La Terre: description des phénomènes de la vie du globe. I. Les Continents. II. L'Ocean, l'Atmosphere, la Vie

Preface

DE LA PREMIERE ÉDITION Le livre qui paraît aujourd'hui, je l ai commencé, il y a bientôt quinze années, non clans le silenee du cabinet. mais dans la libre nature. C'était en Irlande, au sommet d'un tertre qui commande les rapides du Shannon, ses Ilots tremblant sous la pression des eaux et le noir défilé d'arbres dans lequel le fleuve s'engouffre et disparaît après un brusque détour. Étendu sur l'herbe, à côté d'un débris _* de muraille qui fut autrefois un château fort et que les humbles plantes ont démoli pierre à pierre, je jouissais doucement de cette immense vie des choses qui se mani festait par le jeu de la lumière et des ombres, par le frémis sement des arbres et le murmure de l'eau brisée contre les rocs. C'est là, dans ce site gracieux, que naquit en moi et PRÉPACE. l'idée de raconter les phénomènes de la terre, et sans tarder , je crayonnai le plan de mon ouvrage.

Les rayons obliques d'un soleil d'automne doraient ces premières pages et faisaient trembloter sur elles l'ombre bleuâtre d'un arbuste agité. Depuis lors, je n'ai cessé de travailler à cette œuvre dans les diverses contrées où l'amour des voyages et les hasards de la vie m'ont conduit. J'ai eu le bonheur de voir de mes yeux et d'étudier à même presque toutes les grandes scènes de destruction et de renouvellement, avalanches et mouvements des glaces, jaillissements des fontaines et pertes des rivières, cataractes, inondations et débâcles, éruptions volcaniques, écroulements des falaises, apparitions des bancs de sable et des îles, trombes, ouragans et tempêtes. Ce n'est point seulement aux livres, c'est à la terre elle-même que je me suis adressé pour avoir la connaissance de la terre. Après de longues recherches dans la poussière des bibliothèques, je revenais toujours à la grande source et ravivais mon esprit dans l'étude des phénomènes eux-mêmes.

Les courbes des ruisselets, les grains de sable de la dune, les rides de la plage ne m'ont pas moins appris que les méandres des grands fleuves, les puissantes assises des monts et la surface immense de l'Océan. Ce n'est pas tout. Je puis le dire avec le sentiment du PRÉFACE. M devoir accompli : pour garder la netteté de ma vue et la probité de ma pensée, j'ai parcouru le monde en homme libre, j'ai contemplé la nature d'un regard â la fois can dide et fier, me souvenant que l'antique Freya était en même temps la déesse de la Terre et celle de la Liberté. ÉLISÉE RECLUS. 1" novembre 1867. La Terre , I jT:__.vt cKez ErLia.i'n ItONJDE LES CONTINENTS PREMIÈRE PARTIE. LA PLANÈTE.

Chapitre I. La Terre Dans L' Espace

1. Petitesse de la terre comparée au soleil et aux étoiles ; grandeur de ses phénomènes. — Forme du globe terrestre. — Ses dimensions. La terre que nous habitons est un des astres les [dus infimes, et c'est à peine si, pour l'astronome qui sonde l'im mensité des espaces, elle n'échappe pas aux regards de l'inlel ligence à force d'exiguïté. Simple satellite du soleil, dont le volume est 1,255,000 fois plus grand, elle n'est qu'un point relativement aux énormes étendues que parcourent les planètes en gravitant vers leur globe central; le soleil lui même est comme une étincelle perdue parmi ces 18 millions d'étoiles que la lunette d'Herschel découvrait dans la voie lactée; enfin celle-ci, immense agglomération de soleils et de planètes, qui nous semble former une écharpe de lumière autour de l'univers entier, n'est en réalité qu'une nébuleuse, c'est-à-dire une nuée d'astres pareille à un brouillard qui s'évanouirait dans l'espace infini.

Au delà de notre ciel s'éten dent d'autres cieux, puis d'autres encore, que la lumière, malgré sa prodigieuse rapidité, met des éternités à franchir. i i. Qu'est-ce donc que la terre dans cet abîme sans fond des étoiles? Isolée, elle peut nous paraître immense : trop vaste pour notre petitesse, elle ne nous a même pas laissé découvrir toute sa surface ; mais relativement au monde sidé ral, elle est moindre que le grain de sable comparé à la masse des montagnes, moindre qu'une molécule atmosphérique com parée à retendue des airs. II est vrai, la terre n'est qu'une poussière presque impondérable pour celui qui voit les nébuleuses dans le champ de son télescope, et cependant elle n'est pas moins digne d'étud que les astres du ciel. Si elle n'a pas la grandeur des dimensions, elle n'offre pas moins, dans tous ses détails, une infinie variété.

