DONNÉES ASTRONOMIQUES

chaleur versée par le soleil aux diverses latitudes ne varierait qu'en raison de l'obliquité plus ou moins grande des rayons, ceux-ci étant rasants dans le voisinage du pôle et perpendiculaires dans la zone équaloriale.

L'inclinaison de Taxe terrestre détermine un tout autre résultat. Le grand cercle d*illumination, n'étant plus un méridien, coupe chaque parallèle, à l'exception de Téquateur, en deux parties inégales et dont la dimension relative, variable à un moment donné avec la latitude, varie aussi, pourune môme latitude, avec la position de la terre sur son orbite. Aux solstices, c'est-à-dire quand le plan qui contient Taxe terrestre et la perpendiculaire à l'écliplique passe par le soleil, le grand cercle d'illumination ne coupe aucun des parallèles compris entre les pôles et les cercles polaires. Donc, pour tous les points dont la latitude est intermédiaire entre CC^S^'SO" et OO®, il y a, à ce moment, sur l'un des hémisphères, nuit de vingt-quatre heures et, sur l'autre, jour ininterrompu, mais avec une incidence presque rasante des rayons solaires. Au môme instant, les points situés sur l'un des tropiques voient, à midi, le soleil au zénith.

Trois mois après, quand le plan normal à l'écliptique et passant par l'axe terrestre est devenu perpendiculaire au rayon vecteur qui joint la terre au soleil, le grand cercle d'illumination devient un méridien. Pour tous les points de la terre, le jour est égal à la nuit ; l'incidence des rayons, toujours rasante au pôle, est normale, à midi, sur l'horizon de l'équateur. C'est Véquinoxe [i\g. 1).

f«g. 1.— Diagramme de» Saisons : I, Équinoxe de printemps. — H. Soislice d'élé. — UI, Équinoxe d'aalomne. — IV. Solstice d'hiver. — S, bolell. — PP, Axe terrestre. — EE', Equateur. — U', Grand cercle d*illumiualion.

8ai««B«. — En raison de ces circonstances, chaque hémisphère se partage, de l'équateur au pôle, en trois zones, distinctes par leurs climats respectifs, fonséquences du mode de répartition des jours et des nuits.

I* Zone éqiiatorialey intertropicale ou torride, offrant de moins en moins de différence entre le jour et la nuit à mesure qu'on se rapproche de l'équateur, où ces deux phases sont rigoureusement égales toute l'année. Chacun des points de celte zone voit, deux fois par an, le soleil au zénith. L'incidence des rayons, à midi, est toujours voisine de 90».

5!2 MORPHOLOGIE TEIUtESTRE.

2" Zone tempérée, s'élendanl du tropique au cercle polaire. Jamais le soleil ii« se cadie pendant vingt-quatre heures; mais la grande différence des joui*» et des nuits, lors des solstices, rend très sensible le pliênoniène des saisons.

o'* Zone polaire ou, glaciale, comprise entre le cercle polaire et le pôle. Pour riiêmisplière noi*d, au voisinage du solstice d'été, celle zone a trois mois de jour ininterrompu, avec incidence rasante des rayons. Puis viennent, aux approches de l'êquinoxe d'automne, trois mois d'alternatives de jour et de nuit avec jour décroissant, préparant, aux environs du solstice d'hiver, trois mois de nuit complète. Après quoi, trois mois d'alternatives de nuit et de jour avec jour croissant accompagnent le passage à l'êquinoxe de printemps et ainsi la révolution annuelle se trouve accomplie. La différence des saisons est ici à son comble, car l'hiver se confond en quelque sorte avec la nuit, tandis que l'été est synonyni^^ de jour.

Tel est donc le phénomène des sahons. Sa cause réside entièrement dans l'inclinaison de l'axe terrestre. Si cette inclinaison n'existait pas, il y aurait bien, en raison de l'inégale obliquité des rayons, des zones diversement partagées sous le rappoi't de la lumière et de la chaleur. Mais outre que la différence serait très peu sensible entre Téquateur et le parallèle de 45°, elle serait la môme à toutes les époques de l'année. Si au contraire l'obliquité de l'écliptique venait à augmenter, l'influence des saisons risquerait d'être singulièrement exagérée. C'est ainsi que, dans le cas où l'axe des pôles viendrait à être couché dans le plan de l'écliptique, la nuit totale des solstices s'étendi*ait à un hémisphère tout entier.

Ajoutons qu'en vertu de cette loi astronomique, qui veut que le rayon vecteur joignant une planète au soleil décrive des aires égales dans des temps égaux, la durée relative des saisons dépend essentiellement de la position que la ligne des solstices occupe relativement au grand axe de l'écliptique. Si ces deux lignes coïncident, il est aisé de voir que le groupe formé par deux saisons consécutives» de part et d'autre d'un solstice, l'emporte sensiblement en valeur sur le gi'oupe formé par les deux autres. Si au contraire c'est la ligne des équinoxes qui coïncide avec le grand axe, les deiix groupes solsticiaux ont une égale durée. Ici donc le phénomène des saisons, causé par l'obliquité de l'écliptique, s'aggrave par le fait de rellipticité de l'orbite.

Précesfiioii des é^vlnoxes. — Or il arrive justement que la ligne des équinoxes, qui n'est autre chose que l'inlei^seclion du plan de Téquateur avec celui de l'écliptique, ne cesse de se déplacer dans l'espace.

Ce déplacement, connu sous le nom de précession, lient à ce que l'axe terrestre, au lieu de rester parallèle à lui-même, comme nous l'avons d'abord admis, décrit en réalité, en 26000 ans, autour de la normale à l'écliptique, un cône dont l'angle au sommet est de 25* 27' 21". De cette manière, la ligne des équinoxes se déplace, vers l'occident, de 50", 2 par an. L'êquinoxe est ainsi, chaque année, en avance d'une certaine quantité.

Mais en même temps que l'axe des pôles accomplit cette révolution lente autour

DONNÉES ASTRONOMIQUES. r>3

d'une perpendiculaire à Técliptique, il oscille autour de chacune des positions moyennes ainsi déterminées, comme s'il se mouvait, en réalité, sur un petit cône dont Taxe serait lui-même, à chaque instant, une des génératrices du grand cône déjà mentionné. Ce second mouvement, dit nuiationy fait osciller Tobliquité de l'édiptique de part et d'autre de sa valeur moyenne et influe sur le déplacemeni de l'équinoxe.

Outre ces deux perturbations (qui sont dues à l'attraction du soleil et de la lune sur le renflement équatorial), l'obliquité de l'édiptique subit, en vertu de l'actiou t"onibinée des diverses planètes, une diminution séculaire. Enfin le grand axe de lorbite n'est pas fixe et se déplace dans son plan en altérant la position du périhélie.

Pour toutes ces causes, l'avance annuelle de l'équinoxe s'élève à 62" et la période de la précession totale devient de 21 000 ans. C'est ainsi que le périhélie coïncidait avec l'équinoxe d'automne en l'an 4000 av. J.-C., tandis qu'en l'an 1250 de notre ère il coïncidait avec le solstice d'hiver.

