CHAPITRE IX

Principaux phénomènes expliqués par le mouvement de la terre.

Vous savez déjà l'explication de plusieurs plié- Pourquoino«s

*' ^ ' * voyi)ns le ciel

nomènes; mais je crois à propos d'en rassembler s^rEee!' quelques-uns sous vos yeux, afin de vous faire mieux saisir l'ensemble de tout le système.

L'espace immense des cieux est par lui-même sans lumière et sans couleur : mais les rayons des corps célestes , tombant sur l'air qui nous envi-

! voûte

^44 ^E l'art

ronne, se brisent, se réfléchissent; et, se répan* dant suivant toutes sortes de directions , éclairent Tatraosphère. Sans ces différentes réfractions , qui dispersent les rayons,* et les font venir de toutes parts à nos yeux , nous ne verrions les astres que comme des corps lumineux placés dans un espace noir. Ces rayons , ainsi répandus , colorent donc Tespace ; et les cieux prennent cette couleur bleue que nous apercevons.

Dans riiabitude où nous sommes de rapporter les couleurs aux objets, notre œil crée, pour ainsi dire , une voûte sur laquelle il étend cette couleur bleue : car, voyant toujours dans la direction d'une ligne droite, notre œil tire, du lieu où nous sommes comme centre, des lignes en tous sens, et place à l'extrémité de chacune un point coloré. Nous terminons naturellement toutes ces lignes, parce que nous ne pouvons jamais voir les objets qu'à une distance déterminée. Si nous les imaginons un peu plus longues lorsque nous regardons horizontalement , l'espace que nous apercevons sur notre hémisphère, et les objets situés à différentes distances, nous y obligent. Mais nous les imaginons au contraire un peu plus courtes lorsque nous élevons la vue vers le zénith, parce que dans cet intervalle il n'y a point d'objets qui, mesurant l'espace, nous engagent à donner plus de longueur aux lignes. Voilà pourquoi nous nous représentons le ciel comme une voûte surbaissée,

à laquelle nous collons tous les astres , ceux qui sont plus loin , comme ceux qui sont plus près. Cette voûte est donc un être imaginaire.

lia terre tournant sur son axe en vins^t-quatre Pourquoi

c A celte voûte pa-

heures, cette voûte paraît chaque jour tourner If heure"""" autour de la terre , et emporter tous les astres avec elle. Par-là les étoiles fixes décrivent des cercles parallèles , mais inégaux : en sorte que les unes se meuvent dans de si petits cercles , qu'elles paraissent immobiles, tandis que les autres sont transportées dans de plus grands, avec ime vitesse qui augmente comme les cercles.

Si la terre n'avait que ce mouvement, nous Pourquoi le

^ soleil paraît se

rapporterions toujours le soleil au même point Splique^''"* du ciel : mais parce qu'elle est transportée sur son '^ ''^' orbite abcd, nous devons voir le soleil S répondre successivement à différens signes. Quand de son aphélie a elle va en <^, le soleil doit paraître aller de A en B , etc. ; en sorte que la terre est toujours dans le signe opposé à celui où nous supposons le soleil.

Si le plan de l'écliptique était le même que celui Pourquoi ji

^ ^ * paraît aller d'un

de l'équateur, le soleil paraîtrait décrire tous les ;;:«piq"e à laujours le même cercle ; il n'y aurait sur toute la terre qu'une seule saison; et les pôles n'auraient plus de nuit.

Mais, parce que l'orbite que la terre parcourt fait un angle de 9.3 degrés et demi avec l'équateur, c'est une conséquence que le soleil paraisse décrire

246 DE l'aBT

chaque jour différens parallèles, et aller alternativement d'un tropique à l'autre.

Ce qui nous p^p ct inouveHient de la terre , la déclinaison

donne des sai- '

eUesiourrpr^ du solcil varic , ses rayons tombent tantôt plus ,

ou moins lungs. ^ . ... . i r •

tantôt moms obliquement sur chaque hémisphère, et la chaleur diffère suivant la situation des climats par rapport au soleil. De là résulte encore le phénomène des jours plus ou moins longs , pour tous les lieux qui ne sont pas sous Téquateur.

