LE GLOBE TERRESTRE

Dislribution des continenls et des mers.

1. Hémisphère terrestre et hémisphère maritime. — 2. La Terre vue d'un point situé dans le plan de l'Equateur. — 3. La Terre vue d'un point pris sur l'a.xe, ou en face des pôles.

De là, pour le poids de la Terre entière, le nombre énorme de : 5 875 000 000 000 000 000 000 tonnes de mille kilogrammes.

L'enveloppe aérienne entourant le globe à une hauteur qui n'est pas encore exactement connue , mais qui dépasse probablement 100 kilomètres, ne pèse pas moins de 5263000000000 000 tonnes; c'est le poids d'ime couche de mercure à 0 degré, qu'on supposerait reposer sur toute la surface du globe , et qui aurait 76 centimètres de hauteur (moyenne de la pression barométrique au niveau de la mer) ; c'est aussi le poids d'une sphère de fer fondu mesurant 216 kilomètres de diamètre. Quelque énorme que soit ce poids, il n'est pas môme cependant la millionième partie (la 1 1 16000'^) du poids de la Terre solide et liquide.

Telles sont les dimensions, telle est la masse de la planète qui nous sert de demeure. Que sont en comparaison, et considérées sous l'unique point de vue de la matière, les œuvres du travail humain, individuel et collectif? Cependant, cette sphère qui nous paraît si colossale n'est qu'un grain de sable vis-à-vis du Soleil, notre étoile centrale, qu'une des moyennes planètes du système solaire, qu'un point perdu dans l'espace occupé par le monde qui les comprend toutes. Quelle idée devrons-nous donc nous faire de la profondeur des espaces célestes, lorsque, nous élançant plus tard hors du groupe dont la Terre fait partie, nous verrons que ce vaste ensemble n'est lui-même qu'un atome au sein de l'univers visible?

Nous venons de parler du poids total de l'atmosphère : c'est un point de pure curiosité. Mais la pression que cette masse fluide exerce sur chaque partie du sol, sur les êtres organisés qui s'y développent ou s'y meuvent, sur les liquides et les vapeurs, est d'une importance extrême pour la constitution de ces êtres et pour les conditions physiques du milieu

qui les renferme. La densité de l'atmosphère, la loi de la décroissance de cette densité, des couches inférieures aux couches supérieures, sont autant de faits qui ont un intime rapport avec la température du sol à ses diverses altitudes, avec les climats, et par suite avec la distribution de la vie végétale et animale à la surface ^ .

D'autre part, il y a une relation non moins étroite entre la constitution de l'enveloppe gazeuse dans le sein de laquelle nous sommes plongés, et la façon dont les rayons de lumière en traversent l'épaisseur.

Par le fait de la déviation que subissent les rayons de lumière qui ne pénètrent pas verticalement dans l'atmosphère, toute étoile, tout objet céleste est d'autant plus relevé que sa position relative est plus voisine de l'horizon. C'est le phénomène connu sous le nom de réfraction atmosphérique. On comprend de quelle importance est la réfraction pour les observations astronomiques, puisque tous les astres, ceux du zénith exceptés, se trouvent ainsi déplacés, et que l'erreur résultant de ce déplacement n'est pas la même en tous les points de la voûte céleste : elle est d'autant plus considérable, que les couches traversées sont plus épaisses ou se présentent plus obliquement aux rayons lumineux.

Il résulte de là une conséquence assez bizarre, c'est que le Soleil ou la Lune sont encore mathématiquement couchés, c'est-à-dire se trouvent réellement au-dessous du plan de l'horizon, que déjà leurs disques entiers sont visibles. La durée du jour est donc directement augmentée par la réfraction. Le même phénomène a lieu le soir. Mais la réfraction prolonge cette durée, alors même que le Soleil a disparu pour la vue. Les couches supérieures de l'atmosphère sont encore illuminées, quand la surface du sol est déjà dans l'ombre.

1. Voyez LA Terre, par Elisée Reclus; IP partie : VOeéan^ l'atmosphère, la vie.

Elles réfléchissent vers la Terre une portion de cette lumière, de manière à nous faire passer du jour à la nuit par des gradations insensibles. Telle est la cause du crépuscule du soir. Un phénomène semblable produit l'aurore avant le lever du Soleil. Enfin la durée des crépuscules et des aurores varie suivant les saisons et suivant les latitudes.

