CHAPITRE III

Variations fondamentales du spectacle journalier du ciel suivant les diverses latitudes : d’où résultent, envers les astres extérieurs, la démonstration de la sphê- ’ ricité approximative de la terre ; et ensuite , pour les astres intérieurs, la théorie astronomique des climats. - * •

Après avoir suffisamment caractérisé, pour un lieu quelconque , le spectacle fondamental du ciel , d’abord quant à sa fixité générale, ensuite dans scs variations spéciales, nous devons compléter cette indispensable introduction, destinée à poser convenablement l’ensemble du problème astronomique, en appréciant maintenant les changements plus ou moins prononcés que présente ce grand phénomène aux divers observateurs qui le contemplent à la fois des différents points de la surface terrestre. Ce nouvel ordre de modifications offre deux cas très-distincts , selon que le spectateur se déplace en latitude ou en longitude ; le premier sera seul l’objet de ce chapitre, et l’autre appartiendra au chapitre suivant.

Supposons donc que l’observateur, sans changer de méridien, se transporte successivement , selon la direclion déjà déterminée, en des lieux de plus en plus septentrionaux, et cherchons la loi géométrique des changements que lui offrira l’aspect du ciel. Ils doivent d’abord sembler très-considérables et même peu réguliers, puisque certains astres disparaitront vers le sud , tandis que d’autres , au nord , deviendront circompolaircs ; les levers et les couchers primitivement explorés ne s'opérant

plus aux mêmes heures pi aux mêmes points , les mômes astres passeront au- méridien au même instant , mais à des hauteurs plus grandes ou moindres qu'anparavant , suivant qu’ris étaient d’abord au nord ou au sud du zénilb. Néanmoins, au milieu de ces variations , en apparence irrégulières , il dèviendra bientôt facile de saisir une loi constante, d’après la permanence de toutes les configurations sidérales, ou , plus généralement, des diverses distances angulaires entre les étoiles. La marche fondamentale du mouvement diurne étant déjà reconnue partout identique , on sentira ainsi que la rotation uniforme de la sphère céleste s’accomplit seulement autour d’un axe diversement incliné sur l’horizon local. Tous les changements observés se trouveront donc exactement représentés par une simple augmentation de la hauteur du pôle; qui , par exemple, croîtra d’un degré environ en passant de Paris à Amiens , puis d’un nouveau degré en allant d’Amiens à Dunkerque , etc. Cè redresse-, ment graduel de l’axe du ciel à mesure qu’on avance vers le nord explique aussitôt les diversités ci-dessus indiquées dans le spectacle journalier ; tandis que certains parallèles méridionaux disparaîtront entièrement sous l’horizon , d’autres septentrionaux s’en dégageront totalement. En marchant , au contraire , vers le sud , le pôle se rapprochera de l’horizon , et dès lors on devra , de ce côté , appercevoir quelques astres auparavant invisibles, pendant que, à l’opposé, plusieurs étoiles d’abord circompolaircs deviendront sujettes à se lever et se coucher. Ainsi, la même théorie mathématique du mouvement diurne restera partout applicable, sous l’un quelconque des trois modes généraux, mécanique, graphique et numérique, que nous y avons distingués, en y changeant seulement la donnée fondamentale relative à la distance du pôle à l’horizon ou au zénith. Il convient , du reste, pour simplifier la conception de ces différences , de s’y liorner d’abord à la considération des

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astres extérieurs, afin de nepàs compliquer aussitôt ces variations locales avec les variations temporaires qui caractérisent les autres astres. •' T o i ' '

