III

La terre est la troisième planète que l'on rencontre à partir du soleil. Ce mot de ])toète, appliqué à notre globe, paraît tout d'abord étrange. Cependant, si on se reporte à l'étymologie de ce nom (*), on \erra que la terre mérite cette dénomination, tout aussi bien que Vénus ou Mercure. Elle jouit, en effet, de toute les propriétés des autres planètes. Elle est ronde, elle possède un mouvement de rotation autour de son axe, et un mouvement de translation autour du soleil.

Les anciens philosophes grecs soupçonnaient, que la terre est ronde. Ils citaient comme preuves,

C) Planète est un mot th-é du grec qui signifie astre errant.

l'apparition àl'horizon, d'un navirequi montre l'extrémité de ses mats avant de laisser voir sa coque, la vue de nouvelles étoiles quand on s'avance d'un lieu vers un autre, enfin, le cône d'ombre que notre globe projette derrière lui, et qui produit les éclipses de lune.

Ce fut un portugais, Magellan, au service de Charles-Quint , qui donna, le premier, la preuve directe de la sphéricité delà Terre. Parti de San Lucar, petit port espagnol , à l'embouchure du Guadalquivir, le 10 août 1519, et, cinglant toujours vers l'ouest, sauf les détours nécessités par la configuration des terres, il arriva jusqu'aux Philippines, où il fut tué dans une rencontre avec les sauvages. Mais un de ses lieutenants, Sébastien del Cano , continuant ses instructions , c'est-à-dire se dirigeant toujours vers l'ouest, reparut à San Lucar, le 8 septembre 15:22 ; la terre était donc ronde, puisqu'il avait parcouru la circonférence entière du globe. Depuis, ces voyages de circumnavigation ont été répétés maintes fois de divers côtés, sauf dans la direction des pôles, à cause de l'obstacle que les glaces ont constamment opposé aux navigateurs.

La rotation de la terre autour d'un axe, pas-

sant par les pôles, a été, il y a quelques années, démontrée directement par la célèbre expérience de Foucault. Cet illustre physicien avait suspendu à la coupole du Panthéon un pendule qui venait raser presque le sol. Si on écartait le pendule de sa position d'équilibre, on voyait, à l'aide des divisions d'un cercle tracé sur le sol, que le plan d'oscillation, au lieu de rester invariable, changeait de position. Cette variabilité du plati oscillatoire accusait, de la part de la coupole, certaine mobilité qu'elle ne pouvait emprunter qu'au mouvement de la terre. C'est la rotation du globe qui s'effectue dans vingt-quatre heures, et qui donne l'alternance du jour et de la nuit ; ce mouvement se produit d'Occident en Orient, comme la plupart des mouvements célestes de notre système , par conséquent en sens inverse du mouvement apparent du soleil. Quand nous voyons cet astre se lever le matin à l'Orient et se diriger vers l'ouest, c'est parce que nous croyons la terre immobile. En réalité c'est le soleil qui est immobile pour nous au foyer de l'ellipse que décrit notre globe, et, ce dernier tournant sur lui même de l'ouest à l'est présente successivement devant le disque solaire tous les points

de sa surface. Un observateur verra donc le soleil apparaître à l'Orient et disparaître à l'Occident m sens contraire du mouvement terrestre.

Il semblerait résulter de cette rotation de notre planète devant le soleil, que les jours doivent être égaux aux nuits. Disons d'abord que la réfraction et la réflexion des rayons lumineux à travers les couches atmosphériques augmentent la durée du jour, le matin par l'aube, le soir par le crépuscule, et diminuent d'autant celle de la nuit. Cette circonstance écartée, il faudrait, pour arriver à une égalité absolue, que la rotation terrestre s'effectuât dans le plan de l'équateur solaire, autour d'un axe parallèle à celui du soleil. Or, le plan de l'orbite terrestre fait un angle avec le plan de l'équateur solaire ; les axes de rotation des deux astres ne sont pas parallèles. Les jours ne sont donc à peu pr/'S égaux aux nuits qu'aux équinoxes, lorsque le soleil et la terre se trouvent sur le même plan. A toutes les autres époques de l'année on remarque une inégahté d'autant plus grande qu'on approche des pôles. Chaque pôle a alternativement un jour de six mois et une nuit de six mois. Ajoutons que cette nuit, considérablement diminuée par les aurores et les crépuscu-

les, est souvent interrompue par les aurores boréales qui viennent, parfois, illuminer les régions polaires.

Le mouvement de translation du globe dans l'espace a été démontré, il y a deux siècles, par un des plus grands astronomes de l'Angleterre, Bradley. Bradley remarquant que la position vraie des étoiles fait, avec leur position apparente, un angle qu'il appela angle d'aberration, prouva que cette déviation des corps lumineux né pouvait s'expliquer que par un mouvement de translation de la terre. C'est en vertu de ce mouvement de translation qu'elle décrit son orbite autour du soleiK Ladurée de cette révolution (*}, quisert à fixer l'année civile, n'a pu être déterminée, malgré son extrême importance, qu'aprèsdelongs tâtonnements. Jules César, à qui on doit le calendrier actuel, est le premier qui l'ait établi d'une façon satisfaisante. Aidé de Sosigène, astronome d'Alexandrie,

(*) A parler rigoureusement, ce n'est pas sur cette révolution, appelée année sidérale, mais sur une révolution un peu plus courte, appelée année tropique, que les astronomes ont fixé Tannée civile.

