LUC

inventées pour repérer les astres supposés se mouvoir a lu surface de la sphère céleste [Hugo Berger, 1]. C'est encore grâce au mouvement apparent des astres que l'orientation pratique est possible. Le terme même, orientation, vient du mot Orient qui désigne la direction vers laquelle on voit à peu près tous les astres se lever au-dessus de l'horizon. L'Ouest est la direction opposée. Le Nord et le Sud sont les directions normales aux précédentes. En marchant constamment soit vers le Nord soit vers le Sud, nous suivrions un méridien et aboutirions à un Pôle. En marchant constamment vers l'Est ou vers l'Ouest, nous ferions le tour de la terre en suivant un parallèle, c'est-à-dire un cercle parallèle à t'équateur.

Les points cardinaux, qui permettent de savoir quelle route on suit à la surface du globe, sont

donc dérivés de la considération du mouvement pjg. 5. Coordonnées terapparent des astres. Le procédé d'orientation restres. le plus simple et probablement le plus ancienne- pp',iigae ,ics pôles; oi;Q',éq-uament connu consistée se tourner vers une étoile teur; aa\ parallèle; pbp', dont la position est à peu près fixe, l'étoile méridien, polaire, qui est très voisine du pôle céleste, et

donne la direction du Nord. Pendant le jour on trouve approximativement le Sud en observant la direction de l'ombre la plus courte du soleil à midi.

Conséquences climatiques de la rotation de la Terre. — Le mouvement de rotation de la Terre a pour résultat des changements continuels dans la répartition de la lumière et de la chaleur à la surface du globe. Mais, là encore, tout s'explique aussi bien dans l'hypothèse d'une Terre immobile.

De tous les astres qui semblent tourner autour de la Terre, le plus important est le Soleil. Son apparition et sa disparition sur l'horizon produisent l'alternance des jours et des nuits. Entre deux levés consécutifs, l'intervalle est sensiblement constant. On le divise en 24 heures. Il faut «loue 24 heures pour que le mouvement apparent du Soleil le ramène à son point de départ, après avoir parcouru les 360 degrés de la circonférence et passé successivement par chacun des points cardinaux. On peut par suite exprimer les orientations par heures aussi bien que par degrés, en partant d'une direction déterminée.

Voici les relations existant entre les divisions du temps et celles de la circonférence en 360°.

1 heure == 15°, 1 minute de temps = 15', 1 seconde de temps = 15".

1° = 4 minutes de temps, 1' = 4 secondes, 1" = 1/15 de seconde.

Voici, par suite, quelle est la différence d'heure réelle entre quelques points remarquables : lorsqu'il est midi à Paris, il est midi 40 à Rome,

midi 44 à Berlin, 4 heures 42 à Bombay, 9 heures 9 du soir à Tokyo, 6 heures 55 du matin à New- York.

L'heure étant nécessairement la même sur tous les points situés sur le* môme méridien, on devine que la connaissance de l'heure vraie peut être un moyen de fixer la position d'un point à la surface du globe (cf. chap. ni).

L'heure vraie n'est pas celle que marquent nos montres; il y a dans chaque État une heure conventionnelle. Dans les pays de grandes dimensions comme les États-Unis, on a été amené, pour facilite** l'usage de l'heure, à établir plusieurs heures officielles suivant 5 fuseaux compris entre des méridiens déterminés. En Europe, on a au contraire cherché à unifier l'heure, vu la division très grande du territoire. Notre continent a été divisé en 3 fuseaux. L'heure de l'Europe centrale, est en usage en Italie, Suisse, Autriche-Hongrie, Allemagne et dans les pays Scandinaves. L'heure de l'Europe occidentale, qui est celle de Greenwich, diffère exactement d'une heure de celle de l'Europe centrale ; elle est usitée en Hollande, Belgique, Portugal et en France depuis 1911.

L'alternance du jour et de la nuit est un fait riche en conséquences pour les manifestations de la vie physique et organique à la surface du globe. Le jour est une période non seulement d'éclairement, mais de réchauffement; la nuit est une période de refroidissement. Il y a pour tous les points du globe une oscillation diurne de la température, dont nous sommes portés à oublier quelque peu l'importance, parce que dans nos climats tempérés elle est moins frappante que l'oscillation thermique annuelle. Dans les pays tropicaux c'est au contraire l'oscillation diurne qui est de beaucoup la plus forte. Le refroidissement nocturne y rend possible la vie de certaines plantes désertiques grâce aux rosées qu'il provoque. L'échauffement du sol pendant le jour va jusqu'à faire éclater la surface des rochers.

