EN PLEINE TERRE

— Bot. Terre du Japon, Un des noms vulgaires du cachou. Il Terre rouge de la neige^ Hydrophjto qui donne k la neige une coloration rouge.

— Miner. Nom donné à diverses substances d'une consistance analogue à celle de la terre, il Terre magnésienne, ^lagnésie. Il Terre à porcelaine, Kaolin. Il Terre rouge. Ocre rouge. Il Terre d'ombre. Terre de Nocera, Ocre brun rougeàtre, employé en peinture. Il Terre à foulon. Terre glaise onctueuse, employée au dégraissage des laines. Il Terre à pisé, Union jaune, employé dans les constructions en pisé. Il Terre à sucre, argile blanche emplo^'ée au terrage du sucrt,-. i) Terre blanche de Cologne, Terre de pipe, il Terre brune de Cologne, Lignite employé dans la peinture.

Il Terre d Àlmagra, Terre ocreuse rouge.

W Terre de Lemnos, terre sigillée. Argile ocreus« employée autrefois en pharmacie.

Il Terre de ScdUtz, Magnésie, il Terre de Sienne, Minerai de fer oxydé, dont on se sert dans la peinture. Il Terre pesante. Ancien noui de la baryte. Il Terre pourrie d'Angleterre, Tripoli léger dont on se sert pour polir. Il Terre de pipe. Argile fine dont on fabrique des pipes et autres ouvrages : Avec guel plaisir je retrouvai mon assiette de tekkk DE PiPEl (Ct. tfand.) Il 7'erre de potier ou simplement terre. Argile qu'emploient les potiers : Un pot de terre. De la vaisselle de TERRE. Nous nous assîmes à uyie tahle sur laquelle il n'y avait ni nappe ni serviette, mais seulement deux assiettes de terre. (Le Sage.)

— Adjectiv. Capital terre, Capital représenté pur des propriétés rurales : En moyenne, le revenu du capital terre est 3 pour 100. (l'roudh.)

— Gramm. A terre indique simplement la direction vers la terre ou ie contact avec la torre; par terre exprime de plus l'idée d'être étendu dans toiite sa longueur. Un arbre* renversé par le vent est donc jeté par terre, et non a terre; un enfant tomte a terre s'il tombe sur ses pieds: il tombe par terre si, en tombant, il perd l équiXbre et s'étend sur la terre dans toute la longueur de son corps.

— EncycL Astron. et physiq. La monograhie de la terre touchera naturelkment à

;jeaucoup de sciences : géométrie, astronomie, niêcani(iue, physique, chimie et histoire naturelle. C'est dans l'ordre indiqué par cette classification générale des sciences que nous ferons successivement l'étude de notre domaine.

— Figure de la terre. La rondeur de la terre est connue à peu près depuis l'origino des sciences; le déplacement que subit le tableau du ciel par rapport à l'horizon, pour un observateur qui so déplace k la sui fat e de la terre, suffisait, en tlfet, pour établir que l'horizoti ne se prolonge pas indeliniment, c'est-(i - dire que la terre n'est pas plate, et, do ce qu'elle ne ressemble pas à une gr-tndo table, l'esprit humain, dans ses aspirations vers l'absolu, a conclu tout d'abord k su sphéricité parfaite, hypothèse qu'est venue confirmer à tres-peu près l'observation des éclipses de lune, dès que les premières études monographiques eurent permis d'attribuer a l'iuterpusilion do la terre entre le soleil et la lune la privation momentanée de lumière éprouvée par ce dernier astre dans les éclipses : la constance de la circularité de l'ombre portée pur la terre sur lu lune dans toutes les orieiitmions diverses ou elle pouvait se trouver par rapport au st>leil lors des éclipses surces^iv'S do June prouvait bien, en elfet, ^ue la trrre e;t k peu près sphénque, le ( oiiu d'ombre porté par elle restant toujours de révuUitiun. Depuis, on a pu parcourir la terre dans tous lus sen» et pres<|uo dans toute son étendue, ut les voyages autour du monde ont mis hors de tout doute te fait de lu rondeur du la terre et de son isolement dans l'ospuce.

