TERRESTRE LES DÉVIATIONS DE LA VERTICALE

Nous avons vu, en étudiant les mouvements de la Terre, quelle était la complexité de la trajectoire que décrit un point de sa surface; nous avons constaté et cherché à expliquer le déplacement continu de ses pôles voyageurs. Mais, dans toute cette étude des mouvements de la Terre, celle-ci a été supposée rigide, conservant perpétuellement sa forme d'ellipsoïde aplati que lui imposent les lois combinées de Tattraction universelle et de la force centrifuge.

En est-il réellement ainsi? et Fécorce terrestre est-elle vraiment une croûte rigide et indéformable? ou, au contraire, subit-elle des déformations, et, dans ce cas, sous quelles influences ces déformations ont-elles lieu, et quelle en est l'importance?

Nous allons voir, au cours de ce chapitre, Técorce est en perpétuel mouvement et que, aussi, s'accentue cette « vie du globe » qui

■'. ■ tw

soumet tous les éléments constittitifs à d'incessantes TÎcissitudes.

C'est l'illustre physicien anglais, lord Kelvin, qui s'est, le premier, posé la question de saroir si la Terre était un solide indéformable, ou si, au contraire, elle ne constituerait pas un corps élastique dont la forme serait sans cesse modifiée par les actions extérieures qui s'exercent sur lui, et en particulier par les attractions combinées, variables et périodiques de la Lune et du SoleiL Le problème revient, en somme, à chercher à prouver l'élasticité de récorce terrestre et à mesurer cette élasticité.

Un corps quelconque, mobile à la surface de la Terre, par exemple la boule pesante d'un fil à plomb, se trouve soumis en permanence aux attractions qu'exercent sur lui la Lune et le SoleiL Le prolongement du fil à plomb doit donc décrire sur un papier placé sur le sol une certaine courbe. Si la Terre est rigooreusement rigide et indéformable, elle ne change pas de forme sous l'action de ces attractions qui ne font que lui imprimer les mouvements dont elle est animée : rotation, translation, précession, nutation, etc., et que nous avons décrite en détail dans un précédent chapitre.

Quelle serait, dans le cas d'une Terre rigoureur ûent indéformable, l'importance de cette attrac- 1 a luni-solaire? l>ans un premier examen, on î "ait tenté de croire cette attraction assez forte. ] effet, le Soleil a une masse environ 325000 fois

plus grande que la Terre et se trouve à une distance de celle-ci égale à 23400 rayons terrestres. £n évaluant l'attraction strictement d'après la loi de Newton, comme proportionnelle aux masses et en raison inverse du carré des dista.nces, on obtient un chiffre environ 1300 fois plus faible que la pesanteur. Il en résulterait que l'attraction solaire peut produire une diminution apparente du poids des corps égale à 1/1 300* de leur poids réel»

Mais il ne faut pas oublier que la Terre, sous l'action de cette attraction solaire, exécute ses mouvements « constitutionnels » et décrit son orbite. Or, c'est un principe fondamental en Mécanique qu'une force déjà obéie n'entre plus en jeu qu'en tenant compte de l'effet déjà produit. Un corps pesant, suspendu à la surface de la Terre, sollicité de s'écarter de la verticale par l'attraction solaire, se meut déjà avec la Terre entière sous l'influence de cette attraction. Il ne restera donc, comme force effective troublant la verticale, que la diffé* rence entre l'attraction à la surface et l'attraction au centre du globe. Le chiffre obtenu ainsi, pour le Soleil, est près de 20000 fois plus faible que le chiffre obtenu précédemment, car il ne représente, pour l'attraction solaire, que la vingt-six millionième partie de la pesanteur. ,

La faible masse de la Lune est largement compensée, au point de vue de l'importance de l'attraction qu'elle exerce sur les corps placés ^ 'a surface du globe, par sa plus grande proxim * le centre de la Lune n'est distant du centre, d a Terre que de 60 rayons terrestres. En appliqi it

à notre sateJHte les mêmes raisonnements et les mêmes calculs que ceux que nous avons faits pour le Soleil, on trouve pour l'action perturbatrice due à rattraction lunaire une diminution de la gravité

FiG. 14.

PiG. 15.

fà*û)

(ù t loy

FiG. 16.

FiG. 17.

Formes différentes de la courbe théorique décrite par le poids d'un fil à. plomb suivant les valeurs de la déclinaison de la Lune.

d'environ 1/12000000^ L'arc correspondant à un angle d'une seconde étant environ d'un 1/200000, )n voit que. la déviation de la verticale sous l'innuence de la Lune atteindrait environ l/ôO*" de seconde, ou une « tierce ».