On voit donc que la durée des saisons est périodiquement variable. Actuellement, le groupe du printemps et de l'été, c'est-à-dire la saison chaude offre, au profit de rhémisphère boréal, une durée supérieure de huit jours à celle du groupe formé par l'automne et l'hiver; l'inverse aura lieu exactement dans Il 500 ans.

Variation» de rcxcentriclté. — Mais ces éléments ne sont pas les seuls variables. L'excentricité de l'orbite terrestre l'est aussi et, tandis que, de nos jours, elle est égale à ^îr» <>" admet qu'elle peut s'élever jusqu'à ^j, comme aussi elle peut devenir nulle. Or une excentricité de ,-|;j introduirait, entre le rayon vecteur du périhélie et celui de l'aphélie, une différence telle que la chaleur versée sur le globe s'en ressentirait nécessairement. La terre, beaucoup plus échauffée lors du périhélie serait beaucoup plus refroidie au passage à l'aphélie et, de cette exagération des extrêmes, pourraient résulter d'importantes conséquences au point de vue des climats.

Ces conséquences deviendraient surtout significatives s'il arrivait que le maximum d'excentricité se produisit au moment où la ligne des solstices coïnciderait avec le grand axe de l'orbite. Dans ce cas, le minimum de chaleur se ferait sentir au moment où l'un des deux hémisphères serait au cœur de sa saison d'hiver et le climat de cet hémisphère en souffrirait probablement une notable altération.

VariaUani» naa périodiques des éléments astroBomlqiies. — Jusqu'ici nOUS ne nous sommes occupés que des variations constatées par les astronomes et qui, du moins dans les limites embrassées par leurs observations, offrent toutes un caractère de périodicité bien marqué. Mais il n'est nullement interdit de penser qu'à des époques très éloignées de celle où nous sommes, les divers élémenta aâh*onomiques du globe ont été fort différents de ce qu'ils sont aujourd'hui.

En premier lieu, il ne faudrait pas croire que l'axe des pôles fût nécessairement assujetti à garder, relativement à la surface terrestre, une position fixe.

K LArpAREST, TRAITÉ DC CÉOLOCIE. •'

En effet» en vertu des principes fondamentaux de la mécanique, la permanence d'un axe de rotation, pour un corps soumis aux conditions actuelles du mouvement de la terre, n*est acquise que si cet axe coïncide avec un axe principal d'inertie. A supposer que cette coïncidence ait été une première fois établie, si, par le jeu des forces intérieures, la terre, qui est loin d'être un solide invariable, vient à subir, dans la distribution de ses matériaux, des changements capables d'altérer la position de son axe d'inertie, il en résultera un déplacement correspondant de l'axe de rotation, avec toutes ses conséquences relativement aux climats. Or la Géologie nous enseignera que de nombreux et importants changements se sont, à bien des reprises, produits sur le globe. C'est pourquoi, sans affirmer qu'un déplacement de l'axe ait réellement eu lieu et sans indiquer dans quelle mesure il semblerait réalisable, on doit du moins reconnaître qu'un tel fait n'est nullement inadmissible.

Les forces intérieures ne sont d'ailleurs pas les seules qu'il y ait à considérer en pareil cas. En effet tout l'accroissement de force vive que les radiations solaires apportent aux éléments du globe terrestre finit par se dépenser en travail mécanique, travail de combinaison pour les minéraux, travail do croissance ou de destruction pour les organismes, travail de déplacement pour les uns et les autres. Or s'il n'en peut résulter aucun dérangement pour le centre de gravité du globe, du moins la répartition des matériaux terrestres peut changer de manière à amener, comme dans le cas précédent, un déplacement de l'axe principal d'inertie. Ainsi, en principe du moins, l'axe du globe n'a pas, en dehoi*s de ses variations périodiques, la fixité qu'on se croit quelquefois en droit de lui attribuer.

En second lieu, il convient d'observer que la stabilité de notre système solaire, telle qu'elle est admise par les astronomes, est uniquement relative à sa condition actuelle et n'a ceilainement pas dû exister de tout temps. En effet, les éléments de cette stabilité sont les masses actuelles des planètes, leurs distances relatives et les vitesses de leurs mouvements respectifs. Or si l'on ne repousse pas l'hypothèse de la nébuleuse primitive (et, pour notre part, nous croyons qu'il est bien difficile de refuser son adhésion à cette conception), il faut reconnaître qu'à un certain moment, la terre, déjà individualisée, avait en face d'elle un soleil à l'état nébuleux et duquel les planètes intérieures ne s'étaient pas encore détachées. Les conditions de son mouvement, celles des marées et bien d'autres devaient donc alors différer giundement de ce qu'elles sont de nos jours.

Mais c'est suilout dans la distribution de la lumière et de la chaleur qu'un pareil état de choses devait faire sentir son influence. La figure 2 a été construite en vue de faire apprécier la différence que présenterait cette distribution si, touœs choses égales d'ailleurs, et l'obliquité de l'écliptique demeurant la même, le soleil, au lieu de n'être plus qu'un point dans l'espace, avait un diamètre apparent de 47* (fig. 2).

FIGURE ET DMERSiOllS K U TERRE. S5

Dans ce cas, au lieu.d*éirc limité (wr un eylindre <aiig«iit tu çMm «viTMt m grand cercle d'illumination, |c fotsceau des ra^rts «olaires utiles !

Fig. 1 - EfTeU (le la Tariation de diaiaèf re apparent 4u Soleil : I, Soleil de 47*. ~ 11. SeleSI «ctaet. Ec, Écliplique. — PP', Aie terrestre. — EE', Equateur. — Cp, Cercles poiaires. — Tp, Tropiif«es« ir. Grand cercle dMllumination. — AB, A'fT, Parallèles de 43*. — Af , Petit cercle dllIamiBatsMi. fS, FS, Limites du faisceau des rayous s<4aif'es.

cône venant toucher la teiTC le long d'un petit cercle qui, au moraen! du soI^îct, passerait par l'un des pôles et par le parallèle de 45* sur riiêmîsphèrc opposé. Pour aucun point de la terre, il n'y aurait de nuits de vingt-quatre heures et \m incidences rasantes deviendraient Texception. Sans doute, un soleil nébulfmx donnerait une chaleur moins intense; mais, étant beaucoup plus grand et, par suite, bien plus rapproché du globe, il pourrait n'avoir [mis un moindre eWiel utile et ainsi la division des climats n'aurait plus aucune raison d^être.