Conséquences mécaniques de la rotation de la Terre. — Il nous reste à envisager un troisième groupe de conséquences de la rotation de la Terre, qu'on pourrait appeler les conséquences mécaniques. Il y a là un ensemble de faits qui, cette fois, ne peuvent s'expliquer dans l'hypothèse d'une Terre immobile. Aussi n'ont-ils été reconnus que relativement tard, et seulement lorsqu'on a découvert la rotation de la Terre, dont ils sont d'ailleurs la meilleure preuve. La Terre tournant de l'O. à l'E., il en résulte que tout corps en mouvement doit être dévié de sa direction initiale. Les mathématiciens démontrent que cette déviation est indépendante de la direction, et qu'elle agit toujours vers la droite dans l'hémisphère N., vers la gauche dans l'hémisphère S. (cf. 2e partie, chap. m). Or la Terre est le théâtre d'un certain nombre de mouvements qui sont d'une importance considérable pour la Géographie. Ce sont ceux de l'océan atmosphérique

qui l'entoure et de la masse liquide qui recouvre les deux tiers de sa surface.

La direction des vents, aussi bien que celle des courants marins, est déterminée, non seulement par la répartition des pressions atmosphériques, mais par l'influence déviatrice de la rotation terrestre. Si la terre ne tournait pas, l'alizé ne serait pas dans notre hémisphère le vent du NE. qui, avant l'invention de la vapeur, jouait un si grand rôle dans les relations entre l'Ancien et le Nouveau Monde; les vents dominants dans les latitudes moyennes ne seraient pas les vents d'Ouest, qui sont pour les cotes occidentales des continents une source d'humidité et de chaleur; les courants chauds, qui s'appellent Gulf Stream dans l'Atlantique, Kuro Sivo dans le Pacifique, ne viendraient pas renforcer cette action des vents, portant la vie jusqu'au delà du cercle polaire sur les côtes de Norvège.

Nous aurons, on le voit, l'occasion de revenir plus d'une fois sur les conséquences de la rotation de la Terre. Elles intéressent, non seulement la Climatologie, mais l'Océanographie, et la répercussion s'en fait sentir par contre-coup jusque dans la Géographie biologique et humaine.

Mouvement de translation autour du Soleil. — Si le mouvement de rotation de la Terre a longtemps échappé aux savants, on ne s'étonnera pas que son mouvement de translation autour du Soleil ait été reconnu encore plus tard. Les premiers principes en furent posés par Copernic. Kepler en fixa définitivement les lois principales. Il faut noter qu'actuellement encore la théorie des observations astronomiques par lesquelles on détermine la position d'un point à la surface de la Terre est, comme nous le verrons plus loin (chap. m, p. 49 sq.), déduite du mouvement apparent des astres. Des termes restés d'un usage courant seraient inexplicables, si l'on ne se reportait aux idées qui ont prévalu pendant des siècles.

C'est ce que nous allons d'abord faire, en déduisant toutes les conséquences qui intéressent la Géographie.

Si l'on observe à Paris le mouvement apparent du Soleil, on constate que l'arc qu'il décrit n'a pas constamment la même origine. Il se lève toujours plus près du N. en été, où les jours sont plus longs, et plus près du S. en hiver, où les jours sont plus courts (fig. 6). Pendant six mois il évolue au-dessus de l'équateur céleste QQ'; pendant six autres mois il évolue au-dessous.

En marquant jour par jour sa position sur la sphère céleste on détermine un cercle oblique par rapport à l'équateur, avec

lequel il fait un angle de 23° 27'. Ce cercle est Yécliptique (fîg. 7).

Les solstices (a- et a-') sont les points où le soleil s'arrête après être monté, ou descendu, jusqu'à 23° 27' au-dessus ou au-dessous de l'équateur.

