CHAPITRE PREMIER

De la Terre ^ considérée dans ses rapports avec les autres

corps célestes.

JNous avons rapidement saivi, à travers les siècles^ les progrès de la géographie; nous nous arrêtons pour retracer Pensemble des connaissances actuelles* Les vérités gé« nérales précéderont les faits partiels. Nous apprendrons à connaître notre planète sous le rapport de ses. dimensions et de sa constitution physique, avant que d'étudier les diverses contrées qui en couvrent la surface.

G*est à fastronomie qu'il appartient de nous montrerJa terre balancée par son propre poids dans l'immensité de l'espace y roulant, avec toutes les autres planètes, autour de l'astre éclatant qui distribue à tous ces globes célestes leur portion de chaleur et de lumière. C'est à l'astronomie

à calculer les lois qui gouvernent le système solaire, et à tracer les orbites de mercure ^ perdu dans les rayons dn soleil; de venus et de mars, voisins de notre terre, inai> qui n'ont point de lunes ou satellites; de vesUi,juncn, céres et pallas, dont la conformité des ëlémens semble at^tei* UTï$ «rîgiae commuq^; epfin^ de j^iter, de sêtame et diuramis, entourés ehaeun Àin magnifique cortège de satellites ou planètes secondaires. Cest encore au astronomes à nous démontrer que le Yplijqie 4n SfileU est 1,395,324 fois plus grand que celui de notre planète, surpassée également à cet égard par Jupiter laSi fois; par Saturne 9 974» et par usa^u^, 81 1 tftn^is'que toates les autres lui sont inférieures.

Il doit nous suffire ici d'emprunter les notions astronomiques nécessaires pour comprendre les termes qu*on emploie dans les cartes géographiques, et concevoir la Téritr des méthodes dpnt on se s^ pour construire ces reprëseih talions de notre globe.

La forme sphérique de la terre est le premier principe de toute géographie mathématique. Les preuves de cette vérité viennent elles-mêmes s'offrir aux sens. Les phéoom&nes 4? ci^l ram^oaceal : to apparMces leirestrcs b font entrevoir. Comm^iiçpQS par ces dernières.

Transportons- nous dans une vaste plaine on snr ks mers : ici aucune montagne n'intercepte les objets q«f peut atteindre notre rayon visuel. Pourquoi donc oc voyons-nous pas les objets élevés se rapprocher ou «^éloigner de notre vue^ en diminuant seulement tle Tolume. sans cacher aucune partie de leur ensemble, cooune ceb devrait arriver si nous nous trouvions sur le même plas horizontal avec eox? Pourquoi les tours , les vaisseaoï. les montagnes y lorsque nous nous en éloignons, semblentils se plonger sous l'horizon , à commencer par leur base- Et pourquoi , au contraire , lorsque nous nous en approcbons, ces objets se montrent-ils d'abord par le sommet, <: ne déoonvrent-ils que successivement leur milieu et leci baae? Ces j^énomènes, que chacun est à portée d'oliser-

ver, prouvent évidemment que tout/e plaine apparente sur la terre est une surface courbe. Cest la convexité de cette surface qui dérobe aux regards 4*un spectateur placé sur les bords de la mer le corps d^un vaisseau dont il ap^çoit les mâts et la voilure. Mais dès qu'on sait que ces choses arrivent d'une manière uniforme partout où non;; aUoqs sur la terre, vers l'oriei^t ou vers Toccident, vers le nord comme vers le sud^ dès qu'on s'aperçoit que cet ensemble de surfaces courbées n'est nulle part sensiblement interrompu, il est impossible de ne pas en tirer la conséquence que la surface totale de la terre est à peu près régulièrement courbée de tous côtés, qu, en d'autres mots, qu'elle est un corps plus ou moins rapproché de la figujfç ibérique.

Le but des premiers observateurs des astres, dans leurs recherches, fut sans doigte de trouver des guides sûrs dans les voyages auxqt^els les entraînait la curiosité ou le besoin. Us remarquèrent que le soleil, leur premier guide, occupait dans l'hémisphère céleste une {flace. opposite à certaines étoiles qui chaque nuit brillaient constaminent au-dessus de leur tête, pendant que d'autres astres disparaissaient et revenaient tour à tour. Leurs r^ards se fixèrent sur Y étoile polaire; ils remarquèrent dans les cieiix ce point qui, seul immobile, semble servir de pivot, ou, selon l'expression grecque, de pâle (iroXoç, pivot; de ^ra^pi^ tourner ) , au mouvement apparent de la voûte céleste. Us tracèrent une méridienne ^ une ligne droite sur le sol, dans la direction de l'étoile polaire; et, tout imparfaite que pouvait être cette première opération , elle leur suffisait pour marquer à peu près les quatre coins du monde, appelés communément les points car^inauof. Maintenant, s'ils allaient vers le nord, ils voyaient l'étoile polaire prendre une position plus élevée dans les cieux par rapport au cercle qui de tous côtés bornait leur vuç, et qu'on appelle V horizon ( de ôpû^Wy borner, circonscrire). Allaientlis vers le midi, cette étoile s'abaissait à vue d'oeil; et d'autres, jusque là invisibles, semblaient successivement s'éle-

ver. Il était donc impossible que la ligne dont ils suivaient la direction fût ux)e droite tracée sur une plaine horizontale; elle devait être une courbe, un arc de cercle auquel correspondait un autre arc de cercle apparent dans les cieux. Or, comme partout les mêmes changemens d*horizon avaient lieu , il était naturel de conclure que la terre était, du moins circulairement, courbée du sud au nord.

Les observations astronomiques, en se multipliant, se perfectionnèrent. On calcula par époques fixes les mouve mens des corps célestes; on détermina le retour périodique des éclipses. Dès lors il devenait aisé de s'apercevoir que le soleil se lève plus tôt pour ceux qui habitent plus à l'orient que pour ceux qui sont moins avanc& vers ce côté ; car si Ton observe une éclipse de lune tant à Paris qu à Vienne en Autriche, et que cette éclipse conunenoe quand il est dix heures du soir à Paris, il sera près de onze heures à Vienne quand on observera ce commencement', ainsi le soleil a dû se lever plus tôt pour les Vien> nois que pour les Parisiens. Or, cela n'arriverait pas a h surface de la terre n'était pas co.urbe d'orient en occident; car alors le soleil commencerait dans le même instant à éclairer toutes les parties d'une même face de la terre plate.

Enfin, lorsque, par une suite d'observations, on se Ait parfaitement convaincu que les éclipses de lune sont eausées par l'ombre de la terre, on eut une confirmation complète de toutes les preuves précédentes en faveur de sa rondeur; et l'on vit en même temps que le ^obe terrestre n'était sujet à aucune grande irrégularité^ puisque, dans toutes les positions possibles, l'ombre de la terre sik le disque de la lune se trouve terminée par un arc eu cerde.