Les générations entières qui se succèdent à sa surface pourraient passer leur vie à l'étudier sans la connaître encore dans sa beauté complète ; il n'est même pas une science spéciale ayant pour objet une partie de la superficie terrestre, ou bien une série de ses produits, qui n'offre aux savants une mine à jamais inépuisable. D'ailleurs ce petit globe n'est-il pas, aussi bien que le ciel, un véritable cosmospar l'admirable arrangement de ses parties et la suprême harmonie de l'ensemble? Cette planète imperceptible n'est-elle pas, à un certain point de vue, aussi grande que l'univers, puisqu'elle est l'expression des mêmes lois? Par la forme de son orbite, ses divers mouvements autour du soleil et autour d'elle-même, par la succession des jours et des saisons, et tous les phénomènes que gouvernent les grandes lois cosmiques, la terre devient le représentant des mondes : en elle, nous étudions tous les astres.

Notre planète est un sphéroïde, c'est-à-dire une sphère aplatie aux deux pôles et renflée à Féquateur, en sorte que toutes les circonférences passant par l'extrémité de Taxe polaire ont la forme d'ellipses. La dépression présumée de chaque pôle est à peu près d'un trois-centième du rayon ter restre S soit de 21 kilomètres; mais il n'est pas certain que 1 . D'après l'astronome Bessel, 299,1528. Les erreurs possibles sont comprises entre 302,30! et 296,005. LA FORME DE LA TERRE. 3 les deux calottes polaires soient également aplaties. Peut-être un contraste existerait-il entre les deux hémisphères, non seulement par le relief des continents et la distribution des mers, mais aussi par la forme géométrique. Quoi qu'il en soit, il semble prouvé que la courbure n'est pas exactement la même pour toutes les parties de la terre situées à égale distance des pôles ; les méridiens paraissent être sans exception des ellipses irrégulières.

Les récentes mesures de degrés opérées par les astronomes, et notamment la grande triangulation qui fut exécutée de 1816 à 1852, sous la direction de Strnve, des côtes de l'océan Glacial aux bords du Danube, ont révélé dans la forme terrestre de singulières déviations, causées, soit par la nature géologique du sol, soit par le voisinage de puissantes arêtes de montagnes. C'est ainsi que, parmi les contrées d'Eu rope, l'Angleterre et l' Italie ont une surface sensiblement plus aplatie que celle des pays voisins. En outre, le niveau marin, auquel les géomètres comparent la hauteur du relief terrestre, change partout; à cause de l'attraction locale des continents, de leurs plateaux et de leurs montagnes, il est plus élevé sur les rivages des grandes terres que sur les côtes des petites îles océaniques1.

Toutefois, les inégalités de courbure, qui sans doute sont changeantes et correspondent aux déplacements du centre de gravité de la planète, ne se révèlent qu'à l'astronome et n'interrompent en aucun endroit l'horizontalité apparente de la surface des plaines ou des mers. Pour l'homme, les rugo sités et les dépressions que forment les plateaux, les mon tagnes et les vallées, sont des faits beaucoup plus importants que les inégalités de la rondeur du globe. Les dimensions de la terre, nous le savons déjà, sont presque nulles relativement à celles des grands corps célestes et surtout à celles de l'espace que peuvent sonder les téles copes. Si la lumière, dont la vitesse est prise en astronomie pour terme de comparaison, pouvait se propager suivant une ligne courbe, elle ferait sept fois le tour de la terre pendant une seconde : aussi cette mesure, la seule convenable aux I. Philipp Fischer, Ausland, n" 34, 1863. champs stellaires, est complètement inapplicable à la surface de notre globe.

L'homme, si petit lui-même à l'égard de la planète, avait d'abord pris pour mesure de son domaine, soit tout ou partie de son propre corps, comme le pied, la coudée, la brasse, soit la distance qu'il parcourt pendant un certain espace de temps, comme la parasange, le stade, le mille, la lieue. A la fin du dernier siècle seulement, les savants qui illustraient alors la France imaginèrent de diviser exactement la circonférence de la terre en parties égales qui serviraient désormais de mesure commune pour toutes les distances ter restres. Cette mesure commune ou mètre, qui permet, avec Faide de ses multiples et de ses diviseurs, d'évaluer aussi facilement la circonférence du globe que celle d'une molécule à peine visible, est la dix-millionième partie de l'arc décrit de Féquateur à l'un des pôles.

