La terre tourne en vingt-quatre heures sur son axe

2.0 Cet axe est incliné par rapport à l’Éclyptique, de manière à former avec ce cercle un angle de 66° ÿ:

5.° Cet angle est toujours le même, à très-peu de chose près;

4.0 Les deux extrémités de cet axe sont toujours dirigées vers les mêmes points du ciel;

5.° La terre, après avoir, dans le cours d’une année, parcouru son orbite, que l’on

nomme éclyptique, se retrouve au commencement d’une année nouvelle dans la même position, par rapport au soleil, qu’au commencement de l’année qui précède.

Au printems G. (pl. VI.) la terre est, par rapport au soleil, dans une position telle que les deux pôles sont également éloignés de cet astre ; il en éclaire ainsi toute une moitié d’un pôle à l’autre. Comme la terre tourne , chaque peuple croit voir le soleil se lever, le voir à midi, puis le voir se coucher, pendant vingt-quatre heures. Or, comme le soleil en éclaire tout-à-la-fois une moitié, à partir des pôles, il s’ensuit qu’il y a douze heures de jour et douze heures de nuit pour tous les peuples de la terre. Ce moment se nomme équinoxe du printems; il y a égalité entre les jours et les nuits. Les rayons solaires tombent à égale distance des pôles et tracent sur la terre l’équateur. De la terre on aperçoit le soleil sous le signe du Bélier.

En été K. lorsque la terre a parcouru le quart de son orbite, l’extrémité de son axe, appellée pôle arctique, dont l’inclinaison et la direction ne changent jamais, est avancée vers le soleil de 2a0 puisqu’il est incliné sur l’Eclyptique de 66° Alors les rayons du soleil i.° ne tombent plus à égale distance des deux pôles, mais dans la partie septentrionale, à 23° | de l’équateur, et décrivent le cercle appellé tropique du cancer, nom qu’il emprunte du signe sous lequel nous apercevons le soleil ; 2.0 les rayons du soleil éclairent, il est vrai, toute la moitié de la surface de la terre pendant le jour, mais le pôle arctique est avancé de 2 5° \ dans cette moitié, et le pôle antarctique en est éloigné d’autant de degrés.

Or, puisque non seulement le pôle arctique, mais même les parties du globe jusqu’à s3° sont dans la partie éclairée, il s’ensuit que, sous le cercle polaire, qui est à cette distance , on aperçoit le soleil pendant vingt-quatre heures , quoique la terre ne eesse pas de faire sa révolution. Les parties situées en-deçà du cercle polaire, ont une nuit d’autant plus courte, qu’ils sont plus près du cercle polaire, où l’on n'en a point. En se rapprochant de l’équateur, cette différence devient moins sensible. A Paris, par éxemple, au moment du solstice d’été, on a la présence du soleil dès quatre heures du matin, et oj* ne le perd de vue qu’à huit heures du soir; ce qui donne seize heures

de jour, sans compter ni l’aurore du matin, ni le crépuscule du soir. Dans cette position la terre aperçoit le soleil sous le signe du Cancer.

En automne I. la terre en continuant sa révolution, se trouve, après trois mois, au

point opposé à celui qu’elle occupait au printems; elle aperçoit le soleil sous le si^ne de la Balance; mais la position de la terre est la même par rapport au soleil; c’est-à-dire,

i.° que les extrémités de l’axe terrestre sont à égale distance de cet astre; 2.0 que les rayons du soleil tombent perpendiculairement sur l’équateur; 3.° enfin que par toute la terre on a égalité de jours et de nuits; c’est Féquinoxe d’automne.

En hiver H. la terre se trouve au point opposé à celui qu’elle occupait en été; elle voit le soleil entrer dans le signe du Capricorne. Il arrive donc à la terre le contraire de tout ce qu'elle éprouvait six mois auparavant. i.° Le pôle arctique est avancé de a5° 4" dans la partie non éclairée; 2.0 sous le cercle polaire on a une nuit de vingtquatre heures ; 3.° les nuits sont d’autant plus longues , que l’on se trouve placé plus près du cercle polaire. A Paris, par exemple, la nuit est de seize heures, et le jour seulement de huit heures; la partie méridionale du globe éprouve un effet contraire.

Pendant les trois mois que dure l’hiver , la terre revient aux points où elle était lorsqu’avait commencé le printems.

La position de la terre la plus éloignée du soleil se nomme athélie (4.® position); "la position la plus proche, périhélie; celle qui tient le milieu entre les deux, distance moyenne. Ainsi , c’est à l’inclinaison de l’axe de la terre sur le plan de l'Ëclyptique qu’il faut attribuer la vicissitude des saisons. En effet, si cet axe était perpendiculaire au soleil, le milieu du globe terrestre aurait un été perpétuel et éprouverait une chaleur brûlante, tandis que les autres parties seraient attristées par un hiver également perpétuel, et ressentiraient plus ou moins les rigueurs du froid.

Si, tandis que la terre continue de s’avancer dans son orbite et change chaque jour de position à l’égard du soleil , je porte de tems en teins mes regards du lieu où je suis, vers cet astre, je le verrai arriver successivement à des points différens de la voûte céleste. Le 20 Décembre, par exemple, je le verrai vis-à-vis de la terre dans le signe du capricorne, ou vers celui du Verseau; le 19 Janvier dans le signe du Verseau, ou vers celui des Poissons; le 17 Février dans le signe des poissons, ou vers celui du Bélier; le 19 Mars dans le signe du bélier, vers celui du Taureau. Mais, si les mêmes jours, j’étais placé sur la surface du soleil, et que mes regards pussent s’étendre jusqu'à la terre, je pourrais observer comment, dès le 20 Décembre, époque où je la verrais dans le signe de Fécrévisse, elle entre le 19 Janvier dans le signe du lion; le 17 Février dans le signe de la vierge, et ainsi des autres.

