TRAITÉ D'ASTR. - DIMENSIONS ET ROTATION DU SOLEIL. CHAPITRE Y

306, Il n'est guère possible d'éviter d'associer les idées que nous nous formons d'un corps d'une figure globuleuse limitée , et de si énormes dimensions , à quelque attribut correspondant de solidité matérielle. Que le soleil ne soit pas un simple fantôme , mais un corps d'une structure et d'une économie particulières , c'est ce dont nous ne pouvons douter au moyen de nos télescopes. Ils nous font voir des taches noires sur sa surface, qui changent lentement de lieu et de forme : et en remarquant attentivement leur situation, à des temps différens , les astronomes se sont assurés que le soleil tourne autour d'un axe inchné constamment de 7°. 20' sur le plan de l'écliptique, en effectuant sa révolution dans l'espace de 25 jours dans le même sens que la rotation de la terre , c'est-àdire d'occident en orient. 11 y a donc ici analogie avec notre globe , la révolution plus lente (1 ) et plus majestueuse du soleil ne faisant que correspondre avec les dimensions plus grandes de ce corps. Or, l'idée que nous nous faisons de cette masse imposante, ne nous permet guère delà supposer en circulation autour d'un corps comparativement aussi petit que l'est la terre, sans, d'un côté, qu'elle entraîne cette dernière , et la déplace , si elle lui est enchaînée par quelque lien invisible j ou, d'autre part, si ce lien n'existe pas, sans qu'elle poursuive seule sa course dans l'espace , et laisse la terre derrière elle. Si nous lions deux pierres ensemble avec un cordon , et que nous les lancions à une certaine hauteur , nous les voyons circuler autour d'un point au milieu d'elles , qui est leur centre commun de gravité ; mais si l'une d'elles est beaucoup plus pesante que l'autre , ce centre commun sera proportionnellement plus près de cette dernière, et même dans son intérieur, en sorte que la plus petite circulera dans le fait autour de la plus grande, qui ne sera comparativement que très peu dérangée de sa place.

307. Soit que la terre tourne autour du soleil, que le soleil tourne autour delà terre, ou que l'un et l'autre tournent autour de leur centre commun de gravité, peu importe, eu égard aux apparences, pourvu que l'on suppose les étoiles assez éloignées pour n'éprouver aucun déplacement jjaraiJactifjfMe apparent et sensible par le mouvement ainsi attribué à la terre.

Que telle soit ou non leur condition, c'est encore un problème j et l'absence de toute quantité assignable d'un tel déplacement , ne nous permet pas de conclure autre chose, sinon que l'échelle de l'univers sidéral est si grande , que l'orbite mutuelle de la terre et du soleil peut être regardée comme un point imperceptible. En admettant donc , conformément aux lois de la dynamique , que deux corps liés entre eux , et tournant autour l'un de l'autre dans l'espace libre, tournent, dans le fait, autour de leur centre commun de gravité, qui demeure immobile par leur action réciproque , il s'agit maintenant de savoir en quel point intermédiaire ce centre est situé. La mécanique nous enseigne que ce point partage la distance des deux corps en raison inverse de leurs poids ou masses ; et des calculs fondés sur des phénomènes , dont nous rendrons compte plus loin , nous apprennent que cette raison dans le cas du soleil et de la terre , est exactement celle de 554936 à 1 , le soleil étant dans cette proportion plus pesant que la terre. Il suit de là que le centre de gravité , autour duquel ils circulent l'un et l'autre , n'est qu'à 267 milles (429687 mètres ) du centre du soleil, ou environ la SSOO*' partie de son diamètre.

308. Conformément aux assertions ci-dessus , et pour coordonner notre système avec les principes de Copernic, nous devons donc désormais apprendre à regarder le soleil comme le centre comparativement immobile autour duquel la terre décrit une ellipse annuelle avec une vitesse réglée par la loi précitée , le soleil occupant

{\) 11 ue faut pas confondre révolution avec mouvement , car le mouvement de la terre, dans le sens de la rotation, est plus lent que cekù de rotation du soleil, et cela dans le rapport de \ à i. {^oie ihi traducteur.)