De nombreux voyages faits autour du monde ont enfio dû fermer la bouche à tous ceux qui s'obstinaient à regaider la terre comme une plaine ronde ou comme un disque demi*sphérique. Les Magellan et les Drake allèrent de l'Europe toujom^ vers l'occident, en faisant senlemeirt

DE GEOGRAPHIE. lOl

quelques détours pour doubler les terrés avancées vei^ le sud; et sans quitter cette direction générale, ils revinrent toujours vers les parages d*où ils étaient paitis. Sur une plaine circulaire on peut bien tourner en rond, mais «a changeant constamment de direction. Heemskerhj en al^ lant hiverner dans la Nouvelle-Zemble , confirma ce qile les astronomes avaient conclu de la figure sphérique de la terre; savoir , que les jours et les nuits^ vers. les pôles^ durent plusieurs mois. Cook, BeUingjkausen et Weddellj en approchant y autant que possible ^ du cei^le polaire du sud, ont trouvé leur route toujours plus petite, à mesure qu'ils s'approchaient de ce pôle^ et nous ont ainsi acquis la preuve oculaire que* la terre s'arrondit vers le pôle du $ud comme vers celui du nord. Enfin la mesure de plusieurs' degrés du méridien et des parallèle^, faite avec toute l'exactitude et la perfection des méthodes employées par les géomètres, vint à Tappui des preuves offertes par les apparences terrestres, de celles déduites des phénomènes célestes et des observations des voyageurs, et autorisa le géographe à regarder la rondeur de la terre comme une des vérités les mieux démontrées, comme un axiome de la science dont il s'occupe. ..■.-'

Tant de preuves réunies, que nul fait n'a encore démenties, ne laissent plus lieu à des doutes rai&onnables«Le respect pour l'Ecriture Sainte qui, en paillant de la terre, emploie des figures oratoires empruntées au langage vul* gaire, ne doit plus nous engager à repousser une vérité physique tont-à-£ïit étrangère aux vérités morales qa'enseigne la religion. En vain l'ignorance nous demanderaitelle comment la terre peut rester suspendue en l'air sans aucun appui. Levons nos yeux au ciel, et voyons tant d'autres globes qui roulent dans l'espace. La force qui les soutient nous est inconnue; mais nous en voyons les effets; nous calculons les lois d'après lesquelles ces efiets ont lieu. Soyons donc sans inquiétude pour les antipodes, c'est-àdire les peuples de la terre dont les pieds, sont tournés contre les nôtres : il n'y a sur un globe ni haut ni bas ; les

lOa TRAITÉ éLÉBIENTAIRE

antipodes voient comme nous la terre sous leurs pieds et les deux sur leur tôte.

Que gagnerions-nous à placer sous la terre une colon- 'nade gardée par Ados , comme le veut Homère ^ ou neuf piliers^ comme Font cru les Scandinaves, ou quatre âéphanSy comme pensent les adorateurs de Brahma? Sur quoi reposeraient ces éléphans ou ces colonnes? Il faut toujours que notre pensée s'arrête et recule devant l'infini qui nous environne de toutes parts ^ et que la folie seule prétendrait comprendre.

Mais 9 diront des observateurs plus raisonnables , les hautes montagnes , les Andes, ks Alpes, ne font-elles point visiblement de la terre un corps irrégulier et rien moins que rond? Nous répondons : La plus haute montagne connue, qui est le Dhttwalageri, entre llnde et le Thibet, 3'élève à a4>764 pixels de France, ou environ 8,o44' Piètres au-dessus de la surface des mers. Cette hauteur est à peu près ^ de la plus grande circonférence de la terre, et 73^ de son grand a3;e. Sur un globe artificiel de ai pieds en circonférence ou de 6 pieds \ de diamètre , le Dhawalageri ne pourrait être représenté que par un grain de •sable épais d'environ une demi-ligne. Des irrégularités tellement imperceptibles ne méritent donc point d'entrer en considération. Nous allons voir dans le chapitre suivant que les véritables différences qui existent entre notre globe fit une sphère parfaite^ sont connues, mesurées et évaluées. Mais avant d'exposer ce résultat des observations moderlies les plus savantes, il est nécessaire d'indiquer plus précisément qnelques-tms des rapports qui lient la terre aux autres corps célestes, et de montrer comment ces principes astronomiques se rattachent aux principes de la géographie mathématique.

La simple vue nous apprend que les étoiles dont la ToÀte nocturne du ciel est parsemée semblent se mouvoir d'orient en occident, en décrivant des portions de cercle. Si on observe plus attentivement ce mouvement, il paraît se faire autour d'un point qui seul reste immobile : ce

DE OiOGlUràlB. toS

poini a reçu le nom de pâle , c^est^àndire piyot. llétcAle <{at en est la plus voisine s'appelle étoile polaire. On conçoit qae la voûte céleste s'ofTrant sous Taspect d'une sphère^ il doit y avoir y dans la moitié qui est invisible pour nous, on autre point immobile : c'est le pôle céleste austral; cdui que nous voyons est lé pôle céleste boréal. La ligne imaginaire qui passe par ces deux points et par le centre du monde, se nomme Taxe du monde , d'un Inot grec qui signifie essieu. Cette ligné, passant à travers notre globe, en forme également l'axe, et marque sur la Surface de la terre deox points éorrespondans aux pôles du ciel, et qu'on nomme les pôhs terrestres. Celui qui répond à TétojJe polaire est appelé le pôle septentrional^ ou le pôle nord, on le pôle arctique (du mot grec apxroc, Yàurse, constellation voisine du pôle nord); l'opposé se nomme le pôle austml, ou le pôle sud, ou le pôle antarctique (des mots grecs «m, contre, et apxroc, l'ourse )«

Le point de l'horizon qui répond au pôle nord esir le nord on septentrion; du côté opposé se trouve le sud on midi. Le cercle perpendiculaire à' l'hotizon qui passe par ces deox points, et consëquemment aussi par les pôles, est appdé par les astronomes le méridien f il partage en deox parties égales l'hémisphère céleste visible i en sorte que les tftreSy an moment où ils paraissent sur ce cercle, se trouvetit an milieu de leur course apparente; c'est le passage du sideîl pur le même cercle qui détermine l'instant du aîdi.

Nous avons déjà parlé de la méridienne ou de la ligne qui joint lé point du nord de Thorizoù avec celui du midi. Une ligne perpendiculaire à la iliéridteûne, et qù'dn suppose prolongée de part et d'antre ^tequ'aux bornes de iliorizon, marqué sur ce cercle deux points opposés, éloigna dftaci:^ de 0o degr& des points nord et sud, et que Ton désigne par les noms de levant et couchant y ou d'^ rient et d^occidcnt, ou à^est et d'ouest.