Le point o-, que le Soleil atteint le 21 juin, est le solstice d'été; le point a-', atteint le 21 décembre, est le solstice d'hiver. Deux autres moments remarquables sont ceux où le Soleil atteint les points y et y', et se trouve dans le plan de l'équateur. Ce sont Yéquinoxe d'automne

Fil

6. — Mouvement diurne apparent Fig-. 7. — Ecliptique et mouvement appadu Soleil à Paris. rent annuel du Soleil.

HH'. horizon; PP', axo des pôles célestes; QQ', équateur céleste; SAS', marche du Soleil le 21 décembre (solstice d'hiver); A, lever du Soleil à cette date: QBQ'. marche du Soleil le 21 mars et'le 23 septembre (équinoxes) ; B, lever du Soleil à ces dates: MCM'C, marche du Soleil le21juin (solstice d'été); C, lever, C, coucher du Soleil à cette date.

QQ', équateur céleste; PP', ligne des pôles; <7Y<r'y', ecliptique (la flèche marque le sens du mouvement apparent du Soleil).

(23 septembre) et Yéquinoxe de printemps (21 mars). Les parallèles de la sphère céleste passant par les points cr et a-' sont appelés tropiques, parce qu'ils marquent un retour dans la révolution du Soleil. On les a désignés sous les noms de tropique du Cancer et tropique du Capricorne, d'après les constellations rencontrées en apparence par le Soleil.

Inégalité des jours et des nuits. Saisons. — L'inclinaison de l'écliptique est un fait capital, dont les conséquences géographiques sont d'une portée incalculable. Elle est en effet la cause de l'inégalité des jours et des nuits et de l'existence des saisons à la surface du globe. On en a déjà eu la démonstration pour les latitudes moyennes (fîg. 6). Si nous voulons l'étendre à toute la surface du globe, il y aura avantage à représenter la Terre telle qu'elle se présente aux rayons solaires aux solstices et aux équinoxes (fîg. 8).

Aux équinoxes, le Soleil suit dans sa marche l'équateur céleste (cf. fig. 6), La figure 8 A mon Ire que la rotation de la Terre amènera successivement tous ses points, sans en excepter aucun, dans le cercle

Fig. 8. — Explication de l'inégalité des jours et des nuits. A, équinoxe d'automne; B, solstice d*été ; C, solstice d'hiver.

éclairé et dans le cercle obscur. Le jour et la nuit seront égaux pour toute la Terre. De là vient le nom à* équinoxe.

Au solstice d'été le Soleil ayant atteintle point <r (lîg. 7), ses rayons forment un angle de 23° 27' avec l'équateur (lîg. 8, B). Le cercle

d'éclairement (C D'), au lieu de passer par la ligne des pôles, comme à l'équinoxe, fait un angle de 23° 27' avec cette ligne. Il est tangent en G et D' aux parallèles C D et C D', qu'on appelle cercles polaires. Dans cette position la rotation de la Terre ne pourra amener tous les points de sa surface dans le cercle de lumière et dans le cercle d'ombre. La figure montre que tous les points de la calotte sphérique CPD, qu'on appelle la zone polaire septentrionale, ne connaîtront pas la nuit, tandis que tous les points de la calotte sphérique G' P' D', qu'on appelle zone polaire méridionale, ne connaîtront pas le jour. Tout le reste du globe aura un jour et une nuit de valeur très inégale suivant la latitude. On voit que le cercle équatorial est le seul qui soit partagé en deux parties égales par le cercle d'éclairement, et par conséquent, que l'équateur seul aura un jour et une nuit de douze heures. Depuis l'équateur jusqu'au cercle polaire N., le jour ira en augmentant jusqu'à ce qu'il atteigne vingt-quatre heures. Depuis l'équateur jusqu'au cercle polaire S., il ira en diminuant jusqu'à ce qu'il atteigne 0 heure.

Voici les chiffres exacts de la durée du jour pour les différentes latitudes :

Hémisphère N.

Cercle polaire 24 heures

Equateur 12 heures

Au solstice d'hiver les conditions sont exactement inverses de celles du solstice d'été. On s'en rend compte suffisamment d'après la figure 8 G, sans qu'il soit besoin de reprendre le raisonnement. Les valeurs du jour sont les mêmes qu'au solstice d'été, mais les chiffres de l'hémisphère N. deviennent ceux de l'hémisphère S. et réciproquement.