Lesorbitesdes Lc mouvcmcut dc la terre et celui des planètes

planètes coupent *•

dipi'ique*!* ''" combinées , produisent encore d'autres apparences ; mues autour du soleil , elles doivent paraître se Ynouvoir autour de la terre.

Si le play de leur orbite se confondait avec le plan de l'orbite de la terre , elles suivraient toujours le cours du soleil, et ne s'écarteraient jamais de Técliptique. Cela n'est pas : leurs orbites , au contraire, font des angles plus ou moins grands avec celle de la terre; et elles paraissent décrire des cercles qui coupent l'éclip tique. Voilà pourquoi on rapporte au plan de ce cercle les mouvemens annuels des planètes , comme on rapporte leurs mouvemens diurnes au plan de l'équateur. De là se sont formés tous les cercles de la sphère.

Les planètes Ou uommc HŒuds Ics points où les orbites des

dans leurs noeuds ^

nœud? *^' ''"'' planètes coupent l'écliptique. Lorsqu'une planète se trouve dans ses nœuds, elle est dans la ligne

DE RAISONNER. ll^'J

qui passe par le centre du soleil et de la terre. Or les planètes sont inférieures ou supérieures.

Lorsque les planètes inférieures sont dans leurs nœuds, elles sont en deçà ou au delà du soleil; en deçà, elles paraissent comme une tache qui passe sur cet astre; au delà, elles ne sauraient être aperçues, parce que le soleil est directement entre elles et nous.

Si elles sont hors de leurs nœuds, c'est-à-dire à quelques degrés de latitude, elles présentent leur disque en entier , quand elles se meuvent au delà du soleil : en deçà , elles disparaissent toutà-fait, parce que l'hémisphère qu'elles tournent vers la terre est dans les ténèbres. Enfin, dans les djBux autres parties de leur orbite , elles nous montrent une partie plus ou moins grande de l'hémisphère qui réfléchit la lumière : elles croissent et décroissent alternativement.

Quant aux planètes supérieures, elles ne disparaissent que lorsqu'étant dans leurs nœuds, le soleil est directement entre elles et nous. Dans toute autre position , leur disque paraît tout entier. Il n'y a que Mars dont le disque est un peu altéré à 90 degrés , c'est-à-dire lorsqu^il est entre les points de conjonction et d'opposition. L'éloignement nous empêche d'observer le même phénomène dans Jupiter et dans Saturne.

Les planètes supérieures sont en conjonction ou en opposition : en conjonction, quand elles

248 DE l'art

sont du même côlé que le soleil ; en opposition , quand elles sont du côté opposé , c'est-k-dire à i8o degrés. Les planètes inférieures sont en conjonction de deux manières , et jamais en opposition.

Le» planâtes Les plauètes inférieures, n'étant jamais en op-

infprifuros pa- * J l

"urnJcompà- position , accompagnent toujours le soleil. Elles

ener le soleil. . , , -, i /i *

paraissent seulement s en rapprocher ou s en eloi- Fig.58. gner. Si, de la terre A, vous tirez à l'orbite de .Vénus les tangentes AE et AC, il est évident que cette planète ne sera jamais à une plus grande distance du soleil, que BVouVC. Voilà pourquoi les planètes inférieures accompagnent toujours le soleil. La distance où elles paraissent être de cet astre , est ce qu'on nomme àlongaiion.

Les satellites ont aussi leurs phénomènes : je ne vous parlerai que de la lune; car mon dessein n'est pas de vous donner un traité d'astronomie. disUn"ïï"dlnx ^^ \\\nç, et la terre, transportées autour d'un centre commun qui décrit une orbite autour du soleil, se trouvent, l'une par rapport à l'autre, tour à tour en conjonction et en opposition.

