INÉGALITÉ DES JOURS ET DES NUITS

-*— A Téquateur , le cercle que nous décrivons en un jour autour de la terre, a constamment une de ses moitiés éclairée et l'autre moitié dans j'ombre. A Véquateur les jours sont en tout temps égaux aux nuits. L'équateur est appelé pour cela ligne équinoxiaje.

Pour les autres parties de la terre, le cercle décrit dans un jour a , pendant l'été ^ plus de sa moitié éclairée, et pendant l'hiver , plus de sa moitié dans l'ombre. Pendant fêté , les jours sont plus grands que les nuits , et pendant V hiver , les nuits plus grandes que les jours. Aux époques où commencent le printemps et l'automne, le cercle diurne est, pour tous les pays . moitié dans l'ombre et moitié dans la lumière ; les jours alors .sont égaux aux nuits par toute la terre.

SOLSTICES ET ÉQUINOXES, — Les épo-

qiies des plas grands jours et des plus longues rjuifs s'appellent ^o/^r/ce^, parce que le soleil après avoir paru s'élever au-dessus ou s'abaisser pour nous au-dessous de l'horizon, semble s'arrêter (50/ stat) pour exécuter le mouvement contraire. Les solstices arrivent au 2 i juin et au ai décembre. Les époques où les jours sont égaux aux nuits sont appelés équinoxes. Ils arrivent ordinairement le 2 1 mars et le 21 septembre, il y a donc deux solstices et deux équinoxes : le solstice d'hl^^ei' , le solstice £été , Véquinoxe çie printemps et Véquino.re d'automne.

IVIais à mesure que Ton marche vers les pôles, la partie du cercle diurne est de plus en plus grande , et l'on arrive à un point où le cercle tout entier peut se trouver éclairé à la fois ; ou rappelle cercle polaire^ et pour les habitans de celte partie du globe , le soleil , à une certaine époque de l'année , demeure 24 heures sur l'horizon sans se coucher, et cela a lieu lorsque le soleil décrit le cercle du tropique qui est dans le môme hémisphère (pour nous tropique an cancer). Mais à mesure qu'on se rapproche du pôle, la présence du soleil est plus long-temps prolongée : à 67 degrés le jour dure un de n.os mois ; à 69, deux mois; à 74, trois mois; à 84? cinq mois; à 90, six mois. Observons de plus que lài réfraction des rayons solaires nous faisant apercevoir le soleil lorsqu'il n'est pas encore ou qu'il n'est plus réellement sur rhorizon, et lorsque déjà il est 18 degrés au - dessous, il en résulte une <2Wrore et un crépuscule qui peuvent prolonger la (Jurée du jour de trois mois environ. Ainsi à mesure que Von s'éle^e vers les pôles, les jours

iFété sont de plus en plus longs^ les nuits d'hiver à leur tour de plus en plus longues^ et au pôle même les jours sont de six mois et les nuits de six mois.

CLIMATS. — Le plus ou moins d'obliquité dans les rayons du soleil détermine donc le degré de chaleur que nous éprouvons dans les différens climats de la terre. Les lieux où ces rayons arrivent tout-à-fait d' à-plomb sont compris entre deux cercles appelés tropiques, situés de part et d'autre de Véquateur, ( Tropique Tient d'un mot grec qui signifie tourner. Ces deux cercles limitent l'un au nord , l'autre au midi la bande dans laquelle le soleil nous semble décrire ses vSgS cercles annuels autour de la terre ). On nomme cette partie du globe ZONE TORRIDE (ou brûlée). Les lieux situés entre les tropiques et les cercles polaires composent les deux ZONES TEMPÉRÉES.hes ZONES GLACIALES conîienlient les lieux situés vers les pôles, au-delà des cercles polaires.

Comme les limites des zones et des climats se trouvent déterminées par l'inclinaison de Taxe de la terre sur le plan de Técliptique, il est es -^ sentiel de découvrir cette inclinaison. On y parviendra facilement en observant dans un même lieu la plus grande et la plus petite des hauteurs du soleil, lorsqu'il passe du méridien au solstice d'été et à celui d'hiver. Car puisque, dans l'un et l'autre cas, le soleil s'écarte égalemant de Téquateur de côté et d'autre , ce cercle doit couper le méridien à une hauteur moyenne, entre les

deux hauteurs extrêmes du soleil ; et la différence de celles-ci sera double de la quantité angulaire dont le soleil s'élève et s'abaisse par rapport à Féquateur; on déterminera donc à la fois cette quantité, et la position de l'équateur sur l'iio rizon, d'où Ton conclura ia latitude du lieu des observations.