Non-seulement la position apparente des astres est altérée par la réfraction de l'atmosphère \ mais, pour la même raison, leur forme même s'en trouve modifiée. Cela est siirtout

Fig. 99. Eflets de la réfraclion atmosphérique sur les hauteurs des astres, sur le lever 011 le coucher du Soleil et de la Lune.

vrai pour les disques du Soleil et de la Lune. La réfraction, dont l'intensité est croissante à mesure qu'on s'approche plus de l'horizon, relève davantage les parties inférieures du cercle lumineux, de sorte que l'astre, déjà aplati dans sa moitié su-

1. Des tables de correction ont été calculées pour les diverses hauteurs ; ces tables permettent de trouver la position vraie d'un point lumineux, quand on en connaît par l'observation la position apparente. Néanmoins, on évite d'observer trop près de l'horizon, et l'on attend que l'astre, en vertu de la rotation diurne, ait atteint une hauteur suffisante, ou même son maximum de hauteur, au moment de la culmination ou du passage supérieur au méridien : de cette façon, les images télescopiques sont aussi beaucoup plus nettes. Voici, d'après la Connaissance des Temps, quelques nombres de la table de réfraction en question, calculés pour la température de -j- 10° centigrades

périeure, l'est plus encore dans sa moitié la plus basse. C'est cette déformation que nous avons constatée en parlant de la forme du disque solaire, et que nous avons représentée dans les figures 1 et 2 de cet ouvrage (pages 27 et 28).

Ajoutons, pour terminer ce que nous avions à dire de l'enveloppe gazeuse dont notre planète est entourée, que l'atmosphère, en disséminant de tous côtés la lumière du Soleil, interpose entre les astres et la Terre un rideau lumineux qui voile pendant le jour la voûte étoilée. Sans cette lumière diffuse, le ciel, ail lieu de cette teinte azurée que nous lui connaissons, présenterait un fond noir sur lequel les étoiles se détacheraient et brilleraient en plein jour.

La Terre tourne autour du diamètre de ses pôles en 86 1 64 secondes de temps moyen : la durée d'une rotation entière est donc plus courte de 236 secondes que celle du jour moyen de 24 heures. C'est cette durée qui constitue le jour sidéral, la base fondamentale de la mesure du temps en astronomie, le régulateur du temps civil.

et la pression 0"'.76. Il y a des corrections à faire, quand la température et la pression barométrique varient :

Dis

zénilliales

ances apparentes.

Réfractions.

zénithal

stances 23 apparentes.

Réfractions

0° zénith ....

liorizon . . .

Tout le monde connaît le phénomène du mouvement diurne, mouvement apparent du ciel étoile par lequel se manifeste le mouvement réel de notre globe sur son axe : lever et coucher du Soleil, de la Lune et d'un grand nombre d'étoiles; arcs décrits d'un mouvement uniforme autour d'un point du ciel qui semble immobile et qui reste situé à une hauteur constante sur chaque horizon. Personne n'ignore que le mouvement apparent dont nous parlons, ayant lieu de l'Orient vers l'Occident, le sens de la rotation terrestre est précisément contraire, et s'effectue dès lors d'Occident en Orient. Mais ce qui est moins connu, c'est la raison de la différence de durée qui existe entre le jour sidéral et le jour solaire; ce qu'on sait moins, c'est que, tandis que le jour sidéral conserve sa durée constamment la même ^ pendant une longue suite de siècles, les jours solaires d'une même année sont inégaux en longueur. Entrons dans quelques détails sur le premier point; nous aurons bientôt l'occasion d'insister sur le second.

Supposons une pendule bien réglée, c'est-à-dire marchant uniformément, n'importe d'ailleurs l'heure qu'elle marque. Puis, à l'aide d'une lunette dont l'axe est fixé dans le plan méridien^, notons l'instant précis où une étoile vient passer par le plan, entraînée qu'elle est par le mouvement diurne. Cette étoile va être notre point de repère, pour mesurer la durée du jour sidéral ou de la rotation de la Terre. La lunette restant dans la même position, les deux nuits suivantes,

1. On verra plus loin, toutefois, que l'invariabilité de la vitesse du mouvement de rotation de la Terre n'est pas absolue; mais il faudra des milliers d'années, pour que le changement soupçonné devienne directement appréciable. Nous y reviendrons.