Nous n'insisterons pas outre mesure sur ces considérations, dont la place est plutôt au milieu des hypothèses géogéniqucs; mais il nous a paru nécessaÎTr d'établir, dès le début, le caractère essentiellement variable des éléments astronomiques du globe. Si cette variabilité n'a que peu d'importance quand on «r borne aux péiiodes historiques, elle en acquiert une considérable lorsqu'on fait entrer en ligne de compte l'immense durée des temps géologiques. Prétendre que, depuis le début de son histoire, la terre a toujours eu, devant elle, les mêmes cieux qu'aujouitl'hui, serait méconnaître la loi générale de l'univers, o« les phénomènes de périodicité ne servent le plus souvent qu'à masquer unr marche lente, mais sî^re, vei*s un but incessamment poursuivi.

Aocleane» évaluations. — La croyance à la sphéricité de la terre est de date très ancienne, car elle a été professée, dès le sixiênie siéde nvoâwsk^.

ère, par Técole de Pylhagore. Cependant celte doctrine ne s'est répandue panai les philosophes qu'après avoir reçu l'adhésion de Platon et d'Anstote. Jusque-là, tous ont partagé l'erreur vulgaire, consistant à regarder la terre comme un disque aplati.

Aristote attribuait à là circonférence terrestre une longueur d'environ 400 000 stades, ce qui correspond à 74 millions de mètres. Plus tard Eratosthène et, après lui, Posidonius, approchèrent davantage de la vérité en admettant, le premier, 250 000 stades ou 46 250 000 mètres, le second, 240 000 stades ou 44400 000 mètres. Mais Posidonius modifia ultérieurement ses calculs, arrivant au chiffre de 180 000 stades (35 300 000 mètres), adopté aussi par Plolèmèe et considéré, jusqu'au seizième siècle, comme l'expression de la vérité; heureuse erreur, du reste, car c'est en se fondant sur cette évaluation fautive que Christophe Colomb s'enhardit à entreprendre la traversée d'un océan dont il ne soupçonnait pas la véritable étendue (1).

Principe des mesures modernes. — La sphéricité de la terre ayant été mise hors de toute contestation par le succès des voyages de circumnavigation, diverses recherches furent entreprises, au seizième siècle, pour mesurer exactement la circonférence du globe. Le principe de ces mesures est fort simple. Si la terre est une sphère parfaite, tous ses méridiens sont des cercles. Or la courbure d'un cercle étant la même en tous ses points, si l'on évalue, à l'aide d'une unité quelconque, la distance comprise, sur un même méridien, entre deux points dont la latitude diffère de un degié, il suffira, pour avoir la circonférence entière, exprimée en unités de même nature, de multiplier le chiffre obtenu par 560. Quant à la mesure de la dislance, elle peut s'effectuer directement ou à l'aide de procédés trigonométriques.

Entreprise sur divers points du globe, cette recherche ne donna pas, tout d'abord, les résultats concordants auxquels on devait s'attendre. En effet, tandis que Fernel obtenait le chiffre de 57 070 toises pour la longueur de l'arc d'un degré, Snell n'arrivait qu'à 55 021 toises et Riccioli, au contraire, en trouvait 62 650. Ainsi les différences s'élevaient à plus du dixième de la longueur à mesurer. L'A<;adémie des sciences de Paris, comprenant l'impoilance que présentait cette détermination, au double point de vue de la géographie et de la navigation, chargea le célèbre géomètre Picard de la reprendre en y apportant tous les soins nécessaires et, en 1670, ce savant trouva, pour la longueur de l'arc d'un degré, mesurée entre Amiens et Malvoisine, le chiffre de 57 060 toises. Par une singulière coïncidence, ce résultat était presque identique avec celui que Fernel avait obtenu plus de cent ans auparavant. VA pourtant Fernel avait commis une erreur dans l'appréciation des latitudes et de plus, pour évaluer la distance des stations extrêmes, il s'était borné à compter le nombre des toui-» de roue de sa voiture.

.(i; Dejifeur: Hevue deêQueêtioni tcientifiquei, Janvier 1877. Bruxelles.

AptotiAsement «erresire. — Jusqu alors il ii*était venu à Tesprit de personne que la terre ne fût pas une sphère parfaite. Newton est le premier que des consi- <lérations théoriques aient conduit à une notion différente. Dans son immortel livre des Principes, dont la pi*emière édition date de 1687, ce grand homme, assimilant la terre à une masse fluide homogène, dont toutes* les parties s*attirent «*n raison inverse du carré de la distance, et admettant, comme un postulatum^ que la figure d'équilibre d'une telle masse doit être celle d'un ellipsoïde de révolution, recherche quel peut être le rapport entre Taxe polaire et l'axe équatorial de cet ellipsoïde. 11 conçoit deux colonnes liquides partant du centre et aboutissant. Tune au pôle, l'autre à l'équateur. Tandis que, dans la première, la pesanteur fait seule sentir son action, dans la seconde, l'attraction terrestre est contrebalancée par la force centrifuge que développe le mouvement de rotation et qui, dans cette colonne, est directement opposée à la gravité. Or Newton déduit, de la mesure récente de Picard, que la force centrifuge à l'équateur est égale à j^ de la gravité (i). Partant de là, il calcule que l'aplatissement de l'ellipsoïde, supposé peu différent d'une sphère, est égal à | de y^, soit environ -^^ c'est-à-dire *jue l'axe polaire et l'axe équatorial sont entre eux coipme 229 est à 230.

Si la théorie seule avait conduit Newton à cette découverte, il faut reconnaître que la probabilité d'un aplatissement polaire lui était indiquée par les expé-? riences de Richer sur la longueur du pendule. En effet, en 1672, ce savant avait r4)nstaté, dans un voyage à Cayenne, qu'un pendule à secondes, apporté de Paris dans les régions équatoriales, devait être raccourci pour continuer à battre la >econde. Ce fait avait d'ailleurs été confirmé, en 1682, par des constatations analogues faites à Gorée et à la Guadeloupe. Aussi Newton s'appuya-t-il sur les résultats de ces expériences pour faire ressortir l'accord qui existait, en gros, ♦•nlre l'obseivation et les chiffres calculés par lui pour représenter le poids d'un même corps à diverses latitudes. .

Presque en même temps que Newton, Huygens arrivait, par une vois différente, à la même conclusion. Dans son Discoure de la cause de la pesanteur , publié «n 1690, Huygens, rappelant l'observation de Richer, n'hésite pas à voir, dans le raccourcissement du pendule, un effet de la rotation terrestre. Examinant alors la figure que doit prendre, sous l'empire d'une telle rotation, une masse fluide homogène, il établit que sa surface doit être, en chaque point, perpendiculaire à la direction du fil à plomb. De même que Newton, il recherche les conditions d'équilibre d'une colonne polaire et d'une colonne équatoriale ; mais, encore rebelle au principe de l'attraction de molécule à molécule, il suppose chaque point sollicité par une force constante, émanant du centre de la terre et se trouve ainsi conduit à un aplatissement de ^. Comme l'a rennrrpié Laplace (2), la

(1) Ce chiffre est celui de Ja 2* édition des Principe*, publiée en 1713. La première portait \t) Mécanique célesle, livre onzième.

MORPHOLOGIE TEMESTRE.