Pour peu que l’on jette les yeux avec attention sur la figure de la planche VI , on verra i.° que l’orbite de la terre n’est point un cercle, mais un ovale ou une ellipse, dont le diamètre le plus long est H, 2.® position jusqu’à K, 4.® position; on voit que le soleil est beaucoup plus proche de la 2.e , où est la terre pendant l'hiver, que de la 4.® où elle est pendant l’été, c’est-à-dire, que la distance AH est moindre que la distance AK; on estime cette différence à environ un million de lieues; 2.0 on concevra que la demi-année qui comprend l'été, est un peu plus longue que l’autre qui renferme l’hiver; je veux dire, que la partie de l’orbite de la terre i.re, 4.e et 5.e position, est plus grande que l’autre partie i.re, 2.% 3.e position, et que par conséquent il faut plus de teins pour achever la demi-année de l’été que pour celle de l’hiver, d’environ huit jours. C’est pourquoi le soleil semble se mouvoir un peu plus lentement l’été que l’hiver, par ce que l’orbite de la terre est une ellipse. 5.° On s’apercevra que ce ne

sont pas les rayons du soleil qui tombent sur nous, mais ceux que la surface de la terre réfléchit, qui nous échauffent. Ceux qui tombent sur nous le plus directement ou qui approchent le plus de la perpendiculaire , sont en plus grande quantité et agissent sur nous avec plus de force. On sait, par exemple, que la hauteur du pôle de Paris est à peu prés de 480 5o'; de plus, on a observé la hauteur méridienne du soleil pour les deux équinoxes environ 42°, pour le solstice d’été environ 65°, et pour celui d’hiver environ 19°. C’est pourquoi si l’on conçoit que dans la fig. 2. pl. VII. C C soit l'horizon , et C M C le méridien de Paris, et que ces angles NBC, O B C, P B C, soient successivement de 19, 42, 65 degrés, on trouvera dans les tables de logarithmes les sinus des differentes hauteurs N R de 3ooos, O S de 66913, P T de 900631; donc la force des rayons du soleil, dans chacun de ces cas, est proportionnelle aux sinus des angles NBC pour l’hiver, ÔBC pour le printems et l’automne , PBC pour l’été, et les sinus sont à peu près comme 1 3 , 28, 09. v)

Ainsi la quantité des rayons qui tombent sur la même étendue de surface , est plus grande ou plus petite, selon que leur obliquité est plus petite ou plus grande, et par conséquent la chaleur du soleil dans l'hiver doit être la plus faible, par ce qu’alors les rayons du soleil tombent obliquement sur nous. D’ailleurs les rayons du soleil passant à travers une plus grande partie de l’atmosphère dans l’hiver que dans l’été, paraissent, lorsqu’ils arrivent à nous en B, devoir être plus faibles et moins chauds dans le premier que dans le dernier cas.

Nous avons dit que l’été est de huit jours plus long que l’hiver. Pour expliquer ce phénomène , il suffit de considérer que le mouvement apparent du soleil dans l’Éclyptique, ou plutôt le mouvement de la terre dans son orbite, n’est point uniforme, comme le croyaient les anciens; mais que tantôt il s’accélère, et tantôt il diminue, par ce qu’il y a une partie de l’orbite où la vitesse de la terre augmente chaque jour, en parcourant un plus grand espace que dans la partie opposée. Il est donc évident que la terre, par son mouvement réel, ne doit pas parcourir des arcs de même grandeur dans des tems précisément égaux; aussi voit-on qu’elle fait moins de chemin chaque jour pendant l’été que pendant l’hiver. On aperçoit même qu’il s'en faut deux degrés qu’elle ne soit dans le lieu où elle devait être si son mouvement était égal. De là vient que le soleil parait employer huit jours de plus à parcourir les six signes septentrionaux que les six méridionaux; par ce que depuis l’équinoxe du printems jusqu’à celui d’automne, il s’écoule près de 186 jours et demi, quoique pendant ce tems le soleil ne paraisse parcotirir que 180 degrés de l’Éclyptique , tandis qu’il n’emploie que 178 jours et demi à parcourir l'autre moitié de l’Eclyptique, qui répond aux signes méridionaux.

*1 Le sinus d un arc ou d’un angle est une perpendiculaire abaissée de 1 extrémité d’un arc sur le rayon ou sur le diamètre qui passe par l’autre extrémité de cet arc. Le sinus d’un arc ou d’un angle de go° est nommé sinus total. MB, par exemple, est le sinus total de l’arc CM, ou de l’angle C B M, Ce sinus est égal au rayon, ou pour mieux dire, c’est le rayon lui-mème. Il est appellée sinus total, par ce qu il est le plus grand de tous les sinus. On nomme sinus-verse la partie du rayon interceptée entre le sinus droit et l’extrémité de l’arc, CI est le sinus-versé de l’arc C P, dont PT est le sinus droit.

