FIGURE DF, LA TERRE

Le« direentionsde nutro globo deranl être coiiMdërëei comme nulle* relativement-aux étoiles, si un observateur est eu 0 (fig. 7), son horiion est nu plan LI, tangent à la Terre; or ce plan peut visiblement être remplacé par tout autre plan parallèle , tel que DIT ineité en un lieu queloonque de la Terre, puisque ces plans se rencontrent à l’infini , où sont placées les étoiles. 11 sera bientôt établi que la Terre a la forme sphérique, à très-peu près; le milieu de l'axe de la Terre donne en O (fig. 6), le point qu’on nomme Centre, et par lequel nous concevrons à l’avenir que le plan de l’horizon DD' est dirigé, perpendiculairement nu fil à plomb ZC, mené nu lieu 0 de l’observation. Il est encore évident que le rayon visuel OP (fig. 7), dirigé à une étoile quelconque P, fait, avec la verticale ZO, un angle POZ, qui ne peut différer de l’angle ZCP, formé au centre de la Terre, puisque le^ lignes OP et CP sont des parallèles qui se rencontrent à l’infini. Quand on observe une étoile, on peut supposer que l’œil est placé au centre de la l'erre.

Si l’on conçoit par ce oeiitre G (fig. 6) un plan ËF perpendiculaire à l’axe PP' de rotation du ciel, ce plan se nomme V£quafeur; on donne aussi ce nom, et celui de ligne équinoxiale, à la courbe de section que ce plan forme sur la Terre. L’équateur KK' coupe l’horiton GG' en deux parties égales, puisque ces deux plan* passent par le centre G. Dans tous les lieux de la terre , l’étoile qui décrit l’équateur est IS heures levée cl 112 heures couchée, pour tout observateur.

12. On reconnaît encore la rondeur de la Terre par un simple déplacement A sa surface. Si la Terre a la figure d’un plan DD' (fig. 3), en quelque lieu T qu’un observateur mesure l’angle PTZ Formé par la verticale et le rayon dirigé au pôle, ccl angle doit demeurer constant, puisque le pôle P étant situé à une distance infinie, les rayons TP seront parallèles, aus.si bien que les verticales TZ. Do plus, les cordes AB, ZH, ab . . . . décrits par les étoiles, auront partout la même inclinaison sur la surface plane DIT qu’on attribue au sol terrestre. Hais si la Terre a la figure d’un globe, cela n’aura plus lieu ; car pour deux pays dont le* zéniths sont Z et Z' (fig. 6), les horizons sont DD' et lU', et l’axe terrestre a des inclinaisons différentes qui sont les angles PCD, PGd .* les plans des cercles décrits par les astres sont dans le même cas, puisque ces cercles sont perpendiculaires i l’axe PF. C’est aussi ce qu’on observe. Ën s'avançant vers les régions situées du côté de l’étoile polaire, on la voit s’élever do plus en plus ; et quoique les ceroles décrits per les astres y soient vus sous 1a même étendue que

so

riGURE DE LA TERRE.

nous les voyons ici (n° 11], la siluatiuii de ces cercles y est moins in* clinée sur l’horizon. Quelques-unes des étoiles qui se couchent pour ' nous, ne se couchent jamais pour ces peuples, tandis que d’autres astres, que nous voyons du côté opposé, cessent d’étre visibles pour eux. C’est ce qui rend évidente la rondeur de la Terre, ainsi qu’on le reconnaît en faisant passer l’observateur de o enO, car l’horizon dd' devient DD', l’angle PCd est remplacé par PCD, etc.

Four tous les peuples situés entre le pôle A et l’équateur KK', la sphère est dite oblique (6g. 6).

Pour l’habitant du pôle terrestre Â, la polaire est verticalement audessus de sa tète, ou plutôt le zénith est le pôle céleste P ; l’horizon est le plan même de l’é({uateur EF; les astres n’ont ni lever ni coucher, et ils décrivent des cercles parallèles à l’horizon : on dit alors que la sphère est parallèle. Au contraire, pour l’habitant K de l’équatenr, les ]iôlesP et P' sont situés dans son horizon ; les étoiles décrivent des cercles verticaux, et la sphère est droite; tous les astres sont visibles pour lui, cl la moitié de leur cours est toujours au-dessus de Fborizon; ceux qui sont dans l’équateur viennent tour à tour passer à son zénith, etc.

13. La dislance de deux étoiles se mesure par l’angle que forment entre eux les rayons visuels de l’observateur à ces astres, et il est permis de supposer que cet observateur est placé au centre de la Terre (n° 1 1). L'angle ZCP (6g. 7), de valeur égale à ZOP, lorsqu’il s’agit des étoiles, est la distance du pôle au zénith, distance qui est visiblement le complément à 00“ de la hauteur PCD' du pôle. Ces angles varient avec la position des observateurs. A l’Observatoire royal de Paris , l’élévation du pôle est de 48° 60' 14", et la distance du pôle au zénith est de 41° 9' 46".

Si du point 0 de la Terre OBK (6g. 6), on mène un plan OR parallèle à l’équateur, comme en faisant tourner le plan AOKB autour de l’axe PP', ZC décrit un cône dont la base est le cercle OR, en même temps que le zénith Z trace dans le ciel un autre cercle dont tous les points ont la même distance au pôle P, il est visible que les habitants du cercle terrestre OR voient passer à leur zénith les points de ce cercle céleste, c’est-à-dire observent même distance du zénith au pôle qu’en 0, cl même élévation du pôle sur leurs horizons respectifs.

En général, le cercle céleste ZR (6g. 3), dont la distance ZP au pôle est complément de la hauteur PD du pôle , rencontre tous les astres qui , soit de jour, suit de nuit, viennent tour à tour passer au zénith Z, en 24 Iieiires. Un second cercle qui a pour distance au pôle