èîoii dUv^eiis refient â supposer que la densité ten*estre, nulle à la surâtt-, défient infimment grande an centre. Elle doit donc donner une des limites «eitfénies de l'aplatissement, tandis que la théorie de Newton, basée sur une deniilté coffêtante^ donne lantre limite; et en efletnous verrons que le nombre admis aujemni'bui est intenaédiaire entre ^ et ^Jr, quoique beaucoup plus \msm eu chiffre de Newton que de l'antn*.

En princîper Tinduclion de Newton et d'Huygens devait être facile à vérifier. En cfièl, »i la terre e^t renflée à Téquateur et aplatie aux pôles, ses méridiens 9«ift, non pli» des cercles^, mais des ellipses, dont le rayon de courbure est d*aubnt pliH grand qu'on se rapproche davantage d un pôle. Donc les normales aux «llqpsn méridîeimes, c'est-à-dire les verticales» menées par les extrémités d un arc de loi^oevr donnée, font entre elles un angle d'autant plus petit que l'arc ai plus foisin du pôle; ou inversement, la longueur d'un aix: ayant une amplitude aagniaire d'un degré doit aller sans cesse en diminuant du pôle à l'équateur. Ncfwton «fait du reste, dans la seconde édition de se^ Principes, calculé d'avance cette diminution en indiquant, pour les valeurs respectives d'un arc d'un degré à l'équateur, à la latitude de 4&' et au pôle, les chiffres de 56 909, 57 283 et 57 657 toises, destinés à devenir dans la 5^ édition (1730), 56 637, 57010 et &7U2.

Toutdois, une nouvelle mesure d'arc, d'une amplitude encore inusitée, ayant «lé exécutée, de 1680 à 1718, à travers toute la France, de Dunkei-que à CoUioure, sous la direction des Cassini, on trouva un résultat diamétralement opposé.. Dès I7lê, b. Cassini se croyait autorisé à conclure que la terre était un ellipsoïde m/lé auxpôies et que la valeur de ce renflement n'était pas inférieure À yï. Il est frai qu'en 1718, après l'achèvenient des calculs, ce chiffre se réduisait à k-ff (1). A partir de ce moment, les savants se partagèrent en deux camps, les cassiniem, parmi lesquels Mairan, tenant pour le renflement polaire et les new- UmiemSf qui n'avaient pas de peine à démontrer qu'aucune conception sur l'altmctimi, ni celle de Nevrlon, ni celle d'Huygens, ne pouvait se concilier avec un pareil résultat.

L'Académie des sciences de Paris, appréciant toute l'importance de la question, prit alors l'initiative d*une entreprise destinée à trancher définitivement la difficulté. Comprenant qu'il n'y avait aucune conséquence légitime à tirer d'une comparaison entre des mesures d'arcs exécutées dans le voisinage les unes des attires et, de plus, sous des latitudes moyennes, elle résolut d'organiser simultADiment deux expéditions ayant pour but la mesure d'un arc d'un degré, l'une près du pôle, l'autre prés de l'équateur. Dans ce but trois académiciens, Bouguer, L« Condamine et Godin partirent, en mai 1735, pour le Pérou, tandis qu'en avril 1756, Maupertuis, Clairaut, Camus et Le Monnier se dirigeaient vers la Laponie, od devaient les seconder l'abbé Outbier et Celsius. Deux exemplaires en fer de

(1) De la Grandeur et de la Figure de la terre, Paris, 1718.

la toise do Paris, fabriqués par le même artiste dans des conditions identiques, avaient été partagés entre les deux expéditions et devaient demeurer célèbres sous les noms de toise du Nord et de toise du Pérou. L'opération du nord fut terminée la première et, dès 1740, Maupertuis faisait connaître, pour la longueur de Tare don degré en Laponie, le chiffre de 57 457,9 toises, dont la comparaison avec les résultats obtenus en France suffisait pleinement pour donner gain de cause aux adversaires des Cassini. Cinq ans après, en 1745, La Condamine confirmai! cette victoire en annonçant, comme résultat de Texpédition du Pérou, le chiffre de 5f ,753 toises. Ainsi la différence entre les deux régions était de 684,9 toises. A la vérité, une discussion ultérieure de ces mesures a fait rèduire cette différence à 477S58. Quoi qu'il en soit, le fait de l'aplatissement polaire était désormais démontré d'une façon qui ne laissait prise à aucun doute.

Mais cet aplatissement est-il susceptible d'une évaluation définitive et suffît-il, pour y arriver, d'imprimer à deux mesures comme celles du Pérou et de la Laponie toute la précision désirable? 11 semble au premier abord c[ue la réponse» doive être affirmative, car dans l'hypothèse où le globe est un ellipsoïde de révolution, engendré par la rotation d'une ellipse méridienne autour de l'axe des pôles, il n'y a qu'une seule ellipse qui puisse admettre simultanément, aux latitudes correspondantes, deux arcs tels que celui du Pérou et de la Laponie. D'une part, les courbures relatives de ces deux arcs donnent la courbure de l'ellipse qui les contient tous deux, c'est-à-dire permettent de déterminer le rapport du grand axe au petit axe. D'autre part, la forme propre de l'ellipse étant ainsi déterminée, sa véritable grandeur se déduit de celle de l'un quelconque des arcs élémentaires qui ont servi à l'établir. De plus toutes les ellipses méridiennes étant supposées identic[ues, il est inutile que les deux arcs élémentaires appartiennent au même méridien et c'est ainsi que l'un d'eux peut être pris sur le méridien de la Scandinavie et l'autre sur celui des Andes. Si a et (

désignent les deux demi-axes de l'ellipse méridienne, le rapport exprimera

son aplatissement.

Yalearii dlvemea de l'aplatUsenieiit. Hjutémm iMétrl^ne. — Malheureusement l'expérience prouve que les chiffres obtenus diffèrent suivant les éléments que Ton compare. De nombreuses mesures d'arcs ont été effectuées depuis celles dont il vient d*èti*e question et il s'en faut de beaucoup qu'elles aient donné des résultats identiques. Ainsi le degré du Pérou, combiné avec la valeur moyenne du degré en France et en Espagne, donne un aplatissement de xôi^iTi' La même valeur moyenne, combinée avec le degré de la Laponie, donnerait t,f|iôT' ^^ deux ellipses méridiennes ainsi obtenues différeraient donc quant à leur forme et vissi, nécessairement, quant à leur dimension. Lorsque, en 1799, on voulut donner au nouveau système de mesures une base puisée dans la figure même du globe terrestre, il fallut faire un choix entre les valeurs, obtenues par divers procédés. Delambre et Héchain, en combinant les mesures déjà effectuées avec

iti MORPHOLOGIE TERRESTRE.

celles auxquelles il s'étaient livrés pour rétablissement de la grande méridienne de Dunkerque à Barcelone, furent conduits à adopter, pour Taplatissement, le nombre jfj . La combinaison de celte valeur avec la dimension des arcs élémentaires assignait à l'ellipse méridienne une longueur de 20 522 960 toises. On en prit la quarante-millionième partie et celte fraction, matériellement exprimée par rétalon en platine, dont les Archives Nationales reçurent le dépôt, devint le niètre.

