INTRODUCTION

densité diverses; les substances les plus denses les premières , puis celles qui Tétaient moins, et ainsi de suite; ce qui permet d'entrevoir une cause à la difTérence de densité des planètes. La forme sphéroîdale et l'aplatissement aux pôles est une conséquence de l'état liquide primitif. Le refroidissement continuant, les masses se sont solidifiées à la surface, tandis que les parties intérieures, préservées par la croûte formée, ont conservé une portion peut-être fort considérable de leur chaleur primitive, comme le démontrent, à la 'surface de la terre , les actions volcaniques et divers phénomènes géologiques dont il sera ultérieurement question.

lies corps de notre système solaire ne sont pas les si'uls qui aient attiré l'attention des asti oiioincs; il faut encore y joindi e ce nombre pour ainsi dire infini d'étoiles disséminées dans l'espace.

Si nous connaissons tout ce (jui concerne le mouvement des planètes, leur action réciproque, il n'eu est pas de même de leurs relations avec les autr<'s astres. Quelles sont leurs distances relatives? le soleil est-il fixe au milieu de l'univers; nVst-il pas transporté lui-même autour d'un autre centre planélaiie? Les observations faites jus({u'ici sur le mouvement de translation des étoiles ne permettent pas de résoudre complètement ces (piestions, niais semblent montrer ([ue tout le système solaire marche vers la constellation d'Hercule.

Nous ne possédons de notions précises sur TaSâib* nomie stellaire que depuis la fin du siècle .deniier, époque où Wili. flerscbel fit ses belles découvMHti^ siir le déplacement des étoiles. £n mesurant avec soin leurs distances angulaires , on a trouve que celles qui étaient le plus rapprochées de nous , s*en trouvaient à une dis» tance telle, que l'espace qui sépare les deux positions de la terre à une demi-année d'intervalle, ou le double de la distance dû soleil à la terre, vu de Tétoile , est au-dessous d'une secondé de degi*é; cette distance angulaire est appeléel lir parallaxe de l'étoile. En prenant cette valeur ifuné seconde pour limite supérieure y on

IBTRODUCnON. li

trouve que rintcrvallc qui sépare l'ctoile fixe la plus rapprochée de nous, du soleil, est égal au mouis à aooooo fois la distance du soleil à la terre. Nous citerons conuiîc exemple les étoiles dont la parallaxe est maintenant à peu pi ès connue : a du Centaure, la 6 T du Cygne, et Véga de la Lvre. La première a pour valeur i la deuxième, 0^/4^ ; la troisième, o ' 3.0u en déduit pour , les distauces au soleil

1 0 ... . 200000 fois la distance du soleil à la terre. 2^. . . . 55oooo id.

3^.... 700000 id.

La lumière, dont la vitesse est de 70000 lieues par seconde, mettrait trois, huit et onze ans pour franchir les distances qui séparent ces astres du soleil. Ces distances effrayent déjà l'imagination ; que ne doit*on pas penser de celles qui nous séparent des étoiles télescopiques, qui sont des milliers de fois plus éloignées encore! La lumière mettrait donc des milliers d'années pour arriver jusqu'à nous, et continuerait à nous faire voir ces astres pendant un laps de temps considérable alors qu'ils n'existeraient plus. On voit quelle idée nous devons avoir de Timmensité de l'espace, d'après de semblables distances.

Indépendannuent des étoiles considérées comme fixes, sous le raf)port de leur position respective et de leur éclat, il existe encore des étoiles sujettes à des accroissements périodiques d intensite lumineuse, et d'autres qui s't'teignent. Telles sont celles (jui brillèrent tout à ■ coup dans Cassiopée et dans le Serpentaire, et cessèrent ! de luiie (juelque temps après.

lin examinant à l'aide d'instruments d'opti({ue j)erfectionnés les positions relatives des étoiles, ou a reconnu (ju'elles formaient des systèmes binaires ou ternaires, dans lesquels leurs distauces changent avec le temps. Ces étoiles tournent autour les uues des autres, suivant les lois de la gravitation planétaire. Ces sys-

l4 lMTRODt9Qnoir.

tèmes, composes de plusieurs soleils diversement colorés, ont peut-être aussi des planètes el des salclliles.