EXPLlC^^TlOiN DES SAISONS.

un de ses foyers d'où il dispense tranquillement de tous côtés sa lumière et sa chaleur ; tandis que la terre se mouvant autour de ce globe , et se présentant à lui en divers sens à différentes époques de l'année et du jour, subit les vicissitudes du jour et de la nuit , de l'été et de l'hiver, dont nous jouissons.

509. Dans ce mouvement annuel de la terre, son axe conserve, dans tous les temps, la même direction que si le mouvement de translation n'existait pas j il est transporté circulairement , parallèle à lui-même , de manière à se diriger constamment vers le même point d'expiration dans la sphère sidérale. Voilà ce qui donne lieu à la variété des saisons, comme nous allons l'expliquer. Dans ce travail , nous négligerons ( pour un motif dont nous rendrons compte tout-àl'beure ) l'ellipticité de l'orbite , et nous la supposerons un cercle , avec le soleil au centre.

510. Soient S le soleil ( fig. 47 ) , et A,B,C,D quatre positions de la terre dans son orbite, à une distance de 90° entre elles, savoir A, celle qu'elle occupe au 20 mars , ou à l'équinoxc du printemps - B , au 21 juin, ou au solstice d'été j C, au 23 septembre , ou à l'équinoxe d'automne ; et D , au 21 décembre , ou au solstice d'hiver. Que dans chacune de ces positions PQ représente l'axe de la terre , autour duquel s'opère sa rotation , indépendamment de sa translation annuelle. Puisque le soleil ne peut éclairer que la moitié de la surface à-la-fois, savoir , celle qui est tournée de son côté , les parties ombrées du globe dans ses diverses positions représenteront l'obscurité , et les parties brillantes les hémisphères éclairés de la surface de la terre dans ces positions. Or, premièrement, dans la position A le soleil est sur la ligne droite qui passe par le centre de la terre et l'intersection de l'équateur FE avec l'écliptique HGj il est donc à l'équinoxe; et dans cette position les pôles P,Q, rasent tous les deux les limites du côté éclairé. Il est donc alors jour à-la-fois dans la moitié de l'hémisphère septentrional et dans la moitié du méridional • et comme la terre tourne sur son axe , chaque point de sa surface décrit la moitié de sa course diurne dans la lumière , et la moitié dans les ténèbres ; en d'autres termes , la durée du jour et celle de la nuit sont alors égales par tout le globe : c'est de là qu'est venu le terme d'équinoxe. On en peut dire autant de l'équinoxe d'automne à la position C,

31 1 . B est la position de la terre lors dnsolstice d'été dans l'hémisphère septentrional. Ici le pôle boréal P , et une partie considérable de la surface de la terre dans son voisinage jusqu'en B , sont situés dans la moitié éclairée. Comme la terre tourne sur son axe , il s'ensuit que dans cette position toute cette partie est constanunent éclairée , et qu'ainsi , à ce point de son orbite , ou en cette saison de l'année , il y a jour continuel au pôle boréal , et dans toute cette région de la terre qui entoure ce pôle jusqu'en B, c'est-à-dire jusqu'à la distance de 23". 28' du pôle, ou jusqu'à la limite que l'on appelle en géographie la circonférence du cercle polaire arctique. D'autre part , le pôle austral ou opposé, Q , avec toute la région comprise dans le cercle antarctique , jusqu'à 25°. 28' du pôle austral , est plongé dans les ténèbres dans cette saison , pendant toute la rotation diurne , en sorte qu'il y a nuit continuelle.

512. Quant à la portion de la surface comprise entre les cercles arctique et antarctique , il n'est pas moins évident, les circonstances demeurant les mêmes que dans l'article qui précède , que plus un point est près du pôle boréal , plus sera grande la partie de sa course diurne, comprise dans la lumière, et plus sera petite celle comprise dans les ténèbres ; c'est-à-dire que plus son jour sera long , et plus sa nuit sera courte. Chaque station au nord de l'équateur aura un jour plus grand et une nuit plus courte que 12 heures , et vice versa. Tous ces phénomènes sont exactement renversés lorsque la terre arrive au point opposé î) de .««oîi orbite.