il fixa l'année tropique à 365 jours et un quart. L'année civile devant compter un nombre exact de jours, tout en restant calquée sur l'année tropique, on convint de la fixer à 365 jours, et de tenir compte de la fraction négligée, en faisant, tous les quatre ans, une année de 366 jours, appelée bissextile. Malheureusement, cette fraction étant trop forte d'environ onze minutes, faisait une erreur d'un jour dans cent-vingt-huit ans. En i582, époque delà réforme grégorienne, l'erreur s'élevait à dix jours. Grégoire XIII, voulant rétablir la concordance entre l'année civile et l'année tropique, décréta que le lendemain du 5 octobre i 582 serait le 15 octobre. Pour éviter de nouvelles erreurs il décida que tous les 400 ans on supprimerait un jour à la fin de chacun des trois premiers siècles. L'erreur qui subsiste encore après cette rectification est si petite qu'il faudrait une période de 4000 ans pour qu'elle s'élevât à un jour. Toutes les nations chrétiennes acceptèrent successivement celte réforme. Les peuples du rite grec qui, par esprit d'hostilité religieuse, n'ont pas voulu l'adopter, sont aujourd'hui en retard de douze jours sur le calendrier grégorien. Ce n'est que depuis la fin du dernier siècle que

MONOE SOT. A IRE. .J/

nous connaissons, du moins d'une manière approximative, les dimensions de l'orbite terrestre. Nous avons dit que cette orbite, comme toutes celles des planètes, était une ellipse, mais dont la distance qui sépare les deux foyers est si faible, qu'on peut, sans erreur sensible, la considérer comme une circonférence dont le soleil occuperait le centre, et dont, par conséquent, le rayon ne serait autre cbose que la distance qui nous sépare de cet astre. La géométrie nous apprend à calculer une circonférence quand on connaît son rayon. Tout se réduit donc à mesurer le rayon de l'orbite terrestre, c'est-à-dire la distance de la terre au soleil. Ce problème, longtemps regardé comme insoluble, fut enfin résolu par les astronomes du siècle dernier, lors des passages de Vénus sur le disque du soleil, qui eurent lieu en 1761 et 1769.

En discutant les observations de ces savants, on a trouvé, pour distance moyenne du soleil à la terre, 23,200 rayons terrestres, ou 46,400 pour le diamètre de l'orbite. La circonférence, étant environ trois fois plus grande que le diamètre, peut être évaluée à près de 150,000 rayons terrestres. Ce dernier chiffre réduit en lieues et

divisé par le nombre de secondes contenu dans l'année donne environ 7 lieues par seconde pour vitesse moyenne de translation de la terre autour du soleil.

On sait que les astronomes ont partagé l'orbite terrestre en quatre parties correspondant aux quatre saisons de l'année, et que ces saisons diffèrent à la fois par leur durée et par leur température. Rien de plus simple à. expliquer. Pour que les saisons fussent égales il faudrait que la terre décrivît son orbite dans le plan de l'équateur solaire et que cet orbe fût un cercle, avec le soleil pour centre. Les axes de rotation des deux astres devraient, en outre, être parallèles ; aucune de ces conditions n'est remplie. Nous avons vu que ces axes sont inclinés l'un par rapport à l'autre, si bien que la terre, après avoir constam. ment présenté pendant six mois le pôle nord au soleil, lui présente le pôle austral les six mois suivants, tandis que le premier rentre dans l'ombre. Il est évident que pendant les six premiers mois l'hémisplière nord jouira des saisons chaudes , c'est-à-dire du printemps et de l'été, et que les six mois d'après il entrera dans les saisons froides, autrement dit l'automne et l'hiver. L'inverse aura

MO'SDE SOLAIRE. o9

lieu pour l'hémisphère sud. L'inégahté delà durée s'explique par la nature de l'orbe terrestre qui, ainsi que nous l'avons dit plusieurs fois., est, non pas un cercle mais une ellipse dont le soleil occupe un des foyers. Cette ellipse, au lieu d'être située dans le plan de Téquateur, est inclinée sur ce plan et le coupe suivant une ligne dite ligne des éqiiinoxes.

Cette ligne passant par le foyer de l'ellipse et non par son centre divise cette courbe en deux parties inégales. Il faudra doncplu^ de temps à la terre pour parcourir la grande section qui correspond au printemps et à l'été de notre hémisphère que pour parcourir la petite, correspondant à l'automne et à l'hiver. Cette inégalité de durée est encore accrue par le principe des aires, trouvé par Kepler et expliqué par la théorie de l'éther. En vertu de ce principe notre globe se meut, quand il parcourt la grande section de son orbite, avec une vitesse moindre que quand il parcourt la petite. Ces deux causes réunies, inégalité des sections de l'orbe terrestre, inégalité des vitesses du globe, font que l'été et le printemps dans l'hémisphère nord, ont une durée de près de neuf jours de plus que l'automne et l'hiver. Les choses

se passent inversement dans l'hémisphère sud ; il s'ensuit que là c'est la saison froide qui est plus longue que la saison chaude. On peut trouver dans ce fait, l'explication, du moins en partie, de la différence de température qu'on remarque dans les deux hémisphères. On sait, en effet, que le froid est beaucoup plus intense dans les régions australes que dans les régions boréales, et que les glaces s'avancent, dans l'hémisphère sud, jusqu'à des latitudes qu elles n'atteignent jamais dans l'hémisphère nord. Ajoutons enfin que la ligne des solstices qui sépare l'été du printemps, l'automne de l'hiver, ne coïncidant pas avec le grand axe de l'ellipse, achève de diviser les saisons en quatre parties inégales.