Ainsi le mètre ne représente la dix-millionième partie du quart du méridien lerresti'e que si, d'un part, l'ellipse méridienne a la forme définie par un aplatissement de j^ et si, d'autre part, l'ensemble des mesures donne bien réellement à cette ellipse la longueur indicpiée. S'il en était autrement, le mètre des Arcliives, malgré les intentions qui ont présidé à son établissement, ne serait qu'une barre de platine égale à 0 ***•*", 515074 ou trois pieds, onze lignes, deuxcent-quatre-vingt-seize millièmes de ligne.

Or, postérieurement à l'institution du système métrique, l'astronome Bessel, en réunissant les chiffres fournis par les dix mesures d'arcs qui lui paraissaient mériter le plus de confiance, portait l'aplatissement à jfg- ^^^ns ce cas, le mùtreétalon demeurant ce qu'il était, le quart de l'ellipse méridienne en contenait, non plus 10 000 000, mais 10 000 856. Depuis plusieurs années, le Bureau des Longitudes a admis un aplatissement de ^ et tout récemment, en faisant entrer en ligne de compte un ensemble considérable de mesures, dont quelques-unes portaient sur des arcs d'une amplitude énorme, M. Al. Clarke s'est arrêté à tTr5±TT(*) ' en admettant cette valeur, le quart du méridien aurait 10001 965 mètres, avec une erreur, en plus ou en moins, de 84 mètres.

A l'aide de ces données on établit les nombres suivants :

Rayon équatorial 6.578.284a polaire 0.556.607

Différence 21.077

On voit que plus les mesures d'arcs se sont multipliées, embrassant toutes les latitudes et en même temps toutes les contrées de l'hémisphère boréal, plus l'accord s'est établi autour du chiffre de ■^, On peut donc le considérer comme représentant bien la valeur moyenne de l'aplatissement et il est dès lors suffisamment démontré que, pris dans son ensemble, le globe terrestre a la figure d'un ellipsoïde de révolution. Mais si Ton réfléchit que certaines mesures, considérées isolément, auraient donné le chiffre de -^ et que, en raison de la précision actuelle des instruments et des méthodes, de tels écarts ne peuvent pas être mis au compte des erreurs d'observation, il paraîtra légitime d'en conclure, comme l'a fait depuis longtemps Laplace, qu'il n'exisle pas, à proprement parler, d'ellipse méridienne et que chacune des lignes qui, à la surface de la terre, réunissent les points de même longitude, possède sa courbure et sa forme propres. Toutefois,

(i) Faye: Astronomie nautique, 45; Comptée rendu», XC, 1185,

FIGURE ET DIMENSIONS DE Lk TERRE. 41

aTîuit de développer cette conséquence, disons quelques mots d*un autre mode de détermination qui a été employé avec succès.

•étermliiailoii de la fleure terrestre A l*alde des oseiilafions du penteic. — La durée des oscillations d*un pendule de longueur déterminée dépend à la fois de l'intensité de Tattraction terrestre et de celle de la force centrifuge, dont la composante verticale vient affaiblir Taction de la gravité.

L'intensité de Fattraction, sur un globe présentant une distribution régulière des matières dans son intérieur, ne peut varier, d'un point à un autre de la surface, que si ces divers points ne sont pas à la même distance du centre d'attraction. Quant à la force centrifuge développée par le mouvement de rotation, elle \^rie en raison du cercle que décrit chaque point considéré dans sa rotation diurne et le rayon de ce cercle dépend à la fois de la latitude du point et de sa distance au centre du sphéroïde.

Il suit de là que, pour connaître exactement, en chaque lieu, la valeur réelle do la force centrifuge, il faudrait avoir déjà déterminé la distance de ce lieu au contre. Toutefois, l'intensité de cette force est une si petite fraction de celle de la pesanteur qu'on ne commet pas d'erreur appréciable en la calculant, pour f'haque point, comme si la terre était exactement sphérique. C'est ainsi qu'on ptîut établir qu'à l'équateur, la pesanteur est représentée par 9"», 7801 tandis que la force centrifuge, qui atteint là son maximum, et dont la direction se confond avec celle de sa composante verticale, a pour valeur 0"*,0338 ; ce qui veut dire que, sous l'action de la pesanteur seule, un corps placé à l'équateur aurait acquis après la première seconde de sa chute, une vitesse de 9"*,7801 ; tandis que, si la force centrifuge agissait seule, le même corps atteindrait dans le même temps une vitesse de 0^,0538 suivant le prolongement du rayon terrestre. Le rapport de ces deux chiffres est d'ailleurs celui de 1 à 289, déjà établi par Newton et Huygens.

Or, si l'on fait le calcul de la composante verticale de la force centrifuge pour divers points du globe et que l'on compare entre elles les durées des oscillations d'un même pendule transporté aux points en question, on constate sans peine <fue la diminution de la pesanteur est sensiblement plus forte, du pôle à l'équateur. que celle qui devrait résulter de la seule action de la force centrifuge. On peut alors en déduire la part qui revient aux variations propres à la pesanteur et conclure de là les valeurs correspondantes du rayon terrestre, d'où résulte l'aplatissement.

Hais pour cela il est nécessaire de posséder une formule exprimant la relation qui existe entre les intensités de la pesanteur sur deux points donnés du globe et les distances comparées de ces points au centre de la terre. L'établissement de cette formule est l'œuvre du savant géomètre Clairaut, qui l'a fait connaître en 1743 (I). Clairaut a recherché ce que devait être l'attraction sur un globe constitué

(1) Tk/one de là Figure de la terre; voir T;> ihunter, BUtory of ihe théories of attraction j elc.. Loiidon, 1875. 1, 189.

t2 MORPHOLOGIE TERRESTRE.

[)ar des couches elliptiques successives, dont la densité croîtrait suivant une loi arbitraire de la surface au centre. Il a d'abord démontré le postidatum de Newton, en établissant par le calcul que Tellipsoïde de révolution est réellement une figure d'équilibre pour un fluide animé d'un mouvement de rotation. Ensuite il a fait voir que la diminution de la gravité du pôle à l'équateur devait varier comme le c^arré du cosinus de la latitude. Enfin Clairaut a posé des équations propres à conduire directement à la connaissance de l'aplatissement. Si l'on applique ces formules aux observations du pendule exécutées sous toutes les latitudes, on trouve en général des nombres assez concordants. Ainsi Freycinet a obtenu -^1^^ Sabine jgÎT^- et Poster ^^^^ . Plus récemment, en discutant les résultats de plusieurs séries d'observations, M. Guiot est arrivé au chiffre de ^Jj, tandis que M. Paucker admettait Tdrïï' Enfin V Annuaire du bureau des longitudes pour I88i donne ârrrmTï-

Ainsi l'accord est beaucoup plus grand que pour les mesures d'aics, ce qui n'est pas surprenant, les termes qui contiennent la valeur du l'ayon, dans la formule de Clairaut, étant moindres cpie dans celles qui servent à interpréter les résultats géodésicjues. Néanmoins il se produit encore parfois des éc^irts ti*ès appréciables. Ainsi Biot a remarqué que, si l'on tient compte seulement des observations faites entre l'équateur et 4.V de latitude boréale, on obtient un aplatissement de rrT-Ti' tandis que les données recueillies entre cetle latitude et le pôle conduiraient à yôt^^- En outre, des perturbations spéciales s'observent parfois le long d'un même parallèle. Par exemple, la longueur du pendule à secondes étant, à Bordeaux, de 0'»,9954655 elle atteint à Padoue 0'»,993576209 et ces deux chiffres sont aussi éloignés l'un que l'autre de la moyenne propre au 45* parallèle, qui est 0»,993520551 .