La cause de la chaleur est une suite de la présence du soleil sur l’horizon, et de la direction de ses rayons. Voici les raisons que l’on donne pour expliquer pourquoi la chaleur est plus grande, lorsque le soleil est à notre égard dans sa plus grande distance: La i.re est que les rayons du soleil tombent sur la terre beaucoup plus directement en été, et produisent par conséquent un effet tout autre que lorsqu’ils sont fort obliques à notre égard, ainsi qu’il arrive pendant fhiver. La 2.c est que, toutes choses égales, il tombe beaucoup plus de rayons sur une surface, lorsqu’ils sont à peu près perpendiculaires que lorsqu’ils sont obliques. La 3.® est, qu’en hiver les rayons du soleil traversant obliquement l’air grossier de notre atmosphère , parcourent alors un plus grand espace de cet air grossier, qu’ils ne font pendant l’été, lorsqu’ils tombent assez directement; de sorte que la force de ces mêmes rayons est, pour ainsi dire, diminuée de moitié, à cause des différentes réfractions qu’ils sont obligés de subir. La 4.e est la longueur des jours. Or, en été la terre est échauffée par les rayons du soleil pendant seize heures à Paris, par exemple, et ne cesse de l’être que pendant huit heures, et c’est le contraire pendant l’hiver. Donc il doit y avoir de la différence dans la chaleur pendant les deux saisons. Pour cela il faut observer que l’action du soleil sur les corps n’est pas passagère, mais permanente et d’assez longue durée ; d'où il suit qu’un corps, une fois échauffé par le soleil, demeure encore échauffé fort longtems, quoiqu’il n’y soit plus exposé. La raison en est évidente; c’est que les rayons de chaleur qui viennent du soleil, s’introduisent peu à peu dans les corps qui leur sout opposés , et y restent même assez pour y exciter une grande chaleur, et les corps ne se refroidissent qu’à mesure que la chaleur s'évapore ou se communique à l’air qui les environne. Mais si un corps dans des tems inégaux, perd moins de chaleur qu’il n’en acquiert, il parait qu’il doit recevoir continuellement de nouveaux accroissemens de chaleur; c’est ce qui arrive à la terre , lorsque le soleil parait arriver au premier degré du Cancer, par ce que les degrés de chaleur qui se répandent chaque jour, tant dans notre air que sur la terre, augmentent presque continuellement, de sorte que la terre s’échauffe de plus en plus et même au-delà du solstice d’été. Cela parait devoir être ainsi. Nous avons dit qu’à Paris le plus grand jour est de seize heures. Supposons que ce jour-là la terre et l’air reçoivent ioo degrés de chaleur, et que pendant la nuit, qui n’est que de huit heures, il s’en évapore 5o, il restera encore 5o degrés de chaleur. Le jour suivant, le soleil agissant presque avec la même force, en communiquera à peu près 100 autres, dont il se perdra environ 5o pendant la nuit. Ainsi au troisième jour, la terre aura acquis déjà 100 degrés de chaleur; d’où il suit qu’elle acquiert pour lors beaucoup plus de chaleur pendant le jour, qu’elle n’en perd pendant la nuit. Il doit donc y avoir une augmentation successive de chaleur considérable. De là vient que la chaleur est, pour l’ordinaire, plus grande dans les mois de Juillet et d’Août qu’au tems du solstice d’été; mais après l’équinoxe, les jours venant à diminuer et les nuits devenant beaucoup plus longues, il doit se faire une compensation, de manière qu’en hiver il doit s’évaporer une plus grande quantité de chaleur de dessus la surface de la terre, pendant la nuit, qu’elle n’en doit recevoir pendant le jour. Ainsi le froid doit se faire sentir à son tour.

Lorsque le soleil n’est encore qu’à i8° sous l’horizon, ce qui augmente plus ou moins

la durée du jour, selon que l’on est plus ou moins prés des pèles, la lumière que l’on aperçoit le matin avant le soleil, se nomme aurore; celle qui suit immédiatement son. coucher , est le crépuscule. Cette augmentation n’est presque pas sensible sous l’équateur, où la sphère étant droite, le soleil descend perpendiculairement au-dessous de l’horizon , et les parallèles qu’il décrit, sont semblables entre eux; de sorte que dans la sphère oblique, telle qu’elle est pour nous, ils sont plus ou moins longs, selon que la latitude du lieu est plus ou moins grande; par ce que les parallèles que le soleil décrit, sont plus ou moins obliques; de sorte que les habitans de la terre, qui sont éloignés de l’équateur de plus de 48°, ont au solstice d’été des crépuscules qui durent toute la nuit et qui leur procurent une lumière suffisante, pour que les nuits ne soient j>as entièrement obscures. Mais dans la sphère parallèle, ou l’équateur est confondu avec 1 horizon, les crépuscules durent plusieurs mois; en sorte que les habitans jouissent pendant presque toute l’année d’une lumière , qui vient immédiatement du soleil ou qui est réfléchie. Cela vient de ce que les parallèles que décrit le soleil, sont parallèles à l’horizon. A Paris le crépuscule du soir se continue avec l’aurore du matin, huit jours avant le solstice d’été et huit jours après; de sorte que pendant quinze jours il n’y a point de nuit close, par ce que pendant tout ce tems-là, le soleil ne descend jamais 180 perpendiculairement sous l’horizon.

On peut dire que pendant l’été il n’y a point de nuit pour les sommets des Alpes ; du fond de la plaine, on les voit teints de pourpre, longtems après le coucher du soleil, quand les vallées sont déjà ensevelies dans les ténèbres; et longtems avant l’aurore, ils en annoncent le retour par une belle couleur rose admirablement nuancée sur les glaces d’argent et d’azur qui couronnent leurs cimes.

Dans la sphère parallèle le crépuscule dure 5z jours, par ce que le soleil, soit en montant , soit en descendant, est toujours pendant ces 5a jours au-dessus de 180, au lieu que sous l’équateur le crépuscule ne dure qu’une heure et vingt minutes de plus sous les tropiques.

C’est la réfraction ou la courbure des rayons solaires dans notre atmosphère, qui nous fait jouir par anticipation de la lumière de l’astre qui les produit, ou nous les montre encore longtems après qu'il a disparu de notre horizon. Sans cette réfraction il n’y aurait ni aurore, ni crépuscule; l’éclat du soleil éblouirait brusquement nos yeux, et les ténèbres succéderaient subitement au jour. La durée du crépuscule démontre que les molécules extrêmes de l'atmosphère terrestre , à laquelle on donne communément 18 lieues de hauteur, s’élèvent au moins à 80700 toises au-dessus de la surface du globe. Cependant les petits nuages floconneux, les plus élevés de tous ceux que l’on voit dans les teins sereins, ne sont qu’à 4000 toises au-dessus du niveau de l’Océan. L’homme, par le moyen des aérostats, est parvenu jusqu’à 36oo toises de hauteur; mais à 33oo toises d’élévation on cesse déjà de rencontrer- des êtres organisés attachés à la terre; à 2800 toises on ne voit encore que les grandes espèces d’aigles, et surtout le Condor; quelques mouches et quelques papillons ou sphinx se trouvent aussi quelquefois élevés dans ces hautes régions par des courants ascendans. Toute végétation cesse, même dans la zône torride, sur les sommets des montagnes qui s’élèvent à plus de 3ooo toises.

