MOUVEMENT DE TRANSLATION DE LA TERRE AUTOUR DU SOLEIL

L'orbite que la Terre décrit annuellement autour du Soleil est une courbe plane, c'est-à-dire entièrement contenue dans un plan qui passe par les centres des deux astres : c'est ce plan qu'on connaît sous le non à'écliptique. Comme toutes les orbites planétaires, l'orbite terrestre est une ellipse dont l'un des foyers est occupé par le Soleil, et dont les dimensions sont exprimées par les nombres suivants, que nous avons eu

très du centre de la Terre qu'un point situé aux pôles, l'intensité de la pesanteur y est diminuée d'une fraction de sa valeur que le calcul évalue à 17^,; de plus, à l'équateur, la vitesse de rotation développe une force centrifuge qui réduit la même intensité de g^rr;; ces deux fractions en s'ajoutant font une somme égale à f^. Ce double effet va du reste en diminuant graduellement de l'équateur vers chaque pôle.

déjà l'occasion de donner en parlant des distances où nous nous trouvons du Soleil :

Distance périhélie. . . 0.98323 22 855 "y- "i""'- 145 700 000 "^ii- Distance moyenne. . . 1.00000 23 245 148 250 000

Distance aphélie. . . . 1.01677 23 630 151 800 000

Excentricité de l'orbite terrestre 0.01677.

La différence des distances extrêmes est donc de 775 rayons de l'équateur, 6 100000 kilomètres ou 1 500000 lieues.

La longueur totale de l'immense courbe décrite par la Terre est, en nombres ronds, de 930 millions de kilomètres, ou de 232 millions 500 mille lieues. Enfin, la durée du voyage de circumnavigation que nous faisons ainsi tous les ans, portés par notre navire céleste, est de 365 jours moyens et un peu plus d'un quart de jour (exactement 365^2563744 ou 365 jours 6 heures 9 minutes 10.748 secondes). Il est aisé d'en déduire la vitesse moyenne de la Terre. En un jour, elle franchit 2 544 200 kilomètres (longueur de l'arc de 3548" décrit en 24 heures sur son orbite); c'est une vitesse de 2602 kil. par heure, de 29450 mètres par seconde. Mais cette vitesse est variable : elle diminue quand la Terre s'éloigne du Soleil, de sorte qu'à l'aphélie, elle n'est plus que de 28 960 mètres par seconde; elle augmente quand la distance au Soleil diminue, pour atteindre, au périhélie, le maximum de 30 000 mètres. Ainsi, pendant que la Terre efTectue une rotation entière autour de son axe, elle s'avance sur son orbite d'une longueur qui n'est pas moindre de 200 fois son diamètre. Dans la figure 101, on voit combien est grand le chemin parcouru en six heures, relativement aux dimensions du globe lui-même. Un point de l'équateur qui se meut avec la vitesse de 465 mètres par seconde autour de l'axe, est transporté dans le même temps à une distance de 29 450 mètres ; la translation de la Terre lui fait parcourir le long de l'orbite un chemin 63 fois

plus considérable que le chemin dû au seul mouvement de rotation '.

Que l'on songe maintenant aux dimensions du globe, à la masse énorme delà Terre, et l'imagination restera confondue en présence de ce mobile gigantesque qui franchit l'espace avec une telle rapidité. Un calcul de deux physiciens contemporains, Helmholtz et Mayer, analogue à celui que nous avons rapporté plus haut au sujet du mouvement de rotation, donnera peut-être une idée du prodigieux mouvement qui emporte notre globe dans les régions circumsolaires. Ces savants ont cherché quelle serait la chaleur développée par le seul fait d'un arrêt brusque de la Terre dans son orbite, arrêt qui équivaudrait à un choc effroyable. Ils ont trouvé que cette

rig. 101. Clicniin que lait la 'rcnc on un quart de lour sidci'al.

chaleur suffirait non-seulement pour fondre le globe tout entier, mais encore pour réduire une grande partie des masses minérales dont il est formé, à l'état de vapeur.

