de ce moyen pour connaître les longitudes, et l’on profite pour ces observations des éclipses fréquentes des satellites de Jupiter.

Les latitudes se mesurent à partir de l’éqnatcur qui est le 0 de l'échelle; les longitudes se mesurent à partir d’une méridienne conventionnelle. Ainsi, pendant longtemps on partait du méridien qui passe par l'tle de Fer, la plus occidentale des Canaries; mais par la suite chaque nation prit pour point de départ celui qui passait par sa capitale, et il n’y a plus maintenant rien de commun pour ce point de départ. En France, le Ode longitude est le méridien qui passe par l’Observatoire de Paris.

On voit donc qu’il existe des points trèséloignés qui peuvent être à la même longitude, d'autres entièrement opposés qui peuvent se rencontrer à la même latitude; mais il est impossible que deux lieux différents aient à la fois la même longitude et la même latitude. Il y aura toujours entreeux une différence quel-

quefois très-petite à la vérité, mais on peut toujours exprimer une situation en partageant chaque degré en minutes, chaque minute en secondes, etc. Ainsi, la latitude de Paris est de 48" 80' 13"; celle de Bordeaux de 44" 80' 14", etc.

Il est encore une remarque à faire sur l’étendue des degrés.

Les latitudes, ou plulèt les lignes qui les marquent sur les cartes, sont toujours placées à des distances égales les unes des autres, et chaque degré est de vingt-cinq lieues sur toute la terre, ou de soixante milles,' division plus commode et plus généralement adoptée que les lieues, en ce qu’un mille correspond à une minute, ou à la soixantième partie du degré. Si on considère les méridiens dont les intervalles forment la longitude, on voit que cet intervalle n’est pas partout le même, qu’il diminue à mesure qu’il s’approche des pèles auxquels toutes ces lignes aboutissent ; mais à mesure qu’elles s'approchent de l’équateur, l'intervalle compris entre elles augmente ; ainsi la quantité des lieux contenus en surface dans un degré de longitude terrestre variera, selon que la place où l'on comptera ce degré sera plus ou moins loin de l'équateur ; car là tous les degrés de longitude valent vingt-cinq lieues, mais diminuent à mesure que les deux méridiens entre lesquels on les mesure se rapprochent. Il en résulte qu'à l'équateur, comme nous venons de le voir, le degré de longitude contient vingt-cinq lieues ; a cinq degrés de latitude il a à peu près la même valeur ; car les méridiens ne sont pas encore assez rapprochés pour qu’il y ait une différence d’une lieue. Cette différence a lieu au quinzième degré ; alors ce degré ne contient que vingt-quatre lieues.

Le 28° contient

23 lieues

Le 30»

Le 38»

Le 40°

Au delà du quarantième il faut diminuer de deux lieues tous les cinq degrés en s'avançant vers le pôle. Si, par exemple, on voulait connaître la distance de l’aris à Vienne, on chercherait sur une carte la situation de ces deux villes, c'est-à-dire la longitude et la latitude. Cette dernière serait à peu près la même pour toutes deux: la longitude de Vienne

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est de quatorze degrés à l'orient de Paris. Il y a donc une différence de quatorze degrés pour la distance. Il faut donc chercher la longueur du degré de longitude au cinquantième de latitude, et l'on trouve qu'à cette distance de l’équateur il contient seize lieues : il suffira donc de multiplier quatorze degrés par seize pour obtenir la distance en ligne directe.

Si, au lieu d'étre à la mime latitude, les

deux villes avaient une même longitude, leur distance serait égale à autant de lois vingt-cinq lieues qu'il y aurait de degrés dans la différence de leur latitude.

Le tableau suivant, extrait de la Connaissance des Temps, contient les latitudes et longitudes, ainsi que les distances de Paris d'un certain nombre de lieux pris sur toute la surface du globe.

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