La fig. i. de la pl. VII. indique la réfraction des rayons solaires dans l'atmosphère f .c’est-à-dire, la direction qu’ils suivent en passant d'un milieu plus rare dans un plus dense. Dans ce passage les rayons n’arrivent pas à nos yeux par une ligne droite, ruais par une ligne courbe. Ce phénomène est prouvé par des observations à la portée de tout le monde. On sait qu’un bâton droit nous parait rompu quand il est plongé dans l’eau. Une pièce d’argent, au fond d'un vase, devient visible quand on a versé de l’eau dans ce vase. Cela arrive par ce que le rayon direct qui se terminait premièrement au front, est rompu de telle manière en passant de l’eau dans l’air, qu’alors il tombe sur l’œil, et lui rend visible la pièce d’argent. II en est de même des rayons du soleil et des autres astres, qui, en tombant sur notre atmosphère, se rompent, par exemple de E en F, et nous font apercevoir le soleil ou l’astre dans un endroit où il n’est pas; ce qui a l'air d'un paradoxe. Mais ce paradoxe apparent se convertit en une vérité reconnue de tous les astronomes, si l'on fait attention que l’air n’est pas partout également grossier, qu’il l’est même par degrés, à mesure qu'il s’approche de la terre, en sorte que depuis la surface de notre terre jusqu’à l’extrémité de l’atmosphère, les couches doivent être d’un air de plus en plus subtil, de manière qujun rayon de lumière passant d'un air subtil dans un air moins subtil, et de cet air moins subtil dans un autre encore moins subtil, et ainsi de suite jusqu’à ce qu’il soit parvenu à la surface de la terre, doit nécessairement souffrir de très-petites réfractions insensibles, et décrire à la fin une ligne courbe S EF, et nous faire voir l’astre S en s, c’est-à-dire, plus haut qu'il n’est réellement, à moins toute fois que cet astre ne soit au Zénith Z; car alors il n’y a pas plus de raison pour que le rayon tombant perpendiculairement sur l'atmosphère, se détourne d’un coté plutôt que d"un autre.

Les fig. 2, 5, 4 de la pl. VII. indiquent la durée des crépuscules dans les différentes positions de la sphère, durée qui varie comme celle des jours naturels dans ces mêmes positions.* *)

Quoiqu’il n’entre pas dans notre plan de traiter de tous les phénomènes lumineux de l’atmosphère, nous croyons néanmoins à propos de parler de 1’ axjrore boréale, de ce brillant météore, qui, près de l'horizon, ressemble tant au crépuscule, quoique la cause en soit absolument différente. Ce phénomène ainsi nommé, par ce qu'il a coutume de paraître du côté du Nord ou de la partie boréale du ciel, n'était pas inconnu des anciens. Mais ce n’est que dans le siècle dernier que l’on a commencé à l’étudier d’après les règles d’une saine physique , et personne ne s'est attaché que mairan à en

*) Le jour est ou naturel ou artificiel. Le naturel est ou astronomique ou civil. L’astronomique est l’espace qui s’écoule depuis le passage apparent du soleil par le méridien jusqu’à son retour au meme cercle. Le jour civil est la durée de 24 heures , qui est à peu près le tems que le soleil nous parait employer à faire une révolution entière autour de la terre. Toutes les nations n’ont pas placé le commencement du jour dans le même instant. Les Babyloniens commençaient à compter le leur du lever dq soleil; les Juifs et les Athéniens le comptaient du coucher du soleil; ce qui c 6 1 encore en usage parmi les Italiens. Tous les autres états chrétiens commencent à minuit. Les astronomes le commencent

à midi, et comptent les heures de suite jusqu'à 24. Le jour artificiel a deux parties, dont lune retient le nom de jour, et l’autre s’appelle nuit. Le jour comprend l’espace de tems, renfermé depuis le prétendu lever du soleil jusqu’à son coucher, La nuit compose l’autre partie.

déterminer les diverses circonstances, dont voici les principales. Ce phenomene se montre presque toujours du côté du Nord, en tirant un peu a ers 1 Ouest. Il commence ordinairement trois ou quatre heures après le coucher du soleil. Il s annonce par une espèce de brouillard , qui présente a peu près la figure dun segment de cercle dont l'horizon forme la corde. La partie visible de sa circonférence parait bientôt bordée dune lumière blanchâtre, d’où résulte un arc lumineux ou plusieurs arcs concentriques, dont la distinction est marquée par des bordures composées de la inatiere obscure du segment. Des jets et des rayons de lumière diversement coloriés, s’élancent ensuite de l’arc ou plutôt du segment nébuleux, où il se fait presque toujours quelque brèche éclairée, qui semble leur donner une issue. Quand le phénomène augmente et qu’il doit occuper une grande étendue, son progrès se manifeste par un mouvement général et une espèce de trouble dans toute la masse. Des brèches nombreuses se forment et disparaissent à l’instant dans l’arc et dans le segment obscur ; des vibrations de lumière et des éclairs viennent frapper, comme par secousses, toutes les parties de la matière du phénomène, qui, occupent l’hémisphère visible du ciel. Enfin, lorsque cette matière parvient à sa plus grande extension, il se forme au Zénith une couronne enflammée, qui est comme le point central dans lequel tous les mouvemens d’alentour paraissent concourir. C’est là le moment où le phénomène se développe dans sa plus grande magnificence, tant par la variété des figures lumineuses, qui se jouent de mille manières au haut de l’atmosphère , que par la beauté des couleurs dont plusieurs d’elles sont ornées. Le phénomène diminue ensuite par degré, de manière cependant que les jets lumineux et les vibrations se renouvellent de teins en tems; mais enfin le mouvement cesse ; la lumière qui occupait les parties méridionales et celles de l'Orient et de l’Occident, se resserre et se concentre dans la partie boréale; le segment obscur s’éclaircit et finit par s’éteindre, tantôt subitement et tantôt avec lenteur, à moins qu’il ne se prolonge jusqu'à se fondre, en quelque sorte, dans le crépuscule du matin, comme cela a lieu dans la plupart des grandes aurores boréales. On appelle aurore australe un phénomène lumineux, qui produit vers le pôle austral les mêmes effets que produit l’aurore boréale. Ce phénomène a été d’abord attribué aux vapeurs et aux exhalaisons de la terre, qui, après s’ètre mêlées, entraient en fermentation et finissaient par s’enflammer. D’autres ont imaginé que les glaces et les neiges de la zone polaire réfléchissaient les rayons solaires vers la surface concave des couches supérieures de l'atmosphère, d’où les rayons étaient ensuite renvoyés vers nous, et produisaient toutes les apparences que présente l’aurore boréale. Quelques-uns ont considéré le fluide magnétique comme l’agent de ce phénomène, et la correspondance que l'on avait remarquée, dans certains cas, entre les apparitions de l’aurore boréale et les agitations de l'aiguille aimantée , semblait être favorable à cette opinion. Mairan , qui avait étudié avec tant de soin les circonstances de l'aurore boréale, pense que ce phénomène a pour cause une portion de l’atmosphère solaire, qui descend, en certaines circonstances, dans les régions supérieures de notre atmosphère terrestre, et qui, en conséquence du mouvement diurne de la terre, ou de sa rotation sur son axe, doit être repoussée de l'équateur vers les pôles. Parmi les diverses causes dont on faisait dépendre le phénomène