— Dimensions de la terre. Lorsque l'on parcourt un méridien terrestre, on a'iivun- (;ant soit vers le nord, soit vurs lu sud, <i[i voit lu (K>la céleste s'éluvor ou s'abaisser par riippott k l'horizon; or, lo cliuinin qu'il faudra parcourir pour voir le pûlu monter uu doMMiidre d'un degré dépend evidemmuntdu ru>uii do la terre, supposée sphérique. îSi

. . . i. . 2 « ït

K est (e layon, le chemin a faire sera ,

3G0 ' « désignant lo rapport de lu ciiconférenco uu diamètre, ou 3,tii:)<)2G ii pei)pies;en mesurant dans le cheiiitn pan-uiiru e, correspondant il un degré, ou uuru pour lu ruyon de lu

3Gii e , terre II ~ - -, C est Kruloslhùno,né270uiis

uv. 'J. -'.'., ({Mi eut le prumiur l'idée d'appli-

TERR

quer cette méthode à la détermination du rayon de la terre, et il en donna effectivement une valeur assez rapprochée, eu égard aux moyens dont il pouvait disposer.

Les Arabes adoptèrent presque s^ns modification le chiffre donné par Eratosthène,

Un médecin français, Fernel, fut le premier parmi les modernes qui tenta, par une mesure directe, de vérifier le résultat que nous avaient transmis les anciens. On sait que pour obtenir la longueur de l'arc du mériffien compris entre Paris et Amiens, il compta le nombre de tours effectués dans le trajet par une des roues de sa voiture, dont il avait déterminé le di:unètre. On est étonné qu'un moyen aussi peu siîr lui ait fourni une valeur aussi rapprochée de la circonférence de la terre. Il trouva pour un degré du méridien terrestre 56,746 toises. Snellius, à qui revient en partie l'honneur de la découverte de la loi de la réfraction de la lumière, paraît avoir eu le premier l'idée d'employer la méthode trigonométrique à la mesure d'un arc de méridien. Les instruments dont il pouvait disposer étaient encore fort imparfaits, et ses calculs se trouvèrent entièrement faux; il ne put même pas y reconnaître l'erreur commise.

C'est l'abbé Picard qui donna, en 1671, la première valeur à peu près exacte du rayon de la terre. L'arc de la méridienne, dont il détermina la longueur, s'étendait aussi de Paris à Amiens; il trouva pour le degré du méridien 57,060 toises. On sait que c'est en apprenant les résultats de la belle opération de Picard, que Newton, trompé d'abord par de fausses aonnées sur la grandeur du rayon de la terre, revit, après neuf années d'abandon, les calculs qui devaient le conduire à la découverte de la loi de ta gravitation universelle, et put s'assurer que la force qui retient la lune dans son orbite est bien la pesanteur diminuée en raison du carré de la distance au centre de la terre.

Un accord aussi remarquable entre des résultats obtenus par des moyens si différents f)ouvait servir inversement de vérification à a belle opération de Picard; toutefois, des considérations théoriques, justifiées par l'observation attentive des disques des planètes principales, vinrent alors suggérer à Newton et k Huvghens l'idée que la terre ne saurait être spnerique, mais devait présenter la figure d un ellipsoïde de révolution autour de son axe polaire, et que cet axe devait être sensiblement moindre que le diamètre équatorial, pour que l'équilibre de la masse entière pût se conserver, la force centrifuge tendant à diminuer la pesanteur apparente des parties placées près de l'équateur. Les procédés d'oDservation et les méthodes do calcul ayant d'ailleurs reçu, vers le même temps, des perfectionnements considérables, on put alors entreprendre de grandes opérations propres à fournir une connaissance exacte des dimensions de notre globe. La mesure de la méridienne de Franco fut reprise par Cassini, et, en même temps, deux commissions de l'Académie des sciences, formées l'une de Maupertuis, Clairaut et Outhier, l'autre de Rouguer et La Condaniine, furent envoyées au nôle nord et au Pérou pour déterminer les longueurs de l'arc d'un degré aux latitudes les plus extrêmes. Les résultats obtenus fournirent une vérification éclatante de l'hypothèse de Newton et d'Huyghens : la longueur de l'arc d'un degré en France avait éie trouvé de 57,024 toises 64 ; elle so trouva être de 56,736 toises 81 au Pérou ; et de 57,196 toise.*i 16 en Laponic ; la terre était donc bien certainement aplatie à ses pôles.

A la fin du dernier siècle, rAcsembléo nationale, voulant donner & la France un système unifoimo de poids et mesures, décida que la base de ce système serait prise dans les dimensions de la terre, et ordonna en conséquence de nouvelles opérations géodésiques. Dolambre ot Méchain furent chargés do reprendre la mesure do Turc de la méridienne compris entre Dunkerque ot Barcelone. Depuis, cette méridienne a été prolongée d'une part jusqu'au parallèle de Greenwich, do l'autre jusfju'à l lie do Fermentera. L'arc ainsi mesuré en trois parties comprend 120 48' 4G", 8; c'est de beaucoup lo pln^t grand rjui ail jamais été mesuré. Lu longueur d'un degré y varie de 56,955 toises 38 il 57,097 toises 62, cc qui Confirme lo fait do l'uplalisacmoiit.

