Essai d'une géographie physique, pour servir de base à l'étude de la géographie politique et militaire, etc

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ESSAI d'une GÉOGRAPHIE PHYSIQUE. DÉPOSÉ. ARLON. — Tyi\ & Lith. de P. -A. BRUCK. ESSAI d'une GEOGRAPHIE PHYSIQUE, POUR SERVIR DE BASE A L'ÉTUDE DE LA GÉOGRAPHIE POLITIQUE & MILITAIRE. TAR V. DUGARNE, CAPITAINE D'ÉTAT-MAJOR, PROFESSEUR A LÉCOLE DE GUERRE DE BELGIQUE. AVEC DEUX PLANCHES BRUXELLES, INSTITUT NATIONAL DE GÉOGRAPHIE, «-20, RUE DES PAROISSIENS. 1886. Tous droits réservés. TABLE ANALYTIQUE DES MATIÈRES. Pages Avant-propos * Introduction. — La Terre dans l'espace .... 3 1re Partie. - La terre ferme. Chap. Ier. — Étude géologique 17 Chap. II. — Élude géographique 133 2e Partie. - L'élément liquide. Chap. Ier. — Eaux marines 191 Chap. II. — Eaux douces 230 3' Partie. Le climat. Chap. Ier. — Les météores 264 Chap. II. — Le climat 330 4e Partie. L'homme. Chap. Ier. — Anthropologie 348 Chap. II. — Ethnologie 388 Table alphabétique des matières 399 Errata AVANT-PROPOS.

Nous l'avons déjà dit et nous le répétons ici : le degré d'infériorité de la géographie dans l'ensemble de nos connaissances est reconnu depuis long temps, et il importe de porter remède à cette si tuation. A quoi tient cette infériorité ? Les causes en sont multiples, certainement, mais l'une des principales c'est, à notre avis, l'abandon dédaigneux qu'on a fait de cette science à l'enfance. Rien n'est cependant plus illogique. Au point de vue de son étude, la géographie doit être divisée en géographie descriptive et en géographie scientifique. La première est la part de renseignement inférieur et de renseignement moyen. La seconde est d'un ordre plus élevé ; son étude nécessite des connaissances préalables ; elle ne peut être faite que dans renseignement supérieur et, tout au plus, dans renseignement moyen du degré supérieur.

Abandonner l'étude de la géographie à l'enfance, c'est donc priver l'étudiant — c'est-à-dire l'homme — de connaissances qui, pour nous, sont de premier ordre. Chose digne de remarque, renseignement de l'histoire est entré depuis longtemps dans une voie plus rationelle. Au début, on expose aux enfants les faits dans toute leur simplicité, et, plus tard, quand le jugement est venu chez l'étudiant, on re prend ces faits en se plaçant à un point de vue plus élevé : on fait la philosophie de l'histoire. Pourquoi cette différence de méthodes, de soins, dans l'étude de ces deux sciences sœurs ? N'y a-t il pas autant d'intérêt à connaître le sol qui nous porte, les conditions physiques de notre existence, que les actions des générations qui nous ont précédés ? Poser la question, c'est la résoudre.

Introduction

. LA TERRE DANS L'ESPACE. Pluralité des mondes. — La terre est un des astres les plus infimes ; c'est un simple satellite du soleil dont le volume est 1 1/4 million de fois plus grand. Le soleil n'est lui-même qu'une étoile perdue dans les 18 millions d'étoiles de la Voie lactée, nébuleuse dont il fait partie, et au-delà de laquelle s'étendent d'autres nébuleuses composées d'un nombre incalculable de soleils, auxquelles succèdent d'autres nébuleuses en nombre infini. En d'autres termes, notre système solaire, com posé du soleil et de ses planètes, parmi lesquelles la Terre, loin d'être unique dans l'espace, y est répété à l'infini. Toutes les étoiles sont des soleils, centres de mondes comme le nôtre et souvent plus brillants que notre astre central. ÉTOILES. PLANÈTES. On sait que les points brillants que nous voyons dans l'espace pendant la nuit ne sont pas tous des étoiles.