dont il s’agit, l’électricité pouvait être oubliée, et le développement d’une théorie fondée sur cette cause, appartenait, comme de droit, à Francklin. Suivant ce célèbre physicien, le fluide électrique transporté de l'équateur vers les régions polaires, par les nuages qui en étaient chargés, descendait avec la neige et la glace qui couvre ces régions, et après s’y être accumulé, remontait à travers l’atmosphère. Arrivé ensuite dans le vide qui était au-dessus, il se dirigeait du côté de l’équateur, en divergeant comme les méridiens. Là il formait ces jets de lumière et toutes ces variétés de figures qu’on observe dans le spectacle d’une aurore boréale. Parmi ces différentes hypothèses pour expliquer l’aurore boréale, on pourrait être tenté de donner la préférence à la dernière, à l’électricité; mais jusqu’ici, dit le célèbre Haiiy, cette préférence n’est fondée sur aucune observation décisive, et l’incertitude qui reste encore sur tout ce qui concerne le phénomène dont il s’agit, sera une nouvelle preuve que ce qu’il y a de plus anciennement connu, n’est pas toujours ce qui l’est le mieux.

fc’apparition de l’aurore boréale pour nos contrées ne présente pas le même aspect que pour les régions polaires. Tout se borne pour nous à apercevoir du côté du Nord une masse de lumière rayonante de couleur blanchâtre et purpurine. Ces jets et ces rayons de lumière diversement coloriés, qui s’élancent dans l’air, ces éclairs qui sillonnent toutes les parties de la matière du phénomène, n’existent pas pour nous. Nous pouvons encore moins entendre le pétillement, le fracas et les roulemens qui le rendent si imposant dans les régions polaires. Ce n’est que là qu’il s'offre dans toute sa pompe et sa magnificence. Le ciel y semble parsemé de rubis et de saphirs. L’étonnement et l’admiration s’emparent du spectateur en même tems qu’il se sent saisi de crainte et d’horreur, au bruit des détonnations qui produisent l’effet d’une décharge de plusieurs bouches à feu. Les hommes, les animaux mêmes sont frappés de terreur. Le fidèle compagnon du chasseur se couche à terre, et refusant à son maître ses services habituels, l’oblige à interrompre ses excursions sur les côtes de l’Océan septentrional, et à suspendre ses occupations. L’aurore boréale est néanmoins un biensfait, qui dédommage les habitans des régions polaires de la longue absence de l’astre du jour. L’éclat de ce météore est si grand, qu’on peut lire et écrire au milieu de la nuit. Toute l’atmosphère est tellement saturée de lumière, qu’après la disparition du phénomène on voit encore clair autour de soi. Plus un pays est froid , plus les aurores boréales y sont fréquentes; de là vient qu’on n’en voit pas à beaucoup près ni aussi grand en nombre , ni d’aussi magnifiques au nord de l’Europe qu’au nord de l’Asie et de l’Amérique. Plus on s’éloigne du pôle, plus elles deviennent rares et perdent de leur mag-

nificence. Mous n’en apercevons qu’une partie, lorsque dans les pays où elles prennent naissance, leur hauteur se monte à i5o milles d'Allemagne. Il faudrait que la lumière s'élevât à 200 milles au-dessus de la surface de la terre, pour qu'il fut possible d'en apercevoir les rayons en Italie. Les pays méridionaux, tels que l’Italie supérieure et moyenne, ne connaissent l'aurore boréale que par les descriptions que les voyageurs

ont essayé d’en donner, et par les dessins qu’ils en ont tracés. Mais la plume et le

pinceau ne pourront jamais donner qu'une idée, une représentation très-imparfaite du plus magnifique et du plus imposant de tous les météores.

Des vicissitudes des saisons nous sommes conduits naturellement à parler des variations périodiques qu'on observe dans la lumière de la lune. Cet astre bienfaisant et pacifique, dont la douce lumière, la marche silencieuse, nous rendent tant de services, mérite une attention particulière. Il est non seulement le compagnon fidèle de notre terre, mais aussi le plus rapproché de nous. Il exerce d’ailleurs sur le globe terrestre et sur son atmosphère des effets bien remarquables, et il a donné lieu à plusieurs utiles découvertes, à une suite d’observations et d’expériences qui ont constaté l’influence des lunaisons sur les variations du teins. La lune partage le mouvement de notre terre autour du soleil, en tournant sur elle-même pendant le cours de sa révolution d’Occident en Orient autour de sa planète principale , et elle mesure par ce dernier mouvement le mois lunaire en 27 jours, 7 heures, 43 minutes, 12 secondes; ce qui forme sa révolution réelle, ou son retour aux étoiles; révolution qui diffère de celle qui ramène les phases, en ramenant la lune vers le soleil, comme elle est indiquée à la page îfi.