Ces importants résultats étant obtenus, on pouvait des lors procéder k la détermination do lu figure do la terre. C'était aux géomètres que revenait cotte (Aclio ; c'est Luplaco qui s'en chargea principalement. On conçoit que, dans l'hypothèse do l'ellipticitô du méridien torreslru, lu connuissunco soulo des longueurs do deux arcs d'un degré, ot dos latitudes (les milieux de ces arc.t sufilso pour déterminer les longueurs des doux axes do lu courbe méridienne. Kn elfel, ces données font coniiuUru les rayons de courbure de l'ellipse aux points milieux de» doux arcs, c'estii-diro en des points oii les iionnaleH font des angles connus avec le]grand ax-- d<' lu courbe ; elles fournissent done doii\ etpiations iiumeriques oii onlrcnt les d'ux axes inconnus. Mais lo calcul n'a pas ju>tifié l'Iiypothéso du l'olliplicito do ht terre. Ainsi, .<>i l'on prend pour bases de rupétittiuii les longuuurs du degré au Pérou et en l*"niiu'e, on Irouvo pour

lo 'l'-ini-gl ami <»\e de lu Irrr^ une lu"^"i.>ur

TERR

de 3,271,985 toises 33, et pour le demi-petit axe une longueur de 3,261,354 toises 19; le rapport de la diff-irence entre les deux demiaxes au demi-grand axe, oq l'aplatissement

serait alors : si ensuite on prend pour

bases du calcul les longueurs d'an degré en France et en Laponie, on trouve pour le demigrand axe 3,277,149 toises 24, et 3,266.912 toises 37 pour le demi-axe polaire, et l'aplatissement calculé est alors de .On est

obligé d'en conclure que la figure de la terre n'est pas exactement celle d'un ellipsoïde de révolution.

'Toutefois, il convient d'observer que les différences peuvent n'être pas en réalité aussi grandes que .semblent l'indiquer les résultats obtenus. En effet, la détermination des latitudes extrêmes des arcs mesurés est essentiellement liée à celle des verticales menées aux extrémités de ces arcs; or, la direction de chacune de ces verticales peut être notablement affectée par une circonstJince locale, telle que la présence d'une montagne d'un côté de l'horizon, ta déclivité du sol, l'inégale composition dans les différents sens, autour du point de station, des couches géologiques, etc.. circonstances qui n'ont pu avoir aucune influence appréciable sur la figure vraie de la courbe méridienne considérée dans son ensemble, mais qui entraînent des erreurs inévitables dans sa mesure en affectant localement lu direction de la verticale. C'est, au reste, ce dont on a eu des preuves directes, par exemple par ta singulière inégalité présentée par l'arc compris entre Montjouy et Barcelone, et qui, restée inexplicable pour Méchain, l'affligea au point de le déterminer à la mort pour éviter le deshonneur dont il so croyait menacé par la découverte de l'erreur qu'il pensait avoir commise. La mesure faite en Italie par Plana et Carlini de l'arc compris entre Andrate et Mondovi en fournit un autre exemple : la longueur de l'arc d'un degré à la latitude ou ils opéraient aurait dû être de 57,013 toises; ces savants trouvèrent 57,687 toises, parce que la chaîne des Alpes agissant inégalement sur je fil à plomb aux deux points extrêmes de l'arc, tendait à diminuer l'inclinaison des verticales en ces deux points, par conséquent à augmenter la longueur de l'arc d'un degré.

L'impossibilité ou l'on est encore aujourd'hui de tenir compte. des causes réelles des inégalités apparehtes do la méridienne terrestre a iiiit qu'on a dû provisoirement s'en tenir à l'hypothèse do l'ellipticiié de cette courbe. C'est ce que fit la commission de rinstiiut, chargée de la détermination du nouveau système des poids et mesures ; elle adopta, pour représenter l'aplatissement^ la

fraction — , attribua en conséquence une

longueur de 5,130,740 toises au quart du méridien et fixa la longueur du mètre a 3 pieds Il lignes 296 millièmes de ligne. Depuis, en comparant de nouveaux résultatsauxanciens, on a reconnu que l'aplatissement est plus considéruble que ne l'avait cru la commission française; on s'accorde maintenant à le regarder comme égal à ^— , et, par suite, on

attribue 10,000,856 mètres au quart du méridien, 6,377,398 mètres au rayon équutoriul ct 6,356,080 mètres au rayon polaire.