Les deux premières dénominations rappellent que Tun de ces points est du côté où les astres commencent leur

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course journalière apparente, ou se lèvent ^ et que Tautre est du côté où ils semblent se coucher ou disparaître andessous de Thorizon.

On peut résumer ces définitions sur un globe artificiel, ou au moyen de la figure I.

Que le cercle NEMO représente Uhorison , et le point A le centre où se trouve Tobservateur; les lettres a, b, e et d, e^yindiqueront les portions de cercle que paraiaseot décrire les astres autour du pâle* Ceux parmi ces corps célestes dont la distance au pôle nVgale pas au moins k distance de Tare PN, qui marque Télévation du pôle nord au-dessus de Thorizon , paraissent décrire des cercles entiers, tels que S, h,i, k; le point N désigne le nord de rhorizon; M le midi, et MN représente par conséquent la ligne méridienne. Nous reti*ouverons le méridien oâeste dans le demi-cercle MZN , dont le plan est censé porpendiculaire sur celui de Thorizon NEMO, et qui passe par les points N et M. Ce cercle coupe aux points il et e les arcs a^Kc ^ld,e, f esi deux parties égales. L*orient de l'horizon est représenté par le point E^ et le point O y marque l'occident : c'est de E vers O que les astres paraissent se mouvoir en passant au milieu de leur coone par quelqu'un des points du méridien céleste.

La véritable cause de ces apparences est le mouvement par lequel la terre tourne autour de son axe d'occident en orient, dans l'espace de vingt-quatre heures. Nous allons en donner l'explication au moyen de la figure % , qui représente le globe terrestre isolé; le point A désignera le lieo de l'observateur, EMON son horizon, et la droite I^ Taxe autour duquel la terre exécute son mouvement de rotation.

On aperçoit facilement que l'horizon de l'observateur, tournant avec lui pendant la rotation du globe, doit s'avancer successivement vers les astres , qui sembleront mar> cher pour s'approcher de l'horizon ; de même que les rivages semblent se mouvoir aux yeux d'un spectateur place sur un vaisseau qui vb^ de bord.

Gomme le plan MZN du méridien , élevé perpeodicn-

DE GEOGRAPHIE. lo5

lairement an plan horizontal NEMO, tourne en même temps avec ce dernier, il se dirige successivement vers leis mêmes astres ^ qui se montrent alors au milieu de l'espace qu'ils paraissent parcourir au-dessus de l'horizon. Dès que le bord occidental de l'horizon touche un astre, cet astre semble se coucher et cesse d'être visible jusqu'à ce que le mouvement de la terre ait ramené sur lui le bord oriental du même cercle.

Cette explication rend directement raison de l'apparition et de la disparition journalière des astres, et notamment du soleil. Mais pour concevoir l'usage qu'on fait de ces apparences célestes en astronomie et en géographie, il faut remarquer que ces mouvemens ne se mesurent que par des angles, sans aucun égard à la longueur absolue et réelle des distances. Par exemple, si l'astre ^jfig* 2, se montre d'abord dans l'horizon sur le prolongement du rayon visuel ÂF, et ensuite sur celui du rayon ÂG, l'oeil du spectateur ne mesure que l'espace angulaire FG; il détermine l'arc du cercle compris dans cet angle, et non pus la longueur du rayon. Cet arc, comme tout cercle, se divise en degrés; chaque cercle, grand ou petit*, en comprend 36o, et chaque degré est divisé en 60 minutes ^ subdivisées à leur tour en 60 secondes.

U est facile de voir qu'on peut, par rapport aux corps célestes et à cause de leur grande distance, substituer au pLin horizontal tangent NEMO un plan parallèle mené par le centre de la terre. La raison est que lorsqu'un astre situé en effet en I, paraîtra dans l'horizon du point Â, un observatem*, placé au centre de la terre et apercevant le même astre sur la ligne CI, le trouverait seulement élevé de l'angle iCn, qui sera d'autant plus petit que l'astre sera plus éloigné. La figure rend ceci sensible à l'égard de l'astre situé au point H. La distance des astres étant presque infinie, comparativement au demi-diamètre de la terre, qui sépare le lieu de l'observateur du centre du globe, cet angle devient insensible pour les étoiles fixes, et très-petit pour les planètes.

106 TRAITÉ âLÉIIBMTAIRE

Noos subsiitaons donc sans erreur la^fg. 3 à la précédente; nous prenons pour plan horitontal, par rapport aux astres, le plan NEMO, mené par le centre de la t^re et parallèle au plan qui la toucherait en A, ou, ce qui est la même chose , perpendiculaire au rayon G A tiré de ce point au centre de la terre. Nous concevons de même le plan du méridien céleste M2^ prolongé indéfiniment autour du centre G de la ten*e , par lequel il doit néc^ sairement passer, étant mené par l'axe Fp* Ce plan détermine sur la surface terrestre un cercle PAfi, qui pusK par les pôles ; c'est le niéndien terrestre du Ûea A , et es même temps de tous les points situés sur sa ciroonfëreoœ.

Nous devons observer ici que l'horison désigné par k cercle NEMO, et qui passe par le centre de la terre , s'appelle Yhorizon rationnel, pour le distinguer du cercJe qoi lui est parallèle , qui est tangent à la surface de la terre, et qu'on nomme horizon sensible.

La ligne tirée du centre du globe par le Kea de Folh salvateur, rencontre dans le ciel un point Z , qui est pei> pendiculairement au-dcissus de la tête de l'observateur, et qui se nomme le zénUh; la même ligne, prolongée à travers le globe , marque dans la partie opposite du ciel un autre point z, que l'on appelle le nadir.

La position de la ligne ZAG, que l'on nomute la avertieàle, se reconnaît sur la terre par la direction que pren* nent da» leur chute les corps graves, comme celle do plan horisontal est indiquée par la surface que présentent des eaux tranquilles d'une petite étendue. La verticale, oo la ligne que marque un fil à plomb , se trouvera pei^pendiculaire sur une semblable surface* G'est ici le lieu de d^nir la situation des antipodes. Gomme la pesanteur tend partout vers le centre de la teiTe, elle agit en a, suivant la direction za opposée è ZA; dans l'un et Taulre lieu , les corps tombent vers la surface de la terre. Le^ hommes placés en a, ayant leurs pieds opposés aux pieds de ceux qui sont en A, s'appellent les antipodes de ces derniers. Le zénith des uns est le nadir des autres.