Ce n'est que depuis la fin du dernier siècle ou pliflôt depuis le commencement du nôtre, que l'on connaît d'une manière précise les dimensions de notre planète. On sait que la Convention voulant établir l'unité des poids et mesures dans toute la France, et désirant prendre pour unité fondamentale une grandeur invariable, tirée du système du monde, fit mesurer l'arc de méridien compris entre Uunkerque et Barcelonne. Delambre et Méchain exécutèrent ce travail qui ne fut termi-

né qu'en 1799. De cette mesure ils déduisirent la longueur du quart du méridien terrestre, et ce fut la dix-millionième partie de cette longueur qu'ils choisirent pour l'unité reclamée par la Convention, ^o\iv\q mètre f).

La circonférence de la terre comptée sur le méridien, étant évaluée, d'après le calcul de ces astronomes , à 40,000 kilomètres , on trouve pour valeur du rayon moyen de la terre 6,366

(") D'après les calculs de Bessel, qui a comparé les mesures faites en divers pays depuis Delambre et Méchaiu, la longueur du quart du méridien, adoptée par la France, est trop faible de 440 toises. La longueur adoptée pour le mètre est donc un peu trop petite. Mais il n'y a là aucun inconvénient, et toutes les nations civilisées viennent successivement rendre justice aux vues de la Convention en introduisant chez elles le système métrique. Ajoutons que vers le milieu du XVlIIe siècle, les astronomes s'étaient déjà préoccupés de cette question. Picard mesura Tare de méridien compris entre Paris et Amiens, Bouguer et La Condamine allèrent au Pérou, Glairaut et Maupertuis se rendirent en Laponie. Le résultat de ces mesures fut que la longueur des méridiens diminue du pôle à Téquateur, ce qui démontre Taplatissement de la terre aux pôles et son renflement à Téquateur, phénomène prévu par le calcul, comme résultat de la force centrifuge.

kilomètres. Nous disons rayon moyen parce que, par suite de la force centrifuge, développée par la rotation terrestre, le globe s'étant un peu déprimé au pôle et renflé à l'équateur, le rayon équatorial est d'environ 21 kilomètres plus long que le rayon polaire. La surface de la terre est d'environ cinquante millions d'hectares.

Nous n'entrerons dans aucun détail sur la constitution physique du globe, sur les phénomènes qui ont précédé ou accompagné l'apparition des êtres organisés, sur le soft qui leur est réservé ; ce sera l'objet d'une étude spéciale qui suivra et complétera ce travail. Disons seulement que, considérée dans son expression la plus haute, l'évolution des formes vitales, notre planète laisse, depuis longtemps, entrevoir certains signes de décadence. Les puissants modèles des créations antérieures ont disparu de sa surface, la vie se retire de plus en plus des pôles. Un jour viendra où, l'éqaateur lui-même ne recevant plus de chaleur suffisante de l'astre central, se dépeuplera à son tour, et notre globe ne comptera que comme un cadavre de plus dans le tourbillon planétaire.

Avant de quitter notre planète, disons quelques mots de son satellite, la lune. La lune tourne autour de la terre comme celle-ci tourne autour du soleil ; c'est-à-dire qu'elle décrit une ellipse dont notre globe occupe un des foyers. C'est la révolution sidérale, dont la durée est d'environ vingt-sept jours et un tiers. Le rayon moyen de cette orbite est de 60 rayons terrestres. Outre la révolution sidérale il faut aussi mentionner la révolution synodique (*) un peu

n La révolution synoJiqae représente, comme la révolution sidérale, Forbite décrite par la !une autour de la terre Seulement, dans la première, on prend le soleil pour pomt de repère. Dans la seconde, le point de repère est une étoile. La dififérence de durée provient du retard occasionné par le mouvement apparent du soleil.

plus longue que la précédente, et dont la durée est d'environ vingt neuf jours et demi. C'est cette dernière appelée aussi mois lunaire qui a servi de base au calendrier des anciens peuples. C'est, en effet, de tous les mouvements célestes, le plus facile à observer.

La lune possède aussi un mouvement de rotation sur elle-même, mais avec cette particularité remarquable : c'est que ce mouvement rotatoire s'exécute précisément dans le même temps que le mouvement de translation autour de la terre, par conséquent dans vingt-sept jours un tiers. Une des conséquences de la coïncidence de ces deux mouvements c'est que notre satellite nous présente toujours le même hémisphère. Il suffit, pour comprendre ce fait, de se figurer une personne tournant autour d'une table en ayant toujours les yeux fixés sur le centre de la table. En analysant la marcbe de cette personne on voit qu'en réalité elle exécute deux mouvements, fun de translation, autour de la table, l'autre de rotation , sur elle-même. Le disque lunaire qui est constamment tourné vers nous ne nous apparaît distinctement que lorsqu'il est directement éclairé par le soleil. C'est la pleine

lune. Dans la nouvelle lune il est complètement dans l'ombre, et n'a plus alors que l'apparence d'un disque obscur. Les autres fois il est éclairé en partie, laissant voir suivant la position du soleil, tantôt son bord oriental, tantôt le bord occidental, en offrant toutes les dimensions, depuis la simple échancrure jusqu'à la circonférence entière. Ce sont les phases de la lune, dont l'explication n'offre aucune difficulté.