Par suite d'erreurs que la difficulté des mesures à opérer rendaient inévitables, le mètre idéal dépasse, il est vrai, le mètre usuel d'un onzième de millimètre à peu près; mais on peut sans inconvénient négliger en pra tique cette différence minime, parfaitement invisible à Fceil nu. La ligne qui fait le tour de la terre en passant par les deux extrémités polaires a donc une longueur d'environ 40 millions de mètres ou de 40,000 kilomètres. Ainsi que Fa fait remar quer Schubert1, cette distance est celle que le pas normal de l'homme pourrait parcourir dans une année, à condition de ne point s'arrêter un instant. La superficie du globe, calculée par Wolfers conformément aux mesures les plus récentes que les astronomes ont faites en divers pays sur les arcs de longitude et de latitude, serait de 509,990,553 kilomètres carrés.

D'après l'astronome Encke . elle serait de 509,950,638 kilomètres carrés et la masse planétaire s'élèverait à près de 1 trillion 83 billions de kilomètres cubes. 1. Geschichte der Seele. LES MOUVEMENTS DE LA TERRE. 5 II. Mouvement de la planète : rotation diurne, révolution annuelle. — Jour sidéral et jour solaire. — Successions des jours et des saisons. — Différence de durée entre les saisons des deux hémisphères. — Précession des équinoxes; nutation; perturbations planétaires. — Translation de la terre vers la constellation d'Hercule. La terre, globule isolé dans Fimmense espace, ne reste point immobile, ainsi que devaient nécessairement le sup poser les anciens peuples, voyant en elle la base inébranlable du firmament des cieux. Emportée dans le tourbillon de la vie universelle, elle se meut sans repos, en décrivant une série de spirales elliptiques d'une telle complication que les astronomes n'ont encore pu en calculer dans leur ensemble les courbes diverses.

Tout en pirouettant sur elle-même, la terre décrit une ellipse autour du soleil et se laisse traîner de ciel en ciel à la remorque de cet astre vers des constellations lointaines. Puis elle oscille, se balance sur son axe et se détourne plus ou moins de sa route pour saluer tous les corps planétaires qui viennent à sa rencontre. II estprobable qu'elle ne passe jamais deux fois dans les mêmes régions des cieux; cependant, si elle devait parcourir de nouveau la spirale d'el lipses qu'elle a parcourue déjà, ce serait après un cycle de tant de milliards d'années qu'elle-même, complètement trans formée, ne serait plus le même astre. La nature, immuable dans ses lois, mais éternellement changeante dans ses phéno mènes, ne se répète jamais. Le mouvement de la terre dont les effets immédiats sont le plus sensibles aux regards de l'homme est la rotation diurne qui s'accomplit autour de Faxe idéal passant par les deux pôles.

Le globe tourné de droite à gauche, ou d'occident en orient, c'est-à-dire en sens inverse du mouvement apparent du soleil et des étoiles, qui semblent surgir en orient pour disparaître en occident. Nulle aux pôles, puisque Faxe de la terre y aboutit, la rotation est d'autant plus rapide pour une partie quelconque de la surface du globe, que cette partie est plus éloignée de Faxe central. A Saint-Pétersbourg, sous le 60e degré de latitude, la vitesse de rotation est d'envirdn 14 kilomètres par minute; à Paris, elle dépasse 18 kilomètres dans le même espace de temps; sur la ligne équatoriale, que l'on peut considérer comme la jante d'une gigantesque roue, cette vitesse est deux fois supérieure à celle que possède la terre sous le 60e degré; elle est environ de 28 kilomètres par minute, soit exactement de 464 mètres par seconde, rapidité presque égale à celle d'un boulet de 12 kilogrammes chassé par 6 kilogrammes de poudre.

