POLE

FiG. 9. — Latitude et colatitude.

elles-mêmes, par deux nombres : sa longitude qui accuse sa distance à un méridien origine, qui est aujourd'hui celui de Greenwich et sa latitude qui accuse sa distance à Féquateur, distance comptée sur le méridien (fîg. 9). On ne détermine pas, par les observations astronomiques, directement cet angle, mais bien son « complément » par rapport à un angle droit, la colatitude. Cela revient à déterminer l'angle que fait la ligne des pôles terrestres avec la verticale du lieu d'observation.

Cette détermination de la latitude est Fobservain courante des voyageurs, des marins, des astromes : les explorateurs terrestres avec le théodo-

B, les marins avec

le sextant la déterminent

facilement à vingt secondes près, c'est-à-dire que Terreur qu'ils commettent ainsi ne dépasse pas 600 mètres dans le sens nord-sud. Quant aux astronomes, ils déterminent cet élément, à l'aide de cercles méridiens, à moins d'un dixième de seconde, c'est-à-dire que l'erreur qu'ils commettent pour « placer » le parallèle sur lequel doit se trouver le lieu d'observation ne dépasse pas trois mètres î

Or, en 1889 et 1890, les observatoires de Berlin, de Potsdam, de Prague constatèrent que leurs latitudes, fréquemment mesurées par les astronomes <lu service méridien, variaient sans cesse, et que, chose remarquable, elles variaient toutes trois dans le même sens, comme si le pôle nord s'était légèrement rapproché de ces villes. La précision des instruments employés, l'habileté et la haute conscience des observateurs, ne permettaient pas d'attribuer à des erreurs « fortuites » ces écarts « constants », toujours de même espèce et qui atteignaient plusieurs dixièmes de seconde.

En présence de ces faits^ l'Association géodésique internationale décida d'élucider cette question aussi complètement qu'on le pouvait, en instituant une expérience « cruciale ».

Considérons deux points A et B de la Terre (fig. 10), placés à la même distance du pôle, c'est-à-dire sur un. même parallèle, mais diamétralement opposés, de façon que leurs longitudes diffèrent de 180*» : si le pôle nord se déplace et se rapproche de 1' i d'eux, quittant sa position primitive P pour ve • en P^, il s'éloigne en même temps de l'autre de l même quantité; de cette façon, si la latitude i

point A augmente d'un certain angle, celle du point B doit dinainuer du même angle, et inversement.

En 1891, l'Association géodésique internationale envoya à Honolulu l'astronome allemand Marcuse, en compagnie de l'astronome américain Preston. Honolulu et Berlin occupent à peu près, l'un par

FiG« 10. — Fluctuation des latitudes.

rapport à l'autre, les positions des points A et B de la figure précédente. Le résultat fut décisif : pendant que la latitude augmentait à Honolulu, elle diminuait d'autant à Berlin.

Pour acquérir une certitude absolue, on créa en 1895 six stations équidistantes autour du pôle nord et deux autres au pôle sud. Ce fut une éclatante confirmation des premiers résultats : dans les stations opposées, prises deux à deux, on constatait des variations toujours égales et de ignés contraires. Les pôles terrestres ne sont lOnc pas fixes à la surface de la planète et se éplacent sans cesse. Mais il ne suffisait pas aux astronomes d'avoir

constaté «qualitativement» ce curieux phénomène: il leur fallait Tobserver « quantitativement » c'està-dire le mesurer, dans le temps et dans l'espace.

D'abord, « dans le temps », ils ont constaté une périodicité qui, au premier abord, semble n'avoir aucun rapport avec les périodes des mouvements de la Terre : le retour du pôle voyageur à un même méridien s'effectue en 430 jours, soit environ quatorze mois. Quant à rimp\)rtance du phénomène « dans l'espace », il se traduit par un écart de deux à trois dixièmes de seconde, c'est-à-dire, métriquement, de six à dix mètres : La figure 11 donne « l'itinéraire » du pôle nord à la surface du globe, de l'année 1900 à l'année 1910. N'est-ce pas merveilleux qu'on ait pu arriver à saisir un phénomène en apparence aussi insaisissable ! Mais — et c'est la note qui caractérisera de plus en plus les grandes conquêtes à venir de la science nouvelle — ce résultat n'a pu être acquis que par la coopération scientifique de toutes les nations civilisées. Même en science — je dirai naème « surtout M en science — l'union fait la force et la force fait l'action.

Quelle est la cause de ce phénomène du déplacement continu des pôles?