Parmi eux, quelques-uns, en nombre relativement faible, appelés planètes, ne sont autres que des satellites du soleil, tout comme la Terre, et, pas plus que celle-ci, n'ont de lumière propre ; celle que nous leur voyons est de la lumière solaire réfléchie. De plus, ces planètes, par suite de leur mouvement autour du soleil, nous paraissent avoir des allures assez capricieuses dans le ciel, à l'op posé des étoiles qui semblent à peu près fixes. Parmi les planètes, huit seulement sont remar quables : Mercure, Vénus, La Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. La plupart de ces astres entraînent des satellites ; la Terre en a un (la Lune), Mars 2, Jupiter 4, Sa turne 8 et un anneau, Uranus 4, Neptune 1 ou 2. COMÈTES. MÉTÉORITES. Enfin, il y a encore dans notre monde solaire, des comètes et des météorites ; mais ces astres peu vent très bien ne faire, dans notre système, qu'un séjour momentané ; telles sont la plupart des co mètes, qui, après être apparues, s'en vont à tout jamais.

Jour sidéral, jour solaire. Nous avons dit que les étoiles paraissent et ont été appelées fixes ; mais rien n'est moins vrai que leur stabilité, car aucun point n'est immobile dans l'univers. Toutefois, par suite de leur éloignement immense, leurs déplacements ne sont sensibles qu'après un temps très considérable, et, dès lors, nous pouvons les admettre comme fixes. Telle est la réalité. Cependant les apparences semblent contraires à ce que nous venons de dire. Ainsi, non seulement lesétoilessemblentdécriredanslecieleten24heures, d'Orient en Occident, des circonférences concen triques autour de la Polaire, — par suite de la rotation de la Terre sur elle-même, dans le même temps et en sens inverse, — mais encore elles ne paraissent pas occuper, à une mème heure, tous les jours, la même place, et semblent ainsi avoir un mouvement propre d'Orient vers l'Occident, qui corres pond au bout d'un an à une circonférence entière.

Cet effet résulte de la façon dont nous comptons le temps, en prenant le jour égal à la durée écoulée entre deux passages successifs du soleil au méridien. Supposons le point A (fig. 1, PI. I) ayant actuellement le soleil au méridien. Quand la terre aura fait une rotation, A sera en AX mais il faudra que A vienne jusqu'en B pour avoir de nouveau le soleil au méridien. Donc un jour correspond à plus d'une rotation de la terre. Or a — b, et la terre fait le cercle complet ou 360° en une année. Donc la somme des angles b donnera également un tour complet en une année. C'est-à-dire qu'un point A passera devant le soleil 365 1/4 fois, alors que, en réalité, la terre aura fait 366 1/4 rotations et aura donc passé devant une étoile 366 1/4 fois égale ment. En somme, les étoiles passent au méridien une fois de plus par an que le soleil ; donc une d'entre elles, qui aura passé un certain jour au méridien avec ce dernier, y passera tous les jours avant lui d'une certaine quantité, croissant en pro gression arithmétique et fournissant un jour au bout d'une année — soit 4 minutes environ par jour.

Le temps qu'un point met à avoir deux fois de suite une étoile dans son méridien est appelé jour sidéral, pour le différencier du jour solaire. NÉBULEUSES. Dans le ciel, il existe encore des taches lumi neuses, des lueurs blanchâtres vues à l'œil nu, et qui, examinées au télescope, restent confuses ou se résolvent en un nombre considérable d'étoiles. Ce sont des nébuleuses. Hypothèse nébulaire. L'observation des nébuleuses a conduit Herschel à admettre que la matière nébulaire était et est encore largement répandue dans l'espace, et qu'elle ne devient visible que lorsqu'elle est parvenue à un degré avancé de condensation. Certaines nébuleuses que nous voyons, représentent les états de la matière aux diverses périodes de condensation. Voici comment cette condensation se produit. Quelque uniforme qu'ait été la distribution origi nelle de la matière, on conçoit qu'il doive se former des centres d'attraction autuur desquels les molécules voisines tendent à se grouper.