C'est à Victor Pniseux que l'on <Joit Tanalj'se complète de cette action perturbatrice. Plus tard, GaiUot en a donné une forme simplifiée, et Radau en a fait un calcul élémentaire dai£S k cas où la Lune est dans le plan de l'équateur. L'astronome Gaillot a tracé les courbes théoriques que doit décrire la pointe d'un fîl à plomb sur un carton horizontal, dans le cas de la Terre absolument rigide, sous l'influence de l'attraction lunaire: ces courbes sont figurées dans les schémas suivants (fig. 14, 15, 16, 17). On voit qu'elles diffèrent suivant la déclinaison de la Lune, c'est-à-dire suivant sa distance angulaire à l'équateur.

Quand ces calculs furent connus, quand on sut quelle était la petitesse de l'effet à mesurer pour constater les variations diurnes de la vertiéale, beaucoup de physiciens furent arrêtés. Cependant, d'autres essayèrent de surmonter les difficultés de l'expérience. Dès 1873, Zôllner essayait, le premier, un « pendule horizontal », sur lequel nous reviendrons plus en détail, et qui avait une extrême sensibilité ; en 1874, Bouquet de là Grye employait, à l'île Campbell où il était allé observer un passage de Vénus, un pendule muni d'une balance amplificatrice; en 1878, lord Kelvin se servait d'un long pendule dont les déviations se multipliaient par la rotation d'un petit miroir; en 1879, G. et H. Darwin perfectionnèrent cet appareil en l'imB^rgeant dans un bain liquide pour le préserver oscillations parasites; en 1881, d'Abbadie im lait dans son observatoire d'Hendaye la « p

r^pi'ï^

rane >», Ittsette aùtocoHimatricé réfiée sur un bain de »ercure situé au fond d'un puits profond, H dont les variations de coïncidence deraient doubler les variations de la verticale. En 1883, le professeur Ch. Wolf, de la Sorbonne, InstaDait un appareil analogue, mais horizontalement, dans les caves de l'Observatoire de Paris ; et enfin, en 1890, Tingénieur des mines Léon et moi-même essayions, dans les mêmes caves, d'installer un appareil très sensible, à bains liquides communiquants, et dont les dénivellations étaient observées par des franges d'interférence en lumière jaune. Malgré Textrême précision des méthodes employées, nos appareils, pas phis que ceux de nos pré^décesseurs, ne donnèrent d'indications nettement affirmatives.

L'effet à mesurer est, en effet, très petit : au bout d'un pendule de 100 mètres de long, pendule qui serait. déjà difficile à réaliser et surtout à suspendre et à installer dans les conditions de stabilité et de tranquillité nécessaires, la déviation serait d'environ 1/100® de millimètre !

. Mais il y a une cause.de non-réussite, et c'est précisément dans l'élasticité de la Terre qu'il faut la rechercher.

Les calculs ayant servi de base aux expériences précédentes ont tous été établis dans l'hypothèse d'une Terre rigide et indéformable : tout change si la Terre, douée d'une certaine élasticité, est r'xeptible de se déformer elle-même sous l'inînee des actions luni-solaires. La Terre se comptera alors . partiellement comme la surface re des océans et sa partie solide, la « lithos-

phère », sera soumise à de véritables « marées >, comme le sont les eaux de la mer sous l'iafluence des mêmes attractions.

Les déformations qui affectent la partie solide du globe, du fait de l'action des deux astres voisins, sont de deux natures bien distinctes : les unes, en effet, n'intéressent que Técorce dans ses couches superficielles, tandis que les autres agissent sur le corps même de la Terre. Les premières sont caractérisées par une déviation apparente de la verticale par rapport au sol; en réalité, les déformations affectant les couches superfi^cielles, ce sont ces dernières qui se déplacent par rapport à la verticale qui reste fixe : nous avons donc bien, dans ce cas, des déviations « apparentes ». La cause principale de ces déviations apparentes doit être recherchée dans réchauffement des couches de la périphérie par les rayons solaires. Ces rayons chauffent le globe terrestre, comme la lampe à alcool chauffe la boule de cuivre dans la classique expérience de V « anneau de S'Gravesende ».