Entre les équinoxes et les solstices s'établit une transition graduelle, si bien que, de l'équinoxe d'automne à l'équinoxe de printemps, les jours sont constamment plus longs que les nuits pour l'hémisphère S. Les conditions sont inverses de l'équinoxe de printemps à celle d'automne.

Le jour étant une période de réchauffement et la nuit une période de refroidissement, on comprend maintenant comment les saisons sont dues à l'inclinaison de l'écliptique. La saison chaude est pour

Hémisphère S.

0 heure

tout point de la surface terrestre la période des longs jours, la saison froide est la période des longues nuits. L'inégalité des jours augmentant avec la latitude, les saisons devront être de plus en plus tranchées au fur et à mesure qu'on s'éloigne de l'équateur. La rotondité de la Terre entraînait déjà la conception des zones climatiques, l'inclinaison de l'écliptique donne les moyens d'en fixer théoriquement les limites. Entre les parallèles de 23° 27' N. et 23° 27 S. (tropiques) s'étend une zone, dite tropicale, où les jours et les nuits varient peu, ainsi que la chaleur de l'air. Au N. et au S. de la zone tropicale on distingue deux zones tempérées, s'étendant jusqu'aux cercles polaires, où les jours et les nuits varient fortement, mais sans atteindre jamais vingt-quatre heures, et où, par suite, la temperature est soumise à des oscillations très notables dans le courant de l'année. Enfin, au delà des cercles polaires s'étendent les régions les plus froides du globe, grâce à la durée de la nuit atteignant de vingt-quatre heures à six mois.

Pour comprendre toute l'importance de l'inclinaison de l'écliptique, il suffît de supposer qu'elle varie et de considérer les changements géographiques qui en résulteraient. Si l'inclinaison était nulle, c'est-à-dire si l'écliptique coïncidait avec l'équateur, la Terre serait constamment dans la situation réalisée aux équinoxes.. Plus de jours inégaux, partant plus de saisons. Les contrées équatoriales seraient plus chaudes. Les contrées tempérées seraient plus froides. Toute la vie reculerait de 15 à 20° vers l'équateur. Les chaleurs d'été sont nécessaires aux plantes des zones tempérées plus que la tiédeur des hivers. — Supposons au contraire que l'inclinaison augmente jusqu'à atteindre 90°. Nous arriverons au maximum de l'inégalité des jours, les contrastes saisonnaux se feront sentir jusqu'à l'équateur.

Les astronomes admettent généralement qu'en réalité l'inclinaison de l'écliptique est sujette à des variations très limitées (48" par siècle). Si, comme le croient certains auteurs [Bertrand, 12], cette opinion n'était pas fondée, les considérations précédentes n'auraient pas seulement une valeur spéculative, etl'on pourrait y trouver l'explication des changements de climat dont la surface de la Terre a été le théâtre. L'extension prodigieuse des glaciers pendant la période quaternaire, qui a laissé des traces si frappantes dans la topographie de la zone tempérée, aurait été déterminée par une diminution considérable de l'inclinaison de l'écliptique (IVe partie, chap. ix).

Mouvement réel de la Terre autour du Soleil. — On voit que l'explication des saisons et des climats se déduit parfaitement de l'hypothèse du Soleil tournant autour de la Terre, mais il faut se rallier au système de Copernic pour comprendre certains détails qui ne sont pas sans conséquences géographiques.

En réalité, c'est la Terre qui tourne autour du Soleil, en décrivant une courbe fermée dans un plan qui fait un angle de 66° 33' avec l'axe

des pôles. Autrement dit l'axe de rotation de la Terre est incliné de 66° 33' sur le plan dans lequel la Terre se meut autour du Soleil. La courbe décrite par la Terre n'est pas une circonférence mais une

ellipse, dont le grand axe a 298 millions de kilomètres. Le Soleil occupe un des foyers de l'ellipse.

Dans son mouvement de translation, la Terre se trouve donc tantôt se rapprocher tantôt s'éloigner du Soleil. Le point où elle en est le plus près est appelé périhélie, celui où elle en est le plus loin aphélie (fig. 9).