A Paris , par exemple, le soleil s'élève au solstice d'été à 64° 38' au-dessus de l'horizon, et à 17** 4^' ^^ solstice d'hiver. La somme de ces hauteurs est 82° 20' dont la moitié est 4i°» 10' : c'est hauteur de Féquateur sur l'horizon de Paris; et la prenant le complément d'un angle droit ou de 90°, on trouvera que la distance de Féquateur au zénith , ou la latitude de Paris, est de 48° 5o'.

En retranchant Fune de ceshauteurs du soleil de Fautre, on trouve une différence de 46° 56', dont la moitié, ou 2.3'' 28', est égaie an nombre des degrés dont le soleil s'écarte dé^'équateur vers Fun et Fautre pôles. Tel est Fangle que font entre eux les plans de Féquateur et de Fécliptique.

V obliquité de l' écliptique n'est pas invariable ; les observations et le calcul des forces qui produisent les mouvemens des planètes ont prouvé que l'inclinaison de Féquateur terrestre, par rapport à Fécliptique, éprouve une diminution d'environ Sa minutes par siècle, jusqu'à|ce qu'elle parvienne à un terme qui n'est pas encore bien déterminé, passé lequel elle recommencera à croître.

La ville de Syène, en Egypte , pétait autrefois sous le tropique. Les travaux d'Eratosîhène, de Strabon et de Ptolémée , qui ont déterminé Fobliquité de Fécliptique d'après la position de

cette ville, ont rendu célèbre un puits au fond duquel l'image du soleil allait se peindre à midi, le jour du solstice â^été; mais ce fait est devenu une cause d'erreur parce qu'on ignorait le changement d'obliquité, et qu'on a continué de supposer Syène sous le tropique. Maintenant cette ville en est assez éloignée , et le bord même du soleil n'éclaire plus le fond du puits; ce qui est loin de démentir l'assertion historique relative à Texistence de ce puits et à son usage. L'ombre d'an gnomon n'est aujourd'hui que le 4oo^ de la hauteur, au midi solsticial, et par conséquent peu sensible ; mais le fond du puits est entièrement dans l'ombre. Depuis 3ooo ans l'obliquité a diminué de 'j6' 3"; Syène est m.aintenant éloignée du tropique de 87' 23" et ne l'était alors que de II' so", quantité moindre que le demi-dia~ mètre du soleil ;ainsi le bord de cet astre seréfléchissait au fond du puits lejour du solstice d'été ; les corps cessaient de porter ombre , et pour les jours voisins du solstice l'ombre était encore nulle ou peu sensible.

Les deux mouvemens combinés de la terre produisent dans la fixation du temps une différence qui influe sur les méthodes d'après lesquelles on détermine les positions géographiques. On distingue plusieurs espèces de jours et d'années.

Vannée tropique , ou solaire , est le temps qu'emploie la terre à parcourir l'écliptique, en partant d'un des points des équinoxes pour revenir au même point; elle comprend 365 jours moyens, 5 heures 48 minutes, v5o secondes. On la noînme année tropique, parce qu'il faut que tout cet

intervalle de temps s'écoule pour que chaque saison revienne dans le même ordre qu'auparavant. Par suite du mouvement apparent des pôles ou de Taxe de la terre, les points équinoxiaux, ainsi que fous les autres points de l'écliplique, paraissent rétrograder par rapport aux étoiles : c'est là le mouvement qu'on a appelé précession des équinoxes. Les astronomes Pont estimé de 5o àS'i secondes par an (ou un degré tous les 71 ans environ ) ; ce qui allonge la révolution annuelle de la terre de 20 minutes 24 secondes lorsqu'on la compare aux étoiles. Elle se nomme année sidérale^ et dure 365 jours, 6 heures 9 minutes 12 secondes.

La durée du jour astronomique moyen, divisé en 24 lieures, est marqué par l'iiîtervalle qui s'écoule entre deux passages consécutifs du soleil par le méridien du même lieu, en supposant le mouvement apparent du soleil d'une vitesse uniforme. Mais ce mouvement est reconnu pour inégal , ou plutôt notre terre n'eioploie pas toutà-fait 24 heures dans sa rotation, parce que dans le temps même que la terre emploie à tourner autour de son axe, elle s'avance dans son orbite un peu vers l'orient ; il faut donc que chacun de ses méridiens, après avoir achevé i^ne révolution entière, aolicipe quelque peu sur la révolution suivante , afin que son plan se rapporte à celui qui passe par les centres de la terre et du soleil ; en sorte que l'intervalle entre deux passages d'une étoile fixe au même méridien , qui mesure îa véritable durée de la rotation teireslre, ou du jour sidéral^ n'est que de ^3 heures 56 minutes 4 secondes. Mais ce jour sidéral ne peut guère

servir à mesurer le mouvement des autres corp^ célestes, puisque ceux-ci paraissent gagner chaque jour sur le soleil environ 4 minutes de temps dans leur passage au méridien.

