C H A P TT R E IL

Première rbaqctie de l’étude des modifications périodiques que présente le spectacle journalier du ciel, en un lieu quelconque, entrer* tout astre Intérieur et surtout quant au soleil : appréciation générale de non mouvement annuel, d'où théorie élémentaire des saisons. * v ’

Si le ciel ne nous offrait pas d'autres phénomène» que< l'invariable reproduction du mouvement journalier qui vient d'être

apprécié , là science astronomique rom^rlerait une extrême

facilité , puisque toutes les prévisions essentielles se rapporteraient alors au simple problème trigonométrique ci-dessus caractérisé. Mais ce spectacle fondamental ne constitue' pas directement le. sujet propre delà véritable astronomie, qui consiste, au contraire, dans l’ctudc des variations régulières qu’il présente envers certains astres. Quoique tous participent, sans doute, à ce mouvement sphérique et uniforme, ceux à regard desquels ses divers élémeuts mathématiques, tels que le lieu ou ^instant du passage à 1 horizon ou au méridien, ne subissent jamais aucune modification considérable, sont, par cela même, étrangers aux vraies théories astronomiques, où ils ne figurent ésscpticllcment qu’à litre de moyens d’observation, servant à traduire spontanément la rotation inverse de notre planète, et fournissant des termes fixes à dos comparaisons géométriques, ainsi que nous l’expliquerons bientôt. Ces modifications périodiques du commun phénomène diurne, tontes relatives à des mouvements propres, constituent, en effet j le principal caractère d’après lequel on distingue le petit nombre désastres que nous avons qualifiés d'inférieurs, c’est-à-dire le soleil, les planètes, les satellites et les comètes, d7avec l’innombrable multitude des étoiles proprement dites, ou astres extérieurs à notre monde, cl dès lors étrangers aux saines éludes célestes, comme on le reconnaîtra de plus en plus. Dion que l’habitude d’explorer le ciel procure souvent la faculté dctablir cefic distinction fondamentale d'après une simple inspection directe, suivant certains caractères d’aspect ou de situation , cependant de tels indices soûl loin de suffire toujours, et il n’existe pas, à cet égard j d'autre symptôme irrécusable et général que l’existence ou l’absence de ces variations graduelles du mouvement universel, h découverte d'une pl mêle ne consiste pas constamment à apercevoir un nouvel astre intérieur

qui avait échappé , par ud motif quelconque, dus investi cations

antérieures; mais qàelquèfois elle résulte seulement d’une suite d'observations qui ont fait reconnaître comme intérieur, d’après ces modifications décisives, un astre auparavant jugé extérieur, faute d’une exploration assez prolongée. Si le premier cas a été, par exemple, celui des quatre petites planètes situées entre Mars et Jupiter, [autre s’clail auparavant présenté pour Ura nus, longtemps confondu avec les étoiles.

Nous ne pouvous donc pas regarder le véritable objet de la science astronomique comme suffisamment défini par l’appréciation fondamentale dü chapitre précédent. Pour que le problème céleste soit convenablement posé dans cette introduction générale , il devient maintenant indispensable d’ébaucher ici l’étude mathématique de «es mouvements propres, dont la coexistence avec le mouvemebl commun du ciel caractérise seule la vraie nature du domaine effectif de l’astronomie positive. Il suffira d’y considérer spécialement fin soûl de ces astres intérieurs, en nous bornant à indiquer, en général , envers tous les autres , des conclusions' analogues, qui seront ensuite exactement formulées , et que nous n’avom encore aucun besoin de spécifier. On conçoit que cet unique exemple doit ici se rapporter au principal de ces corps , dont il importe déjà de concevoir familièrement , par une première approximation , le mouvement propre , soit en vertu de sc» nombreuses applications immédiates , soit en tant que traduisant la circulation annuelle de noire planète. Reprenons donc, à l’égard dn soleil en particulier, les deux,ordrcs d'observations, horizontales et verticales, expliquées au chapitre précédent, afin d’apprécier soigneusement la loi générale de leurs variations périodiques.