2. On appelle méridien d'un lieu de la Terre le plan vertical, indéfiniment prolongé dans l'espace, qui passe par les points Nord et Sud de l'horizon de ce lieu. Quand une étoile passe au méridien, elle est au point le plus élevé de sa course diurne apparente. De là, le nom de culmination àonné, à ce passage. Il y a nécessairement, à chaque rotation, un second passage au méridien ; c'est le passage inférieur, qui n'est observable en chaque lieu de la Terre que pour les étoiles circompolaires de la latitude de ce lieu.

puis plusieurs nuits de suite si bon nous semble, nous noterons de même les instants du passage de l'astre au méridien. La comparaison des temps écoulés entre deux passages successifs nous conduira à cette consécpience, que ces temps sont toujours rigoureusement égaux d'une rotation à l'autre, quelle que soit d'ailleurs l'étoile qu'on ait choisie, pourvu que ce ne soit ni le Soleil, ni la Lune, ni une planète. Ainsi la durée de la rotation terrestre, ou ce qui revient au même du jour sidéral, est constante ; et l'on trouve qu'elle comprend 86 1 64 secondes, ou 23 heures 56 minutes 4 secondes, si la pendule qui a servi à cette constatation a été réglée sur le temps moyen, que nous allons bientôt défmir.

Que maintenant, par la même méthode, on compare les intervalles qui s'écoulent entre les passages successifs du centre du Soleil au méridien, on constate les deux résultats suivants, bien différents du premier : 1° ces intervalles ne sont pas rigoureusement égaux entre eux; et, comme c'est à leurs durées qu'on donne le nom de Jours solaires, on en conclut déjà que les jours solaires d'une même année sont inégaux; 2° le Soleil est plus long à revenir au méridien que l'étoile: en moyenne, le retard de chaque jour est de 3 minutes 56 secondes (temps moyen); autrement dit, la durée moyenne d'un jour solaire est de 24 heures.

Voilà donc des faits bien constatés ; il s'agit maintenant d'en donner l'explication. Disons auparavant que la durée du jour sidéral étant parfaitement constante, tandis qu'il n'en est point ainsi de celle du jour solaire, c'est naturellement la première qui devait servir de régulateur à l'autre, et c'est en effet ce que font les astronomes qui règlent leurs horloges sur le temps sidéral ^ .

1. Le jour sidéral se divise, comme le jour solaire, en 24 heures. Cliaque heure sidérale contient 60 minutes, chaque minute sidérale 60 secondes. Cette inégalité des jours solaires a l'ait choisir pour unité du temps civil, un jour fictif, qu'on nomme jour solaire moyen, parce qu'il est la moyenne de

La raison des phénomènes précédents est très-simple.

La Terre, comme toutes les autres planètes, est animée de doux mouvements principaux : l'un de rotation autour d'un de ses diamètres, l'autre de circulation autour du Soleil. Le mouvement de rotation est uniforme ; l'axe autour duquel ce mouvement s'efTectue reste parallèle à lui-même, tout en se déplaçant dans l'espace avec le sphéroïde auquel il appartient. Rapporté aux étoiles, dont la distance est comme infinie, le mouvement de rotation donne lien aux mêmes apparences que si la Terre restait immobile au milieu de l'espace: l'orbite immense qu'elle décrit autour du Soleil n'étant qu'un point presque imperceptible vis-à-vis des distances stellaires. On reconnaîtra donc qu'une rotation entière s'est effectuée, quand le plan méridien BOA qui contenait, à un moment donné, une certaine étoile située dans la direction BE (fig. 100), est venu après son mouvement de rotation se placer en A'O'B' parallèlement à sa première position, de manière à contenir de nouveau l'étoile E. Telle est la durée du jour sidéral.

Mais le jour solaire est plus long, comme on va voir. En effet, supposons qu'au même méridien BOA, on ait noté, à midi, le passage du centre du Soleil par son plan, au moment où l'on constatait à l'opposé le passage au méridien d'une étoile à minuit. Quand un jour sidéral est écoulé, la Terre ayant parcouru l'arc 00' de son orbite, concave vers le Soleil, le méridien OA s'est placé en O'A' parallèlement à sa direction primitive : il contient bien l'étoile, mais il lui reste à tourner encore d'un certain angle ' A'O'S'' pour se trouver de nouveau en coïncidence avec le centre du Soleil. Au fond, la raison de

tous les jours solaires de l'annéo. C'est ce jour moyen qu'on partage en 24 heures. L'heure moyenne est donc plus longue que l'heure sidérale, laquelle du reste n'est employée, comme le jour sidéral, qu'en astronomie.