Cette cause est encore bien obscure. Dans les magistrales études publiées sur ce sujet par Chandler, le savant astronome a attaqué le problème au point de vue purement théorique et les lumières de l'analyse mathématique ont, grâce à lui, éclairé la question d'un jour nouveau. En groupant toutes les observations exécutées jusqu'en 1893, il a

LES UOUVEUENTS DE LA TERBB

obtenu ce premier et capital résultat, que le mouvement du pôle peut être exprimé par une formule à deux termes; les «amplitudes» de ces termes, amplitudes qui mesurent l'intensité du phéno-

uf i: ^1 I m^m — f-

F«. 11. - Dëplacemeiil ilu |

mène, varient pour les premiers de ces termes de 85 à 185 millièmes de seconde d'arc, ce qui correspondrait, sur la surface de la Terre, à des déplacements de 2° ,64 à S^jTO; pour le second terme, les amplitudes varient de 115 à 155 mil-

lièmes de seconde, ce qui correspondrait métriquement à des écarts variant entre S^jSG et 4°',30.

Quant aux « périodes » de ces deux termes, elles sont, en moyenne, de 430 jours pour la première, et de 365 jours pour la seconde, soit 14 mois et 12 mois.

On voit immédiatement combien est précieuse l'indication contenue dans le travail de Chandler: le phénomène doit être produit par Teffet combiné de deux actions périodiques, la période de Tune étant de 14 mois, celle de l'autre étant annuelle. 11 faut donc étudier séparément quelles sont ces deux actions.

En ce qui concerne la première cause, on l'a cherchée d'abord dans l'ordre astronomique : ce chiffre de 430 jours, qui en exprime la périodicité, s'accorderait avec un résidu astronomique provenant de l'action de la Lune sur le renflement équatorial de l'ellipsoïde terrestre.

Lord Kelvin, Newcomb ont montré que, pris dans son ensemble, le globe terrestre devait avoir une élasticité comparable à celle de l'acier : nous en verrons une belle vérification en étudiant les phénomènes sismiques. Or, Newcomb a fait voir que, dans cette hypothèse, la période du déplacement polaire pourrait être de 427 jours, chiffre qui concorde remarquablement avec celui de 430 jours indiqué par Chandler. D'autre part, les observations longuement poursuivies à Taide de marégraphes ont montré des élévations et des abaissenu s périodiques de certains rivages, par exemple c ï de la mer du Nord, près du Helder, ceux de l'oc o

ms^*

Pacifique, au voisinage de San -Francisco . La période de ces variations est précisément de 14 mois, c'est-à-dire égale à celle du premier terme de la formule de Ghandler.

Les travaux du professeur Volterra ont établi que toute anomalie présentée par la rotation libre d'un corps pouvait être expliquée par des mouvements qui ne changeraient ni la forme ni Tintensité de l'attraction à Fextérienr. Or, nous savons que si, vers le centre de la Terre, la formidable pression à laquelle sont soumises les matières fondues, constitutives du noyau central, leur donne une rigidité pratiquement équivalente à Tétat solide, du moins dans le voisinage de Técorce, là où cesse de se faire sentir la pression qui les comprime, cette rigidité disparaît pour redevenir une fluidité que manifestent nettement les laves des éruptions volcaniques. Il peut, il doit donc y avoir une circulation du fluide interne, et ainsi la fluctuation des latitudes se trouve apporter un argument de plus à cette hypothèse de la fluidité des couches superficielles du noyau intérieur, alors que le phénomène s'expliquerait plus difficilement si Ton considérait comme invariablement solide toute la masse du sphéroïde terrestre. Le professeur Lagrange, de Bruxelles, a même cru constater un rapprochement entre la périodicité des phénomènes sismiques et celle du déplacement ^'^'^ pôles.

î-este le second terme de Ghandler, celui dont 1 période est de 365 jours : celui-ci s'explique ] s aisément. 365 jours constituent, en effet, une