En commençant cette exploration spéciale le jour même de l’équinoic de printemps, vers le -21 mars, dn voit alors le soleil se lever exactement au point est de l’horizon, et se coucher au

ASTRONOMIE ' POPUÉAIJtE.

|K)iul ouest , en E et l) (/ig. 1 .) Mais , de jour en jour, ce lever et ce coucher s’opèrent en des points de plus en plus rapprochés du nord, jusqu'au -21 juin environ, où le soleil se lève, par exemple , en A et se Couche en B. Après cette époque, les passages de 1 astre à 1 horizon rétrogradent journellement vers 1 état primitif , pendant un' second trimestre, à l’expiration duquelje 21 septembre , jour de l’équinoxe, d’automné», le soleil se lète encore en E et se couche en O, comme au début. Durant le trimestre suivant , I astre traverse l'horizon dans sa moitié méridionale, de plus. en plus près, du point sud, dont il s’approche enfin , le 21 décembre, en A!" et B"\ autant qu’ill’avail fait du point nord six mois auparavant. Les levers et les couchers rétrogradent ensuite , en sens contraire , vers notre état initial, pendant un dernier trimestre , après lequel toutes les variations horizontales sont réellement accomplies, puisqu'elles ne fout plus essentiellement que se reproduire périodiquement, suivant là marche précédente La durée de celle période constitue l’année proprement dite, -comme le temps écoulé entre deux levers consécutifs constitue le jour. .Nous supposons ici égales entre elles les quatre portions dans lesquelles l’année se trouve ainsi décomposée par l'écartement graduel, tantôt septentrional, tantôt jnéridioual, d'abord croissant, puis décroissant, des levers eLcouchers rapportés aux points est et ouest de l'horizon Nous connaîtrons plus tard les inégalités peu prononcées, mais appréciables, qu’elles offrent réellement. Quant à l'étendue totale de cet écartement, EA ou EA", elle varie, d'un lieu à un autre , dans le même sens que la baulenr du pôle , et il importe peu de la connaître ; elle est , à Paris , d’environ 37° ; eu sorte que les directions suivant lesquelles le soleil se lève y changent, de juin à décembre , de 4 d’angle droit. La marche graduelle de ces déplacements journaliers n’est d’ailleurs nullement uniforme. due observation judicieuse, quoique

grossière, manifestera aisément un contraste prononcé cntro leur rapidité au lemps des équinoxes et leur lenteur aux deux époques opposées, ainsi justement qualitiées dc-tolslkes , pour rappeler l’espèce d'immobilité du phénomène au moment' où il va changer- de sens , suivant le caractère mathématique de totxtes les variations .graduelles, à l’instant de leur maximum ou minimum. , ' .

Celte première suite d'observations démontre clairement que l’astro proposé, en participant au mouvement journalier dé toute la sphère céleste, offre spécialement un mouvement annuel, suivant un circuit oblique,, qui lui fait décrire chaque jour un cercle différent. En construisant déjà, sur ce mouvement propre , l’hypothèse la plus simple , compatible avec l’ensemble de nos documents, nous le supposerons d’abord circulaire et uniforme , autour de l'observateur. Sans rien prononcer encore sur, là grandeur de ce fcercle spécial, communément nommé écliptique , nous pourrons, puisqu’il ne s'agit ici quelle représenter les directions et non les distances, le remplacer par le grand cercle concentrique suivant lequel son plan couperait la sphère idéale qui nous sert à concevoir le mouvement universel. Quant à sa situation envers Véqueteur, ouïe grand cercle perpendiculaire à l’axe de la rotation journalière, clic pourrait se déduire, sans doute, des observations précédentes ; mais elle résultera mieux de celles que nous devons maintenant

accomplir dans le méridien.