L'inégalité àes jours solaires est due à deux causes distinctes : la position oblique de Técliptique à l'égard de l'équateur, et l'inégalité du mouvement apparent du soleil dans l'écliptique. La première de ces deux causes fait que l'arc de l'équateur, qui passe par le méridien en même temps que l'arc diurne de l'écliptique, ne lui est pas toujours égal, mais tantôt plus grand, tantôt plus petit. A l'égard de la deuxième cause , nous observerons que le soleil, placé dans un des foyers de l'orbite elliptique de la terre, paraît se mouvoir plus lentement dans les six signes septentrionaux que dans les six nxéridionaux ; et ceîîe différence de vitesse suffit pour rexîdre inégaux les arcs diurnes de l'équateur. Le concours de ces deux causes fait que la durée des jours solaires, comparée à celle de la rotation de la terre, est tantôt moifidre et tantôt plus granf.le que vingtquatre heures ; et cette inégalité sera toujours plus grande, lorsque les deux causes que nous venons d'expliquer se trouveront concourir ou accumuler les différences dans le même sens, La série de ces différences forme ce qu'on appelle V équation du temps y ou la quantité qu'il faut, dans certaines saisons, ajouter, et dans d'autres^ soustraire à l'heure indiquée par les horloges réglées sur le soleil et marquant le temps vrai^ si l'on vent en conclure le temps moyen , ou astronomique. Or, c^est au temps moyen que se rapportent les tables astronomiques à l'aide des-

quelles on calcule les mouvemeus des astres , et, par eux, les positions géographiques

FIGURE DE LA TERRE. — Les anciens croyaient la terre plate et limitée aux colonnes d'Hercule. De nombreux voyages entrepris dans toutes les directions ont fait reconnaître aujourd'hui que la terre n'est limitée sur aucun point , que la surface des mers et des continens est parfaitement ronde, qu'un cîel analogue au nôtre répond à l'hémisphère qui nous est opposé , qu'enfin la terre a la figure (run globe isolé de toutes parts dans l'espace , et environné par le ciel. {V'oyez la carte qui accompagne la Géographie générale).

Quant aux aspérités dont la surface du globe est hérissée, l'élévation des montagnes , la profondeur des mers , elles sont tout-à-fait inappréciables relativement aux dimensions totales de la terre. Les plus hautes montagnes ne s'élèvent pas à plus de 4,000 toises au-dessus du niveau des mers, dont la profondeur n'excède pas 3,000 toises. Une boule de marbre, d'un pouce de diamètre , parfaitement polie , présenterait à sa surface des inégalités beaucoup plus grandes quenelesont relativement à la terre les plus hautes montagnes; et la vapeur qu'un souffle pourrait y fixer serait trop épaisse pour représenter Ta^mosphère jusqu'à la hauteur où se forment les

DIMENSIONS DE LA TERRE. — On a de-

terminé de la manière la plus exacte Ir grandeur^ le Tolnme^ la masse de la terre. Le cercle de l'é-

quateur étant divisé en 36o parties, de fviçon que les lignes verticales menées païf chaque point de division fissent au centre du globe un angle d'un degré, l'espace compris entre chaque point serait appelé degré de LONGITUDE \ on divisera de la même manière le cercle mené par l'Observatoire de Paris, et les deux pôles du globe;, chaque nouveau point de division serait appelé degré de LATITUDE. On partagea le degré en 25 lieues , et chaque lieue fut trouvée de 2,280 toises. Les degrés de longitude se mesurent sur Féquateur ; ceux de latitude sur un méridien.

La surface totale de la terre est de 26 millions Heues carrées environ : son diamètre est de 2,865 de lieues, et sa circonférence lot^Xe de 8,920 lieues chacune de 2,280 toises ; c'est cette longueur qui, divisée en 40 millions de parties égales, a donné la longueur du METRE , base des nouvelles mesures en France : en d'autres termes, le mètre est la dix-millionième partie de l'arc du méridien allant du pôle à Téquateur, ou o toises 5 1807 4» ce qui revient à 3 pieds 11 lignes 296.

