COMMENCEMENT DES QUATRE SAISOICS

En 1864. En 1865.

Printemps. Le 20 mars à 8M9"" du matin.. Le 20marsà 2*" 15" du soir.

ÉTÉ Le 21 juin à 5*" 25'» — Le 21 juin à 10** 55" du matin.

Automne. . Le 22 sept, à 7"» l»" du soir. Le 23 sept, à !•» 8~ — Hiver. . . Le 21 déc. à lM3'" — Le21déc. à e** SQ- du soir.

Quand la Terre est à l'un ou à l'autre des Équinoxes^ le plan de l'Equateur prolongé passe précisément par le centre du Soleil. Les deux pôles de la planète sont alors symétriquement placés par rapport à l'astre radieux, et le cercle de séparation de Thémisphère éclairé et de l'hémisphère obscur se trouve être un méridien. Que résulte-t-il

LA TEPRE. 143

de cette position particulière ? Que chaque point de la Terre, quelle que soit d'ailleurs sa latitude, décrit dans la lumière la moitié de ta circonférence que lui fait parcourir la rotation du globe : l'autre moitié est décrite dans l'ombre. C'est ce que la ligure 46 fait aisément comprendre.

Ainsi, à l'époquedeséquinoxeSjladurée du jour est égale à celle de la nuit par toute la Terre. Le Soleil reste douze heuresau-dessusdechaque horizon, douze heuresau-dessous.

Fig. 46. — I a Terra aux équiooxes ; égalité générale du Jour et de la nuit.

De l'Ëquinoxe du Printemps au Solstice d'Été, la Terre parcourt la portion de son orbite qui correspond aux mois d'avril, de mai, de juin. Son axe restant toujours parallèle àlui-méme, l'un de ses pôles, lé pôle nord, se tourne de plus en plus vers le Soleil ; pendant la même période, le pôle austral au contraire s'en détourne sans cesse. Le jour et la nuit sont de plus en plus inégaux en durée , et cette inégalité atteint son maximum vers le 21 juin {fig. 47).

Ikk LE MONDE SOLAIRE.

Le cercle de séparation de l'ombre et de la lumière s'est prt^ressivement éloigné du pôle. Il en résulte que la durée des nuits de rhémisphère boréal a été sans cesse en décroissant, le jour grandissant au contraire, et cela dans des proportions d'autant plus grandes, qu'il s'agit de lieux de la Terre plus éloignés de l'Equateur.

L'hémisphère austral a vu, pendant cette période, se succéder des phénomènes inverses; à l'Equateur seul, le jour a continué d'être égal à la nuit.

Pip. 47. — la Terre â l'époque des Solstices : inéinUlé de durée clu jour el de U nuit.

Du 21 juin au 22 septembre, la Terre passe du Solstice d'Été à l'Èquinoxe d'Automne. Pendant cette seconde période, c'est toujours le pôle nord qui est tourné vers le Soleil, tandis que le pôle sud reste plongé dans l'ombre ; les alternatives du jour et de la nuit présentent en ordre inverse, pendant l'Ëté, les mêmes phénomènes que pendant le Printemps.

Ainsi, pendant six mois, les régions voisines du pôle boréal ont continuellement vu le Soleil au-dessus de leur

horizon, celles du pôle austral l'ont toujours eu au-dessous. De là, pour ces déserts glacés, un jour de six mois, puis une nuit de six mois, tempérée il est vrai par un crépuscule continuel. A chaque vingt-quatre heures, par le fait de la rotation diurne, le Soleil y décrit en rasant l'horizon une courbe, sinon tout à fait parallèle à ce plan, du moins formant une double spirale qui monte sans cesse jusqu'au

S^WMIt

Fig. 48. — Orbite de la Terre. — Inégalité de durée des différentes saisons.

20 juin, pour redescendre ensuite jusqu'à l'origine de r Automne.