\ L’exacte analysede ces modifications conservera tonjoursune importance vraiment fondamentale ,' comme constituant, dans l’ensemble de la philosophie naturelle , le seul moyen décisif de mettre en évidence la vraie figure générale de notre planète. Par cela même que nous habitons la terre , l’inspection directe ne peut nullement nous èn manifester la véritable forme, d’après l’irrécusable impossibilité de nous éloigner assez de sa surface pour en apercevoir à la fois une plôrtion considérable. Quelle que soit cotte figure effective, notre vue doit toujours nous la représenter plane', puisque la courbure d’une surface

quelconque n’est jamais appréciable sur une petite étendue, où elle se coufond nécessairement avec la partie correspondante du plan tangent, c’est-à-dire de l’horizon. Tandis donc que la figure des autres planètes peut nous être connue par simple inspection , en vertu même de notre éloignement spontané , celle de notre terre rie peut se découvrir que d’après une combinaison rationnelle des dfvers documents parliels.il faut, pour cela, comparer exactement lès différentes situations du plan tangent aux intervalles des liéux correspondants, ce qui exige l’intervention de signaux fixes , susceptibles d’être aperçus à la fois de toutes les parties de. la surface. Or, les astres constituent évidemment les seuls termes de comparaison propres à remplir cette indispensable condition , quand la loi de leur mouvement journalier a pu permettre de marquer sür le ciel un point vraiment immobile, d’ailleurs réel ou idéal. Bien que le pôle céleste ne soit pas directement visible , puisque l’étoile qualifiée de polaire , comme en étant la plus voisine , en est pourtant distante d’environ 1° -j, nous y pouvons viser exactement, par les moyens déjà expliqués au chapitre premier,

PREMIÈRE PARUE, CHAPITRE TROISIÈME. 15t

d’après la théorie fondamentale delà rotation diurne. Dès lors, les hauteurs simultanées que nous venons de reconnaître en ce point fixe sur les divers horizoïls démontrent clairement que toüs ces plans tangents ne sont pas situés dans le prolongement les uns des autres, d’où résuhôdonc l’irrécusable courbure de la terre, sans laquelle tous ces, changements seraient mathetna-, liquement impossibles. Ainsi avertie, notre intelligence obéissant encore, de la manière la plus légitime, à sa tendance naturelle vers les plus simples hypothèses compatibles avec l’ensemble des renseignements obtenus, suppose aussitôt à cette surface une figure parfaitement sphérique, de toutes la plus facile à concevoir après le plan. JL,’cxtrdme simplicité d une telle forme a dû la rendre aisément vérifiable, quand le premier essor de la géométrie abstraite a permis de prévoir ainsi la loi précise suivant laquelle doit y varier la hauteur du pôle d’un lieu à un autre. Sur cette petite sphère réelle , les diverses coupes déjà considérées envers la grande spliére idéale qui représente le ciel marquent, autour du centre commun, des traces correspondantes , de même nature géométrique , et ordijiairemeut qualifiées des mêmes noms. Cela posé , la tangente au cercle et le plan tangent à la sphère étant toujours perpendiculaires aux- payons respectifs , la hauteur du pôle en chaque lieu, c’est-à-dire T'inclinaison de l’horizon sur la parallèle à l’axe unique des deux sphères, équivaut géométriquement à l’angle de son rayon terrestre avec le plan de l’équateur, ou, en d’autres termes , à sa latitude géographique. Or, si nos méridiens sont vraiment circulaires , cet angle doit varier propor- Uonncllement au chemin parcouru sur leur circonférence. Tout se réduit donc à constater cette proportionnalité effective entre les variations successives de la hauteur du pôle céleste et les longueurs correspondantes des intervalles terrestres. Si, le long d’un méridicu quelconque , un égal déplacement du speo-

• , * astronomie Populaire. ■

tateur délerminc toujours, quelle que soit la latitude, une égale élévation ou dépression du pôje^ou'jcu d’autres ténues, si nos degrés géographiques ont par tout la même longueur, la* sphéricilé de notre planète se trouvera mathématiquemen t démontrée. C’est sur quoi l’ensemble des observations n’a jamais pu laisser aucun doute, quand on se. borne à la première approximation que nous établissons ici , et qui d’ailleurs suffis à ce sujet, même aujourd hui, dans la plupart des applications usuelles. Lorsque nous passerons ensuite à une hypothèse plus exacte et plus compliquée, ce sera encore d’après une appréciation plus précise de cette même relation nécessaire entre le chemin parcouru et le déplacement apparent du pôle.