Le mouvement de isolation, nous l'avons vu, est uniforme, • tandis que la vitesse de translation de la Terre est variable. II résulte de là que les jours solaires ne sont pas égaux, c'està-dire qu'entre deux retours consécutifs du même plan méridien au Soleil, le temps écoulé varie suivant la position de la Terre sur son orbite; l'arc de rotation qui mesure l'excès du jour solaire sur le jour sidéral est tantôt plus petit, tantôt plus grand que l'arc moyen. Cette inégalité est accrue par une

1. L'axe de rotation n'étant pas perpendiculaire au plan du mouvement de translation, l'espèce de cycloïde qui constitue la trajectoire d'un point entraîné par ce double mouvement, n'est pas plane : c'est une ligne à double courbure, décrite on partie au-dessus, en partie au-dessous de l'écliptique.

autre cause qui est l'obliquité du plan de l'écliptiquc par rapport au plan de l'équateur de la Terre. Pour remédier à ce défaut d'égalité, les astronomes ont pris pour la durée du jour solaire, la moyenne des durées inégales des jours solaires de toute une année. C'est ce qu'on nomme le jour moyen, dont la division en 24 heures, ou en 86 400 secondes, sert à mesurer le temps civil et souvent aussi le temps astronomique ^ . Telle est l'unité à laquelle nous rapportons toutes les durées indiquées dans cet ouvrage, et qui nous a servi plus haut à dire que : Le jour sidéral, durée d'une rotation de la Terre, vaut 23 heures 56 minutes et 4 secondes de temps moyen ^

Maintenant que nous savons quel est, en réalité, le mouvement de translation de la Terre autour du Soleil, mouvement dont nous n'avons pas plus conscience que du mouvement de rotation, indiquons rapidement les apparences par lesquelles il se manifeste à nos yeux. S'il est vrai que notre planète se meuve ainsi dans une orbite fermée, autour du Soleil relativement immobile, à mesure qu'elle marchera dans un sens en décrivant un certain arc de sa trajectoire, l'astre radieux semblera décrire un arc pareil en sens contraire. En sens contraire, quand on considère isolément les arcs décrits :

1. On nomme équation du temps la différence entre le ynidi astronomique, heure à laquelle le centre du Soleil passe réellement au méridien d'un lieu, et le midi moyen, milieu du jour moyen. De là, cette espèce de paradoxe qui consiste à dire qu'une montre bien réglée, c'est-à-dire réglée sur le temps moyen, ne doit pas marcher avec le Soleil. L'équation du temps, qui est à peu près nulle quatre l'ois par an, n'atteint pas au maximum 17 minutes. Voici ses valeurs maxima et minima pour l'année 1876 :

Dates. Eq. du temps.

11 février -t- 14"' 30" 14 avril -f 0 9 14 mai — 3 52 14 juin +02

Dates. Éq. du temps.

25 juillet 4- 6"- 15'

31 août +02

2 nov. — 16 20

24 déc. +06

2. Ou, si l'on veut, un jour solaire moyen est égal à 1 jour sidéral, augmenté de 3" 56' 555 de temps sidéral.

mais si l'on compare, dans la figure 102, la courbe réelle décrite par la Terre avec la courbe apparente décrite par le Soleil, on voit tout de suite que les sens sont les mêmes. De sorte que le mouvement propre du Soleil — qui cause le retard de son passage au méridien ou, ce qui revient au même, l'inégalité du jour solaire et du jour sidéral — ayant lieu d'Occident en Orient, le mouvement réel de la Terre s'effectue aussi dans le même sens. Le Soleil doit donc paraître se déplacer à tout instant sur le fond étoile du ciel, et son centre coïncider, d'un jour à l'autre, avec des étoiles différentes. Pen-

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Fig. 10'2. Orbite réelle de la Terre, et orbite apparente du Soleil.

dant le jour, ce déplacement n'est pas sensible, quand on ne prend pas une mesure rigoureuse de la position du Soleil. Mais il suffit de songer qu'au déplacement dont il s'agit correspond un mouvement analogue du ciel pendant la nuit, pour comprendre que l'aspect des constellations doit varier durant tout le cours d'une année. Grâce à la translation de la Terre, en effet, le ciel défile progressivement sur l'horizon d'un lieu donné, sinon dans son entier, du moins dans la portion susceptible de s'élever en vertu du mouvement diurne au-dessus de cet horizon.