Les dimensions de la lune sont peu considérables. Son volume n'est que le cinquantième environ de celui de la terre, son diamètre le quart , sa surface le quatorzième. Une particularité des plus remarquables, c'est que les montagnes lunaires, au lieu de suivre la même progression et d'être plus petites que les nôtres, sont au contraire proportionnellement beaucoup plus hautes. Quelques-unes d'entr'elles s'élèvent jusqu'à 7,000 mètres, tandis que le pic le plus élevé de l'Himalaya ne dépasse pas 8,500 mètres. Ces montagnes lunaires ont généralement la forme de cônes volcaniques, et quelques astronomes prétendent môme avoir aperçu des flammes sortant d'un cratère. Ce sont ces pics volcaniques, illuminés par le soleil et séparés par des vallées

plongées dans l'ombre qui fornnent les facules et les taches qu'on aperçoit sur le disque lunaire. Chose singuhère ! ces montagnes ont été mesurées et cataloguées avant les nôtres. On possède des cartes de la lune aussi exactes que si un ingénieur les eût dressées sur les lieux. On conçoit d'ailleurs qu'on ait pu mesurer la hauteur de ces montagnes à l'aide de l'ombre quelles projettent derrière elles.

Il est difficile d'expliquer comment un globe cinquante fois plus petit que la terre possède des montagnes aussi élevées que les nôtres. On a d'abord pensé que les forces volcaniques qui ont soulevé ces cratères étaient relativement plus puissantes dans l'intérieur du satellite que dans l'intérieur de la planète. Cette hypothèse que rien ne justifie, qui semble contraire à toutes les analogies, esta peu près abandonnée aujourd'hui. Il nous paraît plus logique d'attribuer ce phénomène à la faiblesse de la pesanteur lunaire qui, n'étant que le sixième delà pesanteur terrestre, a permis aux forces intérieures de soulever des masses considérables, avec une énergie médiocre. Peut-être faut-il ajouter aussi l'absence, ou, tout au moins, la faiblesse de pression atmosphérique

à la surface de la lune. Pendant longtemps on a nié l'existence de toute atmosphère. Mais, tout récemment, un observateur plus patient ou plus habile que ses devanciers a découvert qu'il en existait une, visible seulement dans les bas fonds, et ne s'élevant qu'cà 420 mètres de hauteur. Il est probable que ce n'est là que le jreste d'une atmosphère plus considérable, qui, de même que l'eau, s'est infiltrée peu à peu dans le sol. D'énormes crevasses qui labourent la surface lunaire, ont dû hâter cette infiltration. La lune est un astre mort. Peut être même est-il permis d'ajouter que la vie ne s'y est jamais montrée. Ce satellite, mettant presque un mois à effectuer sa rotation, il s'ensuit qu'un hémisphère est exposé sans interruption pi^dant près de quinze jours, à toule l'ardeur des rayons solaires, tandis ciue la nuit qui lui succède dure le même laps de temps. Cette effrayante accumulation de calorique d'un côté, de froid de l'autre, nous paraît peu propre à favoriser l'éclosion vitale, sauf, peut-être, dans les anciennes mers dont la température était plus uniforme que celle du sol.

La lune, produit à la surface de notre planète deux phénomènes importants : les marées et les

éclipses. Il y a éclipse de soleil toutes les fois que la lune se trouve sur la ligne qui joint le centre du soleil au centre de la terre, et éclipse de lune toutes les fois que notre satellite, se trouvant sur le prolongement de cette môme ligne, entre dans le cône d'ombre que la terre projette derrière elle. Si la lune se mouvait dans le plan de l'orbite terrestre, ces pbénomènes se reproduiraient tous les mois. Nous aurions éclipse de soleil à chaque nouvelle lune, éclipse du satellite à chaque pleine lune. Mais, le plan de l'orbite lunaire étant incliné sur le plan de l'orbite terrestre, le phénomène ne peut avoir lieu que lorsque notre satellite traverse l'écliptique (*) : encore faut-il qu'à ce moment la lune se trouve, comme nous venons de le dire, sur la ligne qui va du soleil à la terre, ou, du moins, dans le voisinage immédiat de cette ligne. C'est la difficulté de faire coïncider ces deux conditions qui rend le phénomène si rare. Dans l'espace de dix-huit ans environ on ne

{*) On appelle ècliptiquc le plan de Pnrbite terrestre. Ce nom lui vient de ce que c'est dans ce plan qu'ont lieu les éclipses

MOM)E SOLAIRE. 60

compte que vingt-neuf éclipses de lune et quarante-une de soleil. Au bout de ce temps notre satellite se retrouve, par rapport à la terre et au soleil, dans la même position qu'auparavant et les phénomènes se reproduisent dans le même ordre. C'est ce qui avait permis aux anciens peuples de pouvoir prédire les éclipses. Frappés à la vue de tels spectacles, ils consignaient soigneusement la date de chaque éclipse, et ils s'aperçurent, au bout d'un certain nombre d'années, qu'elles revenaient dans le même ordre tous les dix- huit ans environ ; ce fut le commencemement de l'astronomie.