Tel est le mode fondamental suivant lequel l'école de Thalès a découvert, depuis vingt-quatrë siècles, la sphéricité approximative de la terre. Quaud cette notion est devenue assez familière, on en a trouvé la confirmation habituelle dans divers phénomèmes vulgaires, d’ailleurs trop peu prononcés pour en manifester d abord la réalité. C’est ainsi, par exemple , que le soleil, ou tout autre astre, se lève un peu plus tôt et se couche un peu plus tard au sommet d’une haute tour, et à plus forte raison, d’une montagne qu’à son pied. De môme, le navigateur qui s’approche graduellement d’une côte y aperçoit d’abord les points culminants de tout objet considérable , et ne voit ensuite que successivement les autre* points de chaque verticale, dans l’ordre inverse de leur distance à l’horizon. Un pareil effet a lieu envers le vaisseau , chez le spectateur immobile. Il est clair que ces diverses conséquences journalières de la courbure de la terre seraient nécessairement incompatibles avec une figure plane. Mais de telles comparaisons, môme en leur procurant une précision numérique, portent sur de trop petits effets pour jamais pouvoir constater, d’une manière vraiment décisive , la sphéricité de la terre , qui ne peut devenir suffisamment

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appréciable que d’après les changements prononcés qu’éprouve le plan tangent à de grands intervalles, que les signaux célestes peuvent seuls permettre d’employer. Il existe aussi ,'à là vérité, d’autres moyens astronomiques de confirmer cette décision , en observant des phénomènes propres à manifester indirectement la vraie figure de notre globe. Telle est , entre autres, la forme de l’ombre que projette sa surface éclairée par le soleil , et qui nous devient quelquefois sensible dans les éclipses de lune. Néanmoins, quelle que soit la valeur logique de celte remarquable vérification , elle ne saurait, par sa nature, comporter une précision suffisante, ni surtout qui fût aucunement comparable à celle que procure le mode fondamental ci-dessus expliqué. D’ailleurs celte considération est évidemment trop détournée pour avoir pu inspirer une telle notion , dont elle suppose, au contraire, l’habitude préalable. C’est ' pourquoi , en voyant Aristote insister sur une preuve semblable , nous devons seulement en conclure que cette connaissance était alors devenue déjà très-familière aux esprits avancés , comme le confirment beaucoup d’autres témoignages historiques. - * •>-

Envisagée sous un nouvel aspect , cette notion fondamentale nous dévoile un théorème important de philosophie naturelle , en déterminant la loi élémentaire suivant laquelle varie la direction de la pesanteur dans l’ensemble de la surface terrestre.

Si nous pouvions voir distinctement tomber à la fois deux corps suffisamment distants, la convergence des verticales pourrait • devenir immédiatement appréciable; mais cette condition est impossible à remplir, même en y employant les aérostats, qui nous élèveraient tout au plus à une hauteur d’où les verticales extrêmes ne formeraient qu’un angle de cinq ou six degrés,.-' confusément entrevu d’aussi loiu. Aussi notre penchant initial à l’absolu a-t-il longtemps paru dûment autorisé à regarder la

ASTRONOME POPULAIRE

direction de la pesanteur comme invariable malgré le déplacement du spectateur, puisque l’exploration immédiate était trop, bornée pour en devoir manifester le changement réel. L’inclinaison mutuelle des verticales n’a pu devenir sensible et appréciable que dans les observations astronomiques , en mesurant la distance angulaire des étoiles placées aux zéniths respectifs des deux lieux comparés. Tant qu’on ne change pas de méridien , cette mesure peut s’accomplir, d’une manière à la fois plus commode et plus sûre , en estimant les changements qu’éprouve la distance du zénith au pèle, toujours complémentaire de la hauteur du pôle sur l’horizon. Les variations observées dans celle-ci en prouvent donc d’égales et contraires , assujetties à la même loi , pour la direction de la pesanteur, en conGrmant d’ailleurs, par un immense prolongement des verticales, l’exacte perpendicularité, déjà immédiatement résultée de l’expérience ûniverselle , entre la droite suivant laquelle tombent les corps en chaque lieu et la surface correspondante des eaux tranquilles ou de la mer calme. C’est ainsi que la sphéricité approximative delà terre a démontré la convergence, pareillement approchée, de toutes les verticales vers son centre. Quand nous parviendrons ensuite à des notions plus précises et moins simples sur la figure de notre planète , la même relation élémentaire introduira aussitôt un égal perfectionnement et une complication équivalente dans la loi générale qui concerne la direction de la pesanteur, et qui , par sa nature , ne constitue réellement qu’une autre manière d’envisager le même sujet. Si la terre s’écarte assez peu de cette forme initiale pour que les applications usuelles n’aient presque jamais besoin d’y avoir égard , il sera pareillement permis de considérer presque toujours cette direction comme confondue partout avec le prolongement de chaque rayon terrestre. On conçoit d’ailleurs que celte connexité nécessaire entre deux grandes notions physiques a dû histori-