APLATISSEMENT AUX POLES. — En procédant aux mesures qu'où vient d'indiquer , on reconnut que la longueur du degré ii est pas la même en différens lieux du globe, et que les degrés occupaient plus de terrain aux pôles qu'à l'équateur. On en conclut que la terre est aplatie à ses pôles et renflée à V équateur. L'aplatissement fut trouvé de un 3o5"^°, c'est-à-dire que le rayon, tiré du centre de la terre aux pôles, est de un 3o5® (10,700 toises'environ) plus petit que le rayon tiré du centre à l'équateur.

Il résulte de V aplatissement de la lerre que les pôles étant plus près du centre d'attraction , la pesanteur y est plus grande; les corps y pèsent pins qu'à Téquateur. Une horloge à pendule, réglée à Mojco// retardera à Cajenne, parce que les oscillations du pendule étant d'autant plus fréquentes que la force d'attraction est plus grande, il oscillera pluslentement à Cayenne, qui est près l'équateur, qu'à Moscou plus rapprochée du pôle.

Lorsqu'un globe tourne sur un axe , la force centrifuge tend à éloigner de l'axe les parties de ce globe, et avec d'autant plus de puissance qu'il tourne plus vite. Si le globe est formé d'une matière molle, cette force tendra à l'aplatir dans un sens et à le renfler dans l'autre. Telle est la cause de V aplatissement de la terre. Elle a précisément la forme qu'aurait prise une sphère molle soumise au mouvement de rotation, que nous connaissons à la terre.

— C'est en comparant la force d'attraction de la terre et du soleil qu'on est parvenu à calculer que la MASSE de ce dernier est33o,ooo fois environ plu5 grande que celle de la terre, La DENSITE moyenne du globe a été trouvée de cinq fois environ celle de Veau; et comme la densité moyenne des substances que nous observons à la surface n'est guère que de trois fois c.ç\\^ de l'eau , il faut en conclure que le centre de la terre est occupé par des substances extrêmement lourdes. ( Voy, la Physique ).

ATMOSPHÈRE. — La terre est entourée de toutes parts d'une couche d'air , désignée par le nom ai! atmosphère, qui s'élève environ à i (5 lieues au dessus du niveau des j^ers.L,' atmosphère est re-

tenue sur \a teirepar sa pesanteur ; on trouve en effet que son poids est égal à celui d'une couche d'eau, qui, au lieu de f6 lieues, aurait seulement 33 pieds d'épaisseur.

^ Voici comment là physique nous permet d'arriver avec certitude à ces résultats. La hauteur du baromètre est la hauteur verticale du sommet de la colonne, au dessus du niveau de la cuvette; elle n'estpasla même dans tous les lieux, mais sur les bords de la mer elle est ordinairement 28 pouces, ou 76 centimètres. Ainsi , pour un centimètre de base, la colonoe soulevée a un volume de 76 centimètres cubes ; et son poids , qui est égal au volume multiplié par la deusité, est par conséquent de 76 X 1 3 , 69 , ou de I kilogr. 33 millièmes , car la densité du mercure est de 1 3, ôg.La colonne d'air atmosphérique qui repose sur ia mer et qui a un centimètre de base , a donc dans toute sa hauteur un poids de i k. o33; on peut même pousser plus loin le calcul et trouver ie poids de la masse entière de l'air qui compose l'atmosphère , car autant il y a de centimètres carrés dans la surface de la terre, autant il y a de fois i k. o33 dans le poids total de l'air. Le rayon du globe étant de 6366745 mètres, sa surface est d'environ 100 mille myriamètres; sur chaque myriaraètre le poids est d'un million de millions détonnes, de mille kilogrammes chacune ;< ainsi, le poids total de l'air est de cent mille millions de millions de ces tonnes. Voilà donc le poids total de l'air, des vapeurs et

des exhalaisons de toutes sortes , qui composent l'atmosphère. Il sera curieux d'examiner, comme nous le ferons plus tard, si cette masse de substances ga^eusç^ éprouve des variations acciden-

telles, ou des variations séculaires, et si elle a sensiblement changé depuis que Toricelli et Pascal l'ont pesée pour la première fois. Uair participe au double mouvement de rotation et de translation de la terre; car si ni Tair ni les eaux, niaucun d«s corps qui se trouvent à la surface terrestre, ne témoignent du mouvement de la terre, c'est que tous ont la même vitesse qu'elle. L'air paraît incolore , vu dans un espace peu étendu ; mais cette teinte blene que nous observons au-dessus de nous dans un beau jour est précisément la couleur de l'air : aussi à mesure qu'on s'élève dans l'atmosphère , la quantité d'air diminuant, l'intensité de cette couleur s'affaiblit et le ciel finit par paraître tout noir,