Il est important de connaître la position des équinoxes et des solstices par rapport à ces deux points. La ligne des solstices ne coïncide pas avec celle du périhélie et de Y aphélie. De la position des points solsticiaux et équinoxiaux, telle qu'elle est indiquée sur la figure, résultent des faits intéressants. Les saisons sont de durée inégale :

Fiff. 9.

Orbite terrestre.

Eq, position do la terre aux équinoxes ; So, aux solstices; Per, périhélie; Aph, aphélie.

Printemps. Été ... .

Automne .

Hiver . . .

jours

leures

59 minutes,

Or on voit que nous sommes plus près du Soleil en automne et en hiver, qui sont les saisons les plus courtes et qui représentent la période froide de l'année pour l'hémisphère N. L'inégalité des saisons compense le rapprochement plus ou moins grand du Soleil, et dans l'état actuel la quantité de chaleur reçue par les deux hémisphères est sensiblement égale.

La position des points solsticiaux et équinoxiaux est sujette à varier comme l'inclinaison de l'écliptique. Le fait est connu sous le nom de précession des équinoxes. Le déplacement dépasse légèrement 50" par an, si bien qu'en 26 000 ans les points équinoxiaux auront fait le tour complet de l'orbite terrestre. L'équilibre thermique entre les deux hémisphères est troublé par ce déplacement des équinoxes.

Un autre élément peut varier encore, c'est l'excentricité de l'orbite terrestre. Si elle augmente, le périhélie devient beaucoup plus chaud que l'aphélie. Les variations de la position des points équinoxiaux auraient alors une importance très grande. C'est encore là une des nombreuses hypothèses mises en avant pour expliquer la période glaciaire [Croll, 13].

Ces considérations suffisent pour montrer l'intérêt géographique de l'étude de la position du globe terrestre, de sa forme et de ses mouvements. Il y a là un ensemble de faits généraux, qui pèsent sur toutes les manifestations de la vie physique et organique, et que le géographe ne peut ni ne doit oublier.

\. — Berger (H.). Geschichte der wissenschaftlichen Erdkunde der Griechen 2tc Aufl. (revue par Ruge). Mùnchen, 1907.

2. — Ritter (G.). Einleitung zu einer vergleichenden Erdkunde. Berlin, 1832; trad. fr., Paris, 1850.

3. — Ratzel (F.). Die Erde und das Leben, t. I. Leipzig, 1901, in-8°, xvi-706 p.

4. — HELMERT. Die mathematischen und physikalisehen Theorien der hôheren Geodâsie. Leipzig, 1880, in-8°, xiv-631 p.

5. — Wagner (IL). Lehrbuch der Géographie, t. I, Allg. Erdkunde. 7e édit.,

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G. — Gïinther (S.). Handbuch der Geophysik. Stuttgart, 1897; 2" édit., t. T, in-8°, 648 p., 157 fig. ; t. II, xvi-1009 p., 230 fig., 1899.

7. — Tisserand et Andoyer. Leçons de Cosmographie. Paris, 1899, in-8°, 390 p., 2 pi.

8. — Berget (A.). Physique du 'globe et Météorologie. Paris, 1904, in-8°, 353 p., 14 pi. (élémentaire).

9. — Rudzki (M. P.). Physik der Erde, Leipzig, 1911, in-8°, vm-584 p., 5 pi., 60 fig. (mathématique).

10. — Hecker (O.). Die Schwerebestimmung an der Erdoborflfiche und ihre Bedeutung fur die Ermittelung der Massenverteilung in der Erdkruste. Z. Ges. f. Erdkunde. Berlin, 1909, p. 361-378, pi. 4-6.

11. — Bertrand (J.). Le rythme des climats, la glaciation, la panthermalité. Bul. Soc. Belge d'Astronomie, IX, 1904, 47 p., 1 pi.

12. — Croll (J.). Climate and Time in their geological relations. A theory of secular changes of earth's climate. London, 1875, in-8°, 432 p. (n. éd., Edimbourg, 1885). (Cf. pour la bibliographie des causes de la période glaciaire, 5e partie, ch. ix.)

13. — Simroth (IL). Die Pendulationstheorie. Leipzig, 1907, in-8°, xn-564 p.