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qucmcnt retarder leur élaboration respective, ainsi obligée à une simultanéité qui devait longtemps entraver beaucoup les spéculations’ correspondantes, quoique une intime familiarité ne nous permette guère de nréis faire maintenant une juste idée des embarras qui en ont dù résulter, jusque chez les meilleurs esprits, si souvent rebelles , dans l’antiquité et même au moyen âge , à l’ensemble des démonstrations établies sur ce double sujet par l’école d’Alexandrie. Comme ce cas présente certainement J’un des premiers exemples essentiels de la tendance caractéristique de l’esprit positif à toujours transformer en relatives des conceptions d’abord absolues , on y doit mieux Sentir la difficulté qu’éprouve alors notre intelligence à voir, en toute droite imaginée au hasard, la direction effective de la pesanteur pour un certain lieu terrestre, sans qu’une telle variation laisse pourtant rien d’arbitraire envers une loi aussi usuelle.

Si maintenant on spécifie, à l’égard des astres intérieurs , les variations locales dont nous venons d'établir la règle générale, elles s’y combinent avec les mouvements propres, de manière à produire des phénomènes remarquables, qu’il importe d’apprécier ici , mais en nous bornant encore au soleil , ce qui constituera la théorie astronomique des climats.

Notre explication fondamentale de la marche annuelle du soleil se rapporte tacitement à un lieu situé , comme le sont la plupart dés pays civilisés , dans la zone tempérée. En partant de ce type familier, examinons maintenant les modifications que présente ce mouvement périodique quand on l’observe de tout autre point de la terre. Il faut , pour plus de netteté , considérer d’abord les deux cas extrêmes , entre lesquels nous placerons ensuite les divers intermédiaires. De ces deux termes opposés , relatifs , l’un à l’équateur terrestre, l’autre aux pôles, le premier offrant le spectacle le moins différent de celui qui

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nous est habituel , c’est par lui qu’il couvient de commencer cette appréciation. v •- - ‘

Reprenons donc sommairement l’explication élémentaire du chapitre précédent, mais en supposant que le pèle céleste soit placé à l’horizon, comme le voient les peuples équatoriaux. Alors l’équateur céleste , et tous les parallèles diurnes , deviennent verticaux , en sorte que la course journalière d’un astre quelconque se trouve toujours également répartie entre le dessus et le dessous de l’horizon. Quant au soleil en particulier, cette modification remarquable rend aussitôt perpétuelle cette parfaite égalité de la durée du jour à celle de la nuit qui , dans nos climats, distingue les deux jours équinoxiaux. Comme l’équateur passe alors au zénith, les deux parallèles extrêmes, ou tropiques , DK Ct D'K' (firj. 3), déèrits par le soleil aux deux époques solsticiales , deviennent équidistants de ce point, l’un au nord, l’autre au sud. Là donc le soleil , qui, chez nous, reste toujours au sud du zénith, le laisse , au contraire , six mois de chaque côté, et y passe précisément aux instants où il en est ici moyennement éloigné, c’est à dire, aux deux équinoxes. Cette diversité caractéristique se manifeste vulgairement par une inversion correspondante dans la direction des ombres horizontales, qui, à midi, sont, en Europe, toujours tournées vers le nord , tandis que, à l’équateur, elles ne sè dirigent ainsi que pendant le sémestre boréal , et se tournent au sud durant le sémestre austral. On conçoit aisément que, dans ces pays, la différence des saisons doit être beaucoup moins prononcée qu’ici , puisque , de ses deux sources essentielles, l’une, l’inégale durée du jour, y disparait entièrement, tandis ' que l’autre, l’inégale obliquité des rayons solaires, s’y trouve diminuée de moitié., la distance méridienne du soleil au zénith n’y pouvant jamais varier, en l’un ou-l’autre sens, que de 23'* t, au lieu de 47°. Aussi les habitants n’y distinguent-ils, le