Grâce au mouvement de rota tion, la terre présente alternativement au soleil l'une et l'autre de ses faces, pour les retourner ensuite vers les espaces rela tivement obscurs : c'est ainsi que s'établit la succession des jours et des nuits. En outre, la rotation terrestre est un fait capital dont il faut toujours tenir compte pour déterminer la direction des fluides en mouvement sur la surface du globe, tels que les ruisseaux et les fleuves, les courants maritimes et atmosphériques *. La révolution annuelle que la terre décrit autour du soleil s'accomplit suivant une ellipse dont un des foyers est occupé par Fastre central, et dont F excentricité est presque égale aux 17 millièmes du grand axe. La distance qui sépare le soleil de sa planète varie donc constamment suivant les points de Forbite que parcourt la terre.

A son aphélie, c'est-à dire lors de son plus grand éloignement, cette distance est d'environ 150 millions de kilomètres; à Fépoque du périhélie, alors que les deux astres sont le plus rapprochés, elle est approximativement de íb.5 millions de kilomètres; quant à la distance moyenne, elle est évaluée par les astronomes, depuis les corrections d'Encke, de Hansen, de Foucault et de Hind, à 147,800,000 kilomètres. C'est là un espace que les rayons solaires parcourent en 8 minutes 16 secondes; le son mettrait quinze ans à traverser la même étendue. Ainsi que Kepler Fa formulé dans ses célèbres lois, la planète se meut avec une rapidité d'autant plus grande qu'elle 1. Voir les chapitres intitulés les Rivières, les Courants, l'Air et les Vents. L'ANNÉE. 7 se rapproche davantage du soleil et retarde sa marche en pro portion de son éloignement de cet astre ; mais sa vitesse moyenne peut être évaluée à près de 30 kilomètres par seconde, soit à 60 fois la marche du boulet sortant de F âme du canon.

Cette rapidité, à laquelle on ne saurait penser sans ver tige, s'ajoute, pour chaque point de la superficie terrestre, au mouvement de rotation qui Fentraîne autour de Taxe polaire. Modifiée par ce mouvement, la ligne décrite par un point quelconque de la surface terrestre devient une spirale. De même que la rotation quotidienne de la terre autour de son axe produit la succession des jours et des nuits, de même sa révolution annuelle autour du soleil cause Falter nance des saisons. Si Faxe de la terre, c'est-à-dire la ligne idéale qui rejoint les deux pôles, était perpendiculaire au plan de Forbite annuelle, il est évident que la partie du globe éclairée par le soleil s'étendrait invariablement d'un pôle à l'autre pôle, et que les jours et les nuits seraient exactement composés de douze heures dans les deux hémisphères.

Mais il n'en est pas ainsi. La terre est penchée en opérant son mouvement de translation; elle incline sa ligne des pôles d'environ 23 degrés 1/2 sur le plan de son orbite et maintient cet axe idéal dans une position que l'on peut considérer comme inva riable relativement aux rapides péripéties des jours et des saisons. Cette obliquité de Faxe a pour résultat des changements continuels d'aspect. La partie de la terre éclairée par les rayons de Faxe central varie journellement, car si Faxe de la planète maintient son extrémité fixée vers un même point de l'espace infini, il offre, par suite de la translation du globe, un degré d'inclinaison toujours changeant relativement au soleil. Deux fois pendant le cours de Fannée il est disposé de telle sorte que les rayons solaires tombent perpendiculairement sur Féqua teur du globe : à toutes les autres périodes de la révolution annuelle, c'est tantôt l'hémisphère septentrional, tantôt Fhémi sphère méridional qui reçoit la plus grande somme de lumière.

L'année astronomique commence le 20 mars , au moment précis où le soleil éclaire verticalement Féquateur et fait passer aux deux pôles le cercle de séparation entre les rayons et Fombre. Alors la période d'obscurité est égale à celle de la lumière et comporte exactement douze heures sur tous les points de la terre. De là le nom d'équinoxe (égalité des nuits). Mais après ce jour, qui sert de point de départ au printemps dans Fhémisphère du nord et qui fut, pendant quelques Fig. 1. — Orbite de la terre autour du soleil. années, désigné sous le nom de 1er germinal, la terre continue son mouvement de translation. Grâce à Finclinaison de Faxe, l'hémisphère septentrional tourné vers le soleil reçoit une plus grande quantité de lumière, tandis que de son côté l'hémisphère méridional est moins vivement éclairé.