Mais la mauvaise conductibilité des roches pour la chaleur fait que la partie seule de la Terre tournée vers l'astre subit l'action cjalorifique qui dilate et par conséquent déforme les couches échauffées : les antipodes de ces parties ne sont affectés par réchauffement solaire que douze heures après. Pour la même raison de la faible conductibiï>*4 thermique du sol, les mouvements de déformat i ainsi provoqués se transmettent très mal en j • fondeur et leur amplitude s'atténue très rap. •

ment quand on descend au-dessous de la surface du sol. Dans le bel Institut astrophysique de Potsdam, que dirige avec une si haute autorité le professeur Helmert, l'oscillation apparente de la i verticale n'a plus, au fond d'un puits de 25 mètres -^ de profondeur, que le 1/8® de son importance au ! niveau même du sol supérieur. i

L'échauffement causé par les rayons solaires étant la cause principale de ces déformations superflcielles qui déterminent la déviation apparente de la verticale, il en résulte que cette déviation doit avoir une période principale diurne; de plus, une autre période annuelle, due à l'obliquité plus ou moins grande des rayons chauds suivant la position du Soleil au-dessus ou au-dessous de l'équateur, c'est-à-dire suivant sa déclinaison, doit se superposer à la première et se combiner avec elle.

La seconde espèce de déviation de la verticale correspond à des déviations vraies et non plus seulement « apparentes » : il faut en chercher la cause dans les attractions exercées par le Soleil et la Lune sur la matière mêm€ qui constitue le globe terrestre.

Si la Terre était parfaitement rigide, absolument indéformable, totalement dépourvue d'élasticité, l'attraction luni-solaire ne lui occasionnerait au- CQ e déformation possible, et dans ce cas les |dé lations de la verticale, sous l'influence de cette ail iction, seraient susceptibles d'être calculées, |co .me nous l'avons expliqué précédemment.

Si la Terre, daas son ensemble, était parfaitement fluide, c'est-àndire se comportait à la façon d'un liquide parfait et non visqueux, la surface extérieure du sol serait une k surface de niveau » dont la forme changerait à chaque instant sous rinfluence de Tattraction luni-solaire. Dans ces conditions, il serait impossible de constater le moindre changement dans la verticale, puisque, par suite de sa définition même, la surface de niveau, qui serait alors celle même du sol terrestre, doit toujours être normale à la direction <k fil à plomb. Dès iors les marées terrestres^ les déformations du sol, tout en atteignant la plus grande amplitude que leur assigne la théorie, bb seraient pas constatabFes, faute de points de repère, pas plus que n'est constatable la marée océanique pour un navigateur situé au large, hors de la vu€ des terres, et sur une mer tropprof onde pour pouvoir prendre des repères sur le sol sous-marin par des sondages de précision.

Mais, dans la réalité des choses, le globe terrestre est loin d'être un fluide parfait. Sans aller jusqu'à la rigidité absolue, il a uno compacité considérable. Les matières fondues qui constituent le « magma » central sont soumises à de telles pressions que l'état sous lequel elles se trouvent ne peut guère se concevoir par notre esprit, obligé pour cela d'extrapoler au delà des limites permises* Toutefois, en se basant sl '< valeurs connues de la préoession des équino el| de la nutation, lord Kelvin a trouvé, par une lalyse rigoureuse de la question, que le globe ris

MOUVBMEIÎTS BTTHIOQUES BE LECORCE 163

dans son ensem^ie, devait avoir une rigidité sensiblement égale à celle de Tacier. Cette co-nclusion n'est nullement incompatible avec Fétat de fusion des métaux composant le noyau central, état largement compensé par les formidables pressions auxquelles ils sont soumis. On peut donc admettre que le globe terrestre, pris dans son ensemble, possède une certaine élasticité.

En vertu de l'attraction luni-solaire et grâce à cette élasticité, la forme du globe sera modifiée; en même temps les actions de la matière ignée déformeront les couches superficielles : la déviation que Ton pourra constater relativement à la direction du fil à plomb ne sera donc que la différence des deux effets précédents.

C'est ce qui explique Tinsuccès des tentatives relatées plus haut : toutes ont été faites dans l'hypothèse d'une Terre absolument rigide, dans le but de vérifier les variations de la verticale, avec leur importance « théorique », déjà bien faible dans ce cas. Et la non-rigidité du sol les diminue encore! De là l'impuissance de méthodes et d'appareils qui eussent été à peine suffisants pour déceler la déviation dans le cas d'une Terre indéformable .