402 TRAITÉ D'ASTR. - TEMPÉRATURE DANS UNE ORBITE ELLIPTIQUE. CHAPITRE V.

315. Or , la température d'une partie quelconque de la surface de la terre dépend principalement , sinon tout-à-fait, de son exposition aux rayons du soleil. Toutes les fois que le soleil est au-dessus de l'horizon d'un lieu, ce lieu reçoit de la chaleur en vertu de ce qu'on appelle la radiation ; lorsqu'il est au-dessous, il l'abandonne, et l'ensemble des quantités reçues et abandonnées dans l'année doit être tel qu'elles se balancent à chaque station , ou l'équilibre de la température ne pourrait se soutenir. Toutes les fois donc que le soleil demeure plus de 1â heures au-dessus de l'horizon d'une station , et moins au-dessous , la chaleur générale de ce lieu sera supérieure à la moyenne , et inférieure dans le cas contraire. Comme donc la terre se meut de A en B , les jours devenant plus longs, et les nuits plus courtes, dans l'hémisphère septentrional, la température de chaque partie de cet hémisphère s'accroît, et nous passons du printemps à l'esté; tandis que , dans le même temps , le contraire a lieu dans l'hémisphère méridional. A mesure que la terre s'avance de B en C , les jours et les nuits sont sur la voie de redevenir égaux^ l'excès de température dans l'hémisphère septentrional au-dessus de la moyenne diminue , aussi bien que l'excès de cette dernière sur celle de l'hémisphère méridional -, et à l'équinoxe d'automne C , l'état moyen est encore une fois obtenu. De là jusqu'en D, et, enfin , jusqu'au retour en A, tous les mêmes phénomènes, cela est évident, doivent se reproduire, mais à rebours; c'est maintenant l'hiver qui règne dans l'hémisphère boréal, et l'été dans celui austral.

314. Tout ceci est dans un parfait accord avec les faits observés. Le jour continuel dans le cercle polaire arctique en été , et la nuit en hiver; l'accroissement général de température et de longueur du jour à mesure que le soleil approche du pôle élevé , et le renversement des saisons dans les hémisphères boréal et austral , sont des faits trop bien connus pour demander de plus amples éclaircissemens. Les positions A, C de la terre correspondent, comme nous avons dit , aux équinoxes ; celles en B et D aux solstices. Ce terme a besoin d'être expliqué. Si ( fig. 47 ) , à un point quelconque X de l'orbite , nous tirons XP parallèle à 1 axe de la terre , et que nous joignions X avec le centre du soleil S , il est évident que l'angle PXS sera la distance polaire du soleil. Or cet angle est à sou maximum dans la position D , et à son minimum en B ; dans le premier cas , il est égal à 90° + 25° 28', ou 103" 28', et dans le second il est de 90" — 23° 28' , ou 66° 32'. En ces points le soleil cesse de s'approcher ou de s'éloigner du pôle , et de là le nom de solstice.

31 5. La forme elliptique de l'orbite de la terre ne contribue que très légèrement à produire la variation de température correspondante à la différence des saisons. Cette assertion peut, au premier aspect , paraître incompatible avec ce que nous savons des lois de la communication de la chaleur partant d'un luminaire placé à une distance variable. La chaleur, comme la lumière, étant également émise du sein du soleil dans toutes les directions , et répandue sur la surface d'une sphère qui s'agrandit continuellement à mesure que nous nous éloignons du centre, doit nécessairement diminuer en intensité, selon la raison inverse de la surface de la sphère sur laquelle elle se porte, c'est-à-dire , selon la raison inverse du carré de la distance. Mais nous avons vu (art. 293) que c'est aussi la proportion dans laquelle varie la vitesse angulaire de la terre autour du soleil. On comprend par là que la qucmiité momentanée de chaleur que la terre reçoit du soleil varie dans l'exacte proportion de la vitesse angulaire, c'est-à-dire, de l'accroissement momentané de longitude, et qu'ainsi des quantités égales de chaleur sont distribuées par le soleil en parcourant des angles égaux , dans quelque partie de l'ellipse que ces angles puissent être situés. Soient (fig. 48 j S le soleil, AQMP l'orbite de la terre , A son point le plus rapproché du soleil, ou, comme on l'appelle, le périhélie , M le plus éloigné, ou l'aphélie, et par conséquent ASM le grand diamètre de l'ellipse. Supposons maintenant que l'orbite soit partagée