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Le contraste des saisons , dans les hémisphères situés au nord et an sud de Féquateur ^ a donné naissance à des distinctions qu'il faut connaître , parce qu'on .les rencontre quelquefois dans les géographies d'une date ancienne. Les peuples qui habitent sur le même méridien ei à la méipe latitude sont nomma arUesciens (de «vti, contre 9 et ocxca, habitation); ils comptent les mêmes heures aux mêmes

instans, mais ils ont des saisons opposées. Ceux qui demeurent sous des méridiens opposés , An même côté de l'équateur et à une égale distance , sont periœciens (d< ircpt, autour, ;et otxia; habitation) : ils comptent au mêm instant des heures opposées, les uns ayant minuit quao les autres ont midi^ mais étant du côté du même pôle, i ont les mêmes safsons. '

La géographie, ancienne connaît également une diyiâ des habitans de la terre, d'après la projection des oi On a nommé hétérosciens (de erepoç^ divers, et mua^ ombre! ceux qui occupent les zones tempérées , parce que leurs ombres, toujours tournées vers le pôle élevé sur leur iu^ misphère^ se trouvent par conséquent dirigées dans d^i sens opposés. Les habitans des zones glaciales qui , dans ua temps de Tannée, jouissent de la présence du soleil peDdant vingt-quatre heures et plus , soient cet astre tournor autour de leur horizon et tracer leur ombre dans tous Ie$ sens; ce qui les a Serit nommer pirisciens (de Tcpc etouj. voyez ci-dessus). Enfin on appelle amphisciens ou asdem (de «fftfc, autour, ou de «y.sans, et fr%wL ) les habitans de la zone tomde , dont les ombres, presque nulles à nddi , soûl tour à tour dirigées \ers un pôle et vers Tautre.

Passons à une distinction plus essentielle. En considérant les phénomènes locaux, on reconnaît trois situations de la sphère , c'est-à-dire de Fensemble des divers ceide» que nous avons fait co|matti<e et qui servent à déterminer la position relative des astres. Les habitans de Téquateur ont la sphèrv droite ^ attendu que le plan de ce cercle passant par leur zénith, est pour eux perpendiculaire à Phorizon; d'où il résuite que lés astres, qui, "dans leur mouvement diurne apparent décrivent des parallèles ï réqnatenr, paraissent se lever et descendre Terticàlémeot par rapport à Thorizon. Les peuples qui habitent depuis Téquatenr jusqu'aux pôles ont fet sphhre oblique, parce que ré(}aateur coupant leur horizon obliquement, la route apparente des astres ne peut jamais être parallèle à rhorison. Enfin, à Tan et Vautre pôle l'horizon se confond

BE GéoGRAPHlE. I217

avec Fëquateur même, et les astres pai^issent maix^er parallèlement à ce cercle; ainsi un habitant do pôle^ s'il y en avait ^ aurait la sphère parallhh,

Vobliçuiié de Vécliptique est Tangle que font entre eau les plans de Téquateur et de Técliptique. EUe n'est pas in^ variable : les observations et le calcul des forces qui-pro^ duisent les mouvemens des planètes ont prouve que rinclinaison de l'équateur terrestre, par rapport à FécÛptique, éprouve une diminution d'environ- 5a'' par siècle, jusqu'à ce qu'elle parvienne à un terme ^ paasë lequel elle recom-' mencera à croître* ....

Laplace a démonb'ëque la variation de l'obliquité del'é^ cliptiqne sur Téquateur oscille dans des limites qui ne peuvent dépasser 3 degrés. Cette inclinaison est actuellement de aSo 27' {. Les obsei*vations chinoises, faites onze cents ans avant notre ère, constatent que J'inclihaisofy de-l'édiipw tique était alors plus grande; «Ue le devait être aussi lorsque, au temps des anciens astronomes, le foBddu puits de la ville de Syène, dans la Haute-Egypte, était éclairé par le soleil. Ce phénomène prouve que le tropique du oaueei* passait alors par cette ville, c^est-à^îre & 4a latitude bo-» réale de 24^ 5' iV .l^printemps perpétua dont la terre^àpt^ rait joui à une époque très-reculée, selon quelques anieutis étrangers aux sciences mathématiques, n'-est <ionc <}crVné hypothèse dont les calculs exacts de& géomètres modernes ont démontré la Êsiusseté, et qui^ faut rejeter entièrement;

Les deux mouvemens combinés de la t^-re produisent^ dans la fixation du temps, une différence qui influe sur les méthodes d'après lesquelles on détermine les positioâer géographiques. On distingue plusieurs espèces- de /our^el Abonnées.