En faisant, pour le moment du moins, abstraction de ces inégularités, on voit que la valeur moyenne de l'aplatissement, conclue de l'obseiTation du pendule, est extrêmement rapprochée de celle à laquelle on a été conduit par les dernières opérations géodésiques. La forme générale de l'ellipsoïde terrestre peut donc être considérée comme bien connue. Convient-il maintenant de pousser plus loin l'approximation et faut-il demander à de nouvelles mesures la confirmation ou la correction des chiffres déjà obtenus? Pour résoudre cette question, il importe d'analyser avec quelque rigueur les termes du problème que soulève la détermination de la figure du globe. Mais auparavant, il ne sera pas hors de propos d'insister, plus que nous ne l'avons fait encore, sur la véritable signification de cette figure.

Slfalfleatioii de l'aplatissement) ses eonséquenees relatlirement A l'état priadtir du yiobe. — L'idée que le globe terrestre doit avoir une figure régulière et susceptible d'une définition précise s'offre tout naturellement à l'esprit en raison de ce que nous apprend l'examen du soleil et des planètes. A la distance où nous sonunes de ces astres, les inégalités de leur surface cessent d'être perceptibles et rien n'altère en eux la régularité d'un contour sphéroïdal, dont nos instru-

menfs de mesure permeltent d'évaluer les élémenls. Il est donc tout simple d'imaginer que, vue de l'un quelconque d'entre eux, la terre se comporterait de même et de là dérive la légitimité des efforts tentés en vue de déterminer la figure d'ensemble du sphéroïde terrestre.

Pour que cette induction ne fût pas justifiée, il faudrait que les inégalités de la surface du globe eussent une valeur relative considérable. Or il n'en est rien et on sait aujourd'hui que les plus hautes cimes ne dépassent le niveau des mers que d'une fraction inférieure à la sept-centième partie du rayon moyen. De telles sommités sont d'ailleurs tout à fait exceptionnelles et l'ensemble de la surface des continents offre une altitude, assez uniformément répartie, qui n'atteint pas un dix-^nUlième du rayon.

S'il eu était autrement, le principe mérae des mesures géodésiques en rendrait le résultat tout à fait illusoire. En effet, lorsqu'on procède à la détermination de la longueur d'un arc, la ligne à laquelle s'applique cette évaluation n'est pas l'intersection du plan méridien avec la surface, plus ou moins capricieuse, d'ini sol hérissé d'inégalités de détail. C'est la projection de cette ligne sur le niveau moyen de Vocéan, supposé partout prolongé à l'intérieur des continents. Mais ce niveau moyen n'est autre chose que la surface d'équilibre d'une masse fluide et en considérant que l'océan couvre les trois quarts du globe, avec une profondeur moyenne qui dépasse sept fois l'altitude générale de la terre ferme, on reconnaîtra qu*uiie telle masse, tournant autour de l'axe des pôles, doit prendre la figure d'équilibre qui convient à un grand ensemble fluide et homogène. Cette figure est celle d'un ellipsoïde de révolution aplati aux pôles et dès lors l'aplatissement, rapporté à la surface des mers, ne proirre rien par lui-même en ce qui concerne la figure de l'écorce solide du globe.

Hais il acquiert une tout autre signification quand on fait entrer en ligne de compte la concordance presque absolue que nous avons signalée entre la surface des mers et celle des continents. Si ces deux surfaces différaient notablement, non seulement le relief du sol émergé serait parfois considérable, mais, la masse liquide devant tendre à se concentrer vers l'équateur, c'est là que les inégalités de la surface auraient leur moindre valeur, tandis qu'elles atteindraient leur maTJmiim aux pôles. Or il n'en est rien et tandis que le pôle nord est occupé par une mer, c'est précisément dans la région équatoriale que s'observent quelquesunes des plus hautes montagnes du globe, telles que celles des Andes. On peut donc dire que l'aplatissement constaté appartient au globe tout entier et non plus seulement à la surface océanique. Dès lors la partie solide de notre planète doit être regardée conune en possession de la figure d'équilibre qui conviendrait à une masse liquide, conséquence de la plus haute importance par l'argument qu'elle fournit en faveur de la fluidité primitive du globe.

En vain alléguerait-on que si, dans l'origine, il y avait eu un désaccord sensible entre la forme de l'écorce et celle de l'océan, le jeu naturel des vagues et des agents atmosphériques eût constamment tendu à atténuer ce désaccord, en

4i MORPHOLOGIE TERRESTRE.

désagrégeant les éléments solides pour les conli^aindre peu à peu à participer au mouvement centrifuge de la masse océanique. En supposant que la partie solide du globe fût d'abord dissymétrique et plus renflée, par exemple, à un pôle qu'à l'autre, la conséquence mécanique eût été le transport en masse de l'océan vers le second pôle et le premier se serait ainsi trouvé soustrait, pour la plus grande part, à l'action des vagues. Un allongement dans le sens des deux pôles à la fois eût écarté la mer de l'un et de l'autre, en la concentrant autour de la zone équatoriale. Or les pôles étant celles des régions terrestres où l'œuvre des érosions atmosphériques atteint son minimum d'intensité, toute dissymétrie de ce genre aurait eu de grandes chances de se maintenir indéfiniment à travers les âges. Pour que la mer ait été en mesure de façonner partout les continents, il faut que, dès le début, elle se soit étendue à peu près uniformément sur toute la surface de la planète, ce qui suppose qu'elle a toujours eu le môme centre de gravité que le globe solide. Invoquer son intenention pour régulariser à la longue un état de choses absolument différent serait donc faire une pétition de principe.