Les anciens avaient soupçonné l'action de la lune sur le phénomène des marées, mais, c'est à la science ' moderne qu'on doit une explication rationnelle de ce fait. Sous l'action des ondes éthérées , mises en vibration par les mouvements de notre satellite, les eaux de l'Océan s'élèvent pour former un immense bourrelet qui suit le cours de la lune et vient frapper les côtes deux fois par jour, c'est-à-dire après chaque passage de la lune au méridien. Le jour lunaire, autrement dit l'intervalle compris entre deux passages consécutifs de la lune au méridien supé-

70 LE CIKL.

rieur , étant un peu plus long que le jour solaire, il s'ensuit qu'il s'écoule près de douze heures et demie entre deux marées consécutives. Comme le mouvement des eaux est dirigé d'Oc(*ident en Orient, l'élévation de la vague océanique est beaucoup plus forte sur les côtes occidentales des continents que sur les côtes orientales. A Panama, sur le Pacifique, le flot s'élève à plus de sept mètres de hauteur, tandis qu'à Chagres, à douze lieues de là, sur l'Atlantique, il est presque insensible ; il est aussi à remarquer que la marée n'a pas lieu au moment même du passage de la lune au méridien, mais seulement trois heures après (*) dans les marées ordinaires et quarante heures après dans les grandes marées. Ces circonstances inexplicables dans la théorie newtonienne se déduisent naturellement de la théorie de l'éther et sont une des preuves les plus frap-

(*) Ce retard do trois heures ne se rapporte quaux mers libres. Lorsque le flux doit traverser un chenal, il éprouve des retards qui dépendent de la configuration des côtes. De là un chilïre différent pour chaque pojt situe dans rintérieur des terres.

pailles qu'on puisse citer de Texistence de ce fluide.

Le soleil cagit aussi dans le phénomène des marées mais avec une énergie bien plus faible. Elle est évaluée le tiers seulement de celle de la lune. Aux syzygies (nouvelle et pleine lune) ces deux astres se trouvant sur la même ligne par rapport à la terre, ajoutent leur action et l'on a les plus hautes marées. Aux quadratures, au contraire, ces astres n'agissant plus sur la même hgne, leurs actions se neutralisent en partie et produisent les marées les plus faibles.

Si la lune a une action sur les eaux de l'Océan, à plus forte raison peut-elle agir sur l'atmosphère. Mais il est difficile d'assigner des limites à cette influence, dominée ou contrariée à chaque instant par les courants atmosphériques qui résultent de l'insolation des régions équatoriales , et par les causes locales tenant à la configuration du sol. Les astronomes ont longtemps nié cette action ; quelques-uns persistent à la nier encore. Cependant les relations qui existent entre les phases de la lune et les variations atmosphériques sont trop visibles pour échapper à l'attention publique, surtout chez les gens de la campagne.

Aussi, malgré les dédains académiques , nombre d'observateurs sont- ils à l'œuvre pour arrivera la solution du problème le plus important de la science astronomique, la prédiction du temps . Outre les marées océaniques et atmosphériques, il faut encore citer les marées souterraines, les plus importantes de toutes, par leurs etîets destructeurs, si, comme le supposent certains observateurs, elles sont la cause première des tremblements de terre et des éruptions volcaniques. S'il est vrai, comme toutes les analogies conduisent à le penser, que l'intérieur du globe est encore liquide , on conçoit facilement qae cette masse mobile obéisse aux influences lunai res cà travers la mince enveloppe qui la recouvre. Comme dans TOcéan, l'onde incandescente s'élève en un immense bourrelet qui suit le cours de notre satellite. On a en effet remarqué, dans plusieurs régions volcaniques, telles que la côte du Pacifique ou l'Italie méridionale, que les tremblements de terre ont lieu principalement vers le passage delà lune au méridien inférieur. Il est rare toutefois que les phénomènes coïncident d'une manière rigoureuse^, tant à cause de l'avance ou du retard occasionné par l'action solaire,

qu'à cause des retards apportés par le frottement de la masse liquide contre l'enveloppe terrestre ou du mode d'action de l'étlier. Néanmoins , on reconnaît sans peine que, de môme que dans les marées océaniques , l'influence de la lune est prépondérante.

Mais il est des influences plus délicates encore que les précédentes et plus difficiles à analyser. Nous voulons parler de l'action que notre satellite exerce dans les phénomènes de la vie. Nous touchons ici à l'astrologie et nombre de personnes ne flanqueront pas de se récrier. Cependant les agriculteurs ont trop de fois remarqué l'action lunaire sur la végétation, et les médecins sur la marche des maladies pour qu'on se refuse d'y croire. La science a beau affirmer «que l'astronomie ne connaît pas de lune rousse, » elle n'en est pas moins obligée de chercher des explications pour rendre compte de ses effets. Ajoutons que les astronomes n'ont si longtemps fermé les yeux à l'évidence que parce que la théorie do Newton les avait jetés dans une impasse d'oii l'étherseul pouvait les faire sortir. Dans les idées newtoniennes les astres ne se rattachaient les uns aux autres que par la gravité qui les retenait

dans leurs orbites. La théorie de l'éther nous enseigne, au contraire, qu'un fluide matériel relie tous les corps célestes et les met en communication continuelle par les vibrations de ses molécules. 11 n'en faut pas davantage pour concevoir que la lune puisse agir sur tous les phénomènes qui ont pour cause première les vibrations de l'éther.

Au résumé, on voit que notre satellite avec ses marées, seséchpses, son action sur l'atmosphère, ses influences physiologiques sur les plantes et les animaux , agit profondément à la surface de notre globe, touchant, pour ainsi dire, à tout ce qui nous entoure, et que son action est souvent plus préjudiciable qu'utile. Son apparition dans le calme d'une nuit silencieuse revêt le paysage d'une poésie incomparable qui fera toujours le charme des natures rêveuses et délicates ; mais, aux yeux de la science , ce n'est qu'un cadavre que notre planète est éternellement condamnée à entraîner dans sa course, sans pouvoir échapper à ses influences perturbatrices.

Ajoutons enfin que l'orbe de la lune, se rétrécissant de plus en plus, cet astre semble destiné à tomber, tôt ou tard, sur notre globe.