La durée de l'année est, nous l'avons vu, d'environ 365 jours 1/4. Il s'agit ici de jours solaires moyens. Combien, pendant la même durée, notre globe exécute-t-il de rotations entièi^es sur son axe? 366 1/4. En d'autres termes, le nombre des jours solaires de l'année étant de 365 1/4, le nombre des jours sidéraux est précisément plus grand d'une unité. C'est là une conséquence directe de la translation de la Terre, combinée avec son mouvement diurne de rotation. Le même fait se reproduit d'ailleurs nécessairement dans toutes les planètes, quel que soit le nombre des rotations qu'elles accomplissent pendant une révolution complète autour du Soleil, et quelles que soient les durées de leurs jours sidéraux et solaires. Rappelons-nous qu'après une rotation entière, le Soleil, qui au point de départ passait au méridien en même temps qu'une étoile donnée (fig. 100), se trouve en retard d'environ 4 minutes. A la rotation suivante, nouveau retard qui s'ajoute au précédent, et ainsi de suite, jusqu'à ce que la révolution annuelle étant terminée, les choses se trouvent au même état qu'à l'origine. Or, si pour revenir à une coïncidence du Soleil avec l'étoile qui sert de terme de comparaison, la Terre a effectué 366 rotations sur son axe, l'étoile aura passé 366 fois au méridien, tandis que le Soleil, justement en retard d'un passage, sera revenu au méridien une fois de moins que l'étoile, c'est-à-dire seulement 365 fois.

Nous avons donné plus haut la durée précise de la révolution sidérale de la Terre, de ce qu'on nomme Vannée sidérale. Mais il ne faut pas confondre cette durée avec celle de Vannée tropique, qui est celle adoptée pour la mesure du temps civil. Voici la raison de cette différence. Parmi les points que la Terre parcourt successivement sur son orbite, il en est dont la détermination précise a pour nous une grande importance, parce que ce sont les points de départ des saisons : ce sont les équinoxes elles solstices. Deux retours successifs de notre planète à l'un de ces points, par exemple à l'équinoxe du prin-

temps, servent à définir Vannée tropique, dont la durée est ainsi l'intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages consécutifs de la Terre à l'équinoxe du printemps. Or, depuis 2000 ans environ, on sait que le retour à l'équinoxe est toujours en avance sur le retour du Soleil à la même étoile, et qu'ainsi l'année tropique est un peu plus courte que l'année sidérale \ D'un grand nombre d'observations, on a conclu pour la durée de l'année tropique :

SÔSJ'"-. 24221 66, c'est-à-dire 365 jours moyens 5 heures 48 minutes 47.514 secondes. La différence de l'année tropique à l'année sidérale est donc de 20'"23^234, ou 0""-.0141578.

Enfin, pour achever ce que nous avions à dire du mouvement de translation de la Terre et de son orbite, ajoutons que le grand axe de cette orbite n'a pas, sur son plan, une position invariable, de sorte que l'un de ses points, le périhélie par exemple, se déplace chaque année en avançant dans le sens du mouvement de la Terre. L'année sidérale ne doit donc pas non plus s'entendre du retour de la Terre à un même point géométz^ique de son orbite.

Passons à d'autres phénomènes d'un grand intérêt pour nous autres habitants de la Terre, phénomènes qui ont leur cause dans le double mouvement de notre planète.

D'un jour de l'année à l'autre, les habitants d'un même lieu voient le Soleil s'élever au-dessus de leur horizon, à des hauteurs variables, les mêmes d'ailleurs pour les lieux qui ont même latitude. Les points de l'Orient ou de l'Occident où l'astre radieux se lève et se couche, changent de place ; le Soleil à midi s'élève plus ou moins haut, et la durée de sou séjour diurne au-dessus de l'horizon donne aux jours et aux nuits des longueurs inégales et variables. De là, pour le

1 . Pour la cause de ce phénomène, connu sous le nom de précession des équinoxes, voyez la Troisième partie du Ciel.

même lieu, des températures, des conditions climatériques très-diverses; de là, les Saisons.

D'autre part, ces conditions elles-mêmes changent, non-seulement d'un hémisphère à l'autre de la Terre, mais encore pour le même hémisphère, selon la latitude du lieu considéré. De là, les climats, les zones glaciales aux longs jours et aux longues nuits, les zones tempérées, les zones torrides, et les régions voisines de l'Equateur qui ont chaque année deux étés et deux hivers, et où la durée du jour est sans cesse égale à celle de la nuit.