DE GiOGRAPRIE. IO7

D*après la définition de Thomon, on aperçoit sans peine qa^il doit changer de position par rapport aux astres, lorsque Tobservateur change de lieu. S'il se transporte^ par exemple, de A en ayjig. 4^ ^^ suivant directement le même méridien du nord au midi, le rayon visud horizontal qui était NM, deviendra nm, en sorte qu'un astre E placé sur le prolongement du premier rayon , se trouvera élevé au-dessus de l'horiïon mn d'un angle EGm> précisément égal à celui que forment les rayons Ck et G« menés au centre de la terre ; car les angles ÂCM et aCm ëtant droits, si on en retrandie l'angle commun MGa^ il est évident que les angles MCm et aCÂ seront égaux.

Par cette observation on établit le rapport d'un lieu a à un autre lieu A; mais, pour déterminer d^une manière plus précise la position de ces points, on a besoin d'un terme fixe de comparaison é A cette fin , on conçoit un plan qui , passant par le centre de la teire perpendiculairement à Taxe de rotation, détermine sur sa surface sphérique une circonférence GEF y Jîg. 5, doutions les points soot également éloignés des pôles P et p, et qu'on nomme éçuMeur. Si maintenant un observateur se place sur ce cercle, les deux pôles se trouveront précisément au bond de l'horizon ; mais à mesure qu'il s'éloigne de ce cétxie pour s'approcher de l'tm des pôles> celui-ci s'élèVe tandis que l'autre s'abaisse. C'est ainsi que, lorsqu'on est en a> ^g. 4 9 le pôle P parait élevé aundessus de l'horiaon de Fes*pace angulaire FCit; et quand on pusse en A, cet angle> accru de NOk, devient FCN.

La hauteur ou Félévation du pôle au^^lessus de l'horizon d'un lieu quelconque est égale à la distance angulaire de ce lieu à l'équateur, comptée dans le sens du mâ*idien. Car les angles ACN et GCPyJtg. 5, étant droits, si on cfn retranche l'angle commun ACP, les restes ACG et JfGP seront encore égaux. L'inspection de là âiéme figure fait apercevoir que la hauteur MC6 , à laquelle les points de l'équateur se montrent sur l'horizon, est le complémMt de l'angle ACG.

Il tol&i donc de déterminer pour un lieu quelconque la hauteur du pôle au-dessus de Thorizon, pour connaître la distance angulaire de ce lieu à Tëquateur, ou le nombre des degrés de Tare du lUéridien intercepté entre ce lieu et Téquatenr.

Dans les régions du globe où l'un des pôles paraît élevo sur rhorizon, les étoiles dites circompolaires , c'est-à-dire celles qui ne se couchent points fournissent immédiatement cette détermination. Comme elles paraissent décrire un cercle autour du pôle céleste , elles ne peuvent que s'en écarter également dans tous les sens; et comme elles passeiit deux fois au méridien pendant une i^volutton diurne de la terre ^ savoir, une fois au-dessus du pôle et une foi:» au-dessous, l'on n'a qu'à mesurer leur angle d'élévation dans chacune de ces positions, et à prendre le milieu entre les' deux résultats, pour connaître l'élévation du pôle.

En mesurant, par exemple, à Paris, pendant une longue nuit d'hiver, les deux hauteurs méridiennes de l'étoile polaire, et en prenant un milieu entre ces deux hauteurs, on trouvera 4^® So' i3', ce qui est la hauteur exacte da pôle au-dessus de l'horizon de Paris, ou, si l'on veut, là distance de cette ville à l'équatenr.

U ne nous suffit pas encore de connaître la distance d*uo lieu de la terre à l'équateur, parce que cette distance esl commune à tous les lieux situa sur un cercle que ti-acerait à la surface du globe un plan parallèle à l'équateur, et passant par le lieu en question. Pour distinguer les lieux ^[âlement distans de l'équateur, il faut connaître leur méridien , qui est différent pour chacun d'eux ; l'observation des mouvemens célestes en donne encore le moyen que nous allons indiquer. Nous avons vu que les cercles des divers méridiens PÂ^^ PL/9^ PMp^ 6tc.,^g. 6, se coupent mutuellement dans l'axe PC/9; mais puisque tous ces méridiens tournent sur cette ligne, ils doivent aussi répiondre successivement à la même étoile; et la durée du temps qui s'écoule entre le passage de deux méridiens faisant entie eux un angle quelconque , sera ainsi à la dm'ée de la rola-

tion entière, comme Tangle que font ces méridiens est.au cercle entier. Par conséquent, si Ton pouvait mesurer le premier intervalle pour le comparer au second, on en déduirait Tangle que forment entre eux les deux méridiens proposés. Pour arriver à cette comparaison, il faudrait pouvoir indiquer, par un signal visible en même temps dans des lieux placés sous les deux méridiens, le moment où une étoile se montre sur Fun de ces méridiens; on remarquerait cet instant , et une horloge bien réglée mesurerait le temps qui s'écoulerait entre ce passage et celui de la même étoile sur l'autre ionéridien.

Lorsqu'on aura connu par ce moyen l'angle sur le méridien PLp^ passant par le lieu L, fait avec le méridien PAp, passant par un lieu donné A, le lieu L sera entièrement déterminé, supposé qu'on ait déjà sa distance 6L à Téquateur EGF, puisqu'il se trouvera nécessairement à rintei*section du demi-cercle PI/? et du parallèle LM, prolongé à cette distance.

On appelle latitude la plus courte distance d'un lieu à l'équateur. Cette distance se mesure par l'arc du méridien compris entre ce lieu et l'équateur; et elle est, comme on l'a vu, égale à la hauteur du pôle sur l'horizon du lien. La latitude est boréale pour les lieux placés entre le pôle de ce nom et l'équateur; elle est australe pour les lieux de l'hémisphère opposé.

C'est l'angle de deux méridiens, mesuré par les arcs de l'équateur ou d'un cercle parallèle, qui forme la différence en longitude des lieux situés sous ces deux méridiens. Pour pouvoir compter ces diiTérences d*une manière absolue, il faut convenir d'un premier méridien, dont le choix est arbitraire et a varié d'un siècle à l'autre. La longitude absolue d'un lieu est donc l'angle que forme le méridien du lieu avec le premier méridien.

Ptolémée plaça son premier méridien aux iles Fortu-nées, aujourd'hui Canaries^ parce que c'était la lipiite la plus occidentale des pays alors connus. Une ordonnance de Louis XIII prescrivit aux géographes français de le &ire

IlO TRAITÉ ÉLéMENTAULE

passer par nie de Fer, la plus occideolale des Canariet. Les Hollandais avaient fixé leur premier méridien au Pic de TénériiTe, montagne située dans File de ce nom , qu'on regardait alors commela plus élevée du globe. Gérard Mer* cator j fiimeux géographe du xvi* siècle ^ choisit le méridien qui passe par VUe Cotvo, une des Açores^paroe que, dam son temps ^ c'était la ligne sur laqudle l'aiguille aimantée ne souffrait aucune variation. Il faut avouer aussi que c'est le point de départ le plus naturel et le plus commode purapport aux mappemondes* Plus tard la plupart des nations de l'Europe se^sont accordées à prendre pour premier méridien celui qui passe par leur observatoire principal : ainsi les Français prennent celui de l'Observatoire de Paris, les Anglais celui de Greenwich, les Espagnols celui de CadkXy les Anglo-Américains, celui de Washington, elc^ etc.