Si l'on a bien compris cette marche de la Terre pendant uno moitié de l'année, on verra aisément que pendant l'autre moitié les choses se passeront dans un ordre symétriquement inverse. A l'Équinoxe d'Automne, égalité de durée des jours et des nuits par toute la Terre. L'automne et l'hiver de l'hémisphère boréal seront le printemps

et l'été de rhémisphère austral. Les mêmes inégalités dans la durée relative de la nuit et du jour se reppésenteront : la seule différence proviendra de l'inégalité de durée des saisons symétriques dans les deux hémisphères.

Un mot maintenant de cette inégalité des saisons.

Répétons une fois encore que l'orbite de la Terre n'est pas un cercle^ mais une ellipse^ et que le Soleil n'est pas à son centre^ comme le laisse croire la planche YI, mais à l'un des foyers. De plus, le grand diamètre de l'Écliptique — c'est le nom astronomique de l'orbite de la Terre — ne passe pas exactement par les Solstices. Dans la figure 48, ces différences ont été exagérées à dessein.

On y voit tout de suite que l'Hiver doit être la phis courte, et l'Été la plus longue des quatre saisons : les deux autres saisons sont de durées intermédiaires, et c'est le Printemps qui est la plus longue des deux.

Cela serait vrai, par le fait seul de l'inégalité des arc^ parcourus, alors même que la Terre décrirait avec une vitesse constante toutes les portions de son orbite. Mais l'inégalité de durée est encore accrue d'une autre manière. On verra plus tard que toutes les planètes se meuvent autour du Soleil avec des vitesses variables, d'autant plus rapides, qu'elles sont plus rapprochées du foyer commun. La Terre se meut donc moins vite pendant les saisons estivales de T hémisphère nord que pendant les saisons hivernales, ce qui, je le répète, doit contribuer encore à l'inégalité de durée de ces périodes.

Voici les durées moyennes des saisons, dans Tordre où nous les avons parcourues :

Jours.

Printemps 92,9

Été 93,6

Les deux premières saisons ne diffèrent entre elles,

Joun.

Automne . .

Hiver. . . .

comme les deux autres^ que des sept dixièmes d'un jour, c'est-à-dire de 16 heures 48 minutes. Mais le Printemps surpasse TAutomne de 3 jours 4 heures 48 minutes, et FËté est plus long que l'Hiver de 4 jours 14 heures et 24 minutes.

C'est aux extrémités du grand diamètre de son orbite que la Terre s'éloigne et se rapproche le plus du Soleil. Elle se trouve à sa distance maximum ou aphélie, dans les premiers jours de juillet, et à sa distance minimum ou périJiélie^ quelques jours après le Solstice d'Hiver, le 31 décembre environ.

Ainsi le Soleil est plus loin de nous pendant les saisons de Printemps et d'Été, que pendant les saisons d'Automne et d'Hiver de l'hémisphère boréal. Cette circonstance . prouve que ce n'est pas à la diminution de la distance réelle du Soleil, qu'il faut attribuer l'augmentation de la chaleur, ou plutôt de la température, d'un lieu de la Terre.

Pendant le Printemps et l'Été de l'hémisphère boréal, le Soleil séjourne sur l'horizon d'un lieu plus longtemps qu'en Automne et en Hiver : la durée de la journée dépasse d'autant plus celle de la nuit, qu'on est plus rapproché du Solstice. C'est là une première cause de l'élévation de température, pendant les saisons estivales. Une autre cause non moins puissante provient de la hauteur apparente du Soleil. L'arc diurne décrit par l'astre radieux s'élève à des hauteurs croissantes, de l'Équinoxe du Printemps au Solstice d'Été, pour repasser en sens inverse par les mêmes positions, du Solstice d'Été à l'Équinoxe d'Automne. Les rayons qu'il envoie sur les divers points de lliémisphère boréal traversent l'atmosphère moins obliquement qu'en Hiver et en Automne ; et l'intensité de la chaleur reçue est d'autant plus forte que cette obliquité est moindre, circonstance aisée à expliquer par la moin-

dre épaisseur des couches atmosphériques traversées par ces rayons. D'ailleurs, abstraction faite de l'atmosphère, l'obliquité dont nous parlons est déjà cause que la chaleur reçue par une même portion de la surface terrestre est moins considérable.