La raison astronomique de tous ces phénomènes réside, je le répète, dans les mouvements simultanés de la Terre. Mais il est une circonstance qui influe sur leur succession d'une façon prédominante, et sur laquelle je vais prier le lecteur de fixer son attention. Qu'il jette les yeux sur la planche XIII, qui représente l'orbite de la Terre et la position de notre planète en divers points de cette courbe : il sera frappé de voir que l'axe de rotation n'est ni perpendiculaire au plan dans lequel l'orbite est tracée, ni coiiché dans ce plan, mais qu'il forme avec lui un certain angle, à peu près égal aujourd'hui (1876) aux deux tiers d'un angle droit (66" 32' 32"^). Cette inclinaison est constante pendant toute l'année, ou du moins ne varie qu'entre des limites extrêmement faibles. En outre, l'axe reste toujours parallèle à lui-même. C'est le parallélisme de l'axe qui rend compte de la position à peu près invariable du pôle céleste au-dessus de l'horizon de chaque lieu terrestre, pourvu

1. Le plan de l'équateur de la Terre est donc incliné sur le plan de l'écliplique de 23° 27' 28". C'est à cet angle qu'on donne le nom d'obliquité de V écliplique ; sa valeur n'est pas constante : par l'action de plusieurs planètes, elle diminue d'environ 48" par siècle, pour croître ensuite d'une aussi faible quantité pendant une période fort longue, mais d'une étendue indéterminée. Euler, Lagrange, Laplace ont étudié cette question difficile, et il résulte de leurs recherches que l'oscillation du plan de l'Equateur autour de son inclinaison moyenne n'atteint pas 3° (2° 42' en tout, ou 1° 21' pour chaque période d'augmentation ou de diminution).

qu'on y joigne un fait aujourd'hui parfaitement prouvé, je veux dire la distance presque infinie des étoiles à la Terre.

L'axe restant parallèle à lui-même, il est clair qu'il en est de même du plan de l'Equateur, et par conséquent de la trace de ce plan sur l'écliptique. Deux fois à chaque révolution annuelle de la Terre, cette trace va passer par le Soleil; en d'autres termes, deux fois par an (en mars et en septembre), le Soleil est dans l'équateur de la Terre : ces deux positions diamétralement opposées sont celles des deux Équinoxes. Tout le reste de l'année, le Soleil est au nord ou au sud du plan de l'Equateur, dont il est d'autant plus éloigné que la Terre est elle-même plus éloignée des équinoxes. Enfin, deux fois par an (en juin et en décembre), la Terre atteint une position telle, que la distance angulaire du Soleil à l'Equateur devient maximum, et égale à l'obliquité de l'écliptique. Ce sont les époques des Solstices.

Avant de dire quelles sont les conséquences de ces positions du globe terrestre sur son orbite, donnons l'ordre et les dates de leur succession :

Vers le 20 mars, la Terre se trouve au premier de ces points, qu'on nomme l'Équinoxe du Printemps. Puis viennent le Solstice d'Été aux environs du 21 juin, l'Équinoxe d'Automne près du 22 ou du 23 septembre, et enfin le Solstice d'Hiver qui tombe ordinairement du 20 au 22 décembre'. Chacun de ces points marque l'origine de la saison dont il porte le nom. Les époques précises de ces quatre positions fondamentales de la Terre sur son orbite varient chaque an-

1. Ces dénominations propres aux saisons de l'iiémisphère boréal, doivent être renversées pour l'hémisphère austral, puisque ce dernier a l'hiver en juin, l'été en décembre, le printemps en septembre et l'automne en mars. Elles deviendraient universelles, si l'on convenait de dire comme l'a proposé Elisée Reclus : Solstice de juin ou de décembre^ Equinoxe de mars ou de septembre.

née, mais dans une limite assez i^estreinte, comme on peut s'en rendre compte au moyen du tableau suivant :

COMMENCEMENT DES QUATRE SAISONS DANS l'hÉMISPHÈRE BORÉAL EN TEMPS MOYEN DE PARIS.

En 1876. En 1877.