On distingue les longitudes en orienuUes et en ocmbitaies; les premières sont comptées, à partir du premier méridien, en allant vers l'orient, depuis oP jusqu'à iSo^j ei lessecondesy à partir du même cercle, en allant vers l'occident, aussi depuis oo jusqu'à i8oP. Toutes les cartes marines sont établies d'après ce qrstème de numération. Pour éviter cette distinction, on suit aussi une autre méthode plus conforma qui consiste à compter les longitudes depuis o* jusqu'à 36o^ en allant d'orient en occident, et paroouraot ainsi la circonférence entière de l'équateur.

Cea diversités dans la manière de compter la longitade néoesQèent des calculs de réduction. On est obUgë, avant de pouvoir se servir d'une carte, d'examiner qu^ est le méridien adnpti par le géographe, « ce qui souvent em- » barrasse même les personnes instruites. >» (D'Alembert, dans VEnfgydcpédie. )

Lorsqu'à s'agit des longitudes comptées d'après la méthode des géographes, c'estrà«dire en faisant le tour entier du globe par l'orient, il faut prendre la différence de longitude des deux mâridiens que l'on compare; et si le méridien duquel on veut partir est à l'occident de l'autre, on doit ajouter cette différence à toutes les longitudes comp-

DB GÉOGRAPHIE. IXl

tées de cetauti^e; dans le cas contraire, on la reiranchera.

Par exemple y Moscou est à 35» 12' 4^*" ^^ méridien de Paris; k combien esiril de celui de Greenwich? Ajoutez la différence, qui est de' q9 ao*^ 1 5% et vous aurez le résultat : 37^ 33'. En voici un autre : Paris est à !ko9 du méridieu de rtle de Fer; à combien est«-il du mâ*idien hollandais de Ténériffe? Ce méridien étant à un degré plus à roricnt que Tautre , retranches i de la longilude donnée , et vous aures xg. Il arrive dans oe calcul deux cas paiticulîers. Le r^Uait par addition peut surpasser 36o degrâ; par exemple , Madrid est à 353<^ 67' 4^" ^ Paris y en comp* tant à la manière des géographes; à combien de l'île de Fer? Vous trouves , en ajoutant la diffiârence des méri^ diens, 3730 67' 4o"; nuiis comme cette somme surpasse la valeur du cercle eatieri vous voyes que vous avez repassé une seconde Ibis par le méridien de Ttle de Fer; il faut donc en retrancher 36oO; et vous aurez i3® 67' /^o\ De même- il arrive que la longitude donnée est moindre que la différence des méridiens qu'on doit eu retrancher; dans ce cas y on ajoute 36oo à la longitude^ puis on en retrauche la différence , et on trouve la somme cherchée. Par exemple y l'tle Gomère est à 3a' de l'Ile de Fer; vous demandez à combien elle est du méridien de Ténériffe? Ajo^r tez 36o» à 3si', retranchez la différence, et vousaurez 3S9P 32', qni est la longitude demandée. On aperçoit la* raison de ces opérations en les répétant sur un globe.

La réduction des longitudes comptées à la manîîbre des navxgaleors est de bien plus d'usage. Si on part du même méridien^ toutes les longitudes marines orientales jusque I So<>'y restent les mdmes que dans la manière, de compter des géographes; à Tégard des longitudes marines occidentales, il suffit de les retrancher de 36oO) pour lesramimer à la numération des géographes. En voici ua exemple : la pointe de Vénus, dans Ttle d'Otaïli, a été déterminée par les navigateurs à i5io 5o' 3o" de longitude occid^itale du méridien de Paris; si de 360^ on retranche 1 5 1^ 5o' 3o'', la différence, qui est aoSo g' 30" , sera la longitude comptée

lia TRAITÉ ÉLÉMENTAIRE

k la manièi e des géographes. Il est évident que, par une opération inver^, on peut transformer en longitude nautique les longitudes géographiques au-dessus de 1 800 , en les retranchant de 36oo.

Si nous partons de deux méridiens diJBTérens, il faut observer de quel côté le méridien auquel nous voulons rapporter les longitudes est placé par rapport à l'autre; nous retrancherons leur différence de toutes les longitudes de même dénomination que ce côté^ et nous ajouterons à toutes celles de dénomination contraire. Un exemple fera mieux comprendre cette règle. Le méridien de TObservatoire de Paris étant de ^^ ao' 1 5" h Torient de celui de Greenwichy toutes les longitudes orientales par rapport i Greenwich doivent être diminuées de celte quantité povr se rapporter au méridien de Paris, et les longitudes occidentales doivent être augmentées de cette quantité. Cest ainsi que la longitude du cap de Bonne-Espérance âant de 180 23' i5" à l'est du méridien de Greenwich, devient de 160 3' ^ f est de celui de Paris; au contraire, le cap Honi, placé parles Anglais à 67<> ai' i5'' à l'ouest de Greeowich, se trouve à 690 Ai' io" à Fouest de Paris.

Dans ces réductions comme dans celles des longitudes géographiques, il peut arriver que les points à réduire tombent entre ces deux méridiens , ou entre leurs mâidiens opposés. Le lieu qui est oriental par rapport à l'un, devient alors occidental à Fégard de l'autre. Dans -le premier cas» on ne peut plus retrancher de la longitude à réduire h différence des deux, méridiens proposés ; il laut fiùre le contraire, et changer la> dénomination. Dans le second cas, le nombre qui résulte de l'addition de la différence des m^* ridiens avec la longitude comptée du mâîdien qu'on vent changer, surpasse 1800, parce qu'il se trouve au-delà dn méridien opposé à celui auquel on rapporte les longitudes; il faut la retrancher de 36oo ou de la circonférence entière, pour la faire partir d'un côté contraire au même méridien * la longitude change par conséquent encore de déoomi* nation.

Douvres^par exemple^ est à i» i6' 3o'' à l'orient de Greenwich ; en retranchant cette longitude de la différence des méridiens, ifi ao' i5'', il restera lo i' 4^'% ^^ <}ui est la longitude occidentale de Douvres à Tégard du méridien de Paris. Voici un exemple du deuxième cas : à l'Ile de la Tortue , située dans la mer Pacifique y les Anglais comptent 1770 57' ouest de longitude; en y ajoutant a<> ao% on trouve iSo^ 17' : ce lieu est donc 17' au-delh du méri» dien opposé à celui de Paris; et en retranchant 1 800 1 7' de 36oOy on a 179» 43' de longitude est, à Fégard du méridien de Paris.