Laplace a calculé (i) ce que devait être la figure du globe dans l'hypothèse de sa fluidité primitive. Après avoir établi que, pour un corps homogène, animé d'une rotation uniforme déterminée, il n'y a que deux figures elliptiques qui satisfassent à l'équilibre et que la moins aplatie des deux a un aplatissement de ^, il a recherché la forme que devait prendre un corps tout entier fluide et de môme densité que le globe, en supposant qu'il n'y eût point d'attractions étrangères. Cette forme ne peut être qu'un ellipsoïde très voisin d'une sphère, où les densités vont en croissant du centre à la surface, et dont l'aplatissement est compris entre | et | du rapport de la force centrifuge à la pesanteur sous l'équateur, c'està-dire enti'e ^-^^ et jfj. La seconde limite répond au cas où toute la masse serait concentrée au centre, tandis que la première s'applique à une homogénéité complète. Ce que nous savons de la densité moyenne du globe fait prévoir que le chiffre réel doit être plus voisin de ^-J, que de l'autre valeur.

Par conséquent, le calcul est d'accord avec l'observation pour reconnaître au globe une figure très peu différente de celle que la rotation diurne eût imprimée à une masse de même densité moyenne, dont les particules auraient été douées d'une mobilité suffisante. A l'appui de cette conclusion, on peut encore faire observer que les planètes Jupiter et Saturne, dont la densité est beaucoup moindre que celle de la terre ont, à la fois, un mouvement de rotation plus rapide et un aplatissement bien plus marqué. Le rapprochement de ces deux ordres de faits autorise donc à établir entre eux une relation de cause à effet, relation qui n'est admissible que dans l'hypotlièse d'un état, antérieur ou actuel, de fluidité.

En résumé, la recherche de l'aplatissement moyen du globe terrestre, soit par des mesures géodésiques, soit par l'observation du pendule, offre un intérêt qu on

(1) Mécanique céUêle^ livre HI.

FIGURE ET DIMENSIOiNS DE LA TERRE. i:.

ne saurait méconnaître. Toutefois nous croyons que, dans la poursuite de cette raleurmoyenne, il serait illusoire de vouloir dépasser Tapproximation déjà obtenue et que, si de nouvelles mesures d*arcs doivent être entreprises, il conviendrait de leur assigner un tout autre but que Faddition d'un chiffre décimal au dénominateur de la fraction qui exprime Taplatissement. Cette assertion sera facile à justifier si nous jetons un coup d*œil sur les conditions dans lesquelles de semblables mesures sont effectuées.

iBceriitsile dei» éléatento ^ni servent de bases aux mesures. — Toute mesure d'arc comporte la connaissance exacte des latitudes aux deux extrémités : car c est par la comparaison de la longueur absolue de Tare avec le nombre de degrés exprimant la différence des latitudes que s'apprécie la courbure de celte portion de l'ellipse. D'auti*e part, la détermination des latitudes consiste dans la mesure de l'angle que fait, en chaque lieu, la verticale avec une parallèle à Taxe des pôles.

De plus, toutes les mesures de longueur devant être réduites à l'horizon, celte réduction exige qu'on soit absolument fixé sur la direction de la surface d'horizon qui, en chaque point, est perpendiculaire à la verticale. On peut donc dire que la direction de la verticale est l'élément fixe sur lequel toute mesure géodésique est fondée.

Or cette direction résulte de l'équilibre qui s'établit entre la pesanteur et la composante horizontale de la force centrifuge. Un fil à plomb librement suspendu ne prend donc pas exactement la position que la gravité seule devrait lui imposer; il en est dévié en vertu de la force centrifuge, qui varie elle-même avec la distance du point considéré à Taxe de rotation, c'est-à-dire avec un élément dépendant de la ligure qu'il s'agit de mesurer. Mais en admettant que l'incertitude qui pèse sur la longueur du rayon n'entraîne pour ce terme qu'une erreur négligeable, il n'en est pas de même de la pesanteur, dont la direction est presque toujours impossible à déterminer en toute rigueur.

En effet, d'une part, sur un globe de forme ellipsoïdale, la pesanteur n'est pas dirigée vers le centre et, d'autre part, la direction qu'elle prendrait, si le globe était formé de couches elliptiques homogènes, n'est pas celle qu'on observe, partout où l'on se trouve dans le voisinage d'un massif de haut relief ou composé de roches particulièrement lourdes. On sait depuis longtemps qu'un tel massif agit, pour son compte, sur les corps pesants librement suspendus, concurremment avec l'attraction totale du globe, de telle sorte qu'il en résulte, dans la direction de la verticale, une déviation Ciipable de s'élever à plusieurs secondes. La verticale est attirée vers le massif; naturellement elle entraîne avec elle la surface d'horizon, en sorte que, partout où il existe une chaîne de montagnes, par exemple, la surface des mers prolongée peut présenter une ondulation qui la relève vers la chaîne en l'écartant de sa figure moyenne d'équilibre.

Si celte influence peut être prévue et même, jusqu'à un certain point, évaluée quand on se trouve en présence d'une montagne isolée, dont le relief et la com-

position interne seraient connus, il n en est pas ainsi là où une plaine unie, si c« n'est l'océan lui-niôme, masque aux regards un sous-sol capable de cacher, dans ses profondeurs, une distribution très inégale des niasses attirantes. Alors rien n'avertit de la déviation que peut subir la verticale sous l'influence d'un massif de roches très denses, situé dans la profondeur et, pour la soupçonner, il faut avoir été mis en garde par l'observation du pendule, dont les oscillations se ressentent aussi d'une telle distribution. Si les deux causes viennent à se combiner, il en résulte des phénomènes comme celui qui a été constaté au voisinage de la chaîne des Alpes, où la déviation est beaucoup plus forte près du versant oriental ([ue prés du versant occidental. 11 est donc permis de dire qu'en aucun point du globe la direction de la verticale et, par suites celle de Thorizon, ne peuvent être précisées au delà d'un certain degré d'approximation. Dés lors, les mesures relatives à la figure de la terre sont entachées, en principe, d'une erreur inévitable et, la plupart du temps, impossible à prévoir.

Cette conclusion est d'autant plus légitime que, selon M. Paye (1), la distribution de la pesanteur à la surface du globe est très souvent inverse de ce que la configuration extérieure du sol pourrait faire présumer. Déjà Bouguer et La (^.ondamine avaient constaté, au Pérou, que le voisinage d'une haute montagne était loin de produire la déviation qu'on en pouvait attendre. De même, d'après les mesures anglaises, l'Himalaya, dont la masse, calculée en raison de son V4V lume, devrait suffire pour élever, dans son voisinage, la surface de l'océan de 200 mètres, paraît sans action sensible sur la verticale. Au contraire, presque' toutes les observations faites à l'aide du pendule ont indiqué un excès de pesanteur au-dessus des mers, c'est-à-dire loin de toute saillie à l'influence de laquelle on puisse attribuer un tel phénomène.

