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fcrieiir ; il y aura dnnc un jour de 24 heures. Quand, au contraire, arrivé au tropique du Capricorne, il parcourra le cercle S'M, il restera 24 heures sous Thorizon qu'il viendra seulement raser de son bord supérieur.

Nous avons supposé, dans cette explication, que le soleil tourne autour de la terre, tandis que c'est la terre qui tourne autour du soleil; mais les choses se passent -4d[)solument de la même manière. Toutefois, pour placer à côté de Texplication du phénomène apparent celle du phénomène réel, nous ferons tourner la terre autour du soleil en parlant des saisons.

Soit donc (pi. I, fig. 22) S le soleil, T la terre, ST le rayon qui joint le centre du soleil et celui de la terre, c'est-à-dire le rayon vecteur. Ce rayon rencontre la surface de la terre en A. Tous les points situés dans le parallèle AB auront donc successivement le soleil au zénith, à mesure que le mouvement de rotation les amènera en A, et ces régions auront alore l'été. Si le point A est le solstice de cette saison, le parallèle décrit par la rotation de la terre sera le tropique boréal, et, dans cette situation, le plan PTS est perpendiculaire à celui de l'écliplique.

Mais, lorsque, en vertu de son mouvement de translation, la terre sera parvenue au point directement opposé, c'est-à-dire en r, le rayon vecteur rencontrera la surface terrestre en A', et le parallèle A'B', qui dans la position précédente recevait les rayons les plus obliques, les recevra à son tour verticalement, et les régions qu'il comprend auront l'été, tandis que celles du tropique opposé auront l'hiver. Le plan srp', déterminé par la rencontre du rayon vecteur et de l'axe, est encore

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perpendiculaire à Fécliptique, comme dans le cas précédent ; mais Tangle STP, sous lequel Taxe de la terre et le rayon vecteur se coupent dans la première situation, est aigu, tandis que dans cette position il est obtus, srP'. Dans les situations intermédiaires il est droit. Il va donc en croissant de t en P^ et en décroissant de fen t.

Enfin, lorsque le rayon vecteur est perpendiculaire à Taxe de la terre, aux points t' et ^ et que le soImI parait décrire Féquateur, on a les équinoxes, c'est-à-dire le jour égal à la nuit pour toute le terre, et Ton est dans rautomne ou le printemps.

L'espace compris entre les tropiques a reçu le nom de zone torride, parce que les rayons du soleil y tombant presque toujours perpendiculairement, la chaleur y est sans cesse très-forte.

Les régions qui s'étendent des tropiques aux cercles polaires, jouissant d'une température modérée, s'appellent zones tempérées.

Enfin, les pays qui sont compris entre les cercles polaires et les pôles forment les zones glaciales.

On peut se représenter par une expérience très-simple, comment le mouvement de rotation de la terre et un mouvement de translation combinés produisent les phénomènes des jours et des saisons.

On prend une tige rigide de fer, par exemple, et on la courbe en cercle, commele représente la fig.l, pl.ll. Vue décote, cette tige paraîtra elliptique. Au centre, on place une bougie allumée, puis on attache un fil de soie R au pôle d'un globe terrestre de trois pouces environ de diamètre. Maintenant, si l'on t(ml le fil de manière

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qa>n se détordant il fieisse tourner le globe de Test à Touest, après qae celui-ci a él,^ placé contre le cercle* on voit la lumière et les ombres se succéder sur sa surface, et simuler la succession régulière des jours et des nuits. Mais pendant que le globe tourne, si on le pro* mène le long de la circonférence du cercle, son centre étant toujours dans cette circonférence, la bougie, qui est perpendiculaire à Téquateur, éclaire le globe d'un pôle à Tautre, et chacune de ses parties se trouve alternativement dans la lumière et dans les ténèbres, ce qui fitit un équinoxo perpétuel. C'est ainsi que nous aurions toujours des jours et des nuits d'égale durée, sans tstriation de saisons, si Taxe de la terre était perpendiculaire à son orbite. Mais il n'en est pae ainsi. IncliooDS donc le cercle dans lequd tourne le globe, sur l'axe de ce dernier, dans le sens ÀBCD par exemple. Si nous plaçons le gU}be dans la partie la plus basse du cercle en Z, et que nous le fassions tourner sur lui-même, et autour du cercle, dans le sens de l'ouest à l'est, la bougie éclairera perpendiculairement le tropique du Cancer, et le pôle nord verra la lumière. De l'équateur au cercle polaire nord, les jours seront plus longs que les nuits : ce sera l'inverse dans l'autre hémisphère. Le soleil ne se couchera jamais pour la zone glaciale nord, et ne se lèvera jamais pour la zone opposée. Mais quand le mouvement de révolution aura porté le globe de H en E, la limite de l'ombre approchera du pôle nord, et s'éloignera du pôle sud : les lieux qui avoisinent le premier seront de moins en moins éclairés, et ce sera le contraire vers le second. Les jours décroissent donc au nord et augmentent an sud à mesure que le globe procède de H

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enE. Quand il est à ce point, la ix)ugie est dans le plan de réquateur, la limite des ombres s'arrête exactement aux deux pôles, et les jours sont partout égaux aux nuits. Enfin, quand le globe se trouve en F et en G, nous voyons se reproduire dans un ordre inverse les phénomènes que nous venons d'examiner.

C'est dans le soleil que réside la cause de la chaleur qui anime et féconde la terre et qui produit les modifications infinies qu'on observe à la surface; par conséquent rinégale durée de sa présence sur l'horizon doit influer d'une manière très-notable sur la température des régions qu'il éclaire et qu'il échauffe de ses rayons. En été, dans nos contrées, les jours ont une durée de 16 heures, et les nuits de 8 seulement. En hiver la durée des jours comparée à celle des nuits est précisément l'inverse ou beaucoup plus courte. A la vérité, le soleil est plus près de nous en hiver qu'en été ; mais est-ce là une compensation suffisante à Tinégalité de durée du soleil sur notre horizon? Non, sans doute, car la chaleur des rayons que le soleil envoie aux différentes planètes qui circulent autour de lui, diminue d'intensité proportionnellement au carré de leur distance. Il envoie bien la même quantité de rayons à toutes oes planètes, mais comme ils s'éparpillent sur des surfaces de sphère qui sont entre elles comme les carrés de leurs rayons, il s'ensuit que l'intensité calorifique va en diminuant dans le même rapport, dans le rapport du carré des distances. Eh bien, ce qui est vrai pour différentes planètes, telles que la Terre, Jupiter, Saturne, Uranus, placées à 1, à 5, à 10, à 20 fois 38 millions de lieues, est vrai aussi pour la même planète à son périgée et à son apogée. Or, le