1. Cet angle est précisément égal à celui que décrit, en un jour sidéral, la ligne joignant les centres de la Terre et du Soleil, ligne qu'on nomme le rayon vecteur de la Terre.

la différence de durée est, comme on voit, tout entière dans ce double fait : d'une part, la distance pour ainsi dire infinie de l'étoile comparée à la distance de la Terre au Soleil, et d'autre part, le mouvement de translation de notre planète autour de l'astre radieux.

L'axe polaire, prolongé de part et d'autre du globe, coupe la Terre en deux points qui sont, pour nous, les pôles immo-

Fig. 100. Difl'érence de durée du jour sidériil el du jour solaire.

biles du cieP. En réalité, par le fait de la translation de la Terre, l'axe décrit, en restant à peu de chose près parallèle à lui-même, une surface cylindrique, qui coupe la voûte étoilée suivant une courbe semblable à l'orbite de la Terre : mais les étoiles sont si éloignées, que la perspective de cette

1. Immobilité relative. Nous verrons qu'en vertu d'un balancement ou plutôt d'une révolution conique de l'axe terrestre, qui produit le phénomène connu sous le nom de précession des équinoxes, ces pôles se déplacent lentement d'année en année. Un autre mouvement, la nutation, dont la période est beaucoup plus courte, altère aussi le parallélisme en question.

courbe est de dimensions presque insensibles. L'axe semble passer toujours par les mêmes points du ciel.

Puisque la Terre a la forme d'une sphère, et qu'elle tourne avec une vitesse angulaire uniforme autour d'une ligne idéale de direction invariable, il doit résulter de ce mouvement des vitesses différentes pour les divers points de sa surface. Aux deux pôles, cette vitesse est nulle; mais des pôles à l'Equateur, elle grandit sans cesse, puisque les rayons des cercles décrits par les points successifs d'un méridien, ou si l'on veut les distances à l'axe de rotation, croissent à mesure que ces points sont plus voisins de l'Equateur. En vingt-quatre heures, le cercle décrit par un point du globe situé à la latitude de Paris est parcouru en entier, tout comme le cercle parallèle décrit à la latitude de Reikiawitz en Islande, ou comme l'Equateur décrit par un point des environs de Quito. Or, ces cercles sont de longueurs bien différentes. De là, des vitesses réelles fort inégales, et qui sont : pour Reikiawitz, 202 mètres; pour Paris, 305 mètres; pour Quito, 465 mètres par seconde. C'est, si l'on préfère, 727 kilomètres, 1098 kilomètres et 1670 kilomètres, respectivement parcourus en une heure par chacun des points du globe qui se trouvent à ces diverses latitudes.

Comment se fait-il, qu'emportés avec une telle vitesse, nous ne nous apercevions point de notre mouvement? C'est que la masse entière du sol, l'atmosphère et les nuages^ participent au même mouvement d'ensemble, et que nous n'avons de point de repère dans aucun objet immobile un peu voisin de nous. Cette vitesse, dont tous les corps situés à la surface de la

1. Si l'atmosplière, si les vapeurs et les nuages qu'elle renferme étaient immobiles, pendant que le sol et tous les objets placés à sa surface tournent avec une vitesse qui est, à Paris, de 305 mètres par seconde, il devrait en résulter, de l'Est à l'Ouest, un vent de même vitesse, dix fois plus violent dès lors que les ouragans les plus terribles. L'absence d'un tel ouragan aérien est une preuve expérimentale convaincante de la participation de l'enveloppe atmosphérique au mouvement de rotation de la Terre.

Terre sont animés, et qui va en croissant de chaque pôle vers l'Equateur, donnerait lieu à la catastrophe la plus terrible et la plus générale qu'on puisse imaginer, si par impossible la rotation de la Terre venait à cesser brusquement. Un tel événement serait le signal de la destruction la plus complète de tous les êti-es organisés, broyés par un choc formidable ou entièrement consumés. Il résulte en effet des calculs d'Helmholtz, que la force de rotation de la Terre, convertie en chaleur par un arrêt subit, suffirait à la combustion complète de i 5 sphères de houille ayant chacune le volume de notre globe. Ce calcul est bien propre à donner une idée de la prodigieuse quantité de mouvement que possède le globe terrestre en vertu de sa seule rotation ; mais la constance des lois de la nature nous laisse sans crainte devant l'hypothèse d'un semblable événement.