Chacun de ces centres devient le germe d'un monde ou d'un système de mondes futurs. La condensation s'opère graduellement, et la matière nébulaire commence à offrir, sur une étendue plus ou moins considérable, une lumière pâle, diffuse, homogène. Puis, la condensation continuant, la nébuleuse diminue de grandeur et augmente d'éclat. Apparaît bientôt un point brillant, le noyau, qui, d'abord faible, prédomine de plus en plus, pour devenir par la suite une étoile, un soleil radieux, dans lequel sera emmagasiné, pour des millions d'années, l'énorme quantité de chaleur produite par le travail incessant de concentration de la matière. D'un autre côté, ce n'est que tout-à-fait excep tionnellement que, dans le principe, le centre d'attraction coïncide exactement avec le centre de figure. Cette excentricité, se composant avec la force attractive, imprime à fastre un mouvement de rotation sur lui-même, mouvement qui augmente en même temps que la concentration (fig. 2, PI.

I). — En effet, la molécule A, soumise aux forces P et Q, arrivera en une unité de temps en A ' à l'extrémité de la résultante de ces forces et en avance sur le rayon CP, sur lequel elle se trouverait si elle n'avait été soumise qu'à la seule force P. C'est pour le même motif, qu'un objet qui tombe du haut d'une tour, arrive à terre un peu à l'Est du pied même de la tour. Ainsi, à mesure que la condensation augmente, la vitesse s'accélère. II doit donc arriver un moment, où la force centrifuge l'emporte sur l'attraction, et la matière se détache en anneaux, vers la partie de la masse où la rotation est la plus grande, c'est à-dire suivant un grand cercle perpendiculaire à Taxe de rotation et passant par le centre. Parfois, il se détache plusieurs anneaux, et ces anneaux, en se concentrant à leur tour, donnent naissance à des globes, qui, lorsque la concentration est ache vée, constituent des étoiles, simples ou multiples.

La Voie lactée, cette immense bande blanchâtre que nous voyons par les belles nuits, est une nébuleuse dont notre soleil fait partie, comme toutes les étoiles que nous voyons à l'œil nu. Sa condensation est arrivée à un degré avancé. Cercles et lignes du globe terrestre. La terre tourne autour d'un axe ou ligne des pôles qui, prolongé, rencontre la voûte céleste, supposée limitée, en deux points qu'on appelle pôles célestes. L'étoile polaire est distante del 1/2° du pôle nord. Un plan perpendiculaire à cet axe et passant par le centre, coupe la terre suivant un grand cercle, qui est l'équateur terrestre, et dessine sur la voûte céleste {'équateur céleste. L'horizon sensible en un point de la terre est le plan tangent en ce point à la surface terrestre. — L'horizon rationnel est un plan parallèle au premier et passant par le centre de la terre. — Le cercle suivant lequel le ciel semble se joindre à la terre et qui limite la vue de l'observateur. est le cercle d'horizon.

La verticale d'un lieu est la droite menée de ce lieu au centre de la terre, supposée absolument sphérique, etabstraction faite des déviations locales. Elle est donnée par le fil à plomb et perpendiculaire à l'horizon. Les puints où elle rencontre la voûte céleste sont le zénith et le nadir. Le plan contenant le point d'observation et Taxe de la terre est le méridien ; il coupe la voûte céleste suivant un grand cercle, et la surface terrestre suivant une ligne appelée méridienne. Latitude et longitude. La latitude d'un lieu est la distance, comptée sur le méridien, de l'équateur à ce lieu; on la compte de 0 à 90° ; elle est boréale ou australe. La longitude d'un lieu est la distance, estimée sur l'équateur, entre le méridien de ce lieu et un méridien pris pour origine. Les Français ont pris pour origine le méridien de Paris.