Vannée tropique ou solaire est le temps qu'emploie la terre à parcourir î'écliptique^ en partant d'un des éqiri-' noxcs pour revenir au même point : elle comprend 365 jours moyens, 5 heures, 4B minutes, 5o secondes. On la nomme année tropique, parce qu'il faut que tout cet in- Lei-valle de temps s'écoule pour que chaque saison revienne

ia8 TRAITÉ ÉLÉMENTAIAE

dans le même ordre qu*auparavant« Par suite du mouvement apparent de l'axe de la terre, les points équinoxiaux paraissent rétrograder par rapport aux étoiles : c^esl cr mouvement qu*on nomme précession des é<piinoxes. Les astronomes Font estimé d'environ So*" par an; ce qui alonge la révolution annuelle de la terre de 20' ^4% ^nrsqu*on la compare aux étoiles : elle se nomme alors année sidérale, et dure 365 jours, 6 heures, 9 min., x4 s^c.

La durée du jour moyen, divisé en a4 heures, est marquée par rintervalle qui s*écoule entre deux passages consécutifs du soleil par le méridien du même lieu , eu supposant le mouvement apparent du soleil d'une vitesse uniforme. Mais ce mouvement est reconnu pour inégal , ou plutôt notre terre n'emploie pas tout-à-fait ^ heures dans sa rotation, parce que, dans le temps même que h terre emploie à tourner autour de son axe, elle s*avaDCc dans son orbite un peu vers l'orient; il faut donc que ckacun de ses méridiens, après avoir achevé une révolutioa entière, ^ticipe 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'intexTalk entre deux passages d'une étoile fixe au même méridieo, qui mesure la véritable durée de la rotation terrestre ou du Jour sidéral, n'est que de %i heures 56 min. 4 sec.

L'inégalité des jours solaires est due à deux causes distinctes : la position oblique de l'écliptique à Yég^rd de Téquateur, et l'in^alité du mouvement apparent du soleil dans l'édiptique. 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 r^ard de la deuxième cause, nous observerons que le soleil, placé dans un des foyers de l'oiliite elliptique de la terre , parait se mouvoir plus lentement dans les six signes septentrionaux que dans leff méridionaux ; et cette difle* rence de vitesse suffit pour rendre inégaux les arcs diurne de l'équateur. Le concours de ces deux causes fait que U

durée des jours solaires , comparée à celle de la rotation de la terre , est tantôt moindre et tantôt plus grande que 24 heures; et cette inégalité sera toujours la plus grande, lorsque les deux causes que nous venons d*expliquer se trouveront concourir ou accumuler les différences dans le même sens. La série d^ces différences forme ce qu'on appelle Yéquation du temps, 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 veut en conclure le temps moyen ou astronomique. Or, c'est au temps mo jen que se rapportent les tables astronomiques à l'aide desqudles oà calcule les mouvemens des astres, et, par eux, les positions géographiques. --^

Nous avons considéré la terre en rapport avec le soleil; mais elle l'est encore très -directement avec la tune. Ce satellite de notre planète accomplit sa révolu tioq autour de la terre, d'occident en orient, en 27 jours 7 heures 43 minutes 1 1 secondes : ce temps est ordinairement appelé mois périodique. On s'apercevra que cette planète emploie un peu plus de temps à retourner vers le soleil à chaque conjonction. La cause de cette différence vient uniquement de ce que la terre, et par conséiquent la lune son satellite, s'avance sur l'écliptique, pendant que la lune parcourt son orbite en 27 jours 7 heures : ce dernier espace de temps est nommé mois synodique ou mois lunaire; il est de 29 jours 12 heures 44 i^^î^* 3 secondes 10 tierces. 11 commence au moment où la lune se trouve directement entre le soleil et la terre, ce qu'on nomme en conjonction. Cet aspect est représenté dans la figure 10, où S désigne le soleil, T la terre, et L la lune. -^^^'

En parcourant son orbite, la lune prend à l'égard du soleil plusieurs situations, desquelles résultent les asprcts ou phases Xàdi lune étant un corps opaque, né peut être aper^ çue qu'autant qu'elle renvoie la lumière qu'elle eniprunte du soleil; elle ne devient donc visible pour nonsi][ue lors* qu'après avoir passé le point L, elle commence ii tourner

iio TKÂITÉ ÉLÉMENTAIKE

vei'S la terre une poition de son disque éclairé ^ qui s*agrandit à mesure qu'elle s'éloigne du soleil pour passer du côté opposé en L'. La terre se trouvant alors entre ces deux astres , on voit en entier l'hémisphère éclairé de la lune, qui^ dans cet état, parait pleine et en opposùion avec le soleil.

La conjonction et l'opposition de la lune par rapport au soleil y ou la nouvelle et la pleine lune, sont les sjrzjgies. Quand la lune est* éloignée du soleil d'un quart de circonférence y comme en 1' et 1, elle est en quadrature, et ne fait apercevoir que la moitié de son hémisphère éclairé. C'est le premier ou le dernier quartier, selon qoe son bord arrondi est tourné à l'occident ou à l'orient.