Les étoiles visibles à la vut* au^metUeiit en nonil)!!' en npprochant d'une zone linnineuse qui entoure la sphère céleste suivant un i^rand cercle appelé voie lactée, et dans riulérieur dutjuel se trouve le système solaire. Cette aone nous apparaît comme une traînée lumineuse qui se bifurque daosla constellation du Cygne; la branche secondaire va rejoindre la branche principale à i jx)" de distance vers la queue du Scorpion.

A laide de ses puissants télescopes , Herschel a reconnu que la voie lactée est composée d'une multitude innombrable de petites étoiles dont la concentration est telle en certaines parties, qu'il a évalué le nombre de celles qui ont dû passer sous ses yeux, pendant une heure, à Soooo.

En admettant, ce qui du reste est probable, que les distances entre les diverses étoiles de ce système fussent du même ordre de grandeur, il s'ensuivrait que la distance qui sépare deux petites étoiles de la vote lactée voisines Tune de l'autre, et qui se confondent prescjue à nos yeux , serait analogue à celle qui nous sépare des étoiles les plus rapprochées de nous. Il résulte d\\ne . évaluation basée siu' les intensitivs hiinineuses, que la grandeur de cet amas lenticulaire d rluih^s, dans lequel le système solaiie n'est i\uun point, est telle, qu'il faudrait plus de -2000 ans à la lumière pour aller d'une extrémité à l'autre.

La voie lactée offrant un maximum d'intensité vers la croix du sud, entre Sirius et Afitai-ès, il paraîtrait (pie le s\stènie solaire ne serait pas placé au centre de cet amas, mais qu'il occujjerail une position excentrique. Quelques astronomes pensent cjuo la voie lactée est vide à l'intérieur et |>nsente la forme d'un anneau comme la nébuleuse annulaire de la Lvre. Suivant cette conjecture, le soleil serait place dans l'intérieur de l'anneau, près du boid interne.

£a résumé, le système solaire , devenu par Ve&tt de

IflTHODtlCTfOir* l5

la condensation une étoile entourée de planètes et de satellites, semble faire partie d'un immense amas d'étoiles voie lactée) de forme lenticulaire ou annulaire, et qui provient peut-être lui-même (fuue nébuleuse beaucoup plus vaste, dans laquelle la matière s'est groupée autour d'uoe immense quantité de centres de condensation formant aujourd'hui des étoiles.

Les taches lumineuses répandues çà et là dans respace^ vues avec de forts télescopes, paraissent, pour la plu* part y composées d'étoiles agglomérées dans des régions, dont les contours sontnettenu nt marqués, et qui offrent, séparément, Faspect d'une vive lumière vers le centre, où la condensation est ordinairement la plus grande. IjC nombre deœs étoiles est si considérable, que Herschel a reconnu que plusieurs de ces amas en renferment dix à vingt mille dans une étendue de 8 ou lo minutes. Ces régions d'étoiles, ces groupes de soleils, constituent probablement autant de systèmes particuliers soumis à des lois qui leur sont |)ropres, et forment, au milieu de l'univers, des espèces d*iles séparées les unes des autres par des intervalles qui sont infiniment grands relativement à leurs dimensions propres.

La réflexion suivante peut sei'vir encore à donner une idée de rinnncnsité de l'espace : nous avons dit que la voie lactée, crtte ri'uniou (\v. soleils dont notre soleil fait partie, paraît d'une telle dimension que pour la traverser (l'une extrémité à l'autre il faut deux mille ans à la lumière, qui francbit soixante-dix mille lieues pai" seconde: eh bien! un observateur placé sur un soleil appartenant à une autre nébuleuse, verrait la voie lactée tout entière avec une dimension angulaire analogue à celle sous laquelle nous apercevons cette même nébuleuse de la ten e !