Les Anglais, celui de Greenwich, à 2°20 ouest du précédent. Les Allemands, celui de l'ile de fer, à 20° ouest de celui de Paris. Les Américains, celui de Washington, à 79° ouest du même. Cette diversité des premiers méridiens présente de grands inconvénients, tant pour ceux qui doivent consulter souvent les cartes des divers pays, que pour les relations de peuple, à peuple, chacun prenant pour midi le moment du passage du soleil à son méridien initial ou au méridien de son obser vatoire principal. Pour en donner une idée, il nous suffira de dire qu'une dépèche envoyée de la côte du Japon aujourd'hui, 2 aoùt, à 2 heures du matin, arrive en Europe, le í™, vers 7 heures du soir. Pour remédier à cet état de choses, la Confé rence internationale de Washington a exprimé le vœu de voir adopter par tous les peuples le méridien de Greenwich, ainsi qu'une heure cosmopo lite, universelle, basée sur le passage du soleil par ce méridien.

Pour éviter le trouble — pour autant qu'il existerait — que l'adoption de cette heure universelle apporterait dans les habitudes particu lières, chaque peuple pourrait en outre conserver son heure nationale pour sa vie propre. La latitude d'un lieu est égale à la hauteur du pôle au-dessus de l'horizon de ce lieu. En effet : supposons le lieu A. Sa verticale est CZ ; son hori zon AH (fig. 3, PLI). EE1 indique l'équateur, et CP l'axe de la terre. Le pôle céleste étant à une distance immense de l'observateur, celui-ci le voit suivant une parallèle à CP, donc suivant AP' . Or sangle a = b, leurs côtés étant perpendiculaires deux à deux ; donc la latitude est égale à la hauteur angulaire du pôle au-dessus de l'horizon. Dès lors, il suffit de prendre sangle avec l'horizon que fait le rayon visuel dirigé sur fétoile polaire, pour avoir la latitude du lieu où l'on se trouve.

Seulement, comme fétoile polaire est distante de 1 1/2° du pôle, il faut tenir compte d'une correc tion, variable suivant le moment de l'observation. On trouve pour la latitude de Rruxelles 50°51X Quant à la longitude, nous avons dit qus. chaque étoile décrivait un cercle complet en un jour sidé ral ou en 24 heures sidérales. Si donc, à 24 hes sidérales, correspond un mouvement de 360°, à 1 heure correspondra un mou vement de 15°, et à 1 minute, un mouvement de 15m d'arc. Dès lors, pour avoir la différence de longitude entre Paris et Rruxelles, par exemple, on note l'heure du passage d'une certaine étoile au méridien de Bruxelles, puis au méridien de Paris, et la différence d'heures sidérales réduite en arc, c'est-à-dire multipliée par 15, donne la différence de longitude. Celle-ci sera orientale au occidentale suivant que le passage, au lieu dont on désire la longitude, se produit avant ou après celui au point origine.

Pour ce qui est de l'évaluation des heures sidé rales, il y a des chronomètres faits exprès. D'ail leurs, la transformation en temps moyen est facile, puisque 366 1/4 jours sidéraux valent 365 1/4 jours moyens. On a trouvé ainsi que Bruxelles est à 2°2' à l'Est de Paris. jour et nuit. Abstraction faite du crépuscule — pendant lequel il fait relativement clair, parce que, en ce moment, le soleil est peu en-dessous de l'horizon, soit avant son lever, soit après son coucher, et que sa lumière est réfléchie par l'air — voici comment, par une simple figure, on peut se faire une idée de la durée du jour et de la nuit suivant l'époque de fannée et le lieu d'observation. D'abord, disons que le soleil semble parcourir, en une année, un grand cercle de la voûte céleste, appelé éclyptique, ee* (fig. 4, PI.