Nous avons vu que la determination.de la longitude de deux lieux terrestres exige un signal visible en même temps de Tun et de l'autre lieu. Il est évident que, pour des lieux sépara par une distance tant soit peu considérable, les seuls signaux assez âevés doivent être cherchés parmi les astres* Cest en effet au moyen de ces signaux célestes que le géographe détermine la poMtion des lieux. Il faut donc qu'il prenne une idée de leurs mouvemens, et surtout de ceux du soleil et de la lune.

Tout spectateur attentif du ciel a pu observer que le soleil, outre son mouvement diurne apparent, qu'il par^ tage avec tous les astres, semble, dans le cours d'une année , clianger de lieu de deux manières. D'abord il semble sMIever et s'abaisser alternativement vers l'un et l'autre pôle^ ou vers le nord et le midi. Ensuite, si on ie compare aux astres , il paraît 6u qu'il recule journellement veirs l'orient, ou que les astres s'avancent dans le sens opposé; car les étoiles que l'on a vues d'abord se coucher après le soleil, semblent, le soir suivant, perdues dans les rayons du soleil couchant; quelques jours après elles reparaissent à l'orient, et .leurs levers précèdent de plus en plus celui de Tastre du jour. Enfin, après une année ou environ 365 jours, on retrouve les étoiles et le soleil dans la même position relative.

La complicaUon de ces mouvemens est encore augmentée par la confusion que pr&ente la marche apparente des

it4 traité élémentaike

afntres planètes; tantôt elles semblent accélërées dans un seiiSy tantôt elles paraissent devenir stationnaires, et même i^trogrades. L'impossibilité de conciiiei* cette anardiie deç cieox avec les principes les plus simples de la géométrie, engagea dans un labyrinthe d'hypothèses contradictoires les Ptolémée , les Tycho-Brahé et les antres partisans Ar l'immobilité de notre globe. Copernic débrouilla ce chaof en*^apposanty avec quelques anciens philosophes, qnen même temps que la terre tournait sur son axe d'oocidenc en orient dans l'intervalle de a4 heures, sa masse, emportée dans l'espace et également d'occident en orient, faisait, dans uù plan incliné à l'équateur, autour du soleil, une ré^lution entière en 365 jours.

Ce double mouvement, que plusieurs esprits ont eocort de la peine à concevoir, se présente cependant à nos yeux dans la toupie qui sert aux jeux de l'enfance; en même temps qu'elle tourne, par rotation , sur le morceau de fer qui, en la traversant, forme son axe, elle décrit encore sur le sol une orbite composée des courbes différentes qui dépendent de l'impulsion primitive qu'elle a reçue.

Mais avant de passer à l'explication des phénomène produits par le mouvement apparent du soleil et des étoiles, nous allons exposer en peu de mots .les principaux argnmens à l'aide desquels on démontre le mouvement réel de la terre sur son axe et autour du soleil.

lo Supposant la terre immobile dans le centre de l'univers; t>n ne pourrait rendre raison des vicissitudes périodiques du jour et de la nuit, qu'en admettant dans le soleil, et surtout dans les étoiles, une célérité de mouvement qui est inconcevable. Comme dans Fespace de 24 heures tout le firmament semble tourner autour de la terre, il faudmi! nécessairement que le soleil, qui est 1,395,3^4 fois phi^* grand -qu'elle, tournât autour de la terre en parcouran' 100,000 li<snes par minute; vitesse qui serait !i44 ^^^^^ plus grande que celle ^vec laquelle la terre parroim l'écliplique.

Mais quelle devrait donc être la célérité du mouvcmeri

DE GÉOGRAPHIE. ^ Il5

des étoiles , qui dans l'espace de si4 heures auraient à parcourir la circonférence d'un cercle dont le rayon serait au moins de 1 3,800,000,000,000 de lieues. Dans cette hypothèse; chaque étoile devrait parcourir un arc de plus de 40,000,000 de lieues dans une seconde! La lumière, dont nous pouvons à peine concevoir la Vitesse, n^en pàttourt que 68,000 dans le mêilie espacé dé temps^ L'esprit Végàte devant cette inconcevable célérité! En admettant lé mouvement de la terre d'occident en orient autour de son axe et autour du soleil, on explique naturellement tous les phénomènes qu'offre l'apparente révolution diurne du soleil et des étoiles autour de la terre, d'orient en occident, sans avoir besoin de recourir à un mouvement qui est aussi absurde qu'inutile. ' .'

ao Plaçant la terre immobile au centre de l'univers, il est impossible d'expliquer Tuniformité des révolutions du soleil, des planètes, des comètes et defs étoiles, placées si diversement. Il est impossible aussi d'expliquer VaberratUm des étoiles^ phénomène qui consiste en ce que les étoiles, en raison de notre mouvement dans l'orbite terrestre, tan« tôt dans un sens, tanitÀt dans xin autre, ne paraissent pdint au lieu oii elles sont, et forment un angle qui va jusqu'à 2o'^

30 Dans l'hypothèse de la stabilité de la terre, on ne pourrait expliquer le retour périodique des saisons, sans supposer le soleil doué d'une force inconnue, qui lui ferait décrire des spires continues pour passer du tl*opique du cancer jusqu'au tropique du capricornes. Parvenu à celui-ci, il faudrait supposer une force qui lui imprimiât une direotien contraire pour le faire aller de nouveau du tropique du capricorne à celui du cancer, et ainsi de suite. Ces spires journalières, ce changement de direction^ dont on île sau* rait rendre raison , sont absurdes et inutiles. Tout s'explique fkcilement dans l'hypothèse du mouvement delà tief-rè,^ comme nous le verrons par la suite.

4^ Les fameuses lois de Kepler, dont aucune observation n'a encore démenti l'exactitude; ces lois, qui sont l'expression des effets de là gravitation , et qui renferment