Les rayons verticaux du soleil tombent de plus en plus au nord de Féqua teur, et le cercle de lumière , loin de s'arrêter au pôle, où commence à régner un jour de six mois, s'étend bien au delà sur les régions boréales. Enfin, le 21 juin, jour du premier solstice1, Faxe de la terre se trouvant fortement incliné vers I . Le nom de solstice d'été est tout à fait impropre, puisqu'il convient seulement aux contrées de l'hémisphère septentrional. Le solstice d'été de Paris est le solstice d'hiver du cap de Bonne-Espérance. Les désignations d'équinoxe d'automne et d'équi noxe de printemps devraient être également abandonnées. LES SAISONS. 9 le soleil, cet astre rayonne au zénith du tropique du Cancer, à 23 degrés 1/2 au nord de Féquateur, et sa lumière éclaire toute la zone glaciale arctique, c'est-à-dire la calotte terrestre recouvrant un espace de 23 degrés 1/2 autour du pôle nord.

C'est alors que le printemps cesse pour l'hémisphère septen trional et que commence Fêté. Dans l'hémisphère méridional, au contraire, l'automne fait place à Fhiver. Au nord de Féqua teur règnent de longues journées interrompues par de courtes nuits, tandis qu'au sud ce sont les nuits qui durent pendant le plus grand espace de temps. Dans la zone arctique, le soleil décrit en entier au-dessus de l'horizon la spirale de son mou vement apparent de rotation diurne. Le jour de six mois inauguré au pôle nord avec le printemps atteint son heure de midi au premier jour de Fêté : au même instant il est minuit pour les ténèbres qui pèsent sur le pôle du sud. Immédiatement après le 21 juin, les phénomènes qui ont eu lieu pendant le cours de la saison précédente se reproduisent en sens inverse. Le soleil semble rétrograder vers l'ho rizon du sud; ses rayons verticaux cessent de tomber sur la ligne du tropique septentrional et se rapprochent constam ment de Féquateur; la zone de lumière du pôle boréal et la zone d'ombre du pôle austral se rétrécissent en même temps; les jours diminuent dans Fhémisphère du nord, tandis qu'ils s'accroissent dans Fhémisphère du sud; Féquilibre se rétablit peu à peu entre les deux moitiés de la terre.

Le 22 septembre, le soleil sc trouve de nouveau directement au-dessus de la ligne équatoriale et sa lumière vient affleurer exactement les deux pôles. L'équinoxe ou légalité absolue des jours et des nuits sur toutes les parties du globe s'établit pour la deuxième fois dans Fannée, mais ce moment d'équilibre n'est pour ainsi dire qu'un point mathématique entre deux saisons. L'axe de la terre, qui pendant les six mois écoulés avait tourné le pôle nord vers le soleil, lui présente maintenant le pôle sud, les rayons verticaux de Fastre central tombent au midi de Féqua teur terrestre, et Fhémisphère méridional à son tour devient la mieux partagée des deux moitiés du globe pour la somme tolale de la lumière et de la longueur des jours. Le printemps commence pour elle; pour l'autre hémisphère, la saison d'au tomne.

Trois mois après, au 21 décembre, le soleil se trouve directement au-dessus du tropique méridional ou du Capri corne, à 23 degrés 1/2 au sud de Féquateur terrestre, et la zone glaciale antarctique s'offre tout entière à ses rayons. L'été s'inau gure pour l'hémisphère austral et en même temps Fhiver pour celui du nord. Puis, grâce au mouvementde translation du globe. ces deux saisons suivent chacune leur cours en sens inverse jusqu'à ce que la terre se retrouve enfin dans une position analogue à celle du point de départ; Féquinoxe de mars, premier jour du printemps pour FEurope, premier jour de l'automne pour FAustralie, commence de nouveau Fannée astronomique. La forme elliptique de Forbite terrestre et la vitesse inégale du globe dans les différents points de son parcours ont pour conséquence une différence très-notable de longueur dans la durée des saisons.

En effet, du 20 mars au 23 septembre , c'est-à-dire pendant le printemps et l'été de l'hémisphère boréal, la terre met 186 jours à décrire la première et plus grande moitié de son orbite, tandis que pendant la période hivernale, du 22 septembre au 20 mars, il lui faut 179 jours seulement pour accomplir la seconde moitié de sa route. La période estivale de l'hémisphère du nord dépasse actuellement de 7 à 8 jours ou de 187 heures environ la période correspondante de l'hémisphère méridional; en outre, par suite du plus long espace de temps pendant lequel le pôle arctique reste incliné vers le soleil, le nombre des heures de jour dépasse dans les régions boréales le nombre des heures de nuit, tandis qu'au sud de Féquateur ce sont les heures de nuit qui prédo minent. H y a bien une certaine compensation, car, si l'été dure moins longtemps pour la partie australe de la terre, la planète est alors plus rapprochée du soleil : elle passe au péri hélie et reçoit en conséquence une plus forte quantité propor tionnelle de chaleur.