Printemps. Le 20 mars à 6'' 19'" du matin. Le 20 mars à 11'' 57'" du matin. ÉTÉ .... Le 21 juin à 2'' 41°" du matin. Le 21 juin à 8'' 27"' du matin. Automne. . Le 22 sept, à 5'' S"* du soir. Le 22 sept, à 10'' 57"' du soir. Hiver ... Le 21 déc. à 11"" S" du matin. Le 21 déc. à 4'' 59'" 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

Fig. 103. La Terre aux équinoxes : égalité générale du jour et de la nuit.

du Soleil. Les deux pôles de la planète sont alors symétriquement placés par rapport à l'astre radieux, et le cercle de séparation de l'hémisphère éclairé et de l'hémisphère obscur se trouve être un méridien. Que résulte-t-il de cette position particulière? Que chaque point de la Terre, quelle que soit d'ailleurs sa latitude, déci'it dans la lumière la moitié de la circonférence que lui fait parcourir la rotation du globe :

l'autre moitié est décrite dans l'ombre. C'est ce que la figure 103 fait aisément comprendre.

Ainsi, à l'époque des équinoxes, la durée du jour est égale à celle de la nuit par toute la Terre. Le Soleil reste douze heures au-dessus de chaque horizon, douze heures au-dessous.

De l'Équinoxe 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 à luimême, l'un de ses pôles, le 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, le jour du Solstice (fig. 104). Le cercle de séparation de l'ombre et de la lumière s'est progressivement éloigné du pôle. Il en résulte que la durée des nuits de l'hémisphère 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.

Du 21 juin au 22 septembre, la Terre passe du Solstice d'Été à l'Équinoxe 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'Été, les mêmes phénomènes que pendant le Printemps.

Ainsi, pendant six mois, les régions qui touchent au pôle boréal ont continuellement eu 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 parai-

lèle à ce plan, du moins formant une double spirale dont une moitié monte sans cesse jusqu'au Solstice d'été ; ce jour-là, le Soleil est élevé de 23" 27' au-dessus de l'horizon du pôle ; alors il commence à redescendre et décrit la seconde moitié de ses spires depuis le 20 juin jusqu'à l'origine de l'Automne, c'est-àdire jusqu'à l'équiuoxe du 22 septembre. A cette époque, il se couche pour ne plus reparaître qu'au bout de six mois. Si l'on a bien compris cette marche de la Terre pendant

Fig. 104. La Terre aux solstices; inégalité de durée des jours et des nuits.

une 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 l'hémisphère austral. Les mêmes inégalités dans la durée relative de la nuit et du jour se représenteront aussi : la seule difîérence proviendra de l'inégalité de durée des saisons symétriques dans les deux hémisphères^ .

1. Le Solstice d'été ou de juin est l'époque des plus longues journées de

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, mais à l'un des foyers. De plus, le grand diamètre de

l'hémisplière boréal de la Terre, et par conséquent celle des plus courtes nuits : c'est en même temps, pour l'hémisphère austral, l'époque des plus longues nuits et des plus courtes journées. L'inverse a lieu, cela se comprend de soi, pour le Solstice d'hiver ou de décembre.

Voici, du reste, un tableau des durées relatives du jour et de la nuit, pour l'époque des Solstices, à diverses latitudes de la Terre.

Durée de la journée Durée de la nuit

Latitudes. la plus longue, ou de la plus la plus courte, ou du jour

longue nuit. le plus court.

0° ou Equateur 12'' 0'" 0' 12'' 0'" 0'

23» 27' Tropiques .... 13 26 45 10 33 14

66° 33' Cercles polaires. . 24 0 0 0 0 0

Voici maintenant les mêmes durées calculées de degré en degré pour les lieux dont les latitudes sont égales à celles des principales régions de la France :

Enfin, aux latitudes polaires de 70», 75°, 80", le Soleil reste levé pendant 64, 104 et 134 jours de 24 heures; il reste couché pendant les mêmes durées dans les saisons opposées. A 85», la durée du plus long jour et de la plus longue nuit est de 160 jours. Par exemple, dans l'hémisphère boréal, le Soleil apparaît à cette latitude, pour la première fois, le 8 mars ; jusqu'au 3 avril, la journée va en augmentant progressivement de durée, et à partir de cette date, il ne se couche plus jusqu'au 10 septembre; puis il se couche de nouveau, et jusqu'au 5 octobre, il y a une succession de journées et de

l'Écliptique — c'est le nom astronomique de l'orbite de la Terre — ne passe pas exactement par les Solstices. Dans la figure 105, ces différences ont "été exagérées à dessein. On y voit tout de suite que l'Hiver boréal doit être la plus courte et

Éijvjvnre

Fig. 105. Orbite de la Terre. — Inégalité de durée des saisons.

l'Été la plus longue des quatre saisons : les deux autres saisons sont de durées intermédiaires, et c'est le Printemps boréal qui est la plus longue des deux.

nuits. A partir de cette dernière époque, le Soleil disparaît de nouveau complètement pendant une période de 160 jours.