Laplace, il est vrai, a clierché à prouver par ses calculs que l'accélération du moyen mouvement lunaire changera de signe avec le temps et que notre satellite, après s'être rapproché de la terre pendant un certain nombre de siècles, s'en écartera de nouveau. Mais les calculs de Laplace sont reconnus aujourd'hui insuffisants, et tout laisse présumer que la lune viendra un jour s'abattre et s'écraser sur notre globe, en produisant par son choc les plus effrayants cataclysmes que l'imagination puisse concevoir. Heureusement qua cette époque, la vie aura probablement cessé à la surface de la planète. •*

Nous avons dit que les révolutions lunaires avaient donné aux anciens peuples l'idée du mois. Suivant toute probabilité c'est aux quartiers de la lune que nous devons la semaine.

Reprenons l'étude des planètes. iMars esi, après Vénus, celle qui rappelle le plus la Terre, sauf par son volume, qui n'est que le septième de celui de notre globe. La durée de sa rotation est d'environ vingt-quatre heures et demie, celle de sa révolution est de près de deux ans. Son aspect, un peu rougeâtre, permet de l'apercevoir facilement à l'œil nu. Cette couleur rougeâtre provient probablement de la réflexion de la lumière sur un sol ocreux, et semble révéler la présence d'une forte proportion de fer dans la constitutioù de la planète. Des taches verdàlres qu'on aperçoit cà et là, à l'aide d'un télescope, rappellent autant de mers ou de lacs. On constate aussi la présence d'une atmosphère. Ne recevant du soleil, cà cause de la distance, que la

moitié environ du calorique et de la lumière que cet astre nous envoie, ses hivers sont plus longs et beaucoup plus rigoureux que les nôtres. Pendant la saison froide, qui, de môme que chez nous, occupe alternativement les deux hémisphères, on aperçoit au pôle correspondant d'immenses taches blanches, qui, diminuant au retour de la chaleur, indiquent suffisamment que ce sont des amas de neige et de glace. L'hiver elles s'accumulent autour du pôle en s'étendant au loin, tandis que l'éié elles reculent parce qu'elles fondent en partie. La zone laissée à l'évolution vitale est donc, toute proportion gardée, plus restreinte que chez nous. La chaleur solaire étant presque la moitié de la nôtre, la vie serait possible dans les régions équatoriaîes. Mais nous doutons qu'elle y soit prospère, sauf, peut-être, dans les mers. Nous avons dit, en effet, que l'aspect rougeâtre de Mars indiquait un sol fortement ferrugineux (*), et l'on sait qu'un sol

f) Il n'est pas rigoureusement exact de dire qu'un sol ferrugineux est impropre à la prospérité des plantes. J'ai

chargé de fer est impropre à la végétation. Or, là où les végétaux manquent les animaux ne sauraient prospérer, puisque les aliments leur feraient défaut. Ajoutons que la grandeur des formes organiques étant liée aux dimensions du milieu dans lequel elles se développent, celles de Mars sont nécessairement plus petites que les nôtres.

Nous reviendrons plus au long sur cette loi en .parlant de Jupiter.

Mars, malgré son exiguïté, est la plus importante de toutes les planètes par le rôle qu'elle a joué dans l'histoire de l'astronomie. C'est en étudiant les mouvements de cet astre, mouvements que l'excentricité assez marquée de son orbite

vu, dans les régions équatoriales de T Amérique du Sud, des terrains fortement ocreux recouverts d'une végétation splendide. Mais il n'en est plus de même dans les zones tempérées. Lh, le soleil n\i plus assez de force pour vaincre la résistance que lui oppose la nature minérale du sol. Or, la chaleur que reçoit Mars, n'étant pas tout à fait la moitié de la nôtre, il en résulte que la température de Téquateur de cette planète est à peu près la même que celle de nos pays tempérés.

rendait faciles à apprécier, que Kepler posa les trois lois fondamentales de l'astrononaie moderne qu'il consigna dans son immortel ouvrage : De motibiis stellœ Martis, (*)

Entre Mars et Jupiter se trouve un groupe de petites planètes, dites 'planètes télescopiques, car leur petitesse est telle qu'on ne peut les apercevoir, du moins pour la plupart , qu'avec le secours du télescope. Ce fut Piazzi, directeur de l'observatoire de Palerme, qui découvrit la première, le l^'" janvier 1801. On lui donna le nom de Cérès. Quinze mois plus tard, Olbers, astronome allemand, découvrit la seconde, Pallas. En calculant l'orbite de la nouvelle planète, Olbers reconnut que sa distance moyenne du soleil était presque la même que celle de Cérès.

C) Voici l'énoncé de ces lois :

lo Les surfaces parcourues par le rayon de Torbite que décrit une planète, sont proportionnelles aux temps employés à les parcourir.

S-^ Chaque planète décrit une ellipse dont le soleil occupe un des fo5^ers.

3° Les carrés des temps des révolutions planétaires sont proportionnels aux cubes des grands axes des orbites.