I) et incliné de 23?28msur l'équateur EE' . Quand il traverse l'équateur, c'est le moment de {'équinoxe, de printemps ou d'automne ; quand il en est à sa distance la plus grande, on est au solstice, d'été ou d'hiver. Représentons la voûte céleste par le cercle PHNE' . Z N est la verticale. HH l'horizon ration nel. En portant, au-dessus de H, un arc de 50a51' on a la position du pôle ; PP' est faxe du monde.' EE' est l'équateur céleste, ee l'écliptique. ea et e' a' les tropiques. A l'équinoxe du printemps, le soleil décrit l'équateur ; il reste donc au-dessus et en dessous de l'horizon pendant des temps représentés respecti vement par E* O et par OE, quantités égales ; la jour née a même durée que la nuit. A partir de là, le soleil s'écarte de l'équateur. A un jour quelconque, il décrit le parallèle qq' ; il est au-dessus de l'horizon pendant q' q" plus grand que q" q représentant la nuit ; donc les journées augmentent au détriment des nuits.

Au solstice d'été, le soleil décrit le parallèle ae ; c'est le moment de la plus grande journée, puisque, à partir de ce jour, il se rapproche de l'équateur. Les journées vont aller en diminuant jusqu'à l'équinoxe d'automne — où elles seront égales aux nuits — et au delà, jusqu'au solstice d'hiver. En ce moment, elles seront minima. Elles croitront ensuite jusqu'à l'équinoxe du printemps. Voyons maintenant finfluence de la latitude du lieu d'observation. Pour l'observateur placé à l'équateur, la latitude est zéro, la hauteur du pôle au dessus de l'horizon est nulle ; le point P coïncide avec H et la ligne ZN avec EE' . Quel que soit le jour de l'année, le soleil reste au dessus de l'horizon pendant un temps égal à celui qu'il est en dessous ; toutes les journées sont égales aux nuits. Pour l'observateur placé au pôle, la latitude = 90°; le pôle est au zénith ; la ligne HH coïncide avec EE' .

Le soleil reste six mois au dessus de l'horizon, et six mois en dessous ; l'année se com pose d'une journée et d'une nuit. Pour l'observateur placé aux cercles polaires, (lat. 66° 32) il y a une journée et une nuit de 24 heures. Enfin pour un observateur placé à Arlon (lat. 49°39X par exemple, l'horizon est hh' ; les jour nées sont plus courtes que pour celui placé à Bruxelles (lat. 50°51'), de l'équinoxe du printemps à celui d'automne, puisque, pour un jour quel conque, q' m est plus petit que q' q". L'inverse aura lieu pendant la seconde partie de l'année. Saisons. Les saisons résultent naturellement de la chaleur que nous recevons du soleil. Or, plus les journées sont longues, plus cette chaleur est considérable, et plus les journées sont courtes, moins la chaleur est grande, en même temps que le calorique perdu par le rayonnement nocturne est plus considérable.

Donc la chaleur augmente, théoriquement, du solstice d'hiver, à l'équinoxe du printemps, puis au solstice d'été, pour diminuer ensuite. L'ordre des saisons est renversé dans l'hémisphère austral ; à l'été correspond l'hiver et vice versa. En somme, la cause de la variabilité de la durée du jour et de la température est, due à ce que l'écliptique est inclinée sur l'équateur ou, en d'autres termes, à ce que faxe de rotation de la terre est incliné sur le plan de l'écliptique. Si cet axe était perpendiculaire, il régnerait un perpétuel équinoxe sur le globe ; dans les régions polaires sévirait un hiver sans fin ; dans les zones tempé rées régnerait l'ennuyeuse monotonie d'un prin temps continu ; la zone torride serait une fournaise quasi inhabitable. Perturbations. Lorsqu'un corps en mouvement est soumis à l'at traction d'un autre corps ayant une masse plus grande que la sienne, il décrit, autour de ce second corps, une courbe elliptique dont celui-ci occupe un des foyers.