Kl8 TRAITÉ ÉLÉMENTAIRE

ne pourrait jamais être vu à sa véritable place , puisque quand le rayou qui nous le rendrait visible nous arriverait| l'astre serait déjà à une immense distance du liea d*où il avait envoyé ce rayon. Dans la supposition du mouvement de la terre y mouvement qui n*exige pas une prodigieuse céUntéf, qet inconvénient disparait, car nous voyons les astr^, p^ de^ rayons qui, à la vérité ^ n*ont point été lancés en niéme. t^n^^ mais qui nous parviennent en même temps dès que cet astre est placé au-dessus de notrehcxizoD. 8p Si dUins tout le système solaire notre terre, ainsi que tops lescorpys qui joulent autour du soleil , sont coques sans exception , et reçoivent la lumière de cet astre principal; si nous voyons la lune tourner autour de la terre 49 ^^ P^*^^ grande qu'elle; si les satellites de Jupiter f si ceux de saturne et d*uranus tournent autour de leur plapète respective ^ dont la masse est de beaucoup plus grande que U leur; si des calculs exacts nous démontrent que la masse et le volume du soleil dépassent de beaucoup la somme des;masses et des volumes de tous les corps dont il ^ le centre du mouvement^ pourquoi voudrions-nous» en.renv^irsant toutes les lois admirables de b nature, mettre la terre. à la pkice de cet astre principal, qui est pour tjQus ces corps la source de la lumière ainsi que c^e de 1^ c^ia^eur et du. mouvement? L'auteur de Tupivers,; qjoi a^&orM^ les çboses dans la nature, qui rap port^ 1^ pi^rties au tout,, et, non le tout aux parties, qui pro^u^ de gr^nds^ effeU à. peu de irais, et non de pedU effets à ii^-gramjs frai^, auraii*^il donc en ce point renvet:sé et Tordre des choses et l'ordre de nos idées? Aurait* il assorti et rapporté au lou^ et k un tout infiniment grand, à un^ partie., et à une partie infiniment petite de ce tout? Aur^itril voulu feir&nmttvoir une infinité d'astres avec des .|n<HivemePS . infiniment rapides; et étrangement oom* pltquéi;, pour procurer à un atome de l'univers un 8pe^ tacle dont cet atome peut jouir par une simple révolution autour de lui-même , et autour de l'astre autour duquel tournent tous les atomes voisins de son

DE GJÊOGRAPHIÇ* \tp

90 Mais des observations directes viennent ajoutei^un nouveau poids à tant d*argumen8. Lorsque d^iqe tour très-élevée on laisse tomber un corps pesant, on voit qu*il ne suit pas exactement la ligne du fil à ploml^^ mais qu'il s'en écarte un peu k Ferlent : cette déviation., qu'on ob* serve constamment, ne peut être produite que par le mou» vement de la terre d'occident en orient.

Concluons donc que les calculs, les observatipns, les ex* périences et les inductions prouvent d'une manière incoDtestable le mouvement de la terre, et que leur ensemble place ce phénomène parmi les vérités physiques les mieux démontrées.

Passons maintenant à l'explication des phénomènes cér* lestes produits par les mouvemens réels de la terre, d'aprèa rhypolhèse de Copernic. L'axe de la terre, par rapport au plan de l'écliptique, c'est-à-dire par rapport au cercle que décrit le centre de la terre dans son mouvement annuel autour du soleil, restant toujours parallèle à luimême, présente alternativement chacun, de ses pôles vers le soleil. Ce phénomène peut aisément se dépiontrer par Isijîg. 7, où les lignes PP, parallèles entre elles, reprér sentent Taxe de la terre, S le centre du soleil^ et ABCD H courbe elliptique décrite autour du soleil par 1^ terr^, Pai; suite de ce parallélisme, le pôle P, le plus rapproché du soleil Io.rsque la terre est en B , devient le plus ^oign^ quand la terre se ti^ouve en D, parce que, dans la premier^ situation, l'inclinaison de la partie Bp de l'axe terrestre est dirigée en dedans de la courbfs ÂBCD , tandis qu'ai| point D elle se trouve Tétre en dehors* Dans Ijss deuK points intermédiaires A et C, Taxe P ne penche ni vers le soleil, ni du côté opposé; mais dans tous les autres points de Torbite ÀBCD, elle prendra néc^^ir<;n|ient une position inclinée par rapport au soleii: Dr, ces diverses posi^ tions étant les causes de la différence des saisons , méritent d'être expliquées plus en détail. .

Examinons la position où le pôle P se trouve le.f^i^s. rapproché du soleil, et qui est reti*acee dans la jîg^.fi^ . ,

X20 TRAITÉ ÉLÉBO^TAIBE

Le plus simple coup d'oeil nous apprend que la surface terrestre se partage à chaque instant en deux parties, et que celle qui regarde le soleil doit être ëclairée, taodb que celle qui est du côté opposé doit rester obscure. La limite respective de ces deux parties est déterminée par le grand cercle ILA, mené perpendiculairement à la ligne SO, qui joint les centres du soleil et de la terre. Noos supposons les rayons du soleil parallèles à cette ligne , attendu que la grande distance du soleil et le petit diamètre de la terre rendent toute convergence ou divergence insensible. Il est donc évident que le cercle IL^, nommé cercle ^ûluminatiqn, sépare toute la surface éclairée de celle qui ne Test pas. On voit d'après cela que Féquateur ELF étant un grand cercle , se trouve partagé en deux parties égales par le cercle d'illumination, ou chaque point de Féquateur, en parcourant la demi-circonférence de ce c&rdt d'illumination, doit nécessairement être éclairé par le soleil durant la moitié du temps qu'il faut à la terre pour exécuter sa révolution diurne. On voit de plus que tous les cercles décrits par les diffâ*ens points de l'arc PE se trouvent inégalement partagés par le cercle d'illumination, et que cette inégalité devient plus sensible à mc'sure que ces cercles s'éloignent davantage de l'équateur. Dans ce cas, la plus grande des deux portions se trouve comprise dans la partie éclairée, et ce n*est que la plus petite qui reste dans la partie obscure : pour tous ces points la dorée du jour doit donc surpasser de plus en plus celle de la nuit. Pour toute la région renfermée dans le cercle IK décrit par le point I, il ne doit point y avoir de nuit» puisque ce cercle se trouve entièrement dans la partie éclairée à une certaine époque de l'année.

L'autre hémisphèce Jl^F doit nécessairement offiw on spectacle opposé à celui que nous venons de décrire. La durée des jours doit y diminuer de plus en plus à mesure qu'on se rapproche du pôle ; et la région polaire, qui se trouve entièrement dans la partie obscure, est ensevelie dans une nuit qui n'a pas moins de a4 heures.

DE GÉOGRAPHIIi:. 131

On voit encore par la même figure qae tous les points du cercle HG viennent successivement recevoir les rayons perpendiculaires du soleil , tandis qu'en s'éloignant vers Tun ou Tautre pôle on ne jouit plus que des rayons obli* ques. Il ensuit que plus un lieu est voisin du cercle GH^ plus il voit le soleil s*ëlever sur son horizon.

Considérons maintenant la durée des jours et des nuits au moment où la terre se trouve ti-ansportée au point A ou G 9 fig. 7 . Dans cette position ^ le rayon du soleil SA. ou se se dirige perpendiculairement à Taxe Vp, vers le centre de la terre; et réquateur, ainsi que tous les cercles qui lui sont parallèles, sont partagés en deux parties égales parle cercle d*illnmination : mais puisque la partie éclairée de la terre embrasse une étendue égale à celle de la partie obscure /la durée du jour doit donc être égale à ceUe de la nuit pour tous les points de la surface ten*estre. On a nommé équinoxes les époques auxquelles le centime delà terre arrive à ces deux positions; et comme le soleil est alors dans le plan de Téquateur, ce cercle prend aussi le nom de ligne équinoxiale, ou simplement de la ligne.