Ce n'est pas tout, d'ailleurs. L'écoixe du globe est loin d'être absolument fixe. En dehors des st»cousses violentes auxquelles l'exposent les phénomènes volcaniques, elle subit, en de nombreuses régions, des oscillations lentes qui changent peu à peu, et d'une manière très appréciable, le niveau relatif des tenues et des mers. De là une nouvelle cause d'incertitude qui s'ajoute à la précédente. De plus, il est possible que la distribution des matières à l'intérieur du sphéroïde terrestre, dans la partie demeurée en fusion, soit sujette à des variations capables d'influer sur la direction et l'intensité de la pesanteur. C'est peut-être à cet ensemble de causes qu'il convient d'attribuer les oscillations que subit la v^îilir cale en un même lieu du globe, ainsi que l'a constaté M. Antoine d'Abbadie (2). A l'aide de recherches délicates, poursuivies pendant plusieurs années, ce savant s'est assuré qu'en un lieu donné la position de la verticale peut quelquefois varier de 2",4 en six heures. Le même fait a été observé à l'île Campbell par M. Bouquet de la Grye. Enfin des observations astronomiques trés précises dut établi qu'en un même lieu, la détermination de la latitude ne donnait pas toujoui's des

(1) Comptes rendus, XC, 1885.

(2) Association française, 1873, 150. — Annales de la Société scientifique de Bruxelles, iS81 , 57.

résultais identiques, comme si la position de l'axe des pôles était sujette à de légères vicissitudes. Pour toutes ces raisons, il ne nous semble pas excessif de supposer que, au moins dans certains cas, les erreurs imputables à la seule imperfection des mesures, dans la détermination de la figure du globe, deviennent du même ordre que Tincertitude qui pèse sur la constance de Télément à mesurer. Aussi est-ce bien le lieu de répéter ici la plainte qu'arrachait à Dosco- ^ich, en 1755, l'impossibilité d'obtenir des résultats concordants avec les diverses mesures d'arcs : « Quocumque te vertas, nihil certum, sibi constans, et regulare occurrit (1). »

Il résulte de ces considérations qu'il y aurait vraiment peu d'utilité à poursuivre des mesures géodésiques si l'on n'avait en vue qu'une connaissance plus exacte de la figure moyenne du sphéroïde terrestre. Mais la question change de face si, au lieu de chercher un résultat d'ensemble, on s'applique à préciser les différences de courbure que peuvent offrir les diverses ellipses méridiennes ou, mieux encore, les grandes lignes orographiques du globe.

SigalOeatloii ||;éolo||;k|ne des écarts observés. — En effet la fonue actuell(^ de la terre est le résultat des changements apportés, par le double jeu de la dynamique interne et de la dynamique externe, dans la figure d'équilibre que notre sphi'^roide avait revêtue lorsque la croûte solide a commencé à s'y formel-. Cette croule, unie et régulière au début, n'a pas tardé à voir se dessiner, à sii surface, des lignes de moindre résistance, suivant lesquelles elle s'est plissée ou fracturée et ainsi sont nées, d'un côté des zones d'affaissement, de l'autre des zones de scuilèvement, au moins relatif, dont la direction, généralement indépendante de celle des méridiens, n'a pu manquer de modifier sensiblement la courbure de rellipsoïde primitif. Pour apprécier cette influence, il suffit de se souvenir qu'entre les plus hautes cimes du globe et les plus grandes profondeurs des mers, la différence d'altitude atteint 17 kilomètres, quantité tout à fait comparable à la différence du rayon polaire et du rayon équatorial, qui est de moins de 22 kilomètres. Ces mouvements ont d'ailleurs eu leur contre-coup dans la distribution des matières à l'inléricur et, de cette façon, non seulement la surface de rellipsoïde, mais la constitution de ses couches exl(»rnes, ont été profondéîoenf altérées.

Tel est le secret des irrégularités apparentes qui se sont si souvent produites dans les mesures géodésiques et les observations du pendule. Loin qu'il faille les écarter comme des anomalies ou les noyer au milieu d'un grand nombre de résidlats moins extrêmes, il faut, au contraire, les dégager de tout ce qui n'es! pas concordant avec elles, afin d'en déduire, si c'est possible, la loi qui a présidé aux altérations successives de la figure terrestre.

N'est-ce pas un résultat d'une importance géologique considérable, que cette constatation des irrégularités qui alTectent toutes les mesures prises, dans l'Eu-

(I) De Figura teliurit in Todhunter, Uislory of the théories of attraction^ I, 318.

i,S MORPUOIiOGIE TERRESTRE.

rope occidentale, au voisinage du 45* parallèle? On a remarqué depuis longtemps (|ue, le long du grand arc de méridienne allant de Greenwich à Formentei-a, les décroissements des arcs élémentaires n'obéissent à aucune loi, bien que le caractère moyen de leur latitude soit éminemment propre à mettre en évidence une progression régulière. De plus, ils offrent une anomalie énorme vei-s le 46* degré de latitude. Il en est de même de la mesure des arcs de parallèle entre Boixleaux et Fiume el, sur cette ligne, Tobsenation du pendule révèle aussi de^s écartas considérables. Aussi Biot a-t-il pu dire depuis longtemps (i). « Il existe sur le 45« parallèle une cause physique très étendue, qui y rend rinttmsité de la pesanteur comparativement plus forte à l'orient des Alpes qu*à Foccident. i

Nous avons dit aussi que les observations du pendule, faites, dans Fhémisplièr*» boréal, entre 45<» et le pôle, donnaient un résultat différent de celles qui s'étendent entre 45*» et Féquateur; ce qui prouve que la distribution des masses attirantes n'est pas uniforme dans cet hémisphère.

Ces faits et bien d'autres analogues, qu'il serait possible de citer, montrent que les mesures géodésiques ou l'étude des oscillations pendulaires peuvent appoiler à la géologie un précieux secours en l'aidant à connaître, non plus seulement la figure générale, mais les déformations du sphéroïde terrestre. Seulement, pour que de telles mesures portent tous leurs fruits, il est préférable qu'elles soient dirigées, non suivant des arcs de méridiens ou de parallèles, mais suivant h»s grandes lignes de dislocation du globe. De phis, les conclusions de ces études s'appliquent, par la force des choses, non seulement à la figure de la surfaces mais encore à la constitution intime de l'écorce. A ce titre, leur signification dépasse la portée du sujet que nous traitons en ce moment. Contentons-nous donc de l'avoir indiquée et d'avoir ainsi trouvé l'occasion de.montier à quel point la géologie peut être intéressée à des questions qui, de prime abord, paraissent être tout à fait en dehors de son domaine.

DEHSITÉ DU GLOBE

La densité moyenne du globe est le rapport de sa masse à son volume. Ce dernier élément étant connu, on peut déterminer l'autre en comparant l'action attractive de la terre à celle d'un corps de masse définie. Il existe pour cela trois métliodes.

9Ie«iiire de la densité dn s^obe par la déviation de la vertleale. — La

l)remière consiste à mesurer la déviation que subit le fil à plomb dans le voisinage d'une montagne bien isolée, dont la forme et la composition interne puissent èti*e exactement appréciées. La déviation fait connaître l'action propre de la montagne, action dépendante à la fois de la nature et de la position des éléments qui con-

(1) Âtlronomie physique^ If, 485,