De plus, au lieu de présenter une surface spbérique, comme les autres corps célestes, ces deux astéroïdes offraient des contours irréguliers. Enfin leurs orbites, principalement celle de Pallas, étaient tellement inclinées par rapport à l'écliptique, qu'elles sortaient du Zodiaque, zone céleste dans laquelle sont contenus les orbes des autres planètes. Ces diverses circonstances , si difficiles à expliquer , portèrent Olbers à supposer que ces deux astéroïdes n'étaient que les débris d'une planète unique qui aurait éclaté en fragments sous la pression de forces intérieures, analogues à celles qui produisent nos tremblements de terre, ou à la suite d'un cboc, La découverte de Junon et de Vesîa, qui eut lieu quelque temps après, vint donner une nouvelle force h l'hypotbèse d'Olbers. C'étaient autant de fragments de la planète -mère, et il devenait de plus en plus probable qu'on en rencontrerait encore d'autres. De nouvelles découvertes sont venues, en effet, s'ajouter aux anciennes, mais, depuis quelques années, le nombre de ces astéroïdes s'est tellement multiplié que les idées d'Olbers ont perdu tout le terrain qu'elles avaient d'abord gagné. Il est, en

effet, difficile d'admettre que ces corps, partis d'un même point, aient pu obtenir, à la suite d'une explosion, des orbites si différentes d'inclinaison, d'excentricité et de distance au soleil.

Nous n'entrerons pas dans de plus longs détails sur ces astéroïdes qui n'ont d'autre importance que la question de leur origine. Leur nombre s'accroît chaque année ; à l'heure qu'il est on en compte plus décent. Il serait difficile d'assigner une limite à ce nombre. On peut dire cependant que, d'après les calculs de Leverrier , la somme de leurs masses ne doit pas excéder le quart de la masse de Mars.

Reprenons maintenant l'étude des grandes planètes.

Avec Jupiter nous entrons, pour ainsi dire, dans un monde nouveau. Cette planète, la plus grosse du système solaire, est près de i,500 fois plus grande que*la terre. Aussi l'aperçoit-on à l'œil nu presque aussi brillante que Vénus, malgré son énorme distance. Sa rotation s'effectue dans dix heures environ, ce qui, vu le volume de ce globe, suppose une vitesse très- grande. Aussi l'aplatissement déterminé aux pôles par l'action des forces centrifuges est-il dix-neuf fois plus

considérable que celui de la terre. Sa révolution autour du soleil se fait dans une période d'environ douze ans.

Jupiter est entouré de quatre satellites échelonnés à diverses distances les uns des autres^ et qu'il entraîne dans sa course comme la terre entraîne la lune. Ces satellites, dont la découverte date de celle du télescope ont une importance capitale dans l'histoire de l'astronomie, car c'est par l'étude de leurs éclipses que Roémer put calculer, en 1675^ la vitesse de la lumière. Le quatrième sateUite, le plus facile à observer, s'éclipse à chacune de ses révolutions, c'est-à-dire traverse le cône d'ombre que Jupiter projette derrière lui. Sa révolution, s'opérant en seize jours deux tiers, il s'ensuit que le temps compris entre deux éclipses consécutives doit être aussi de seize jours deux tiers. Or, on s'aperçoit que cet intervalle, au lieu de rester fixe, augmente à mesure que la terre s'éloigne de Jupiter. On ne peut attribuer ce retard qu'au temps que mot la lumière à parcourir un espace plus grand . En raisonnant ainsi on a trouvé, par les expériences les plus précises, que la lumière met seize minutes trente-six secondes à parcourir le dia-

mètre de l'orbite terrestre, ce qui donne une vitesse d'environ 77,000 lieues par seconde. Ajoutons que ce chiffre concorde avec celui que deux physiciens, Fizeau et Foucault, ont trouvé par d'autres méthodes.

Les satelhles de Jupiter tirent une importance non moins grande que la précédente des services qu'ils rendent journellement à la navigation. Leurs fréquentes éclipses, calculées à l'avance, permettent aux voyageurs qui les observent de comparer l'heure du phénomène avec celle de Paris ou de Greenwish, et d'en déduire la longitude du lieu où ils se trouvent.

. Considéré au point de vue des phénomènes organiques qui ont lieu à la surface, on peut dire que Jupiter touche à l'extrême vieillesse. Son éloignement du soleil, par suite le peu de calorique qu'il reçoit, amènent comme conséquence un hiver presque continuel et d'une rigueui excessive. La vie s'est depuis longtemps retirée de la plus grande partie de sa surface, et ne se montre plus que sous l'équateur, où elle va sans doute s'éteignant chaque jour. (*)

(*) Jupiter reçoit vingt-sept foiS; environ, moins de

Mais l'atmosphère qu'on y remarque encore indique, qu'avant son refroidissement, la vie a dû s'y développer sur une échelle immense. On sait, par une multitude d'observations et d'expériences directes que les dimensions des êtres organisés dépendent des dimensions du milieu dans lequel ils prennent naissance. Les animaux de l'ancien monde sont plus grands que ceux du nouveau, ceux du nouveau monde plus grands que ceux des îles de l'Océanie. Les algues de l'océan Atlantique ont une frondaison plus considérable que celles de la Méditerranée, et celles du Pacifique, la plus étendue et la plus profonde de toutes les mers, atteignent des dimensions colossales. Le môme phénomène se reproduit dans nos laboratoires. Plus le vase est grand, plus le Uquide est volumineux, plus les formes cju'on obtient, soit minérales, soit végétales, soif animales, sont considérables. L'énorme volume

chaleur et de lumière que nous. C'est donc h peine si les régions équaloriales peuvent posséder une végétation suffisante pour alimenter une faune quelconque. Cependant comme la chaleur que relient une planète dépend de la constitution de son atmosphère, les chiffres que nous donnons sont loin d'être certains.

de Jupiter permet de supposer que les organismes qui ont apparu, soit dans ses mers, soit dans son atmosphère, ont atteint des dimensions dont nous n'avons aucune idée. Le mammouth, la haleine, l'épiornis, les sauriens jurassiques, ces géants de notre planète, ne seraient que de chétifs animalcules auprès des colosses qui peuplaient les sohtudes de Jupiter. Ajoutons toutefois que les satellites qui entourent" cette planète exercent prohahlement une action peu favorahle à l'évolution vitale. Nous avons vu en efiet la lune, soulevant les eaux de l'Océan, amenant les changements atmosphériques, hrisant Técorce du globe par les éruptions volcaniques. Que sera-ce des quatre satellites de Jupiter agissant h la fois 1 Marées, pluies, tempêtes, volcans, temhlements de terre sont là-bas choses presque continuelles, et il est difficile aux phénomènes de la vie de se produire d'une manière stable et normale dans ce milieu perturbateur.