L*air réfracte la lumière du soleil et distribue ses rayons dans une multitude de lieux où sa direction propre ne l'aurait pas fait pénétrer. Sans l'atmosphère nons ne recevrions aucune lumière lorsque les rayons ne seraient pas directs, et le jour et la nuit se succéderaient brusquement. C'est à l'atmosphère que nous devons Vaurore et le crépuscule dont la durée varie avec les saisons et les lieux : à Paris , au solstice d'été l'un suit presque immédiatement l'autre, et il n'y a pour ainsi dire pas de nuit véritable. Vers le pôle l'aurore et le crépuscule durent l'un et l'autre un mois et demi ; ce qui réduit à trois mois la nuit a laquelle cette région est condamnée.

VITESSE DE LA TERRE. — Le contour de réquateur est de 9000 lieues environ; et comme la terre achève en 24 heures un tour sur ellemême, neuf mille lieues sont le chemin que la

région équatoriaie parcourt toutes les 24 heures* Un observateur situé dans l'espace, et qui se trouvant hors de la terre et de l'atmosphère terrestre , ne serait pas entraîné par ce mouvement , verrait donc toutes les parties de l'équateur passer sous ses yeux avec une i^ltesse de rotation de six lieues un quart par minute. En marchant vers les pôles , ce genre de mouvement diminue : à la latitude de Brest il n'est plus que de 4 lieues.

Le mouvement de translation au moyen duquel la terre tourne autour du soleil , produit une vitesse beaucoup plus grande encore. La distance au soleil étant de 35 millions de lieues, la longueur totale de l'orbite terrestre est de 210 millions de lieues que la terre parcourt en 365 jours six heures : c'est donc par jour un espace de 600 mille lieues ou par minute ^11 lieues. Un boulet de 24 chassé par 8 kilogrammes de poudre, ne parcourrait qu'environ 11 lieues dans la première minute de sa course^ si sa vitesse restait la même qu'à la sortie du canon.

Nous verrons que les planètes ont en général une VITESSE de tra.nslation d'autant plus grande qu'elles sont plus rapprochées du soleil,

CHALEUR INTERNE DU GLOBE. —Pour achever ce qui regarde la planète que nous habitons, il faut dire un mot d'une circonstance remarquable, qui peut jeter un grand jour sur la ma* nière dont les mondes se sont formés. A mesure, que l'on pénètre dans l'intérieur de la terre , ont reconnaît que la chaleur augmente d'une manière sensible et progressive : savoir, un degré du thermomètre par 100 pieds de profondeur en-^

viron. Le centre de la (erre, d'api è.s cette | digression, esc donc exposé à une chaleur qui seruù capable de fondre et ^volatiliser toutes les substances que nous connaissons à la surface ; et cette surface que nous habitons n'est eile-méme qu'une croûte légère de i5 à 20 lieues d'épaisseur, qui repose sur le noyau en fusion. Or , des observations certaines prouvent que la terre se refroidit et que ia chaleur qui lyi est propre se répand dans l'espace. La terre a donc été autrefois plus chaude qu'elle ne l'est. Et comme l'analogie qui existe entre toutes les planètes , prouve qu'elles ont nm origine commutie , il est permis de penser qu'en vertu d'une chaleur énorme , toute îa matière qui forme aujourd'hui les planètes, était jadis disséminée dans l'espace qui environne le soleil : ^ilors notre monde ressemblait aux nébuleuses ; mais cette chaleur, en se retirant, a dû permettre à la matière de se rapprocher et de former des globes isolés , retenus par la seule puissance de l'attraction. Ainsi se sont produits, suivant quelques astronomes, par une simple transformation , les différentes parties de notre système planétaire, et notre soleil lui-mcme. Ainsi les nébuleuses seraient des mondes à leur naissance , et , parmi elles , les nébuleuses multiples seraient des mondes plus avancés.

Le refroidissement continue sans doute dans tous les corps de notre univers. La chaleur du soleil nous semble, il est vrai, invariable ; mais que sont nos observations eu égard à la durée des siècles ?

Ajoutons que le refroidissement de la ten^est aujourd'hui indifférent à lexisleace d( s étn s

qui rhabitent; car on a reconnu que la chaleur interne si considérable qu'elle soit, n'élève pas d'un dixième de degré la chaleur de la surface.