. Au début de notre exploration horizontale, quand le soleil se lève en E et se couche en O (fiq. t ), si l’on observe sa plus grande élévation sur l'horizon, on reconnaît qu’il traverse le plan du méridien précisément' en E(/i; y, 2), en sorte que le parallèle qu’il décrit ce jour-là coïncide exactement avec l’équntenr. Ge cercle étant toujours coupé par l'horizon en deux parties égales, quelle que soit (a hauteur du jxllo, il s’ensuit

que la présonee de l’astre sur l’horizon ct>son absence, constamment représentées par les parties supérieure et inférieure du diamètre méridien de son parallèle diurne , sorit alors de même durée , pour un observateur quelconque ; d’où résulte le nom d 'équinoxe attribué à ce jour remarquable. Pendant tout le trimestre suivant, tandis que le lever du soleil s’opère de plus en plus près du nord , sa hauteur méridienne augmente continuellement , jusqu’au moment du solstice, le 21 juin, où le soleil décrit le parallèle D K , le plus rapproché du zénith Z, au sud duquel il resté d’ailleurs toujours placé dans nos climats européens. Durant' le second trimestre, le soleil, revient vers l’équateur, qu’il décrit de nouveau le 21 septembre, de manière à produire l’équinoxe d’automne ; il passe ensuite dans l’hémisphère austral, en s’écartant de plus en plus de l’équateur, jusqu’à ce qu’il en soit, le 21 décembre, aussi éloigné/, en sens inverse, qu’il l’était lors du solstice opposé, de façon à . décrire le parallèle diurne D' K', égal et contraire à D K Entirt, le dernier trimestre ramène graduellement le soleil vers l’équateur, qu’il atteint, comme au début, après une année révolue, pour reproduire continuellement, suivant la même période, une suite essentiellement identique de variations méridiennes. ' * • • •' . . -

Ce second cours d’observations confirme évidemment les indications générales du premier sur le mouvement annuel du

soleil dans un cercle oblique à 1 équateur. Mais, en outre, H est

très- propre à mieux constituer notre hypothèse , en nous offrant la véritable* mesure de cette obliquité. En effet, cette dopnée fondamentale de l’astronomie solaire résulte directement ici d’ùne ciacfe comparaison entre là moindre et la plus grande hauteur méridienne du soleil , S K' et S D, pendant le cours de l’année , puisque leur demi-différence déterminera le maximum d’écartement E D ou E K' du soleil envers l'équateur, nôccs-

PREMIERE PARTI Ç , CHAPITRE liEl'XIÉME. t37

sairement égal, on tous lieux, à l’angle de l'écliptique avec l’équateur^ ainsi fixé, d’une manière presque invariable , à 23° 27’ 36", ou environ 23° Cette importante détermination , sans laquelle notre hypothèse ne saurait comporter aucune vérification précise, constitue peut-être la première découverte astronomique dont l’époque et l’inventeur nous soient suffisamment connus. Vaguement entrevue par Thaïes, elle ne fut accomplie que par JEudoxc , de Cnide, contemporain d’Aristote.

En appréciant , do la même manière qu’au chapitre précédent, la puissance logique propre au concours de ces deux classes d’observations, il est clair que leur ensemble reste pareillement insuffisant pour établir une vraie démonstration de la loi proposée , qui n’est ainsi exactement vérifiable encore qu’envers les quatre positions principales du passage variable du soleil, à l’horizon ou -au méridien, pendant le cours de l’année, sans rien prononcer d’assez formel sur les diverses positions intèrmédiaires. Mais , pour soumet tre notre hypothèse à une confrontation décisive avec l’exploration directe, à l’égard d’une époque quelconque , il faut d’abord achever de la constituer, en y dissipant l’incertitude qu’elle nous laisse jùsqu’ici , même après la détermination capitale>du degré d’obliquité, soit quant aux intersections de l’écliptique avec l’équateur, soit sur le sens effectif du monvemept annuel. Sous le premier aspect, ce complément indispensable est facile à établir par l’observation des couchers ou levers hèliaquti, si usités dans l’enfance de l’astronomie, et qui maintenant n’ont plus conservé d’autre office essentiel : en vertu de son mouvement propre , le soleil se lève ou se couche Chaque jour auprès d’une étoile différente j or , il suffit do rcrtiarquer celle qui correspond à l’un oujà l’autre équinoxe, et l’on connaît aussitôt la position céleste des points, dits- équinoxiaux, où l’écliptique coupe