Il ne faut pas oublier que les heures du lever et du coucher du Soleil calculées dans le tableau précédent, sont celles de l'apparition et de la disparition de son centre au-dessus et au-dessous d'un horizon qui serait celui du niveau de la mer; il n'est d'ailleurs pas tenu compte de la réfraction atmosphéricpe, qui le fait lever plus tôt et coucher plus tard. La durée de la nuit comprend celle du crépuscule du matin et du soir, qui prolonge la clarté du jour au point qu'à la latitude de Paris, le jour du Solstice d'été, il n'y a presque pas de nuit complète ; dans les régions polaires, le crépuscule atténue et abrège aussi considérablement les ténèbres de leurs longues nuits.

Ce que nous disons là serait vrai, par le fait seul de l'inégalité des arcs parcourus par la Terre, alors même qu'elle décrirait avec une vitesse constante toutes les portions de son orbite. Mais l'inégalité de durée des saisons est encore accrue d'une autre manière. Nous avons déjà vu que chacune des planètes se meut autour du Soleil avec une vitesse variable, d'autant plus rapide, qu'elle est plus rapprochée du foyer commun. La Terre, dont le périhélie tombe vers le l'"'' janvier, et l'aphélie vers le l*"" juillet, se meut donc moins vite pendant les saisons hivernales de l'hémisphère nord, que pendant les saisons estivales : ce qui, je le répète, doit contribuer encore à l'inégalité de durée de ces périodes.

Voici les durées moyennes des saisons, dans l'ordre où nous les avons parcourues : \

Jours. Jours.

Printemps. ..... 92,9 Automne 89,7

Été 93,6 Hiver 89,0

Les deux premières saisons ne diffèrent entre elles, comme les deux autres, que des sept dixièmes d'un jour, c'est-à-dire de 16 à 17 heures. Mais le Printemps surpasse l'Automne de

3 jours, 2 dixièmes, et l'Été est plus long que l'Hiver de

4 jours, 6 dixièmes. Ces différences d'ailleurs varient légèrement d'une année à l'autre^

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 ainsi à sa distance maximum ou aphélie (37 950000 lieues), dans les premiers jours de juillet, et à sa distance minimum ou périhélie (36 400 000 lieues), quelques jours après le Solstice d'Hiver, le 31 décembre ou le 1'^'' janvier

1 . Dans 47 siècles environ, le déplacement du périhélie dont nous avons parlé plus haut (page 310), aura amené ce point à coïncider avec i'équino.xe du printemps. Alors le printemps et l'été réunis auront même durée que l'automne et l'hiver. De plus, l'hiver sera égal au printemps, et la durée de l'automne égale à celle de l'été.

environ (distance moyenne, au P'' avril et au 2 octobre). Le Soleil est donc plus loin de la Terre, 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. Les variations des saisons météorologiques ont pour causes principales, d'une part l'obliquité de l'écliptique ou l'inclinaison de l'axe de rotation sur l'orbite, d'autre part les inégalités de durée, que l'excentricité de l'orbite terrestre et la variation de vitesse de la Terre occasionnent dans les saisons successives.

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 Icà une première raison de l'élévation de température, pendant les saisons estivales ; à cette raison vient se joindre la plus grande durée de ces saisons, causée elle-même par l'excentricité de l'orbite terrestre et par l'inégalité de vitesse de notre planète, conséquence de cette même excentricité. 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, pourrepasser 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 l'hémisphère boréal, y 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 moindre épaisseur des couches atmosphériques que traversent ces rayons. D'ailleurs, abstraction faite de l'atmosphère, l'obliquité dont nous parlons est déjà cause que la chaleur reçue par une même étendue de la surface ter-

restre est d'autant moins considérable, que la hauteur du Soleil sur chaque horizon est elle-même moins grande. Or, la variation des hauteurs méridiennes du Soleil suivant les saisons, a pour cause première l'obliquité de l'écliptique, ou l'inclinaison de l'axe de rotation de notre globe sur le plan de son orbite.