plus souvent , que deux époques essentielles , l’une de pluie , l’autre de sécheresse.

Passons maintenant à l’extrémité opposée, en supposant que l’axe du ciel devienne vertical [fig. 4), comme on doit le voir au pôle terrestre. L’équateur coïncidant alors avec l’horizon , et tous les parallèles diurnes se trouvant ainsi horizontaux , une étoile quelconque restera toujours visible ou ne le sera jamais , selon sa position céleste , boréale ou australe. Par conséquent , la présence du soleil se prolongera pendant tout le sémeslre boréal , ou il tournera horizontalement autour du spectateur, qui ne distinguera les divers jours astronomiques que d’après le retour de l’astre dans un môme vertical ou méridien. Son absence réelle y durera pareillement six mois , quoiqu’il n’en faille pas conclure que l’obscurité y doive persister aussi longtemps, soit en vertu des réfractions, soit surlout à raison des crépuscules, qui y établissent alors une compensation potable, bien que très-imparfaite, de cette privation directe de la lumière solaire, comme nous le reconnaîtrons plus tard. Ainsi , la diversité entre les saisons boréales et les saisons australes se trouve là aussi prononcée que possible , puisqu’elle y coïncide nécessairement avec le contraste du jour à la nuit.

Celte suffisante appréciation des deux situations extrêmes nous permet aisément d’analyser, sous le môme aspect, tous les cas moyens. En excluant les distinctions superflues, nous pouvons ainsi reconnaître la décomposition naturelle de chaque hémisphère terrestre en deux parties principales, dont chacune offre un caractère astronomique analogue à celui de l’équateur ou du pôle , et une région intermédiaire , où aucun de ces attributs n’existe jamais , la marche des saisons y restant toujours plus ou moins conforme au type normal du chapitre précédent. On conçoit , en effet , que les symptômes d après lesquels nous venons de distinguer le climat équatorial et le climat polaire

persisteront encore , à un certain degré , tant que le pèle céleste ne s’éloignera du terme correspondant que d’une quautilé inférieure à l’obliquité de l 'écliptique. A moins de 23° ~ de l’équateur terrestre, le soleil continuera à passer au zénith deux fois l’année, de manière, à renverser la direction des

ombres méridiennes -, seulement ce ne sera plus lors des équinoxes , mais à une époque de plus en plus voisine du solstice correspondant à mesure qu’on s’approchera de cette limite, où ce phénomène caractéristique n’aura plus lieu qu’à l’instant de ce solstice. De même , à pareille distance du pôle , le soleil demeurera visible ou invisible pendant plus d’un jour , et l’intensité de ce symptôme décisif décroîtra graduellement , jusqu’à la limite de 23° 7, ou, le jour du solstice, le soleil viendra toucher l’horizon au méridien , pour se relever ou se recoucher aussitôt. Les deux cercles, perpendiculaires à l’axe céleste ou terrestre, qui passent à 23° j-, l’un de l’équateur, l’autre du , pôle, déterminent donc, sur notre héjnisphère, deux zones extrêmes , l’une équatoriale ou torride , l’autre polaire ou glaciale, entre lesquelles se trouve la zone tempérée que nous habitons. Il ne peut rester maintenant aucune grave incertitude sur les vrais caractères astronomiques propres à ces climats principaux, dont l’ancienne subdivision doit être désormais écartée comme essentiellement superflue.