Cependant ce phénomène n'arrive pas à chaque révolution que ces planètes font autour de leur centre de gravité. Au moment que la lune achève sa révolution, elle ne peut pas se retrouver en conjonction, parce que, pendant qu'elle la faisait, son orbite était transportée par la terre , qui avançait elle-même dans la sienne. Lorsque sa révo*

mois lunaires.

lutipn est achevée , il faut donc qu'elle en recommence une autre , et qu'elle fiisse une partie de cette nouvelle révolution, avant de se retrouver en conjonction , et par conséquent il lui faut plus de temps pour revenir en conjonction que pour achever son orbite. C'est ce qui a fait distinguer deux mois lunaires ; l'un périodique , c'est le temps que la lune emploie à faire sa révolution dans son orbite; il est de vingt -sept jours sept heures; l'autre synonique, c'est le temps qui s'écoule d'une conjonction à l'autre; il est de vingt-neuf jours et demi.

La lune est invisible lorsqu'elle est en con- nifférenies

T. positions de la

jonction, et on la nomme nouvelle; elle paraît '""** tout entière lorsqu'elle est en opposition, et on la nomme pleine; dans les autres parties de son orbite , elle croît ou décroît : c'est le temps de ses quadratures ou quartiers.

Lorsque la lune est dans ses nœuds, il y a Éci.pses. éclipse de soleil toutes les fois qu'elle est en conjonction; et éclipse de lune, toutes les fois qu'elle est en opposition : car dans l'un et l'autre cas les rayons du soleil sont interceptés.

Si la lune a peu de latitude, elle ne sera pas bien loin de ses nœuds : en ce cas l'éclipsé sera plus ou moins grande.

Il n'y a donc éclipse que lorsque la lune se trouve dans le cercle que le soleil paraît décrire en une année , ou qu'elle n'en est pas bien loin. .

àSo DE i/art

C'est ce qui a fait donner à ce cercle le nom ^ècliptique.

Fig. 59. R R soit le plan de l'écliptique dans lequel se

trouve toujours le centre de l'ombre de la terre ; 00 le chemin de la lune, N le nœud.

Quand l'ombre de la terre est en A, elle tombe I à côté de la lune , que je suppose en F , et il n'y a point d'éclipsé.

Quand la lune est en G , elle est en partie obscurcie par l'ombre de la terre , qui tombe en B ; c'est le cas d'une éclipse partiale; en H , elle entre dans l'ombre ; en L , elle en sort ; en I, elle y est tout-à-fait : alors l'éclipsé est totale. Enfin en N, l'éclipsé est centrale , parce que le centre de la lune se trouve dans le centre de l'ombre. L'ombre de la terre , ainsi que celle de la lune , est conique ; parce que le diamètre du soleil est plus grand que celui de ces planètes. Aussi remarque-t-on que le diamètre de l'ombre de la terre , sur la lune , est environ d'un quart plus petit que le diamètre de la terre.

Comme la terre intercepte les rayons qui tomberaient sur la lune , la lune intercepte aussi les rayons qui tomberaient sur la terre. C'est ce qui produit les éclipses de soleil, qui sont proprement des éclipses de terre.

Ces éclipses sont non-seulement tour à tour partiales, totales et centrales, elles sont encore annulaires : c'est ce qui arrive lorsque la lune est

DE RAISONNER. '23 l

dans son apogée. Alors son ombre ne parvenant pas jusqu'à la terre , elle ne cache que le centre du soleil, et les rayons qui se transmettent jusqu'à nous forment tout autour un anneau lumineux.

On distingue dans les éclipses une ombre et Fig.eo. une pénombre. Soient les lignes Ap et Bp, tangentes à la lune, tirées des deux extrémités du diamètre A B du soleil. Soit encore M'N une partie de l'orbite de la terre. Il est évident que la terre étant en M , nous devons voir le disque entier du soleil; que nous devons le perdre de vue, à mesure que la terre va de M enp; et qu'en pp il doit disparaître tout-à-fait , pour reparaître à mesure que la terre avance de^ en N. Or comme p p est le lieu de l'ombre, les intervalles pM et p N sont le lieu de la pénombre.