l’équateur, de manière à pouvoir d’ailleurs contrôler mutuellement ces deux déterminations , qui doivent aboutir à deux points diamétralement opposés. Quant au sens du mouvement propre, on décidera s’il s’accomplit, comme le mouvement commun, de l’est à l’ouest, pu réciproquement, d’après une autre comparaison de ce genre , entre les levers consécutifs d’une mémo étoile et ceux du soleil; Après avoir remarqué , en un jour quelconque, quelle étoile sp lève ou se couche avec le soleil , il suffira d’examiner le lendemain , ou quelques jours après, lorsque cette simultanéité cessera , lequel des deux astres précède l’autre , et le senfc du mouvement annuel sera conforme ou contraire à celui du mouvement diurne selon que cette antériorité Caractéristique appartiendra au soleil ou à l’étoile. Or, un phénomène remarquable, déjà considéré incidemment au chapitre précédent , dissipe aussitôt toute incertitude à cet égard < en montrant que le lever do toutes les étoiles avance chaque jour de quatre minutes environ sur nos horloges solaires.. Il est donc certain que le mouvement propre s’accomplit en sens contraire du mouvoment commun , c’est-à-dire de l’occident vers l’orient. Cette différence, à peu p rés. constante , de quatre minutes suffirait même pour déterminer approximativement, si elle n'était déjà connue d’ailleurs, la période du mouvement solaire, en mesurant, suivant Je (aux ordinaire, le chemin spécial que parcourt le soleil parallèlement à l'équateur. surtout à l’époque des solstices, où sa route est parallèle à ce plan. Au reste , l’observation directe des passages successifs du soleil, soit à l 'horizon , soit plutôt au méridien, aura préalablement déterminé, avec plus de facilité et do sûreté, celle dénuée indispensable, qui, dans notre supposition d'uniformité; indique aussitôt la vitesse èiftetive du mouvement propre , dès lors estimée , sur l’écliptique, -à environ un -degfé par jour, puisque 1e nombre de jours dont so compose l'année

PREMIÈRE PARTIR , CUAP1TRB DEUXIÈME. 139

se trouve peu différer du nombre de degre» relatif à la division usuelle du cercle (1). . • . , •

.Noire nouvelle hypothèse ayant acquis , par ces divers compléments , son vrai caractère scientifique, la marche expliquée, dans le chapitre précédent, au sujet du mouvement diurne, permettra de prononcer aussi surjia réalité de cette loi du mouvement annuel, qui maintenant éomporte, pour une époque quelconque , d’exactes prévisions , susceptibles d’une confrontation décisive avec l’exploration journalière. Car, en partant, par exemple, de la position équinoxiale du 21 mars , le nombre de jours écoulés indiquera directement la position correspondante du soleil sur l'écliptique , d’où l’on pourra déduire sa distance angulaire ou sphérique à l’équateur ou au pôle, de façon à connaître le parallèle qu’il doit alors décrire , et dès lors à prévoir touW les circonstances journalières qui s’y rapportent, quant au temps ou au lieu de son passage à l'horizon, au méridien, ou ailleurs, suivant les régies fondamentales déjà établies envers le mouvement diurne d’un astre arbitraire. 11 n’y a donc ici d’opération vraiment nouvelle quecctle prévision continue de la distance variable du soleil à l’équateur pour chaque jonr donné. Or , une telle déduction pourra s’accomplir suivant l’un quelconque des trois modes équivalents, de plus en plus parfaits, mécanique, graphique, et numérique % qui ont été appliqués, dans le chapitre précédent , à l’appréciation tna-

— . fc-. . . — — — ~-

(1) Ce rapprochement n’a rien de fortuit , si , comme tout porte à le croire, le nombre astronomique a historiquement servi de type essentiel ail nombre géométrique. L ue telle origine est d'autant plus vraisemblable que la durée de l’année a 3ii être déterminée , par les premières castes sacerdotales , d'après la simple observation (tes levers' on couchers héll.iques , avanrqne la numération eM'écrilure fussent assez perfectionnées pour faire distinctement apprécier la vraie différence de ces deux nombres, entrejesquels on a vraisemblablement s’upposé d’abord une parfaite égaillé ,d’ofi résulte sans doute l'ancienne année égyptienne de 300 jours , tardivement complétée par les 5 jours épagomènes.