Cependant il n'est pas douteux, ainsi que le prouvent Fobservation directe des températures et celle des vents et des courants \ que les terres du sud ne soient, à ■t. Voir dans le deuxième volume le chapitre intitulé les Climats, LES SAISONS. 11 égale distance de Féquateur, plus froides que celles du nord; le problème est de savoir si ce phénomène provient de la dis tribution des continents ou bien du contraste des saisons offert par les deux moitiés de la terre. En somme, l'hémisphère austral gagne-t-il par la proximité du foyer central autant de calorique pendant la saison chaude que Fhémisphère opposé en a gagné lui-même par une plus longue exposition aux rayons solaires? Y a-t-il parfaite compensation? Naguère, la plupart des astronomes Fadmettaient avec Herschel : ils affir maient que, pour chaque hémisphère, Fintensité de la chaleur est en raison inverse de sa durée.

Actuellement, cette théorie de la compensation parfaite est de plus en plus contestée; presque tous les mathématiciens et les géologues s'accordent à penser que, par suite du rayonnement nocturne, Fhémisphère dont l'été est le moins long se refroidit nécessairement beaucoup plus que Fhémisphère opposé. Comment, en effet, le balancement qui se produit de cycle en cycle dans tous les mouvements et les phénomènes des astres ne se produirait-il pas aussi dans le climat des deux moitiés du monde, soumises alternativement à des influences diverses? Ainsi la succession régulière d'un grand hiver et d'un grand été, alternant de 10,500 ans en 10,500 ans sur chacun des deux hémisphères, semble être la conséquence certaine de ce lent mouvement terrestre connu sous le nom de précession des équinoxes. De même qu'une toupie, pour nous servir d'une vieille comparaison, tournoie sur le sol en s'incli nant successivement dans tous les sens et en décrivant au moyen de son axe un cône idéal, de même la terre gravite dans l'espace en balançant lentement la ligne des pôles.

Cette ligne, penchée sur le plan de Forbite terrestre, pivote latéralement de manière à pointer sans cesse vers de nouvelles régions du ciel : si on la prolongeait indéfiniment, on lui verrait dessiner un cercle au milieu des étoiles. L'axe de la terre changeant ainsi constamment de direction, le plan de Féquateur doit varier exactement de la même valeur dans la position qu'il occupe relativement au soleil. En effet, si l'on tient compte des modifications secondaires apportées dans le phénomène de précession par les attractions des planètes, il se trouve que tous les ans le moment précis de F équinoxe de mars devance de 16 minutes environ Fheure à laquelle avait eu lieu Féqui noxe correspondant de Fannée précédente. Chaque révolution de la terre autour du soleil amène une nouvelle avance de 16 minutes dans Fétablissement de Féquinoxe ; et comme Faxe de la planète ne cesse de pivoter pendant la succession des âges, il arrive après une période de 10,500 ans que les con ditions des saisons sont tout à fait changées.

L'hémisphère qui recevait le plus de chaleur en reçoit désormais le moins, celui qui subissait un plus grand nombre de jours d'hiver jouit à son tour de l'été le plus long. Puis, après une deuxième période de 10,500 années, pendant laquelle les rapports entre les saisons des deux hémisphères se sont graduellement modifiés, Faxe de la terre complète son balancement, qui a duré 210 siècles, la position du globe se trouve relativement au soleil à peu près la même qu'au point de départ, et le second cycle de sai sons commence. Ce n'est pas tout : l'ellipse que la terre décrit dans l'es pace autour du soleil s'allonge ou se raccourcit. Tantôt elle ressemble presque à un cercle, tantôt son foyer est très-excen trique ; actuellement son grand axe dépasse le petit axe de 16 à 17 millièmes, mais, il y a 100,000 ans, F excentricité était triple de ce qu'elle était aujourd'hui; il y a 850,000 ans, elle était quintuple. 11 résulte de ces alternatives considérables que les différences entre les étés et les hivers des deux hémisphères varient de cycle en cycle : de 8 jours actuellement, Fécart était de 36 jours 10 heures il y a 850,000 ans, et seule ment de 4 jours 22 heures, il y a 900,000 ans.