Pendant que s'etreciuaieut les grandes expériences que nous venons de rappeler , lu question do l'équilibre d'un corps animô d'un mouvement de rotation autour d'un axe fixe par rapport ù lui eiait soumise à une analyse directe pur les plus grands géomètres, Maclaurin, d'Alcmbert, Clairaut, Layrange, Legendre et Laplace, et la théorie assignait la forme elliptique à notre globe, ainsi qu'il toute autre planète, mais sans toutefois qu'il fût possible d'en déduire des résultats numériques. Kn effet, l'aplatissement d'uno planète dépend sans contredit du la vitesse do sa rotation, et l'observation montre effectivement que les planètes qui tournent lu plus vite sur leurs axes sont aussi celles qui présentent une plus grande difi'erencu rolutivu entre lus longueurs do lours diamètres maximum et ininimum ; mais lu connaissancu du la loi suivant laquelle varieut les densités des diffurontus ouuchos serait aussi un élément indispunsublo de lu question, ot cet élément manque toialemont jiisqu ici.

— J/oi(U(T»i''M< dturne de ta terre. Lo mouvement du ruiutiun do la terre autour do son axe poluire puralt bien positivc*mnnt avoir été soupçonné choi lus anciens par les philosophes de l'ocolo pythagoricienne; mats cotto opinion nu s'eUtii pua repanduo ou du moms u'uvait paa Irouvo crédit avant L'oro moderne. C'est, comino on sait, k Copernic que revient enticrciucnt lii gluiru d'avoir mis cette impurtanlo vérité hurs do doute par du.-t preuves, smuii positivos, du niuins lolluinent lumineuse» qu'elles devaioni onlrnluur lu conviction. Il .Milfi>ait, on efi'ei, d'ononccr cluiremoiit l'hyp itli---!" -.x mih; I ' tu m.iivemunt de lu (' ., ^

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nés à aviur r-:' uui.» j i» ;i .-xj U-iu-i ic n.uuvcmuiil diurne do lu sphcre i-elesto «vue tmitC!) les ruini tii-atiou:* qu coti :.liie te du-

TERR

placement de l'axe du monde, par suite de la precession des équinoxes.

La théorie de Copernic fut adoptée d'enthousiasme par tous les esprits non prévenus et indépendants; mais les vérifications positives ne se présentèrent que longtemps après. La première résulta des études entreprises pour déterminer la figure de la terre. L'aplatissement de notre planète dans le sens de son ase esc, en effet, une conséquence nattirelle de son mouvement de rotation ct n'aurait aucune raison d être dans Thypothcï^e de son immobilité; la régularité et la périodicité de certains moTjvements de l'atmosphère, tels, par exem;i:e, que ceux qui produisent les vents alizés, apportèrent ensuite de nouvelles preuves directes du mouvement de rotation de la terre; on peut en dire autant de certains courants marins; la déviation vers l'est des corps qu'on abandonne d'une grande hauteur k l'action de la gravité vint fournir, au commencement de ce siècle, une preuve encore plus directe du mouvement de rotation de la terre; celte déviation ne peut, en etîet, être attribuée qu'à l'action de la force centrifuge composée, qui naît de ce mouvement de rotation et qui a de même rendu compte de ce fait, inexplicable autrement, que les cours d'eau, dans notre hémisphère, tendent tous à ronger leurs rives occidentales ; enfin, la célèbre expérience de M. Foucault a, pour ainsi dire, rendu sensible à tous le mouvement diurne de aotre globe.

La terre tourne sans cesse d'occident en orient, autour de la bgne de ses pôles, et c'est à ce mouvement de rotation qu'e:>t dit le mouvement diurne apparent de la sphère céleste. Le Jour sidéral est la durée de cette rotation. Celte durée est constante, ou du moins aucun fait n'a pu encore mettre les astronomes sur la trace de la plus petite variation dans la grandeur du jour sidéral, ce qui veut dire que tous les déplacements de matière qui s'effectuent journellement à la surlace de la terre, soit par le jeu des forces de la nature, soit par l'action incessante des hommes et des animaux, n'ont que des effets inappréciables jusqu'ici sur le moment d'inertie de la terre par rapport ù son axe. Si l'on admet que la terre soit encore ûuide à son intérieur et perde peu à peu de sa chaleur interne, on doit croire, eu même temps, que la vitesse de sa rotation diurne s'accroîtra k la longue.