UO > ASTRONOMIE POPULAIRE

thématique du mouvement diurne. Pour lé premier, il suffira , . évidemment, après avoir marqué sur le globe le cercle de

l’écliptique, suivant les données ci-dessus obtenues, d'amener au méridien le point de ce cercle qui représente, à raison d’un degré journalier , la position convenable du soleil , dont la distance correspondante à l'équateur deviendra ainsi directement mesurable- Quant au mode graphique , on pourra d'abord supposer que le diamètre 1)CD' (fig. 2) représenic la projection de l'écliptique sur le plan du méridien, quoique cela ne convienne qu’à certaines longitudes géographiques : dés lors, une projection facile DT , faite séparément sur le cercle de l’écliptique, déterminera , d’après le nombre de jours écoulé depuis l’un ou l’autre solstice , le parallèle YV qui convient au jour proposé, et la distance cherchée VE. Enfin , dans le mode numérique ou trigonométrique, cette distance résultera d’un triangle sphérique rectangle, où elle sera opposée à un angle égal à l’obliquité de l’écliptique, et dont l’hypothénusc mesurera le chemin,effectif du soleil depuis l’équinoxe précédent.

C’est ainsi qu’on a pu constatér, en tout temps, la réalité fondamentale de l’hypothèse relative au mouvement circulaire et uniforme qu’accomplit annuellement le soleil. Mais cette confirmation diffère beaucoup de celle expliquée au chapitre \ précédent, en ce qu’elle concerne seulemeut une approximation initiale, que nous aurons besoin ensuite de remplacer par une loi plus exacte et plus compliquée, quand il y faudra puiser des prévisions plus lointaines et plus précises; tandis que l’hypothèse fondamentale sur le mouvement diurne a toujours conservé la même exactitude avec la même simplicité, depuis la première origine de la science astronomique, malgré l’immense perfectionnement de l’exploration. Néanmoins, en reproduisant un nouvel exemple caractéristique de la marche logique déjà appréciée envers l’autre cas , l’opération actuelle

n’en devient que pins propre à mieux manifester l’obligation

générale de commencer toujours nos recherches spéculatives par l'hypothèse la plus simple que puisse comporter l'ensemble des documents obtenus , méme'lorsqu’clle devra ultérieurement subir des changements considérables, dont la considération anticipée serait aussi vicieuse qu inutile. Sans une telle sagesse continue, pleinement justifiée par la nature relative de toutes nos théories réelles, le progrès des éludes positives serait radicalement entrave , en compliquant outre mesure la comparaison graduelle des prévisions aux observations. C’est pourquoi , bien que nous soyons loin d’attacher à la circularité et à l’uniformité des mouvements célestes les attributs absolus qu’y admettaient les anciens, l’astronomie moderne a soigneusement conservé cette antique supposition , dout la valeur scientifique restera toujours aussi incontestable que son aptitude logique, mais seulement à titre de première approximation, correspondante à un certain degré d’extension et de précision dans notre prévoyance rationnelle , en harmonie avec certaines applications usuelles.