Le mouvement de rotation de la Terre, soupçonné par quelques anciens, a été scientifiquement démontré, il y a seulement trois siècles, par Copernic (1543). Dans son immortel ouvrage des Révolutions ce/estes, le chanoine de Thorn dévoile le véritable système du monde, basé sur l'immobilité relative du Soleil et sur le double mouvement de rotation et de translation de la Terre, enfin rangée au nombre des planètes. Ce n'est pas sans peine que la nouvelle doctrine triompha de ses puissants adversaires, qui du reste ne se contentèrent point de lui opposer leurs arguments, comme le prouve la pei'sécution subie par Galilée (1633). Personne aujouixl'hui ne croit plus à l'immobilité de la Terre, et les preuves de la rotation sont si nombreuses et si concluantes, que nous nous contenterons d'en faire une énumération rapide, en renvoyant le lecteur pour les détails aux traités de cosmographie.

Un premier témoignage est celui de l'analogie : nous avons vu le Soleil, Mercure et Vénus, doués de mouvements de rotation : nous verrons bientôt la Lime, Mars, Jupiter, Saturne, tourner aussi autour d'un de leurs diamètres. A cette preuve,

il faut joindre l'invraisemblance du mouvement simultané que tous les astres, étoiles, planètes, Soleil devraient etTectuer en 24 heures autour de notre globe, s'il était immobile. Un tel mouvement supposerait dans les astres les plus éloignés des vitesses effrayantes, et nécessiterait d'ailleurs une concordance dont la seule pensée réduit l'hypothèse à l'absurde : tandis que la Lune parcourrait 23 kilomètres par seconde, le Soleil 9200 kil., Jupiter 4600, Saturne 88 000, l'étoile la plus voisine de notre monde devrait franchir dans le même temps près de 2 milliards de kilomètres, et serait ainsi animée d'une vitesse dépassant 6600 fois la vitesse de propagation des ondes lumineuses.

Viennent ensuite les preuves expérimentales : la déviation orientale, très-petite à la vérité, mais constatée par l'observation, qui a lieu dans la chute d'un corps tombant d'une cer- •taine hauteur sous l'influence de la gravité; cette déviation est la conséquence de l'excès de vitesse absolue que la rotation terrestre imprime à un corps, à mesure qu'il est plus éloigné de l'axe. Puis, c'est la déviation apparente du plan d'oscillation d'un pendule librement suspendu en un point, ou du plan de rotation d'un toi'e ou gyroscope, admirables expériences dues à Léon Foucault.

Citons enfin la forme même du sphéroïde terrestre, forme qu'on démontre, soit par le calcul, soit par l'expérience, être la conséquence forcée du mouvement de rotation et de l'état primitif fluide ou pâteux de la Terre ; par un effet combiné de la force centrifuge développée, ainsi que de la gravité mutuelle des particules matérielles qui composent notre planète \

1. Les mesures géodésiques ont prouvé, nous l'avons vu, l'aplatissement de la Terre. D'autre part, les expériences du pendule ont fait voir que la force de la pesanteur est moindre à l'équateur qu'aux pôles, et que la diminution totale est une fraction égale à la 194° partie de la gravité, de sorte que le poids d'un même corps, transporté des pôles à l'équateur, serait diminue d'environ cinq grammes par kilogramme. Or, cette diminution est due à deux causes : un point de l'équateur étant plus éloigné de 21 kilomè-

la masse a dû prendre la forme d'un ellipsoïde aplati aux deux pôles de rotation.

Nous avons déjà fait remarquer (note de la page 299) que l'axe de rotation de la Terre, au lieu de rester parallèle à luimême, comme on peut le supposer avec une approximation suffisante pour l'intelligence des phénomènes que nous allons décrire, est dévié lentement sous l'influence de la masse énorme du Soleil et de la masse beaucoup plus petite, mais beaucoup plus rapprochée, de la Lune, agissant l'une et l'autre sur le renflement équatorial. Il en résulte que le mouvement de rotation, cause primitive de l'existence de ce bourrelet, est lui-même modifié par une réaction sur la masse de ce dernier. Mais la direction de l'axe polaire paraît invariable relativement au globe lui-même, de sorte que la position géographique des deux pôles ne change pas, ainsi que le prouve l'invariabilité constatée des latitudes des divers points de la Terre.