La lumière dont brille la lune, est celle du soleil qu’elle réfléchit, et nous n’apercevons ce satellite qu’autant que nous pouvons en voir la partie éclairée. C’est ce qui donne lieu aux différons aspects que l’on nomme phases ou apparences, apparences que nous voyons liées de la manière la plus frappante aux positions successives de la lune par rapport au soleil.

Si l’on observe la lune lorsqu’elle passe au méridien au milieu de la nuit, sa forme -est arrondie et brillante; alors elle se lève quand le soleil se couche, et réciproquement. Si on continue de l’observer pendant plusieurs jours, on la voit peu à peu perdre de sa lumière. La partie éclairée de son disque diminue de largeur; en même teins elle se lève plus tard, et lorsque son disque est réduit à un demi-cercle, elle ne parait plus que pendant la dernière moitié de la nuit. Quelques jours après, ce n'est plus qu’un croissant, dont les pointes sont tournées vers l'Occident, c’est-à-dire, vers le côté opposé au soleil. Alors elle ne se lève que peu de teins avant cet astre; le croissant diminuant de jour en jour, la lune devient tout-à-fait obscure; elle se lève avec le soleil, et on cesse de l’apercevoir. Après avoir été invisible pendant 3 ou 4 jours, elle reparaît le soir, à l’Occident, peu de items après le coucher du soleil; ce n'est d’abord qu’un filet de lumière, qui, s’agrandissant peu à peu, prend en quelques jours la forme d’un croissant, dont les pointes sont tournées à l’Orient, c’est-à-dire , du côté opposé au soleil. Les jours suivans , la lune s’éloigne de plus en plus de cet astre, son disque s’agrandit , et reprend enfin cette forme arrondie et brillante . que nous lui avons vue d’abord. Ces quatre aspects dififérens sont la nouvelle lune, le premier quartier. la PLEINE LUNE et le DERNIER QUARTIER. (PL VI.)

La nouvelle lune a lieu au point de sa conjonction avec la terre. La lune est alors entre la terre et le soleil, au point L; la partie éclairée de ce satellite est du côté de l’astre lumineux, et nous ne pouvons l’apercevoir à la simple vue.

Le premier quartier M, a lieu lorsque la lune a fait, après sept jours, le quart de sa révolution; alors nous voyons la moitié de la moitié éclairée, c’est-à-dire, le quart de toute la surface.

La pleine lune N, arrive lorsque la lune est en opposition avec la terre, ou lorsqu’après sept autres jours elle est à i8o° du point de la nouvelle lune; nous voyons dans toute sa plénitude son disque lumineux.

Enfin le dernier, quartier arrive après sept autres jours encore; elle se trouve alors dans une position semblable à celle du premier quartier, l’opposition et la conjonction de la lune avec le soleil sont ce qu’on nomme les sizycies , les points intermédiaires se nomment quadratures. Depuis la conjonction jusqu’à l’opposition la lune croit, et l’on dit qu'elle est dans son cours; depuis l'opposition jusqu’à la conjonction la lune décroit, et l’on dit qu’elle est dans son décours. Elle fait environ i5° du Zodiaque par jour. J1 faut observer que la lune décrit une ellipse , en sorte que dans la nouvelle lune et dans la pleine, elle se trouve dans les points les plus voisins de la terre. Lorsqu’elle est dans le milieu du plat de l’ovale et dans les deux quartiers, elle se trouve dans les deux points les plus éloignés de la terré; c'est ce qu’on appelle son APOGÉE et SOn PÉRIGÉE.

La lune dans son apogée, est à 64 f demi-diamètres terrestres de la terre; et dans son périgée à 55 | demi-diamètres terrestres.

La lumière que la lune réfléchit sur la terre, n’a point de chaleur sensible; cependant cet astre, par l’effet de son attraction , fait sentir son influence sur le globe, autour duquel elle tourne; elle soulève les eaux de l’Océan, qui retombent par leur propre poids, lorsqu’elle s’éloigne, et présente le phénomène régulier des marées, ou du flux et du reflux. La lune produit aussi dans l’atmosphère terrestre des modifications fortes, mais en apparences irrégulières, par ce qu’on n’a pas encore pu les soumettre au calcul.

La direction différente des pointes du croissant pouvant faire reconnaître à la simple inspection de la lune, si elle est dans son cours ou son décours; le vers latin suivant rappellera que cet astre décroit, lorsque les cornes sont tournées vers la droite du spectateur, et qu’il croit lorsqu’elles sont tournées vers sa gauche:

Dccrescit dextra , sed crescit lima sinistra.

Si l’ellipse que décrit la lune, correspondait dans tous les points avec l’ellipse que décrit la terre, son centre répondrait toujours avec le centre de la terre et avec le centre du soleil. Ainsi à chaque nouvelle lune, elle nous cacherait le soleil pendant quelques instans, et il y aurait alors éclipse de soleil; à chaque pleine lune, la terre se trouvant entre la lune et le soleil, il y aurait éclipse de lune.

Mais les plans des deux orbites, lunaire et terrestre, sont inclinés l’un à l'autre, e font un angle d’environ 5 | degrés; et comme la ligne de section de ces deux plans varie en rétrogradant continuellement au point de former un cyrcle de 19 ans, ce ne peut être qu’à certaines époques de ce cycle que les éclipses de soleil ont lieu.

Lorsque le soleil n'est qu’en partie caché, c’est une éclipse partielle; une pareille éclipse est visible peur l’Europe (voy. la planche VI.); lorsqu'il est caché entièrement, c'est une éclipse totale; lorsqu’enfin on aperçoit autour de la lune un cercle lumineux, c’est une éclipse annulaire; les dernières sont très-rares, ainsi que les éclipses totales.