Ces énormes différences dans Finsolation des deux moitiés du monde con tribueront sans doute à expliquer la succession des périodes géologiques avec leurs oscillations de glaciers, de climats, de faune et de flore l. I. Lyell, Principes os Geology, 10e édit. 1867. — Lehon, V Homme fossile, V édit. p. 329 et suivantes. — Voir ci-dessous, les chapitres intitulés les Premiers Ages et les Neiges et les Glaciers. LES CYCLES DE LA TERRE. 13 Jamais la planète ne se trouve à la fin de ces divers cycles dans une position identique à celle qu'elle occupait au com mencement. L'attraction de la lune, les perturbations causées par le voisinage des planètes modifient sans cesse la courbe décrite par Faxe terrestre sur l'espace étoilé et la compliquent d'une foule de spirales dont les diverses périodes ne coïncident pas avec la grande période du balancement de Faxe.

Les ondulations successives forment un système continu de spirales entrelacées. « C'est l'infìni qui se témoigne1. » Aux mouvements du globe indiqués déjà, à son tournoie ment diurne, à sa révolution annuelle autour du soleil, au balan cement rhythmique de son axe, à la nutation ou balancement plus rapide que lui fait subir l'attraction de la lune, il faut encore ajouter Fénorme mouvement de translation qui l'en traine de cieux en cieux à la remorque du soleil. II y a peu d'années encore, ce mouvement était inconnu des astronomes, et cependant il s'opère avec une inconcevable rapidité, plus que double de celle qui fait graviter la planète autour de son astre central. En une seconde de temps, la terre se déplace de 71 kilomètres environ vers le point du ciel oú se trouve la con stellation d'Hercule; en une seule année, elle parcourt, dans la même direction, 2,225 millions de kilomètres 2.

Cette énorme distance, que la lumière ne saurait franchir en moins de 2 heures 5 minutes, fait-elle partie d'une ellipse décrite par tout le système planétaire autour d'un noyau d'attraction que l'astronome Maedler a cru découvrir dans Alcyone. au milieu des Pléiades? ou bien . comme Fadmet Carus 3, celte portion d'orbite n'a-t-elle pour foyer, comme les courbes des étoiles multiples, qu'un centre de gravité commun à plusieurs astres, qu'un point mathématique changeant éternellement dans l'es pace infini? On ne sait; mais cette translation de notre globule natal à travers les cieux insondables nous donne une idée de I . Jean Reynaud, Terre et Ciel. 2. D'après Bessel. Voir le Cosmos de Humboldt, traduit par Faye; première partie, p. *162. Struve évalue le déplacement annuel à 240 millions de kilomètres seulement. 3.

Nalur u» d Idee. Fimmense variété des mouvements qui font tournoyer les astres comme les molécules d'une trombe de poussière. Notre petite terre elle-même est emportée despace en espace, sans jamais pouvoir fermer le cycle de ses révolutions. Depuis le jour où ses premières cellules se sont groupées, elle décrit dans les cieux la spirale indéfinie de ses ellipses, et jamais elle ne cessera de tourner et d'osciller ainsi jusqu'au moment où elle n'existera plus sous forme de planète isolée; car elle aussi doit finir : comme tous les autres corps de l'univers, elle naît et vit pour mourir à son tour. Son mouvement annuel de rotation se ralentirait, nous dit-on, de 22 secondes par siècle1. Ce retard est peu de chose, semble-t-il, puisque d'Hip parque à Laplace, aucun astronome ne l'avait encore constaté; mais dans Fimmensité des temps, il suffit pour faire passer l'astre de la vie à la mort.

II y a dix mille millions d'années, nous dit William Thomson, la vitesse du mouvement était double. Après une nouvelle série de millions et de millions d'années, elle sera deux, trois, quatre fois plus faible; à moins qu'une force cosmique agissant en sens inverse ne vienne à compenser la perte de vitesse causée par le frottement des marées contre le fond et les rivages de FOcéan, Fimpulsion de la planète diminuera de siècle en siècle. Après des péripéties qu'il est encore impossible de prévoir, la terre finira par changer complètement d'allure et perdra son existence indé pendante, soit pour s'unir avec d'autres corps planétaires, soit pour se diviser en fragments ou peut-être même pour tomber sur le soleil comme un simple aérolithe. 1. Meyer, James Thomson, William Thomson, Joule, Tyndall, Adams, Delaunay.