La marche générale que nous venons de suivre pour le soleil conviendrait pareillement à tout autre astre intérieur, envers lequel on obtiendrait ainsi des conclusions analogues , qu’il serait maintenant superflu de spécifier ici. Tous ces corps seront dès lors reconnus animés , outre le commun mouvement journalier, de divers mouvements propres, à peu près circulaires et uniformes toujours accomplis en sens contraire du premier, selon des cercles concentriques , que l’on pourra constamment remplacer, tant qu’il ne faudra spéculer que sur les directions et non sur les distances , par les grands cercles que leurs plans détermineraient dans la sphère idéale qui représente déjà le spectacle fondamental du ciel. Mais les positions et les inclinaisons de ces divers cercles différeront d’ailleurs beaucoup les

lia

unes dès autres, et les temps périodiques correspondants en* core davantage, depuis la période d'environ un mois relative à la lune jusqu’à l’intervalle quasi-séculaire qui convient à Uranus ou aux comètes les plus lointaines. Tous ces éléments spécifiques seront , dans la suite, soigneusement mentionnés, quand -nous étudierons la pripcipale approximation de chaque mouvement. 11 suffit ici dq concevoir,' en général , comment l’ensemble d’une telle élaboration peut déjà nous conduire à atteindre, avec un certain degré de précision , suffisant aux premiers besoins pratiqhes , le but essentiel de toutes les théories astronomiques, la prévision exacte de l’état du ciel à une époque donnée Toutes les études ultérieures ne pourront que rendre à la fois plus lointaine et plus précise cette prévoyance rationnelle, déjà constituée par ces recherches fondamentales, principal résultat scientifique de la grande école d’Alexandrie.

Cette première approximation du mouvement solaire trouvé déjà une heureuse application, en nous fournissant directement une base pleinement suffisante pour la théorie astronomique des saisons, sur laquelle repose nécessairement l’ensemble de leur théorie physique. En écartant d’abord toute circonstance de température, afin de mieux caractériser les simples différences géométriques , il est clair que la distinction des quatre saisons de l’année résulte aussitôt de notre précédente analyse de la route périodique du soleil , suivant qu’il reste d’un côté ou de l’autre dé l’équateur, et selon qu’il s’en approche ou s’en éloigne. Un observateur qui se trouverait garanti de toute impression thermométrique , et dont l’exploration serait bornée aux passages successifs du soleil , soit à l’horizon, soit au méridien, pourrait néanmoins déterminer ainsi, avec sine pleine certitude, la saison correspondante à chaque observation. Pour uu jour doqné ,H lui suffirait d’examiner si ces passages ont lieu vers le nord ou vers le sud , ce

qui déciderait d'abord si. la saison est boréale ou australe. Afin de prononcer ensuite entre les deux saisons de chaque espèce , il faudrait comparer les passages successifs qui correspondent à deux jours voisins : la saison s’étendrait d’un équinoxe à un solstice ou réciproquement, sclou.que le nouveau passage s’opérerait plus loin ou plus prés de l'équateur. Cette distinction fondamentale se manifeste surtout par son influence invariable sur les durées comparatives du jour cl de la nuit. Tant que le soleil reste dans l'hémisphère boréal , pes deux durées qui , lors de l’équinoxe étaient égales entre elles , présentent , à l’avantage du jour, une différence, d’abord croissante, puis décroissante , toujours exactement appréciable en chaque lieu , et dont le maximum, correspondant au solstice de te, est , à Paris, d’environ huit heures , puisque le soleil s’y lève alors vers quatre heures du matin et s’y couche vers huit du soir. Quand l’astre change d’hémisphère , il survient nécessairement, en sens contraire, des inégalités exactement équivalentes. Ainsi, la simple observation de la durée effective dujour proprement dit , distingue suffisamment les quatre saisons , dont chacune est d’abord boréale ou australe, selon que la présence du soleil sur notre horizon y dure plus ou moins que son absence, et ensuite va du solstice à l'équinoxe, ou en sens inverse, suivant que la durée successive du jour diminue ou augmente. l)u reste , afin de mieux se familiariser avec la marche générale de ces variations périodiques, il convient de -noter que , d’après notre mode do compter les heures à partir du passage du soleil au méridien , supérieur ou inférieur, l’heure de son lever et celle de son coucher, ajoutées ensemble, forment toujours douze heures, et que la* même relation existe entre les heures de lever propres à deux positions opposées également distantes de l'équateur ; en sorte que, par exemple , la durée du plus long jour est partout égale à celle de la plus longue nuit. Toutefois, la différence

variable «la temps vrai au temps moyen altère un peu ees liaisons usuelles , suivaut une loi qui sera ultérieurement expliquée. JNous reconnaîtrons , alors , qu’il existe aussi quelque différence appréciable entre la durée des saisons boréales et celle des saisons australes , qpe notre première approximation de la théorie solaire représente comme exactement égales.