L'explication qui précède s'applique à l'hémisphère austral pendant les saisons d'Automne et d'Hiver, qui sont pour lui le Printemps et l'Été. Et comme le Soleil est en outre à une moindre distance de la Terre, l'intensité de la chaleur y est plus grande : comme aussi dans les saisons hivernales du même hémisphère, le froid doit y être plus intense. En somme, ces inégalités se compensent, et les températures moyennes de l'année sont à peu près les mêmes au nord et au sud de l'Equateur.

Nous ne parlons ici que des influences purement astronomiques, abstraction faite des mille causes qui suivant les lieux modifient ces données générales et font du climat la résultante d'une série d'éléments divers. A ce point de vue, il est facile aussi de comprendre pourquoi les maximum de chaleur et de froid ne tombent pas aux Solstices mêmes, mais quelques temps après, en juillet et en janvier. A partir du 20 juin, la Terre déjà échauffée par les journées de printemps, continue à recevoir du Soleil, pendant le jour, plus de chaleur qu'elle n'en perd pendant la nuit : la température s'accroît encore. Au contraire, vers le 21 décembre, la Terre, déjà refroidie par les longues nuits de la période automnale , continue à se refroidir encore, parce qu'elle perd plus de chaleur pendant la nuit qu'elle n'en reçoit pendant la journée.

Du reste, les saisons sont bien différentes pour tous les points d'un même hémisphère. De l'Equateur à l'un et à l'autre Pôle on passe, par degrés insensibles, d'une chaleur intense à un froid extrême. On distingue néanmoins sur la

surface du globe cinq zones ou climats, qui se succèdent dans Tordre suivant :

La zone torride^ qui comprend, au nord et au sud de l'Equateur, tous les pays où le Soleil monte deux fois par an jusqu'au zénith ; elle est bornée par les tropiques, à 23 degrés de latitude septentrionale ou méridionale. • Les djux zones tempérées qui s'étendent de part et d'autre des tropique?, jusqu'à une latitude de 66 degrés ; pour tous les pays compris dans ces zones ^ le Soleil ne s'élève jamais jusqu'au zénith, et la limite de ses plus faibles hauteurs méridiennes est comprise entre 66 degrés et rhorizon.

Enfin, les deux zones glaciales ou circumpolaires. Là, le Soleil s'abaisse jusqu'à l'horizon et disparait même audessous, pendant des temps qui varient entre un jour et six mois. Il ne s'y élève jamais à plus de 46 degrés, et au pôle même, la hauteur maximum est moitié moindre.

Les étendues superficielles de ces zones sont très-inégales : la zone torride embrasse les 40 centièmes de la surface totale du sphéroïde terrestre ; les deux zones tempérées, les 52 centièmes, et enfin les deux zones glaciales, les 8 centièmes. Ainsi les deux zones tempérées, les plus favorables à l'habitation humaine et au développement de la vie civilisée, forment plus de la moitié de l'étendue de la Terre ; les zones glaciales, pour ainsi dire inhabitables, en forment une fraction très-petite. Dans ces nombres, les terres et les eaux sont confondues.

Les phénomènes que nous venons d'étudier se rattachent tous directement à la rotation de la Terre et à son mouvement annuel de translation dans l'espace. La durée de cette rotation ou du jour sidéral, l'inclinaison et le parallélisme de l'axe, la durée de l'année, la forme de l'orbite, ses di-

mensions réelles sont autant d'éléments qui se combinent pour produire les phénomènes dont nous parlons, dans Tordre même que l'observation constate. Si tous, ou certains d'entre eux venaient à changer, les jours et les nuits, les saisons et les climats changeraient aussi, et les conséquences qui en résulteraient pour les conditions de la vie sur notre planète pourraient produire soit à la longue^ soit subitement, les modifications les plus profondes, les bouleversements les plus considérables.