C'estaii!>'flecker,de l'Institut géodésique de Potsdam, que revient le grand mérite d'avoir pu mettre en évidence, non seulement qualitativement, ' mais encore quantitativement, les déviations de la verticale. Le savant géophysicien allemand a utilisé, ians ce but, la merveilleuse sensibilité du pendule horizontal, en améliorant encore l'instrument, déjà

si parfait, réalise il y a quelques années, par von Rebeur-Paschwitz.

Le pendule horizontal (fig. 18) est un instrument d'une grande sensibilité. Il se compose en principe d'une tige horizontale T, fixée par deux fils verticaux /* er Z', à un robuste support S. Les points

Fig. 18. — Principe du pendule horizontal.

d'attache A et A' ne sont pas sur une même verticale, mais on peut les en rapprocher autant qu'on le désire. Une masse M est fixée au bout du levier. Dans ces conditions, le pendule prend une position d'équilibre pour une direction déterminée de la verticale; mais si celle-ci vient à changer, le pendule se met à osciller avec une durée d'oscillation égale à celle qu'aurait un pendule simp'^ dont la longueur serait représentée par la' d tance entre la masse M et le point V de re contre de la verticale MV avec la droite quijointl

MOUVEMENTS RYTHMIQUES DE LECORCE - i65

points d'attache A et A' des deux fils. On voit par l'inspection de la figure qu'on est maître de rendre cette longueur MV aussi grande que Ton désire : il suffît pour cela de rapprocher les points A et A' de la même verticale. On a donc un pendule horizontal H M qui oscille avec la même durée qu'un pendule vertical de longueur très grande VM, et l'on peut rendre cette longueur du pendule simple équivalent assez grande pour que l'oscillation accuse les petits déplacements de la verticale dont nous avons parlé précédemment.

Le D" Hecker a pris deux de ces pendules, dont les tiges étaient perpendiculaires l'une à l'autre; leur longueur et l'écartement des verticales des points d'attache avaient été réglés de façon qu'ils correspondissent respectivement à des pendules simples de d75 et de 117 mètres de long; leurs tiges étaient orientées symétriquement par rapport^u méridien du lieu. Deux miroirs fixés sur les tiges permettaient d'enregistrer photographiquement la période des oscillations sur des bandes photographiques dont l'éloignement augmentait encore l'amplitude des déviations, doublée déjà par la réflexion sur le miroir.

En relevant les photogrammes ainsi obtenus et en construisant par points les courbes ayant pour abcisses^t pour ordonnées les résultats déduits des mouvements des deux pendules, on a obtenu une c^'irbe figurative des déplacements de la pointe t in fil à plomb, c'est-à-dire des déviations de 1 verticale : cette courbe a été construite pour < Aque jour et les résultats ont été groupés par

166 LA VIE ET LA IfOKT DU «LOBE

90 jours, pour fournir des moyennes trimestrielles.

Odî a ainsi constaté une oseiliation diurne de ki verticale qui atteint deux millièmes de seconde dans le sen»du méridien; de plus, les moyennes trimestrielles ont montré que l'amplitude de Toscillatioo était deux fois plus petite en hiver qu'en été. On est donc bien, comme l'ajustement fait observer l'ingénieur Lallemand, en présence d'effets nettement thermiques, produits par réchauffement des couches périphériques du sol terrestre sous l'action des rayons du Soleil, et « ces effets couvrent, jusqu'à les masquer, ceux de l'attraction du Soleil sur les pendules ».

Le D"^ Hecker a pu, cependant, mettre cellenîi en évidence, par ce fait q^ie pour l'action thermique la période est de 24 heures, c'est-à-dire diurne, tandis que pour l'action purement attrasctive du Soleil, la période est de 12 heures, c'est-àdire semi-diurne : l'attraction solaire s'exerce, ea effet, de la même façon quand l'astre occupe deux positions symétriques sur un même diamètre delà Terre, ce qui a lieu deux fois, par 24 heures. En combinant les valeurs des déviations pour chaque heure, deux par deux, et en prenant des temps « décalés » de 12 heures pour chaque couple, en faisant pour chaque couple la demi-somme et la demi-différence des déviations, on arrive au résultat cherché, car, dans la demi-somme, l'effet thermique s'élimine naturellement, vu qu'il est égal et de signe contraire sur les deux termes, tai J que l'effet attractif se retrouve en entier. Ces J contraire pour la demi-différence, qui isole Vi t

MOUVEMENTS RYTHMIQUES. DE l'ÉCORCE IW

thermique en faisait disparaître celui de l'attTa<;lk>n.