Tel est le cas pour la Terre et le Soleil. Notre planète ne reste donc pas à une distance constante de la masse solaire. Pendant une année, qui est le cycle de sa révolution, il y a un moment où elle est le plus près du soleil — au périgée ; 1er janvier —, et un moment où elle en est le plus loin — à l'apogée ; 1er juillet. Mais le mouvement des corps célestes n'est pas aussi simple qu'on pourrait le croire d'abord. En vertu des lois de la gravitation universelle, ils s'at tirent en raison directe de leur masse et en raison inverse du carré de la distance, et, parfois, ces actions deviennent perturbatrices. Ainsi, la Terre est soumise aussi à l'action des autres planètes qui viennent contrarier son mouvement autour du soleil. II résulte de cette action que Taxe de notre globe ne reste pas incliné d'une quantité constante sur l'écliptique, et que l'excentricité de la courbe décrite par la Terre varie.

De plus, celle-ci n'étant pas absolument sphérique, le Soleil et la Lune agissent plus sur la partie équatoriale que sur le restant du globe, de sorte que le périgée se déplace et les équinoxes ne se produisent pas toujours à la même époque. Ces trois perturbations sont respectivement appelées nutation, variation de l'excentricité et pré cession des équinoxes. Mais il existe encore, dans le mouvement des corps célestes, bien d'autres perturbations sur lesquelles nous ne pouvons nous arrêter. Translation du système solaire. Nous avons dit déjà que rien dans l'espace n'est immobile et que les étoiles se meuvent en réalité, sans qu'il soit possible par la simple observation de le constater, à cause de la distance immense qui nous sépare d'elles. C'est par la comparaison de nos catalogues avec ceux des anciens qu'on a découvert ce mouvement propre.

Dès lors, notre système solaire doit aussi se déplacer, puisque notre soleil n'est qu'une étoile perdue dans l'immensité. Et, en effet, on constate que la distance angulaire entre certaines étoiles a augmenté, tandis que celle entre des étoiles dans une direction opposée a diminué ; nous nous rap prochons donc constamment des premières en nous éloignant des autres. En résumé, la Terre a un mouvement de rota tion sur elle-même en même temps qu'elle tourne autour du soleil et qu'elle est entraînée avec lui dans l'espace, autour d'un centre inconnu. Nous bornons ici ces quelques explications de cosmographie, qui n'ont d'autre but que de rappeler au lecteur certaines connaissances indispen sables pour ce qui suivra. Définition de la géographie physique. La géographie physique s'occupe de la Terre en elle-même, abstraction faite de tout ce qui est du domaine de faction humaine.

Elle comprend donc l'étude de fintérieur, de la surface et de l'extérieur de notre planète. On y range aussi la géographie végétale et la géographie animale, y compris l'étude de l'homme. Mais, à part cette dernière, qui nous intéresse plus spécialement, nous ne traiterons pas ces deux études qui, dans renseignement universi taire, font plus spécialement partie de la faculté des sciences. Division de l'ouvrage. D'après ce qui vient d'être dit, on concevra facilement la division suivante de l'ouvrage : lrc partie : La terre ferme. 2e » : L'élément liquide. 3e » : Le climat. 4e » : L'homme. I" PABTIE. LA TERRE FERME.