Déjà nous avons vu que la durée du jour est invariable. Il en est de même de l'année. Mais si la forme de l'orbite terrestre et l'inclinaison de l'axe de rotation varient insensiblement, la variabilité périodique de ces éléments se trouve contenue entre d'étroites limites, de sorte qu'à moins de catastrophes imprévues et improbables, les conditions astronomiques de notre planète peuvent être considérées comme invariables. La source de la lumière et de la chaleur, le foyer de la vie du globe terrestre et des autres planètes s'épuise sans doute ; mais le calcul a prouvé qu'il faudrait des millions d'années avant que l'affaiblissement de ses rayons pût modifier sensiblement les climats terrestres.

En étudiant les autres corps célestes du système solaire, nous trouverons bientôt la variété la plus curieuse dans les conditions astronomiques et par suite climatologiques de chacun d'eux. Régis par des lois identiques, ils nous offriront cependant les diversités les plus étonnantes. C'est ainsi que le règne organique terrestre, construit sur un plan dont l'unité est un caractère d'une frappante évidence, avec un petit nombre d'éléments simples, fournit cependant à l'admiration intelligente de l'homme un nombre considérable de substances diverses, un nombre plus prodigieux encore de genres, d'espèces et de variétés.

Phases de la Lune. — Son mouvement autour de la Terre. — Dimensions et distances. — Rotation de la Lune. — Égalité de durée des deux mouvements de rotation et de révolution.

Par ses apparitions et disparitions successives et périodiques, par la variété de formes de sa partie lumineuse et rinégal éclat projeté par sa lumière sur Tatmosphère et sur le sol, la Lune est certainement de tous les astres celui qui donne le plus de diversité à l'aspect des nuits terrestres. La lueur blanche et douce dont elle inonde le paysage, fait le charme de tous ceux qui sont sensibles aux beautés de la nature : aussi les poètes ne se sont-ils pas fait faute de Tintroduire dans leurs descriptions, comme les peintres dans leurs tableaux. Mais l'absence ou la présence de la Lune dans la voûte étoilée n'est pas moins intéressante pour les astronomes que pour les artistes, pour la science que pour la poésie, et l'on comprendra que c'est au seul point de vue astronomique que nous devons en parler ici.

Quand la Lune brille au ciel, alors même qu'elle ne nous montre qu'une faible partie de sa moitié éclairée, Téclat de sa lumière efface les plus petites étoiles visibles à l'œil nu. Le nombre des étoiles éteintes de la sorte est d'autant plus considérable, que la Lune est plus près

ISa LE MONDE SOLAIRE.

d'être dans son plein : alors la lueur de la Voie Lactée se confond avec celle dont l'atmosphère est illuminée, et les plus brillantes étoiles restent bientôt seules perceptibles à la vue simple. En outre, comme la durée de la visibilité nocturne de notre satellite augmente avec son éclat, jusqu'à remplir les nuits entières, il n'est bientôt plus possible aux astronomes de faire des observations un peu délicates, à moins qu'ils ne se proposent précisément d'étudier' la Lune elle-même, ou encore les étoiles les plus brillantes.

Heureusement pour les observateurs, la Lune disparaît périodiquement du ciel, rendant ainsi à la voûte céleste, quand l'air est pur et serein, toute sa splendeur et sa magnificence.

Ce qui fait de la Lune un des corps célestes les plus intéressants à étudier et à connaître, c'est sa grande proximité de la Terre, qu'elle accompagne incessamment dans ses évolutions autour du Soleil. Quoi de plus curieux, en effet, que ce petit système dans le vaste système du monde solaire, que cette terre en miniature, exécutant perpétuellement autour de notre Terre une série de mouvements entièrement semblables à ceux que notre globe effectue lui-même autour du Soleil ! Plus tard, quand nous verrons d'autres planètes, accompagnées aussi de corps plus petits, former avec eux autant de petits mondes, nous nous rendrons plus aisément compte des phénomènes que ces satellites doivent offrir au corps central, si nous connaissons en détail tous ceux dont la Lune et la Terre sont simultanément l'objet.