On désigne sous le nom de printemps astronomique, pour rhémisphère EPF, la durée du temps qui s'écoule pendant que la terre s'avance du point A jusqu'au point B y dans la figtti*e 7 . En partant de l'équinoxe de printemps, le plan de Féquateur s'abaisse de plus en plus par rapport au soleil, qui paratt s'élever vei'S le pôle. Cet astre parvenu au point B, sa plus grande bauteur apparente I le demi-axe BP de la terre prend sa plus grande inclinaison possible vers le soleil, qui à cette époque paraît le plus près du pôle P : le jour est alors le plus long de l'année, et l'été de Fhémispbère EPF commence. Cette situation de l'axe Vp parait stationnaire pendant plusieurs jours : on a nommé ce point solstice d'été. C'est la position que nous avons examinée en détail d'après la figure 8 ; c'est l'été de nos régions. La terre étant arrivée au second équinoxe C, l'hémisphère dont nous nous occupons voit

laa TRAITÉ ÉLÉMENTAIRE

commencer rautomne. Alors le soleil , en paraissant s*abaisser, revient dans le plan de Tëquateur et semble le traverser de nouveau. Cet astre, ayant effectué son passage par le point C, parait toujours descendre au-dessous de Téquateur, pendant que le demi-axe CP s'incline en même temps de plus en plus du côté opposé, jusqu'à ce que la terre soit en D, point où commence l'hiver de rhémisphère EPF^ l'axe demeurant alors plusieurs jours presque dans la même situation, on a nommé ce point solstice d'hiver. La position de la terre à ce point peut être exa-* minée en détail à l'aide de la figure 9, qui représente l'hiver de nos régions. La durée de cette saison se détermine par le temps que la terre emploie à revenir au point A. Pendant cet intervalle, le pôle P se rapproche du soleil , qui par conséquent semble remonter vers l'équateur, où il arrive quand la terre, revenue au point A, achève sa révolution annuelle.

Dans l'hémisphère opposé E;?F, la succession des saisons doit se passer dans un ordre inverse; de sorte que le printemps de cet hémisphère répond à l'automne de l'autre^ et ainsi de suite.

Remarquons encore que l'orbite de la terre ABCD, fi* gure 7, étant un ellipse ou cercle alongé dont le soleil occupe un des foyers, la terre emploie plus de jours à aller du point d'équinoxe du printemps A, par le solstice d'été B, au point d'équinoxe d'automne G, que pour décrire la seconde partie de son Orbite. Cette circonstance donne à rhémisphère boréal, que nous habitons, l'avantage d'un printemps et d'un été un peu plus longs que ceux dont jouissent les habitans de l'hémisphère austral.

Les premiers astronomes, pour mieux calculer ce mouvement apparent du soleil, le rapportèrent aux constella^ fions ou groupes d'étoiles fixes que cet astre paraît traverser successivement, et qui sont au nombre de douze; ce qui en donne trois pour une saison. Voici leurs noms et les caractères dont on se sert pour les représenter:

T fc iéUer, V le taureau, XJ les génteaux,

g le cancer, ^ leUon^ irg la vierge,

^ la baiance^ 1% t^ scorpion, ^ le sagittaire,

^ le capricorne, ^ss^le verseau, )( les poissons.

Ces images d^animaux y que rastronomie primitive avait traasportëes dans les cieux^ firent donner à la bande qu'oc- ( upeat ces constellations le nom de zodiaque ( de («(^tov | mimai ). Chaque constellation s^appelle un signe. H est bon Tobscrver que par l'effet d'un mouvement rétrograde , mais très-lent, de la terre, les constellations ne répondent plus lUX mêmes points de Forbite terrestre; mais comme on a restreint le nom de signes aux douze divisions dé la circonférence du cercle qui mesure la révolution entière de U terre, et comme ces divisions, dont chacune est de 3o degrés, ne changent point, l'équinoxe du printemps répond toujours au premier point du çigne du bélier, le solstice (fêté cdîDcide avec le premier point du cancer , Téqui- Doxe d'automne arrive au premier point de la balance, et ie solstice d'hiver au premier point du capricorne, bien -|Ue les constellations ou groupes d'étoiles de mêmes noms aient cessé d'être en rapport avec ces saisons.

Par le mouvement apparent du soleil, qui s'éloigne de réqoateor tantôt au nord , tantôt au sud , cet astre passe 9icceaBvement au zénith de tous les points de la terre compris entre les deux cercles GH et gh {figures 8 et 9 ), parallèles à Téquateur, et sur lesquels ses rayons tombent verticalement aux deux solstices. Ces limites, oh le soleil semble s*arrêter et revenir sur ses pas, ont reçu le nom de trxfpiqwÊes, c'est-à-dire, cercles de retour ( de T/xwm , retour). 0\m qai répond au solstice d'été se nomme tropique du cancer^ et l'antre, le tropique du capricorne.

Les cercles IK et ik, qui circonscrivent vers chaque pôle la partie qu'atteignent les rayons du soleil lorsqu'il est dans Iliémisphère opposé, s'appellent cerc/e5;9o2airej; l'un est \' arctique, et l'autre V antarctique.

La surface terrestre se trouve ainsi partagée en cinq

ia4 TRAITÉ ÉLÉMENTAIRE

zones ou bandes par les cercles polaires et les tropiques, celles qui sont reuferméespar les cercles polaires étant pnvëes de la chaleur du soleil pendant une grande partie de Tannée 9. puisqu'elles n^en reçoivent jamais les rayons qui très-obliquement, ont mërité le nom de zones glaciales. Deux autres zones, comprises dans chaque hëaiispbère, entre le cercle polaire et le tropique, reçoivent les rayons du soleil moins obliquement que les zones glaciales, mai« jamais verticalement ; ce sont les zones tempérées» Enfin 1j bande circonscrite par les deux tropiques, dont chaque point passe deux fois sous le soleil dans Tannëe, et qui reçoit constamment les rayons de cet astre dans une directioo peu oblique, a recala dénomination de zonetorride. Nom reviendrons ailleurs sur les qualités physiques de ces gran- 1 des régions du globe.

Les anciens géographes faisaient souvent usage d*ane<li> vision de la terre en climats ^ qu'ils fondaient sur la dorée du jour comparée à celle de la nuit, au solstice d*ëté. La climats se comptent par différence de demi-heure jusquan cercle polaire, où les différences se succèdent plus rapidement; on les compte dès lors par mois.

Le tableau suivant offre les 3o climats astrooomiqoa de rhémisphère boréal; l'hémisphère opposé en a autant, disposa dans le même ordre.

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