Chapitre I

»'. Étude géologique . La géologie a pour objet l'étude des matériaux de fintérieur et de l'écorce du globe. Opinions diverses sur la formation de la terre. On trouve, parait-il, dans la cosmogonie des Hindous fidée de la création et de la reformation successive de la terre et de ses habitants. Cette théorie prit place naturellement dans la cosmogonie des Egyptiens, des Grecs et des Romains. Les pythagoriciens admettaient un feu central créateur de toutes choses, source éternelle de cha leur, produisant les éruptions volcaniques, etc. Au vie siècle avant notre ère, Héraclite d'Ephèse pensait que la terre était un astre refroidi qui tour nait sur lui-même. Au xe siècle, les Arabes admettaient le soulèvement des montagnes et l'érosion des vallées. Au xve siècle, Léonard de Vinci' attribua le premier une origine animale aux coquilles fossiles D'autres le suivirent dans cette voie et consti tuèrent l'École italienne.

Descartes (1595-1650) fut peut-être le premier auteur moderne qui se soit rattaché aux idées des pythagoriciens et d'Héraclite. Leibnitz, en 1710, dans le Protogée ou « de la for mation et des révolutions du globe», jeta les bases de la géologie moderne. Un peu plus tard (1749 et 1778), Buffon exposa une théorie de la Terre, dans laquelle il admettait que les planètes faisaient, au début, partie du soleil, et qu'elles en avaient été détachées par le choc d'une comète. Cette dernière hypothèse ne peut plus être admise aujourd'hui que l'on sait que les comètes ont une densité excessivement faible. Vers la fin du siècle dernier, Werner établit les bases de la géologie moderne en classant ration nellement les minéraux et les terrains. II est con sidéré comme le chef de l'École des Neptunistes qui admettent que la terre s'est formée par dessè chement, par précipitation et cristallisation. — Alexandre de Humbold et Léopold de Buch furent ses élèves.

En 1785, Hutton, dans sa « Théorie de la Terre » expliquait au contraire, par l'action du feu central. non seulement la formation des roches et des mi néraux, mais encore celle des continents qu'il con sidérait comme soulevés du fond des eaux. II fut le chef de l'École des Plutonistes ou Vulcanistes. La théorie cosmogonique la plus généralement admise est celle de Laplace (1749-1827). C'est en somme l'application à notre système solaire des idées d'Herschel. D'après lui, le soleil et tous les corps qui forment son système constituaient à f origine une nébuleuse,- animée d'un mouvementde rotation autour d'une ligne passant par son centre, et s'étendant jusqu'à l'orbite de la planète la plus éloignée de nous, et même au delà. Par suite de l'at traction, les parties de cette nébuleuse se conden sèrent, se précipitèrent vers le centre, en mème temps que le mouvement de rotation s'accélérait de plus en plus.

A un moment donné, un anneau s'est séparé du restant de la masse, en tournant comme celui-ci vers le plan de l'équateur. Ce sont les anneaux ainsi détachés qui ont donné naissance aux planètes. Chacun d'eux, en effet, aurait dû présenter une régularité parfaite dans son contour et dans sa constitution pour conserver indéfiniment sa forme annulaire. Dès lors, il s'est constitué des centres d'attraction vers lesquels la matière s'est portée, en se divisant en fragments qui ont con tinué à se mouvoir, chacun séparément, à peu près comme ils se mouvaient quand ils étaient réunis. Mais les vitesses des diverses parties d'un mème anneau n'étant pas rigoureusement les mêmes, soient qu'elles fussent déjà différentes au moment de la séparation, soit qu'elles aient été altérées par les actions perturbatrices auxquelles les diverses portions furent soumises, ces portions ont pu se rejoindre successivement, et finir par se confondre en une masse, qui, en se condensant, est devenue une planète.

Cependant il pouvait arriver que les divers fragments continuassent à circuler isolément et don nassent lieu à un groupe de planètes se mouvant dans une mème région, comme les astéroïdes qu'on remarque entre Mars et Jupiter. Toutes ces planètes devaient avoir non seu lement un mouvement autour du corps central, mais encore un mouvement de rotation. Et en effet, quand un anneau nébulaire s'est détaché, puis rompu en divers fragments, les molécules les plus éloignées du centre ayant un mouvement plus ra pide que celles plus rapprochées, il a du en résulter un mouvement de rotation autour du centre d'at traction du fragment et dans le sens même du mouvement de rotation de cette masse autour du soleil. Dès lors, les matières de fanneau ont donné lieu à un nouveau système entièrement semblable à la première nébuleuse, mais de dimensions plus petites.