Les éclipses de lune n’ont lieu que dans la pleine lune; elles sont causées par l'interposition du corps de la terre, qui prive, pendant quelque teins, la lune de recevoir la

lumière du soleil. Elles n’arrivent pas toutes les fois qu’il y a pleine lune, par la raison exposée précédemment, l’inclinaison de l’orbite lunaire. En R, la lune entre dans le cône d'ombre de la terre; en S, elle est tout-à-fait éclipsée; en T, elle sort du cône d’ombre.

La lune en décrivant son cercle diurne autour de la terre, chaque observateur placé

sur la surface terrestre , la voit plus près lorsqu’elle est au Zénith , que lorsqu’elle est

à l’horizon. Cette différence produit un effet sensible sur son diamètre apparent, qui augmente à mesure qu’elle s’élève. La valeur totale de cet accroissement depuis l'horizon jusqu’au Zénith, est d’environ 5-, par ce que dans l’intervalle la distance de la lune à l’observateur se trouve diminuée d’une quantité égale au rayon de la terre, qui est à peu près la soixantième partie. Le diamètre de la lune est à celui de la terre

comme 1 est à 0,273; d’où il résulte que le volume de la lune est à peu près égal à ——

de celui de la terre.

La distance de la lune à la terre en demi-diamètres est égale à 59,718.

Quant à la masse de la lune, la valeur qu’on a déduite de l’ensemble des phéno-

mènes sur lesquels cette masse a de l’influence, est égale à fort peu près .à de la masse de la terre.

On a encore trouvé par la théorie de l’attraction, que la lune n’est pas tout-à-fait sphérique. Elle doit être, comme le sphéroïde terrestre, un peu aplatie aux pôles de rotation et renflée à son équateur. En observant avec soin le disque de la lune lorsqu’il n’est pas entièrement éclairé par le soleil, on remarque sur sa partie obscure des points brillants, dont la lumière s’agrandit et s’étale peu à peu par les progrès des phases. Ces points ne paraissent jamais qu’à peu de distance de la partie éclairée; et lorsqu'ils sont atteints par la lumière générale, ils sont constamment accompagnés d'une ombre plus ou moins intense, qui tourne avec le soleil, comme ferait une ombre portée, c'està-dire, de manière à être toujours opposée à cet astre.

On a conclu de ces phénomènes que les points dont il s'agit, sont des montagnes qui s’élèvent sur la surface de la lune, et dont le soleil frappe le sommet avant d’éclairer la base. Lorsque ces montagnes se trouvent sur le bord du disque de la lune, elles y forment des dentelures sensibles, d’après le diamètre desquelles on a pu mesurer leur hauteur. Les inégalités qui hérissent la surface de cet astre, sont proportionnellement beaucoup plus sensibles que celiesj de notre globe. Mesurées sur une échelle commune,

îa hauteur des montagnes de la terre, de la lune et de Vénus, auraient suivant les observations les plus nouvelles de Monsieur Schrœter à peu près les rapports représentés par leurs profils (pl. IX. fi g. 2, 3, 4,) et la plus haute montagne de la terre aurait 3357 toises d’élévation; la plus haute montagne de la lune 4000 toises, et celle de Vénus 22600 toises 7 l’atmosphère la plus dense de la terre aurait plus de 4000 toises, et celle de Vénus 65oo. Suivant le rapport du diamètre de la lune et de celui de la terre, les montagnes du satellite sont 4 ; fois plus hautes que celles de la planète principale. Quelle disproportion des montagnes de la lune et de Vénus avec leur diamètre !

On observe aussi sur le disque de la lune des portions assez étendues, qui ne sont jamais autant éclairées que les autres. Elles restent toujours plus ou moins obscures. Il parait assez naturel de penser que ce sont des vallées ou des cavités profondes. On les avait d’abord prises pour des mers ; mais comme il n’existe autour de la lune aucune atmosphère sensible, il s’ensuit qu’il ne saurait y avoir de liquide à sa surface; car on démontre en physique, que sans le poids de l’atmosphère terrestre et des vapeurs qui s’y trouvent, tous les liquides qui sont à la surface de la terre, se réduiraient en vapeurs.

Ces circonstances physiques s’opposent à ce que la lune puisse être habitée par des êtres animés, semblables à ceux qui peuplent la surface de la terre; car ils ne pourraient y respirer, ni par conséquent y vivre. Tout doit être solide à la surface de cet astre, et il y règne un froid excessif. Mais peut-être, continue un célébré astronome, cet état n’a pas toujours existé; il est possible que la lune ait eu autrefois une atmosphère, qu’alors elle ait été habitée. Voilà ce qui la fait regarder par quelques philosophes comme un monde glacé et fini.

Enfin on a quelquefois aperçu Sur le disque de la lune des points lumineux, qui ont brillé pendant un tems plus ou moins considérable , indépendamment du progrès des phases. On en a vu de semblables même pendant les éclipses de soleil, lorsque la surface que la lune nous présente, est directement opposée à cet astre. L’éclat de ces points s’accroit jusqu’à un certain terme, après quoi ils disparaissent entièrement et brillent quelquefois de nouveau, après des intervalles irréguliers. Ces circonstances ne permettent pas de douter que les points dont il s’agit, ne soient lumineux par eux-mêmes. Il est très-probable que ce sont des volcans, qui ont des intermissions, comme l'Etna et le Vésuve. L’extrême rareté de l’atmosphère lunaire, si toutefois elle existe, n’est pas un obstacle à ces combinaisons, par ce qu’on connait des substances qui développent dans leur ignition le gaz oxigène nécessaire pour que les corps puissent brûler.

L’observation, suivie des taches invariables que présente le disque de la lune, a prouvé que cet astre dirige toujours vers nous à peu près le même hémisphère; il tourne donc sur lui-même dans un teins égal à celui de sa révolution autour de la terre. Cette égalité des mouvemens de rotation et de révolution, qui parait être une loi générale du mouvement des satellites, est extrêmement remarquable.