Telles sont les notions élémentaires qui servent de base à toute l’étude rationnelle des saisons , qui mémo n’est jusqu’ici vraiment satisfaisante qu’envers cet antique fondement astronomique, vu l'extrême imperfection que doivent offrir encore, en vertu de leur complication supérieure, les diverses spéculations concrètes relatives à l'histoire naturelle proprement dite, la science réelle n’ayant pu d'abord se développer suffisamment qu’à l’égard des spéculations abstraites , seules assez simples pour être immédiatement accessibles. Mais cette appréciation fondamentale permet déjà d’expliquer, en général , ce qu’il y a de plus constant dans les caractères thermologiques des diverses saisons , en indiquant le sens nécessaire des principales variations régulières de la chaleur solaire en un lieu quelconque. En effet, la température est naturellement liée à ces changements périodiques de la durée du jour qui caractérise les différentes saisons, et cette liaison s'opère, par deux modes très-distincts qu’il importe de ne pas confondre , quoique , dans nos climats\curopéens , ils soient toujours réunis. D’une part , la chaleur solaire doit se faire d’autant plus sentir, en chaque lieu, que l’astre y demeure plus longtemps visible; d’une autre part , elle doit y devenir plus efficace à mesure qu’il y parvient à une plus grande hauteur méridienne. Sans que ces deux influences soient réellement calculables, elles expliquent* suffisamment les différences principales que présente habituellement la marche générale des températures dans les diverses saisons. Quoique les circonstances locales ou temporaires puissent sou-

vent troubler beaucoup une telle tendance astronomique , sa permanence nécessaire doit pourtant la faire finalement prévaloir partout, comme toutes les forces continues, quand on considère , sous un aspect général , un certain ensemble d’années.

Au sujet de cette importante explication , il convient de prévenir spécialement une méprise fort naturelle , souvent commise par ceux qui commencent à apprendre que la terre ne reste pas, pendant toute l’année, suivant notre hypothèse actuelle, à la même distance du soleil. On doit alors être disposé à fonder, sur cette inégale proximité , la diversité thermométrique des saisons. Il importe donc de remarquer ici qu’une telle influence est , au contraire, pour l’hémisphère boréal de la terre , directement opposée à cet effet général ; puisque la terre se trouve le plus près du soleil aux environs de notre solstice d'hiver, et le plus loin vers celui d'été, comme nous le reconnaîtrons plus tard. La marche effective de nos saisons s’opère donc malgré ce changement de distance,' et non d’après lui; ce qui tient seulement à sa faible intensité, le minimum n’étant que de ~z inférieur au maximum ; en sorte qu’une telle tendance doit se trouver surmontée par celle qui résulte des inégalités ci-dessus appréciées. Si , au contraire, ce nouvel ordre de variations était plus prononcé, il pourrait, à son tour, devenir prépondérant; c’est ce qui a lieu, sans doute, chez les comètes, dont les distances au soleil varient tellement que la marche de leurs températures en doit principalement dépendre , même abstraction faite des altérations physiques et chimiques, quelle qu’y puisse être , en chaque point de leur surface, l’inégale durée de la présence du soleil ou son inégale hanteur méridienne sur l’horizon correspondant. En revenant à la terre, on peut attribuer , en partie, à cette influence astronomique, quoique peu prononcée , la notable supériorité que présente , quant aux températures, l’ensemble de l'hémisphère que nous