Occupons-nous d'abord de notre satellite, tel qu'il apparaît à l'œil nu, sans le secours d'aucun instrument d'optique.

Deux faits sont connus de tout le monde : le premier, c'est que, dans un intervalle de vingt-neuf à trente jours, la Lune se montre sous une série d'apparences qu'on nomme ses phases, et qui se reproduisent périodiquement dans le

même ordre. Le second fait, c'est qu'elle présente toujours la même face à la Terre, de manière à ne nous laisser voir jamais qu'un de ses. hémisphères : l'autre moitié du globe lunaire reste à jamais invisible pour nous.

Or, ces deux faits sont la manifestation évidente des deux mouvements dont la Lune est aflFectée, mouvement de circulation autour de la Terre , mouvement de rotation sur elle-même : ces deux mouvements par une curieuse coïncidence, s'eflFectuent dans un même intervalle de temps. Suivons la Lune dans le cours d'une de ses périodes, et nous nous convaincrons à la fois de la réalité de ces deux mouvements, et de l'égalité de leurs durées.

On sait qu'il y a nouvelle Lune, lorsque notre satellite n'est plus visible, ni pendant le jour ni pendant la nuit. C'est qu'alors il occupe dans le ciel une position voisine du lieu du Soleil ; il tourne vers nous son hémisphère obscur, rendu par cela même invisible , et d'ailleurs perdu dans les rayons solaires.

Quatre jours environ s'écoulent entre la disparition de la Lune le matin, à l'Orient, et sa réapparition à l'Occident le soir, un peu après le coucher du Soleil : c'est au milieu de cet intervalle qu'est l'instant précis de la Lune nouvelle, et c'est à partir de cette position qu'elle se dégage peu à peu des rayons solaires.

On la voit d'abord (pi. Vil) * sous la forme d'un croissant trè&-délié, dont la convexité est tournée vers le point où se trouve le Soleil, au-dessous de l'horizon; en ce moment, on aperçoit très-disliuctement toute la partie obscure du disque de la Lune, dont la teinte légère et comme transparente est connue sous le nom de lumière cendrée. En-

1 . Pour toutes les phases, suivre les dessins de cette planche.

15i LE MONDE SOLAIRE.

traîné par le mouvement diurne^ l'astre se couche bientôt à l'horizon. Le lendemain, le même phénomène se reproduit : mais déjà le croissant est moins délié, la partie lumineuse plus large, et la Lune un peu plus éloignée du Soleil se couche aussi un peu plus tard.

Le quatrième jour après la nouvelle Lune^ la forme et l'apparence de notre satellite , qui se couche seulement trois heures après le Soleil, est celle qu'on a représentée dans le 2* dessin de la planche VIL La lumière cendrée est encore très-sensible, bien qu'elle diminue de plus en plus, pour disparaître tout à fait à la phase suivante, à celle qu'on nomme le premier quartier.

C'est entre le septième et le huitième jour de la Lune, qu'elle se montre à nous sous la forme d'un demi-cercle, en partie visible pendant le jour, et que le mouvement diurne n'entraîne au-dessous de l'horizon que six heures après le coucher du Soleil. Déjà, dans la phase précédente, les taches dont le disque de la Lune est parsemé étaient visibles. En ce moment, ces taches se distinguent avec une grande netteté sur le demi-cercle lumineux.

Entre le premier quartier et la pleine Lune^ sept jours s'écoulent de nouveau, pendant lesquels la forme de la partie éclairée approche de plus en plus d'être celle d'un cercle complet; la Lune se levant et se couchant de plus en plus tard, mais en tournant toujours vers l'Occident la partie circulaire de son disque.

Enfin, elle nous montre entièrement sa partie éclairée quinze jours environ après la nouvelle Lune ; alors l'heure de son lever est à peu près celle du coucher du Soleil, qui à son tour se lève quand la Lune se couche. 11 est minuit, quand elle parvient au plus haut de sa course, en langage astronomique, quand elle passe au méridien : alors le Soleil lui-même passe sous l'horizon, au méridien infé-