périodicité annuelle, et les phénomènes météorologiques présentent, en principe, cette périodicité. En premier lieu, il faut considérer le déplacement des grandes masses atmosphériques* Nous avons vu que les continents sont surtout accumulés dans rhémisphère nord : ces continents, pendant Thiver, sont donc beaucoup plus froids que les océans qui les baignent, et se trouvent, par conséquent, surmontés d'une couche d*air de grande densité. La masse totale d'air, ainsi entassée Thiver sur les continents septentrionaux, est, dès lors, en excès sur celle qui, au cours de la même saison, recouvre les océans : Le professeur Spitaler a calculé cet excès de masse et Ta trouvé égal à 14 milliards de tonnes, c'est-à-dire au poids de 1500 kilomètres cubes de cuivre rouge. Cette masse énorme se déplace pendant Tété et va s'installer sur les océans : on conçoit donc que le déplacement périodique et annuel de pareilles masses puisse entraîner comme conséquence la périodicité de 365 jours qui caractérise le second terme de Chandler. Il faut y ajouter la fusion périodique des glaces polaires, la variation saisonnière des précipitations de pluie, et d'autres phénomènes qui peuvent agir dans le même sens. Le D"* Hahn a également pensé à une variation annuelle de Tinfluence magnétique du Soleil. On le voit, les faits ne manquent pas qui permettent d'expliquer la périodicité annuelle du phénomène.

D'une façon générale, tous les phénomènes sé^ laires dont la surface terrestre est le siège, ag • sent lentement, mais d'une façon continue, sui t

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position de l'axe polaire : ainsi les érosions, les exhaussements et les affaissements, les modifications brutalement produites par les phénomènes sismiques ont une influence qui, individuellement faible, devient importante par leur sommation; à plus forte raison, des évolutions géologiques importantes et continues, comme celles qui ont marqué les ères successives de l'histoire de la Terre, ont-elles pu et dû avoir des effets peut-être considérables sur le déplacement des pôles, et cela d'autant plus probablement que, aux âges primitifs, l'écorce était plus élastique qu'elle ne Test aujourd'hui. Si de tels déplacements se sont produits dans les premiers temps de l'histoire de la Terre, bien des faits qu'étudient les géologues et dont la cause est encore obscure pour la science trouveraient là leur explication. Et si, plus tard, par la longue suite des observations de plus en plus précises qu'accumuleront les savants au cours des siècles à venir, on arrive à élucider « complètement » la loi de déplacement des pôles, peutêtre aura-t-on là le meilleur des éléments permettant de serrer de près l'histoire du passé de notre globe.

Ainsi les pôles, ces pôles dont la conquête a suscité tant de nobles ardeurs, sont des points insaisissables! Quand un voyageur fut assez heureux pour y planter le drapeau de son pays, le lender^"in, image fidèle du bonheur ici-bas, le pôle s .it échappé à son conquérant, en occupant un 8 re point de la surface glacée qui l'encercle de t ites parts.

On ne peut donc < saisir » le pôle : du moins peut-on le faire prisonnier. Si Fon dresse autour de sa position, à. un jour donné, une palissade carrée de 40 mètres de côté, on pourra toujours affirmer que le pôle « vagabond » est cependant captif dans cette géométrique enceinte.

Nous venons d'étudier avec quelques détails les irrégularités dont étaient affectées la rotation de h Terre et la position de son axe : ce ne sont pas les seules, loin de là. Le moùveipent de translation de notre globe est soumis, lui aussi, à des perturbations dont nous allons dire quelques mots.

Tout d'abord, l'excentricité de l'ellipse que doit décrire le centre de la terre, d'après les lois de Kepler, varie : elle diminue uniformément de 64 kilomètres par an. On voit par là que, l'ellipse devenant de moins en moins « excentrée », tend à se rapprocher de la forme circulaire; le mouvement de rotation que la seconde loi de Kepler, celle des aires, veut n'être pas uniforme, tend à se régulariser de plus en plus à mesure que l'ellipse se rapproche de la forme circulaire. Si cette décroissance de l'excentricité continuait, l'ellipse deviendrait un cercle au bout de 40 000 années et le mouvement de la Terre serait alors uniforme.

Pendant que se fait lentement cette « circularisation » de l'orbite terrestre, l'ellipse décrite par le centre de la Terre se déplace dans son plan, '^e façon que le périhélie marche d'Occident Q Orient, faisant le tour du ciel en 110000 ans ei iron, et introduisant ainsi une deuxième irrégula é

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dans la translation générale. En outre, lé plan de l'orbite, incliné comme nous le savons sur celui de l'équateur terrestre, ne fait pas avec ce dernier un angle constant : cet angle diminue d'environ 48 secondes par siècle. L'équateur et l'écliptique se rapprochent donc l'un de Pautre. Ils ne se confondront cependant jamais, car le plan de l'orbite ne fait ainsi qu'effectuer une oscillation entre deux limites très rapprochées. Quoi qu'il, en soit, ce mouvement introduit une troisième perturbation dans la translation de la Terre.