HO ASTRONOMIE POPULAIRE

habitons , quand on le compare, aux mêmes latitudes, à l’hémisphère austral. Gàr, les saisons étant inverses entre les deux hémisphères , comme nous le reconnaitrons au chapitre suivant, cette inégalité de distance au soleil qui , pour nous, ténd à diminuer la différence fondamentale des saisons , doit tendre, au contraire, à l’augmenter, de l'autre côté de l’équateur. Une autre influencé astronomique concourt aussi au même résultat nécessaire : c’est l’excès d’eiivirort deux semaines que nous constaterons plus tard dans la durée des saisons boréales opposée à celle des disons australes ; ce qui prolonge, à notre profit , l’époque où la tempùMture est plus élevée , et produit l’effet inverse dans l’autre hémisphère. Mais, quelle qtie doive être l’influence combinée de ces deux tendances célestes , leur faible intensité ne permet guère de leur attribuer la principale part de ce résultat remarquable , qui semble 'surtout dû aux diversités purement terrestres que présentent les deux hémisphères-, et principalement, sans doute, à la disproportion très-inégale entre leurs surfaces liquide et solide.

Pour mieux comprendre cette théorie élémentaire des saisons , il importe de sentir qu’elle résulte entièrement de l’inclinaison effective de l’écliptique sur l’équateur, puisque toutes les différences astronomiques ci-dessus appréciées, quant à la durée du jour ott à la hauteur méridienne du soleil , disparaîtraient nécessairement si le mouvement annuel s’opérait parallèlement au mouvement diurne, de façon à ce que, l’astre décrivant toujours l’équateur, l’éqdinoxe deviendrait dés lors perpétuel. Sans aller jusqu’à cette extrême supposition, on conçoit qu’un changement notable dans cet angle fondamental devrait àumenter ou diminuer la diversité effective de nos saisons. Nous reconnaitrons ultérieurement que ces variations idéales se trouvent essentiellement réalisées entre les différentes planètes , envers lesquelles l’obliquité correspondante est tan-

tôt supérieure et tatilot inférieure à ce qui a lieu ici. Ainsi , tout en se résignai}! à un ordre quelle ne peut modifier, l’fiu*' inanité ne saurait d’ailleurs lui reconnaître finalement la per* fcction absolue qu’exigeait naturellement l’optimisme théologique ; puisque de meilleures dispositions peuvent être aisément imaginées , et se trouvent même établies ailleurs. Vainement l’ancienne philosophie tenterait-elle d’éluder cette évidente difficulté , en alléguant la prétendue solidarité de notre véritable obliquité de l’éclipliqUe avec l'économie générale de notre système solaire. Une saine appréciation directe, spécialement confirmée par la mécanique céleste, démontre, clairement qu’un tel élémebt constitue , envers chaque planète , une donnée essentiellement indépendante de toutes les autres, et, à plus furie raison , de la disposition effective du reste de uotre monde. Si l’action dynamique développée par notre industrie collective pouvait jamais devenir assez puissante pour nous permettre d’altérer sensiblement la direction de notre axe de rotation , ce qui sera toujours trcs-au-dessUs de nos forces quelconques , l’amélioration que nous pourrions ainsi produire (laps notre condition astronomique, en rapprochant notablement l’écliptique de l’équateur, pourrait certainement être accomplie de manière à ne déterminer d ailleurs aucane dangereuse perturbation, en y apportant, d’apres l’ensemble dés lois réelles, la même prudence systématique que daDâ tout autre judicieux exercice de l’activité humaine. L’impossibilité de réaliser un tel triomphe matériel ne doit donc pas nous faire méconnaître l’évidente imperfection de l’ordre effectif. Aussi la seule explication spéciale que l’esprit théologique ait tentée à cet égard consistc-t die à y voir une sorte de punition infligée à notre espèce en vertu de sa chute originelle. Une admirable conception poétique du grand Milton nous représente, en effet, aussitôt après le fatal péché, un ange directement envoyé pour

- pencher Vers l’écliptique l’qxe -terrestre t qui auparavant lui était perpendiculaire. On ne saurait mieux avouer l’irrécusable imperfection de l’économie réelle.