Les explications qui précèdent s'appliquent à l'hémisphère austral, pendant les saisons d'Automne et d'Hiver de l'hémisphère boréal, lesquelles sont pour lui le Printemps et l'Été. Et comme le Soleil y est en outre à une moindre distance de la Terre, l'intensité de la radiation de l'astre y est plus grande encore : comme aussi, dans les saisons hivernales du même hémisphère, le froid doit être plus intense. En somme, il paraît que ces inégalités se compensent, et les températures moyennes de l'année sont à peii près les mêmes au nord et au sud de l'Equateur.

Il ne s'agit, dans tout ce qui précède, que des influences purement astronomiques ; nous avons dii faire abstraction des mille causes qui, suivant les lieux, modifient ces données générales, et font du climat la résultante d'une série d'éléments divers. En restant au même point de vue, il est facile aussi de comprendre pourquoi les époques des maximum de chaleur et de froid ne tombent pas aux Solstices mêmes, mais quelque temps après, en juillet et en janvier. A partir du 20 juin en effet, l'hémisphère boréal, déjà échauffé par les journées de printemps, continue à recevoir du Soleil, pendant le jour, plus de chaleur qu'il n'en perd pendant la nuit : sa température s'accroît encore. Au contraire, après le 21 décembre, les mêmes régions, déjà refroidies par les longues nuits de l'automne, continuent à se refroidir, parce qu'elles perdent plus de chaleur par rayonnement pendant la nuit, qu'elles n'en reçoivent 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 peut distinguer néanmoins sur la surface du globe terrestre cinq zones ou climats, qui se succèdent dans l'ordre 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, cercles parallèles à l'Equateur, menés à 23" 27' de latitude septentrionale ou méridionale ;

Les deux zones tempérées^ qui s'étendent de part et d'autre des tropiques, jusqu'à une latitude de 66" 33', c'est-à-dire jusqu'aux cercles polaires; pour tous les pays compris dans ces zones, le Soleil ne s'élève jamais jusqu'au zénith, sauf aux tropiques mêmes, et la limite de ses plus faibles hauteurs méridiennes y est comprise entre 43^6' et l'horizon;

Enfin, les deux zones glaciales ou circumpolaires, entre les latitudes de 66''33' et les pôles. Là, le Soleil s'abaisse jusqu'à l'horizon et disparaît même au-dessous, pendant des temps qui varient entre un jour et six mois. Il ne s'y élève jamais à plus de 46^54', et aux pôles mêmes, 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'habitabilité 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 d'ailleurs 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 rota-

tion ou du jour sidéral, l'inclinaison et le parallélisme de l'axe, la durée de l'année, la forme de l'orbite, ses dimensions réelles sont autant d'éléments qui se combinent pour produire les phénomènes dont nous parlons, dans l'ordre 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 détermineraient certainement chez les êtres organisés, soit subitement, soit à la longue, de profondes modifications.

Déjà, à la vérité, nous avons vu que la durée du jour sidéral peut être considérée comme invariable. Il en est de même de l'année : l'excentricité et l'obliquité de l'écliptique seuls changent lentement ; 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. Enfin la source de la lumière et de la chaleur, le Soleil, foyer de la vie du globe terrestre et des autres planètes, voit sans doute diminuer peu à peu l'intensité de ses radiations ; mais le calcul a prouvé qu'il faudrait des millions d'années avant que cet affaiblissement pût modifier sensiblement les climats terrestres. Ainsi donc, à moins de catastrophes imprévues et improbables, les conditions astronomiques de notre planète pourront être, pendant de bien longues périodes de temps, considérées comme invariables.

§ 1. ASPECT A l'œil NU ; PHASES. — MOUVEMENT PROPRE.

Avant de quitter la Terre pour aborder Mars, la première planète qu'on rencontre en continuant à s'éloigner du Soleil, nous aurons à faire une station assez longue dans le voisinage de notre planète. Pour parler le langage des marins, nous devons rester encore dans les eaux de la Terre, et l'astre que nous voulons étudier et visiter ne nous fera point sortir des régions du ciel que nous habitons.

La Lune, en effet, est un satellite de la Terre. Ce n'est point, comme le disaient les astronomes des derniers siècles, une planète, du moins dans le sens que nous attachons aujourd'hui à ce mot. Elle se meut aussi, il est vrai, autour du Soleil; mais ce mouvement n'est pas direct; il est subordonné à celui qu'elle effectue autour de nous, de sorte que c'est la Terre qui est le réel foyer de l'orbite lunaire. La Terre et la Lune forment un système à part, un monde particulier dans le monde solaire, d'autant plus intéressant à étudier que nous allons bientôt rencontrer, en visitant les grosses planètes, d'autres systèmes secondaires de même nature, quoique plus compliqués encore.