La ligne des pôles de la terre n'a pas une direction fixe par rapport aux étoiles. Son mouvement se compose de deux mouvements, qui produisent l'un la precession des équinoxes et l'autre la nutution. Pour se rendre compte de ce double mouvement, il faut imaginer par le centre de la terie une parallèle à l'axe de l'écliptique et supposer qu'une droite inclinée pour l'année 1870 do 23«27'23'',4 sur celte parallèle tourne autour d'elle d'un mouvement uniforme, dans le sens du mouvement diurne apparent do lu sphère céleste, de manière ii achever >a révolution en vingtsix mille ans k peu pre^; puis il faut supposer que, pendiint lu mouvement de cette droite, une autre droite décrive autour d'elle, dans le même sens du mouvement diurne, un cône à base elliptique ayant pour demiaxes 19'',3 et IA",4 ei uchevant sa révolution en dix-neuf ans en\iron. C'est avec celte seconde droite que coïncidera conï>ta.mment l'axe de la terre, si les points de départ ont été convenublcment pris.

Au reste, la ligne des pôles terrestres n'est pas même fixe pur rapport a la terre, c'està-dire que ni l'équateur, ni les parallèles, ni les méridiens teirestres ne passeut toujours par les mêmes points de lu surface dui^Iobe. Kn effet, lu mouvement relatif d'un soude, par rapport ii des axes de direction constante passant par un de ses points, ne peut être produit que par lo roulement d'un cèoe lie à ce corps et uyaut son sommet en celui do ces points que l'un considère comme immobile sur un autre cône fixe, et l'uxo de rotation du corps mobile est k chuque instant lu génératrice do contact entre les deux cônes. Or, celle gunuratricu nu peut pas ^c déplacer dans 1 espace sans se depUtocr en mémo temps par rupport au corpa. La bgno des pôles terrestres n'e>l donc pas fixe par rupport ù la terre; mais lo lieu de sc^ extrémités, sur la surface du globe, est une courbe do SI poiito dimension que tous Ici lutta sts passent, en appatencc, comme u cotte courbe tffl réduisait u un point unique.

— M ..el de la terre. La terre

décrit it LUtour du soleil iiiio cl-

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absolue. Les lutitudes dos étoilâs situées vers les solstices oDt, en eflFet, varié d'environ 00 20' depuis les premières observations de l'école d'Alexandrie. D'un autre côl»-, l'obliquité de l'écliptique sur l'équateur a constaminent diminué d'environ 0",48 par an depuis Hipparque. Il faut en conclure que le

fdan de l'orbite terrestre tourne autour delà igné des équinoxes comme pour ne riibattro sur le plan de l'équateur. On ne suit pas, d'ailleurs, si ce mouvement se continuera toujours dans le même sens nu si l'obliquité de l'écliptique, après avoir diminué jusqu'à une certaine limite, reprendra ensuite des valeurs plus (grandes.

Le ffrand axe de l'orbite terrestre n'est pas lui-même llxe dans le plan de l'écliptique. Flainsteed a trouvé en IG'JO.pour la lun>,'itude du périhélie, 2770 35'3l"; en 1775, elle se trouvait être de 27'^» 3' 17"; elle avait donc crû, en moyenne, de 6l",0 par année dans l'intervalle. Or, le mouvement annuel du point équino.xial n'est que de 50",2. Le périhélie a (fonc, dans le sens contraire à celui du mouvement diurne, un nnouvement propre . de 1 1",7 par an. Il résulte du mouvement relatif du périhélie de la terre, pur rapport ii la ligne des équinoxes, que les rapports des durées des saisons, prises deux à deux, ne Bont pas constants. En ce siècle, le passage au périhélie a lieu quelques jours apr»'s le solstice d'hiver, et c'est par cette raison que l'hiver est la saison la plus courte et l'été celle qui a la plus longue durée; lorsqvie le périhélie sera venu se confondre avec le

Point ôquinoxiul du printemps, l'automne et hiver auront la méiue durée, ainsi que le printemps et l'été.

La durée de la révolution de la terre dans son orbite constitue l'année; mais, en raison de la mobilité des points de repère sur l'écliptique. on est obligé de distinguer trois années différentes. L année vulgaire, qui porte le nom û'aunée tropique ou eqmnoxiale, est le temps que la terre met k revenir au point équinoxial du printenipîii; cette année est, en jours solaires moyens, de 3(}5,2422C4 ; l'année sidérale est le temps oue la terre met à revenir au même point de 1 écliptique ; elle est un peu plus longue que l'année tropique,

Puisque le point èquînoxial se déplace sur orbite en sens contraire du mouvement do révolution ; sa durée est plus grande de

— ; — & peu près, puisque le point équinoxial

parcourt l'écliptique, dans le sens contraire a celui du mouvement diurne, en 26,000 ans k peu près; enfin, l'année anomalistique est le temps que la terre met à revenir au périhélie ; cette année est plus longue que l'année sidérale de à peu près, puisque