Le volume de Saturne est près de huit cents fois celui de la terre et la moitié environ de celui de Jupiter. C'est, par conséquent, la seconde en importance de toutes les planètes qui composent le système solaire. Sa rotation

qui s'accomplit en dix heures et demie suppose une vitesse très-rapide ; aussi l'aplatissement des pôles est-il considérable. La durée de sa révolution est d'environ vingt neuf ans et demi.

Saturne est le centre d'un petit monde plus curieux encore cjue celui de Jupiter, car il comprend huit satellites et un anneau. Cet anneau, particularité unique dans le système solaire, est situé dans le plan de l'équateur de la planète, et exécute comme elle un mouvement de rotation dans l'intervalle de dix heures et demie environ. On le suppose fluide ; il est plat et d'une faible épaisseur qu'on évalue au plus à cent vingt kilomètres. L'intervalle qui le sépare de la planète est de 30,000 kilomètres. Examiné avec un bon télescope on voit, qu'au lieu d'être homogène, il se compose de deux ou trois anneaux concentriques.

On peut appliquer à Saturne ce que nous avons dit pour Jupiter au sujet de l'évolution organique qui s'est produite autrefois sur cette planète. Le grand volume de Saturne fait croire que lorsque la vie se manifestait à sa surface , les formes végétales et animales y atteignaient des dimensions incomparablement plus grandes que

les nôtres. Les perturbations que les huit satellites entraînaient dans les mouvements des eaux, de l'atmosphère et de l'écorce de la planète venaient sans doute troubler à tout instant l'essor des forces vitales. Aujourd'hui le froid a probablement gagné la planète entière, la vie a disparu, ce n'est plus qu'un astre mort. On peut en dire autant d'Uranus et de Neptune qui nous restent à étudier.

Toutes les planètes que nous venons de passer en revue, sauf les planètes télescopiques, sont visibles à l'œil nu et étaient connues de toute antiquité. Uranus, quoique près de cent fois plus grande que la terre, ne peut être aperçue, à cause de son éloignement, qu'à l'aide du télescope. Ce fut W. Herschellqui la découvrit en 1781. On n'a pu calculer encore la durée de sa rotation, car les taches qui servent de point de repère aux astronomes manquent sur son disque, ou sont trop vagues pour se prêter à des observations précises. On sait seulement que cette rotation est très rapide, car l'aplalissemept du rayon, évalué à un neuvième, indique une vitesse rotatoire énergique. La durée de sa révolution est de quatre-vingt quatre ans. Cette

planète possède aussi un corlége de satellites qu'elle entraîne avec elle. Le nombre de ces satellites est de huit ; ils offrent deux particularités des plus remarquables. Leurs orbites, au lieu d'être situées dans le plan de l'orbite de la planète, sont presque perpendiculaires k ce plan, et, par une exception unique, leur mouvement s'effectue en sens inverse de celui de tous les autres corps planétaires ou satellitaires. Nous reviendrons sur cette anomalie étrange en parlant de la formation du système solaire.

Uranus a une grande importance dans l'histoire de l'astronomie, car elle a servi, il y a quelques années, à confirmer de la manière la plus éclatante les lois de la mécanique céleste. Cette planète offrait dans sa marche des pertur bâtions qu'on ne pouvait exphquer par l'acliou des autres planètes, et qai supposaient l'existence d'un autre corps situé en dehors de son orbite. En ISIG, deux astronomes, Adams et Leverrier, à l'insu Tun de l'autre, calculèrent les éléments de l'astre perturbateur et la place qu'il occupait dans le ciel. Leur travail fut terminé presque en même temps, mais les recherches de Lever-

rier parurent quelques jours avant celles d'Aclams. Restait à découvrir la nouvelle planète dans la région du ciel que le calcul lui avait assignée. Les astronomes braquèrent leurs télescopes dans cette direction, et Galle, de Berlin, l'ai erçut le 23 septembre de la même année, non loin de l'endroit indiqué par Leverrier. Cette planète fut baptisée Neptune, nom assez peu réussi pour un astre. Mieux eût valu Newton ou Kepler. Elle est presque aussi grosse qu'Uranus. Comme pour cette dernière planète et pour les mêmes causes la durée de sa rotation est inconnue. Sa révolution s'accomplit dans l'espace de cent soixante-cinq ans environ. On ne lui connaît encore qu'un satellite. Cependant quelques astronomes lui en attribuent un second et même un anneau. Peut-être d'autres corps satellitaires nous serontils encore révélés par la puissance des télescopes.

Après avoir examiné en détail chaque planète, jetons un coup d'œil sur leur ensemble et étudions d'abord leur distribution autour du soleil.

Une loi mathématique régit leurs distances. Cette loi, trouvée par Titius, mais plus connue sous le nom de loi de Bode, parce que c'est ce dernier astronome qui l'a en quelque sorte vulgarisée, assigne pour distances respectives des planètes au soleil les nombres suivants :