On a trouvé par expérience que la lumière réfléchie par la pleine lune, est environ

3oo,ooo fois plus faible que la lumière directe du soleil. Aussi cette lumière réunie au foyer des plus grands miroirs , ne produit-elle pas d’effet sensible sur le thermomètre.

La nature des taches que présente le disque de la lune, a fait l’objet des recherches de plusieurs célébrés astronomes, et surtout de Mr. schroeter, à qui il était réservé de créer, avec le secours du télescope du célèbre Herschel, qui grossit jusqu’à 1000 fois les objets, la science nouvelle de la sélénotopographie, et de surpasser tous ses prédécesseurs par les services quïi a rendus à la sélénographie, ou à la description de la lune et des taches ou points remarquables qu’on y distingue.

L’observation, suivie des taches de la lune, nous en ont procuré une carte. Dans celle de la planche IX, on a conservé la nomenclature de riccioli, laquelle est aujourd’hui la plus usitée. Les noms donnés par les astronomes à toutes ces taches, y sont indiqués par des chiffres et des lettres qui correspondent aux noms suivans :

1. Grimaldi ; 2. Galilée; 3. Aristarque ; 4. Kepler; 5. Gassendi; 6. Schickard ; 7. Harpale . 8. Heraclide; 9. Lansberge ; 10. Reinold; 11. Copernic; 12. Hélicon; i3. Capuanus ; 14. Bouliard; 1 5. Eratosthène ; 16. Timocbares ; 17. Platon; 1 8. Aratus ; 39. l’île delà baye moyenne; 20. Pilate; 21. Thycho ; 22. Eudose; 23. Aristote; 24. Manilius ; 25. Ménélas; 26. Hermes; 27. Posidonius ; 28. Denys; b. Vulcain ; d. Albategnius ; 29. Pline; 3o. Cyrille; 3 1. Fracastor ; 32. le promontoire aigu; 33. Messala ; 34. le promontoire du sommeil ; 35. Proclus ; 36. Cléomède ; 37. Sirellius ; 38. Pelau ; 09. Langrenus; 40. Taruntius.

A. la mer d’humeurs ; B. la mer de nuages ; C. la mer de pluies; D. la mer de nectar; E. la mer de tranquillité; F. la mer de sérénité ; G. la mer de fécondité; H. la mer d’Eris (mare crisium). Cette tache qu'Hévelius nomme palus méotide, s’étend du Sud au Nord jusqu’à 57 milles géographiques d’Allemagne, ou 76 lieues de France, de 20 au degré , et est au moins aussi large.

La surface de cette tache ou contrée serait par conséquent de 2,400 milles carrés géographiques, et embrasserait une partie considérable de la surface de la lune. Mr. Schroeter y a observé entr’autres une cavité entourée de montagnes, laquelle a du Nord au Sud 5 milles d’Allemagne dans son plus grand diamètre , et une chaine de montagnes de plus de 3 milles de longueur.

Saturne, représenté dans la pl. V, est la planète la plus éloignée du soleil après Uranus, découvert en 1781 par Herschel. La première de ces planètes qui brille à la vue simple d‘uue couleur rougeâtre, dont l’éclat le cède peu à celui des étoiles fixes du premier ordre, lorsqu’elle est vis-à-vis du soleil, est accompagnée outre ses 7 satellites, d’un anneau qui présente dans de fortes lunettes des apparences assez remarquables pour faire l’objet d’un article séparé, et d’une planche qui en indique la forme telle qu’elle a été observée par le célèbre Herschel. Pour fournir à Saturne la lumière né-

cessaïre à la distance prodigieuse où il se trouve du soleil, le souverain architecte des inondes lui a donné non-seulement 7 lunes, mais aussi un double anneau qui se meut autour de son globe. Cet anneau n'est pas lumineux par lui-même , puisque son arc antérieur projette sur le disque de la planète une ombre très-sensible. Il disparait dans trois circonstances distinctes; savoir i.° lorsque son plan passe entre le soleil et la terre, puisquyalors l'anneau est seulement éclairé par la face que nous n’apercevons pas; 2.0 lorsque le plan de Vanneau passe par le centre du soleil, puisqu’alors sa surface ne réfléchit aucune lumière ; et 3.° enfin lorsque la terre se trouve elle-même dans le plan de Vanneau, dont l’épaisseur est trop mince pour être aperçue avec des instrumens ordinaires; aussi dans ces deux dernières circonstances, la disparition n’est pas complète lorsqu’on se sert de télescopes de très-forts grossissemens. Les phénomènes de la disparition et de la réapparition de l’anneau se renouvellent tous les quinze ans, c’est-àdire, à toutes les demi-révolutions de Saturne. Il peut y avoir dans la même année deux apparitions et deux réapparitions, et jamais davantage.

La planète s’offre quelquefois sous une apparence entièrement sphérique; l’anneau se présente ensuite comme une ligne droite, qui va aux deux extrémités du disque. Cette ligne en s’élargissant insensiblement, forme deux anses, qui laissent entre la planète et l’anneau un intervalle qui permet de voir le firmament, ainsi qu’entre l’intervalle qui sépare les deux anneaux. Si nos regards pouvaient planer sur ce corps céleste, ils le distingueraient avec ses deux anneaux plats, comme l’indique la fig. 2. La grandeur de l’anneau est très-considérable; son diamètre étant à peu près 26 fois plus grand que celui de notre globe; la largeur du double-anneau fart 6 j diamètres "terrestres; l’épaisseur, que la grande distance où il est de notre terre, -ne permet pas de mesurer, parait peu considérable. Ces deux anneaux sont d’une largeur inégale; l’extérieur est à peine la moitié aussi large que l’intérieur. L’inclinaison de l’anneau concentrique àNla planète est de 3i° 20^ et c’est en vertu de cette inclinaison qu’il ne se présente jamais qu’obliquement à la terre , et par conséquent sous la forme d'une ellipse, dont la largeur lorsqu’elle est la plus considérable, n’est que la moitié de la longueur. C’est l’observation de quelques points brillants de Vanneau, qui a fait connaître sa rotation d’occiDENx en orient.