On serait tenté de croire que la lune devrait, diaqiie fois qu'elle est en conjonction avec le soleil, nous cacher en tout, ou au moins en partie, le disque de cet astre, et chaque fois qu'elle est en opposition, se plonger dans l'ombre que la terre projette deirière elle^ de sorte quil y aurait dans le premier cas éclipse de soleil j et dans le second, éclipse de lune.Ces phénomènes n'arrivent cependant pas à toutes les nouvelles et pleines lunes : en voici la raison. Le plan de l'orbite de la lune est incliné à cdoi de l'écliptique, et ces deux plans ne se rencontrent que dans une seule ligne, ou section commune, qui ck>it passer par le centre de la terre. Il est évident que la lune ne ae trouve dans le plan de l'écliptique que lorsqu'elle passe ven l'une on l'autre extrémité de cette ligne, c'est-à-dire lorsqu'elle se trouve dans ses nœuds. Lorsque les con)ODO tions et les oppositions coïncident avec les nœuds, il y a éclipse ; dans le cas contraire, il n'en arrive point. On cofl»> prendra mieux cespailicularitésen comparant la^yE^ure I^ qui représente en plan géométral les orbites de la terre et de la lune, et \z figure 1 1 , qui montre le coupe oaprofilsuivant la ligne ST. Cette ligne ST désigne le plan de Y^ diptique, et U celui de l'orbite lunaire. Nous allons fair* voir maintenant comment rd>servation de ces phénomènes sert à fixer la longitude d'un lieu de la terre.

DE GÉOCRAPHIE. l3l

Nous savons que pour déterminer la longitude d*un lieu il ne s*agit que de remarquer précisément Tbeure que Ton compte au même instant en deux points diffërenSy par l'observation d'un signal instantané qui puisse être aperçu dans ces deux points.

Les éclipses de lune semblent d*abord les signaux les plus favorables; car Ventrée de la lune dansFombre de la terre a lieu au même instant pouf tous les points de lliémisphère terrestre alors tourné vers cet astre, c'est-à-dire pour tous les lieux qui peuvent observer Téclipse; d'ailleurs les taches dont soiï disque est parsemé fournissent le moyen de faire plusieurs observations pour la même éclipse, en marquant avec précision le temps de la disparition de chaque tache h son entrée dans Tombre, ou lïmmersion^'el celui de -la sortie de Fombre, ou Yémersion : ainsi, en supposant que Ton ait déterminé dans chaque lieu le temps vrai de cette observation , la différence des temps, convertie en degrés de Féquateur, donnera immédiatement la différence des longitudes. Si tous les résultats obtenus ne se rapportent pas exactement, on prend ordinairement un milieu entre toutes les observations; mais il vaut beaucoup mieux examiner en détail les circonstances qui ont accompagné chaque observation , apprécier, .d'après ces données, la bonté relative de chacune d'elles, et ne comparer que celles qui sont à l'abri de tout soupçon d'inexactitude.

On n'a pas absolument besoin des observations correspondantes. Les éphémérides astronomiques, telles que la Connaissance de^ temps des Français, le Nautical almanach des Anglais, ou le Calendrier du naifigateur des Danois, offrent des calcub d'éclipsés faits d'avance pour un point connu.

C'est de cette manière que M. Lalande a pu déterminer la longitude de Casbùiy ville du nord de la Perse, d'après l'éclipsé de lune du 3o juin 1787, observée par l'astronome Beanchamp dans ce lieu. La fin de l'écÛpse, ou la sortie totale du disque lunaire de l'ombre de la ten^e, ayant

li% TEAITé ÉLÉllEIiTÀlEE

eu Itea pour Ca^in à 7 heures 45 min. 3o sec., temps vrai , et le calcul douuant pour Paris 4 heures 36 min. 38 sec., la différence, qui est de 3 heures 8 min. Sa sec., équivaut h la différence des méridiens de Paris et de Casbin. Si on la convertit en degrés à raison de i5 pour une heure, ce qui donne i5 minutes de degré pour une minute de temps, et i5 secondes de degré pour une seconde de temps, on aura, pour 3 heures 8 min. Sa sec. en temps, la somme de 4^^ i3' en arc. Telle est, par rapport au méiidien de Paris, la longitude de Gasbin, résultante de Tobservation ci-dessus. Mais les éclipses de lune offrent un grand inconvéni^it : c'est que Tinstant o& le disque lunaire entre dans l'ombre pure, instant qui doit marquer le commencement deTédipse, ne peut jamais être assigné avec précision; on ne saurait donc répondre de quelques secondes de temps dans la détermination des phases d'une éclipse de lune : aussi l'emploi des éclipses de lune pour la détermination des longitudes est^l aujourd'hui généralement abandonné.

Terminons ici l'exposé nécessairement aride des mâhodes par lesquelles on fixe les longitudes et les latitudes, en offrant à nos lecteurs le tableau des principaux élémens da système solaire.

DE GéOGRAPHtE.

l34 TRAITÉ ÉUÉBEIITÂIIIE