Quoique l’exposition précédente se rapporte explicitement à notre hémisphère boréal , il est aisé de la compléter, en l’étendant aussi à l’autre hémisphère terrestre, d’après une appréciation directe de la seule différence fondamentale que l’astronomie doive établir entre eux, et qui résulte du simple renversement de l’axe du ciel, dont le pôle jusqu’alors visible P (yîÿ. 2) passe sous l'horizon, tandis que le pôle opposé F, , auparavant invisible, vient au-dessus, quand l'observateur change d’hémisphère. Comme le soleil ne peut se trouver le plus

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près de l’un d’eux sans être alors le plus loin de l’autre , cette inversion nécessaire détermine donc, entre les deux hémisphères terrestres , l’opposition naturelle des saisons simultanées. L’équateur céleste étant l’unique cercle diurne également distant des deux pôles , les deux jours équinoxiaux doivent être vraiment les seuls où les principaux phénomènes astronomiques offrent aux deux classes d’observateurs une suffisante conformité , du moins en y écartant le sens respectif de la transition des saisons. Commune limite de ces deux hémisphères, ^ notre région équatoriale participe à la fois de leurs caractères opposés , de manière à établir spontanément , d’après l’ensemble des explications précédentes , un passage graduel de l’un à l’autre.

Si , conformément à cette appréciation , on confond en une seule les deux zones équatoriales contiguës, la surface totale de la terre se trouvera partagée , vu l’obliquité de la route annuelle du soleil , en cinq zones naturelles , deux polaires , une équatoriale, et deux moyennes, toutes déterminées par les cercles menés, à 23° 4 du pôle ou de l’équateur , perpendiculairement à l’axe céleste ou terrestre. En faisant partout consister la principale diversité astronomique des saisons dans l’inégale durée des jours et des nuits , on peut d’abord remarquer que tous les pays offrent nécessairement , pendant l’ensemble de l’année, un nombre total d’heures de jour équivalent à sa moitié et une pareille somme d’heures de nuit. Ainsi , la différence élémentaire des climats n’affecte finalement que la répartition de ces sommes invariables entre tous les temps de l’année : c’est en ce seul sens que les divers lieux terrestres présentent une grave inégalité , depuis la parfaite uniformité qui caractérise la région équatoriale , jusqu’au contraste radical propre à la situation polaire , où toutes les nuits se succèdent comme tous les jours.

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Il n’est pas inutile d’appliquer les règles géométriques h la comparaison approximative des aires de ces trois sortes de portions de notre globe. On trouve alors que les deux zones tempérées forment ensemble la moitié environ de la surface totale, dont les t «ont occupés par la double zone torride, en sorte que la réunion des zones polaires n’en constitue guère que le dixiéme. 1 ” ' ' *' >

; C’est ainsi que l’obliquité de Eécliptique exerce nécessairement, sous un second aspect élémentaire,, une influence fondamentale sur les conditions d’existence des corps vivant?, et, par suite , de notre espèce elle-môme, malgré sa nature plus modifiable et sa réaction plus puissante. En rendant les deux zones polaires essentiellement impropres *à la vie, cette |oi physique a dû beaucoup affecter la distribution géographique des êtres organisés , soit animaux , soit surtout végétaux. Quoique la double zone équatoriale doive <Hre ainsi la plus favorable au développement matériel dp la plupart de ces organisations, il est néanmoins facile de sèntîr que , dans chaque hémisphère, la zone tempérée doi t convenir encore mieux à l'essor .continu de notre activité et même de notre intelligence, collective. Ainsi , cette condition astronomique méritera une sérieusecousidération quand on traitera rationnellement la question de -sociologie concrète , aujourd’hui trop prématurée , relative au .développement plus avancé de la civilisation européenne , due d’ailleurs à la plus élevée des races humaines^Quyiqu’une irra-, lionnelle anticipation ait souvent conduit, dans un sujet aussi difficile, à de graves aberrations sur l’influence sociale des climats, M n’est pas douteux que, renfermée entre ces limites générales, cette inévitable nécessité ne doive scientifiquement figurer parmi les éléments essentiels des saines spéculations

systématiques relatives, soit à l’ensemble de l'humanité, soit à ses principales portions.