Arrêtons-nous, car nous devons craindre de nous égarer, en cherchant à étendre les déductions de cette théorie, qui de longtemps ne pourront être vérifiées par l'observation. Espérons ({ue les découvertes dont s'enrichit journellement la physique, et les perfectionne-

l6 lUTRODUCTIOlf.

mcnls qu'oïl apporte dans la construction des instruments, peiincttront à rastronniiiic de reculer un jour, dans SCS investigations, les limites i\iie nous assignons acluellcincnt au possible.

Le tableau de l'univers, que nous venons d'esquisser, était indispensable poui- l iulelligence de ce (jue nous allons dire sur la Ibniiatiou de la terre et les plicnomènes pliysicpies qui oui lieu à sa surface et dans sou enveloppe aérienne.

Digaizoa Ly Li(.)o^le

CHAPllRE PRfâilER.

DE LA CROtTE SOUDE DU «àLOBE.

V ••■Il

Section I.

De la composition du gloàe.

L'origine ignée de la ten*e ne saurait être mise en doute quand on considère, d'une part, son aplatissementaux poies, indi([uaTit un état primitif de liquéfaction; l'accroissement de température avec la pi*ofon-> deur, à partir d'une certaine distance aii-dessous du sol; . les phénomènes volcaniques et les eaux thermales ; de l'autre, la croûte terrestra formée de matières oxydées ou brûlées, et Tatmoiphère né renfermant plus qu'une &ible proportion d'oxygène, la plus grancle partie de celle qui s'y trouvait dans le principe ayant servi proba* plement h la production des oxydes. Gela posé ^' et en nous .ippuynut sur les données que fournit l'astronomie, il est permis de crou'e que la terre , formée primitivement d'un amas de vapeura, débriade l'atmosphère solaire, soumise à un refroidissement graduel, par suite du rayonnement dans les espaces eélestes, est passée de rétat gazeux à l'état liquide , après quoi sa surface s*est recouverte d'une couche solide dont l'épaisseur a augmenté avec le temps.

Cetle couche, en raison de sou étendue et du retrait i-ésultantd'un refroidissement irrégulier, s'est brisée en plusieurs points ; les fragmentsdétacliés ontdû d'abord nager sur le bain rK[uide,se sont ressoudés ensuite par l'ettet du refroidissement, j)uis brisés de nouveau. Pendant que ces effets se produisaient, les agents atmosphériques agissaient puissamment sur les matières déjà soli«

l8 Dl LA COHPOftlTI^ OU GLOBB*

difiées. Ces réactions devaient ctro suivies (run dégagement de chaleur énorme, d'explosions, de déchirenieuts, et de retour à ietat gazeux ou liquide de quelques- unes des substances déjà déposées. Ces boursouflements, ces déchirements avaient de [analogie avec les eiïets que l'on observe dans les opérations de fusion de nos Tabo* nitoires^ quand le creuset reafertne des suhstani (*s qui ne se solidifient pas en même temps et qu'il se dégage des gaz.'

Le maximum delévation de température devait se trouver au contact même des substances qui i^agissaient les unes sur les autres. Ces effets durent se reproduire toutes les fois qu'il se formait une nouvelle couche capable d*étre attaquée chimiquement par les agents atmosphériques. La couche déjà solidifiée exerçant une

Ï pression sur le bain liquide, il est arrivé que des matières iquéfiées se sont fait jour à travers les fissures et sont venues se déverser à la surface en produisant des ex-

f>losions capables de briser la croâte. On conçoit dès ors comment il a pu se faire que la température de la terre, au lieu de s abaisser toujours graduellement, se soit élevée brusquement quand des réactions cbimicjucs sont venues troubler la consolidation des couches supérieures.

Aussitôt que la croûte solide reposant sur le bain liquide eut acquis une cerlaiiie épaisseur, les parties intérieures du globe eonlinuanL à se refroidir, il en est résulté une diminution de volume dan.^ la masse centrale t{ui a dii produire des plissements dans la croûte et des inégalités à la surface extcM-ieure de récurée.