Vous conclurez de là que l'éclipsé de soleil est différente, suivant les lieux d'où elle est observée. Elle n'est pas la même pour ceux qui sont dans l'ombre et pour ceux qui sont dans la pénombre. Elle est partielle pour les uns , tandis qu'elle est totale ou centrale pour d'autres. Quant à l'éclipsé de lune , elle est la même pour tous les lieux d'où elle est aperçue.

L'observation ayant fait connaître les orbites des planètes et le temps des révolutions, vous comprenez comment on peut prédire les éclipses : il ne faut faire que des calcids.

Les éclipses sont utiles aux géographes pour

Les éclipses servent à delerinmerleslong.- (|^|^çj.jj^inçj. j.^ loilgilUcle cleS licUX.

La terre tournant sur son axe, toutes les parties de sa surface passent successivement sous le méridien ; et il est midi sur tous les points de la ligne ou du demi-cercle qui , allant directement d'un pôle à l'autre, coïncide avec le méridien, ou se trouve dans le même plan.

Concevons de pareilles lignes sur toute la surface du globe, elles viendront successivement sous le méridien. Quand il sera midi dans un point d'une ligne, il le sera dans tous les points; mais il ne le sera jamais dans deux lignes à la fois. S'il est midi pour nous, ceux qui doivent passer dans le plan du méridien une heure après, ne, comptent qu'onze heures ; et s'il est midi pour eux, il sera une heure pour nous. Ainsi des autres successivement.

Chacune de ces méridiennes se trouve au bout de vingt-quatre heures dans le plan du méridien. Parcourant donc 36o degrés en vingt -quatre heures , elle parcourt en une heure la il\^ partie de 36o^ c'est-à-dire i5 degrés. Quand donc il est midi à Parme , il«est onze heures à 1 5 degrés vers l'occident, et une heure à i5 degrés vers l'orient. Ainsi, comme je dois juger que tous les lieux qui comptent midi en même temps que nous, sont dans la même méridienne , je dois juger à 1 5 degrés de longitude occidentale ceux qui alors comp- ^

tent onze heures, et à 1 5 degrés de longitude orientale ceux qui comptent une heure. Par conséquent , pour savoir la différente longitude de deux heux, il me suffira de découvrir la différence des heures qu'on y compte au même instant.

Or cette différence se connaît par les éclipses de lune. En effet, que deux observateurs, situés dans des lieux différens, déterminent le moment de l'éclipsé , on^onnaîtra la différence des longitudes , si la difrerence entre les deux instans est réduite en degrés, à raison de i5 par heure. On détermine encore les longitudes en observant les éclipses des satellites de Jupiter : la méthode est la même, et le résultat en est plus précis. Nous aurons occasion d'en parler.

Vous ne croiriez peut-être pas que le même jour puisse être pris avec raison pour le samedi , le dimanche et le lundi : c'est cependant une chose qui s'explique aisément.

Supposons qu'un homme entreprenne le tour de la terre par l'orient. Arrivé à i5 degrés, il comptera une heure , quand nous compterons midi; à 3o degrés, deux heures; à 45 degrés, trois ; à 60, quatre, etc. Ainsi, comptant de i5 en i5 degrés une heure de plus , il comptera vingt-quatre heures, ou un jour de plus, quand il reviendra à Parme, parce qu'il aura parcouru 24 fois 1 5 degrés, ou 36o.

Par la même raison, celui qui voyagera par l'oc-

•2 54 DE l'aR'4.

cident, comptera une heure de moins de 1 5 en i5 degrés, c'est-à-dire qu'au moment où il sera midi pour nous , il sera d'abord onze heures pour lui , puis dix , ensuite neuf, etc. Arrivé à Parme , il comptera donc un jour de moins. Par conséquent s'il juge qu'il est samedi, nous jugerons qu'il est dimanche, et il sera lundi pour celui qui aura voyagé par l'orient.