Quant à Taetion tanaîre, la séparation des deux effets se fait plus facilement, grâce à la différence des périodes du jour « solaire w et du jour « lunaire». Le D' Hecker, en traduisant graphiquement les résultats de Tobservation, a pu construire la courbe expérimentale que décrirait la

FiG. 19. ;•

. FiG. 20. f '^ •'

Couarbes réelles décrites par rextrémilé d'an fll à plomb (H«cker).

pomie d'un fil à plomb sous Tinfluence de la Lune. Cette courbe est figurée en traits powc^we* (fîg. 19). La figure 20 représente la même courbe, dans le cas de fortes déclinaisons boréales de la Lune : oa est frappé de la parfaite ressemblance de ces courbes expérimentales avec les courbes théoriques données par Fastronome Gaillot et que nous avons reproduites dans les figures 14 et 16. La seule différence est dans l'amplitude plus faible des courbes ^-^elles. La diminution d'amplitude est à peu près ux fois plus forte dans le sens du méridien que ns celui des parallèles; elle atteint près de la litié dans le sens du méridien. La « boucle »

fermée que l'on voit sur les deux courbes correspondant à de fortes déclinaisons de la Lune tient à ce que Tonde lunaire présente chaque jour deux maxima; ces maxima sont égaux si la Lune est dans le plan de Téquateur; inégaux si elle est au Nord ou au Sud, et d'autant plus inégaux qu'elle en est plus éloignée.

Que déduire de l'écart entre les courbes calculées et les courbes observées?

Une seule conclusion s'impose, en présence de la constance des résultats d'expériences poursuivies pendant des années : la Terre, prise dans son ensemble, présente une certaine élasticité, de même ordre de grandeur que celle de l'acier; autrement dit, le globe terrestre se comporterait à peu près comme une sphère d'acier de même dimension. Il est tout à fait remarquable que la considération des marées océaniques, des mouvements astronomiques de la Terre, du déplacement des pôles terrestres, conduit également à assigner à l'ensemble du globe terrestre une élasticité qui est toujours du même ordre; c'est la plus belle confirmation de la primitive et géniale conception de lord Kelvin. Il n'y a qu'un seul point encore obscur dans l'interprétation des expériences du D*" Hecker : c'est la réduction d'amplitude des déviations dans le sens du méridien, réduction qui atteint la moitié du phénomène total, alors qu'elle est à peu près nulle dans le sens Est-Ouest. D la magistrale analyse qu'il a faite de cette déli< question, l'ingénieur Lallemand a recherché à r

pouvait tenir cette anomalie, observée dans les expériences si remarquables de Postdam : à Tinstrument lui-même? à la proximité . relative de la mer? à une structure particulière de Técorce en ce point? ou, comme il le croit plutôt, à la forme tétraédrique du globe terrestre, dont Tarête européo-asiatique, orientée Est-Ouest, passe non loin de Potsdam?

Tels sont les points encore obscurs à élucider. Malgré cela, un grand pas a été fait : le globe, pris dans son ensemble, a upe élasticité de même ordre de grandeur que celle de Tacier ; nous verrons plus loin que les phénomènes sismiques apportent à cette conclusion une confirmation nouvelle.

Ainsi, sur cette écorce terrestre, dont la trompeuse apparence nous suggère les notions de stabilité, tout est en continuel mouvement. L'écorce se dilate et se contracte sous Faction quotidienne de la chaleur solaire; le noyau, coagulé et rendu compact par les pressions qui s'y exercent, est soumis à de véritables marées sous Tinfluence de l'attraction luni-solaire, et on peut être assuré que la couche encore fluide interposée entre ce noyau et Pécorce qui la recouvre, est agitée de perpétuels mouvements, tant de marée que de convection.

Où donc se trouve cette stabilité rêvée? Où est ''■^variabilité dont la roche semble le symbole?

.ns rimagination des poètes, peut-être, mais non < ns la réalité de la Nature qui a voulu que tout ] , en perpétuelle agitation. Ces mouvements que

iîO LA VIB ET LA KOKT DU GLOBE

nous avons vu, sous diverses formes, affecta la Terre dans son ensemble ou simplement son écorce, sont jusqu'ici d'origine astrononaique. Nous allons maintenant en étudier d'une tout autre nature. Ce sont les mouvements brusques qui ébranlent parfois Técorce terrestre sur une grande étendue, c'est-à-dire les séismes] ce sont les mouvements /e^i^5 et continus qui produisent les exhaussements et les abaissements de cette écorce.