Fig. 106. Mouvement propre du disque lunaire sur la voûte céleste.

Commençons par l'étude des mouvements apparents de la Lune et des aspects qu'elle nous présente dans le cours de ces mouvements.

Comme, le Soleil, comme les planètes et toutes les étoiles, la Lune est entraînée d'Orient en Occident par le mouvement

diurne : elle se lève, monte plus ou moins haut jusqu'au méridien et se couche chaque joiu% pour reparaître à l'Orient le jour d'après. C'est l'effet commun de la rotation de la Terre. Mais un mouvement propre, de sens contraire au mouvement diurne, lui fait parcourir très-rapidement d'Occident en Oi'ient les diverses constellations. Ce second mouvement est réel, appartient à la Lune elle-même, et n'est autre chose que la manifestatioii de sa circulation périodique autour de notre globe.

Rien de plus aisé à constater que le mouvement propre de la Lune. Il est analogue à celui du Soleil, mais beaucoup plus rapide, et comme l'illumination de la voûte céleste par la lumière lunaire n'est pas assez intense pour effacer les étoiles des premières grandeurs, on peut constater le déplacement du disque, pendant le cours d'une même nuit, dans l'intervalle de quelques heures. Qu'on note, en effet (fig. 106 et 107), la position que le disque de la Lune occupe à un instant donné, au milieu des étoiles d'une constellation; qu'on évalue approximativement sa distance à l'une de ces étoiles. Au bout de peu de temps, on s'apercevra que cette distance a notablement varié, qu'elle a augmenté ou diminué selon que l'étoile de comparaison se trouvait à l'Occident ou à l'Orient de la Lune. Des mesures précises prouveraient que ce déplacement n'a pas toujours la même rapidité ; mais en moyenne, on le trouve égal à 1976". 5 ou à 33' environ par heure. En 24 heures, il

dépasse 13" (13" 10' 3o"), c'est-à-dire qu'il est plus do treize fois aussi rapide que le mouvement propre apparent du Soleil. Au bout de 27 jours '/j environ, la Lune parcourt successivement toutes les constellations d'un grand cercle de la sphère, fait le tour entier du ciel, après quoi elle i-ecommence, et ainsi de suite indéfiniment. On va voir bientôt que ce mouvement propre du disque lunaire s'explique de la façon la plus simple, en admettant, ainsi que nous l'avons dit plus haut, que la Lune se meut autour de la Terre, d'Occident en Orient,

Fig. 107. Marche de la Lune à travers les conslelhiUons, dans rinlervalle d'un jour, du 28 juin 1876 à. midi, au 29 juin à midi.

pendant que notre planète marche elle-même, et dans le même sens, autour du Soleil. Cette circulation continue rend également compte de la succession des phases, que tout le monde connaît, mais que nous allons néanmoins décrire succinctement, pour en noter d'une façon précise les diverses particularités.

On sait qu'il y a ISouvclle Lune, lorsque notre satellite n'est plus visible, ni pendant le jour ni pendant la nuit. C'est qu'alors la Lune occupe dans le ciel une position voisine du

lieu du Soleil ; elle tourne vers nous son hémisphère obscur, rendu par cela même invisible, et d'ailleurs perdu dans les rayons solaires. Un intervalle de deux à quatre jours s'écoule 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. XIV) sous la forme d'un croissant très-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-distinctement toute la partie obscure du disque de la Lune, dont la teinte légère et comme transparente est connue sous le nom de lumière cendrée. Entraîné 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 que la veille.

Le quatrième jour après la Nouvelle Lune, la forme et l'apparence de notre satellite, qui passe au méridien trois heures après le Soleil, est celle qu'on a représentée dans le 2" dessin de la planche XIV. 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 : alors, entre le septième et le huitième jour de la Lime son disque se montre sous la forme d'un demi-cercle, en partie visible pendant le jour, et que le mouvement diurne n'amène au méridien que six heures environ après le passage du Soleil : on dit alors qu'elle est dichotome (divisée en deux parties égales). 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.