Enfin, n'oublions pas que la Terre n*est pas seule à graviter autour du Soleil. Elle a, non pas « charge d'âmes », mais « charge de satellite ». Elle est, en effet, escortée d'une petite compagne, la Lupe, dont la masse est la 80^ partie de la masse terrestre, et dont la distance est égale à 60 fois le rayon de la Terre. En réalité, ce n'est pas la Terre qui gravite autour du Soleil, c'est le système complexe Lune-Terre.

Or, le fait de la dualité des deux éléments de ce

système comporte cette conséquence : si la Lune

décrit autour de la Terre une certaine ellipse, la

Terre, dont la masse est 80 fois plus forte, décrira

une ellipse de dimension 80 fois plus faible.

Les choses se passent absolument comme si, ayant

attaché aux deux extrémités d'un fîl deux boules,

l'une 80 fois plus pesante que l'autre, on lançait

''^ système en Tair : le fîl, constamment tendu,

ligerait les deux boules à prendre un mou-

naent commun de translation, en même temps

'elles tourneraient autour d'un point situé 80 fois

plus près du centre de la grosse boule que de celui de la plus petite.

Dans le cas qui nous intéresse ici, de la Lune et de la Terre, c'est Tattraction réciproque exercée entre leurs masses respectives, d'après la loi de Newton, qui tient lieu de fil de connexion. Dès lors, c'est le centre de gravité du système Lune-Terre qui décrit Torbite elliptique autour du Soleil. Si l'on prend comme données les masses et les distantes des deux corps, on trouve que ce centre de gravité est constamment situé sur la ligne qui joint le centre de la Lune au centre de la Terre, à 1 000 kilomètres environ au-dessous de la surface de celle-ci : c'est donc un point qui se trouve à l'intérieur du globe terrestre, et comme il est fortement excentré, il en résulte pour notre planète une anomalie de plus dans sa translation autourdu Soleil.

Enfin, il y a un dernier mouvement qui se superpose à tous les autres : c'est un mouvement d'ensemble qui emmène tout le système solaire à travers l'espace intersidéral, dans la direction de rétoile Wega. Ce mouvement se fait avec une vitesse considérable: plus de SO kilomètres à la seconde. Du fait de cette translation générale, l'ellipse terrestre se transforme en une immense spirale elliptique, une « vis » gigantesque dont le grand diamètre serait le grand axe de l'orbite *'""restre, c'est-à-dire plus de 297 millions de kiloi très. Quant au « pas » de cette vis, pas que la Te b parcourt pendant un an, il est de plus de 627 1 -

lions de kilomètres : c'est la quantité dont se déplace le Soleil au cours d'une année. On a donné un nom au point du ciel vers lequel notre astre central semble se diriger : on le nomme l'apex.

Comment a-t-on pu constater l'existence de ce mouvement, et en mesurer l'importance? Par une application bien élégante de la théorie de la propagation des mouvements vibratoires, application que Doppler et Fizeau ont érigée en principe et dont les maîtres de l'Astrophysique moderne, comme Deslandres et Haie, ont fait de si belles et si fécondes applications. Quand une source lumineuse est en mouvement dans la direction suivant laquelle nous la voyons, c'est-à-dire quand elle vient directement sur nous ou qu'elle s'en éloigne, également en ligne directe, la vitesse de la lumière qtfelle nous envoie est affectée par la vitesse propre de ce mouvement avec laquelle elle doit se composer. De sorte que si l'on reçoit dans un spectroscope la lumière de cette source mobile, les raies spectrales se déplacent vers le violet ou vers le rouge, suivant que la source s'approche de nous ou s'en éloigne. Les choses se passent de façon identique si c'est notre œil qui se déplace et la source lumineuse qui est fixe, ou encore si les deux se déplacent relativement l'un à l'autre : une déviation des raies vers le violet indique que 1» distance de notre œil à la source diminue ; elle J jmente au contraire si les raies semblent aller < côté du rouge.

]l'est ce même principe qui fait varier la hau-

teur de la note du sifflet d'une locomotive, suivant que celle-ci s'approche ou s'éloigne de nous.

Ainsi la Terre se trouve déjà animée, dans son ensemble, de douze mouvements que la science a su analyser, dont elle a étudié les effets et découvert la cause. Nous verrons plus tard que, non plus dans son ensemble, mais dans son écorce, elle est encore soumise à d'autres mouvements d'origines également astronomiques : ce sont les marées océaniques et les marées terrestres, qui donnent au sol , dont l'apparente stabilité n'est qu'un trompe-l'œil , un perpétuel mouvement , d'une incroyable complexité.