L'eau est un des dei'niers agents qui (hit réagir chimiquement, puisqu'elle ne pai iit à l'état liquide que lorsque la température de la surface terrestre fut suffisamment abaissée. Cette température était toutefois supérieure à loo**, à cause de la pression exercée par les vapeurs qui se trouva i( nt alors dans 1 atmosphère. Les premières matières solidifiées, après avoir été modifiées ^ar les agents atmosphérique, ont été eusuite dégradée!

CUA.i>tTAK 1. 19

par \éê eaux , puis transportées dans les parties basses.

Il est bien difficile de décrire toutes les réactions rhimiques qui se produisirt ut dans les premiers tcuips de la formation de la tene; on pourrait iniaf^iuer bien des tliéories à ce sujet. Nous nous l)orM<MT)ns à diie qu'il est infiniment probable (pie raluio>plière renferniaitalors une beaucoup phis grande proportion d'oxYgène qu'aujourd'bui , et (pic la quantité de eegaz cpii a été enlevée a contribué à la formation de tous les ox^'des abalins, teneux et métalliques; ces oxydes, en se combinant entre eux, ont produit les roclies primitives, ou terrains de cristallisation. Suivant quel ordre se sont-ils formés? ou l'ignore. Il est a croire que le granit, (pii occupe de grands espaces, fori^iait la base des continents lors de Tapparitioa des premiers dépôts sédimentaîrcs* A .mesui*e que ces dépots s'effectuaient, de nouvelles roches cristallines se montraient à de cei*taînes époques. Ces roches, dans Ti m possibilité oîi nous sommes de percer tous les terrains de sédiment pour aller à la rencontre des couches formées dans les premiers (eaips de la solidification de la surface terrestre , peuvent jeter quelque jour sur ta nature de ces dernières; nous « sommes ainsi amené à parler, d*abord des terrains de sédiment ou d*ongine aqueuse , qui sont essentieliemeut distincts des terrains cristallisés ou d'origine ignée.

Les terrains de sédiment sont en couches parallèles ordiiNÛremeat horîiontales ou plus ou moins inclinées à rhorlzon, selon quelles ont été soulevées, affaissées ou dérangées de leur position primitive par des oomnltttions intérieures. Ils sont composés, comme leur nom l'indique, de c«\illoux roules , de sable, de diverses espèces d(^ limon et de calcaires, enlevés et abandonnés iMisuite par les eaux. Au milieu de ces teiM-ains se trouvent di'poscs les restes plus ou moins J)ien conservés de la floie et de la faune de l'ancien inonde. Leur foi niation a dû coujmencer aussitôt que la surface terrestre lut suftisaniment refroidie pour que Feau pût s'y maintenir a Tétai liquide. Cette eau , en s'écoulant pour se rendre dans les

ao

DB Là coMPostrioir m giobb.

vastes dépressions produites lors des premiers cataclysmes, ravina la terre, enleva les substances qui ne pouvaient résister à son passage, et les déposa successivement suivant leur grosseur et leur densité^ à mesure qu'elle perdait de sa vitesse.

Des circonstances locales telles que des éboulemeots« des escarpements à pic, des excavations naturelles ou artificielleSi permettent d étudier les dépôts de sédiment suivant leur ordre de formation ^ ordre qui est constant dans toutes les parties du globe.

On compte vingt-sept principaux dépôts, se divisant et se 80us*divisant en plusieurs autres , ayant chacun des caractères propres à pouvoir les distinguer. Voici ces dépôts, en oommencanl par les plus modernes :

Dépots de la Bresse , collines Subapenuines , gypse.

FalhuDs, molasse et nagdffue , gypse d'Aix.

Gypse parisien , calcaire grossier, argile plastique.

Craie blanche.

Craie marneuse.

Craie tufièau.

Craie verte.

Grès Tert* Dépôts néocomiens.

Groupe portlandien.

Groupe corallien.

Groupe oxfordien.

Grande oolithe.

Lias.

j Alluvious mod.ei*aes.

j Alluvions anciennes.

Terrain subapenniii.

Ten*ain de molasse.

Terrain parisien.

I Terrain crétacé supérieur.

Terrain ci'étacé inférieur.

Dépôts jurassiques.