Cette nouvelle nébuleuse a pu, par son refroidissement, abandonner sur son contour des an neaux qui sont devenus des satellites de la planète. Quelques-uns de ces anneaux ont pu accidentel lement présenter une régularité tout exceptionnelle et, par suite, conserver leur forme primitive, comme les anneaux de Saturne. II est établi que le refroidissement de la Terre se continue encore de nos jours, mais d'une manière infiniment lente, et les calculs des astronomes prouvent qu'en 2000 ans la température générale de la masse terrestre n'a pas varié de 1/10 de degré. Ajoutons que, si la terre se refroidit, elle se con tracte. Dès lors, sa vitesse de rotation augmente. Mais cette augmentation est insensible, puisque, depuis 2000 ans, elle n'a pas atteint 1" par an. (Calculs de Laplace). D'après la théorie que nous venons d'exposer, les comètes qui traversent notre système n'ont pas leur origine dans notre nébuleuse.

Elles doivent être regardées comme de petites nébuleuses qui circulent dans l'immensité de l'espace et, parfois, elles s'approchent assez des planètes ou du soleil pour avoir leur course modifiée complètement et pour devenir périodiques. L'expérience suivante, faite par Plateau, confirme la théorie de Laplace. Dans un mélange d'eau et d'alcool, dans des proportions telles que la densité soit celle de l'huile, une masse d'huile abandonnée à elle-même prend une forme sphérique. Si l'on introduit dans ce globule une petite palette portée par une tige à laquelle on imprime un rapide mouvement de rota tion, la sphère d'huile participe à ce mouvement et se déforme en s'aplatissant vers les pôles. En accélérant le mouvement, le renflement de l'équateur augmente ; puis il s'en détache un anneau circulaire analogue à celui de Saturne ; enfin, cet anneau se segmente lui-même et produit des petits globules tout semblables à des satellites et animés comme eux d'un double mouvement de rotation et de translation.

Enfin, en ce qui concerne les phénomènes de détail de la formation de la terre, deux écoles sont actuellement en présence : Celle des Révolutions générales, qui admet une série de cataclysmes, de grands mouvements, brusques, violents. Telle est la théorie d'Elie de Beaumont. Celle des Causes actuelles, qui cherche à expliquer tout par des phénomènes semblables à ceux que nous observons de nos jours ; elle substitue les mouvements lents aux mouvements brusques, et a pour chef le célèbre géoloque anglais Sir Ch. Lyell. C'est cette dernière qui est la plus généralement admise. Importance et rôle de la géologie dans les études ordinaires. Les conditions de la vie animale et de la vie végétale sont les conséquences de la structure du sol et de la nature diverse des matériaux qui le constituent.

Les continents, les océans, les mon tagnes, les cours d'eau, c'est-à-dire tous les acci dents du sol, dépendent des circonstances géolo giques des âges antérieurs. De plus, la géographie politique est influencée par ces circonstances. Ainsi, indépendamment du climat, deux conditions principales attirent et fixent les hommes dans une région : les richesses minéralogiques et la fertilité du terroir ; la population est plus dense dans le bassin de Charleroi qu'en Ardenne, de mème en Hesbaye qu'en Campine. D'un autre côté, l'alimentation des habitants et, par conséquent, leurs mœurs et leur tempérament, leur bien-être et leur degré d'instruction dépendent aussi de la fertilité du pays. Dans les pays de pâturages, l'homme voyage ; il s'isole avec sa famille et tire sa subsis tance de ses troupeaux.