LE NATURALISTE 
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 bourrasque de neige — fut certainement déterminée par 
des vents élevés venant de l’est. Enfin, les soixante 
Mouettes pygmées (Larus minutus) dont parle M. Henry 
Stevenson furent encore poussées en 1810 par un coup 
de vent du nord-est, et il en fut de même des Stercoraires 
(Stercorarius pomarinus) apparus au mois d'octobre de 
1879. 
Des coups de vent semblables et les ouragans ont d'ail- 
leurs été décrits par M. A.-C. Chapman dans le Natura- 
list (1), il faut en tenir compte pour l'étude des voyages 
des Oiseaux ; vu leur irrégularité, ces phénomènes com- 
pliquent singulièrement l'étude des migrations et en font 
un problème difficile à comprendre. 
Dans tous les cas, l’on peut dire que les deux princi- 
paux agents de la migration avienne sont: 1° la direction 
du vent; 2° la nourriture. De ces deux facteurs, le pre- 
_mier est le plus important, et s'il aide beaucoup de 
| «Noyageurs, il contrarie plus qu'il ne favorise les migra- 
| tions. Peu de personnes pourront, en effet, nier que le 
| vol des Oiseaux est accéléré ou retardé par la vitesse du 
vent, car certainement ils avancent ou reculent suivant 
sa direction. Si le vent tombe, par des nuits calmes, les 
espèces à vol faible doiventétre particulièrement favorisées. 
Suivant M. Gaetke — c'est ici le résultat d'observations 
tes pendant une vie entière, mis aujourd'hui à la portée 
S lecteurs anglais — les Oiseaux migrateurs s'élève- 
aient haut dans les airs, souvent très probablement à 
le neuf heures. 
«Cela doit se passer ainsi pour la foule des émigrants 
ea Scandinavie qui traversent en automne la mer du 
ord et gagnent les Iles Britanniques. En continuant à 
diriger toujours à l’ouest, ils se trouvent dans l’Atlan- 
que (ce qui arriva dernièrement à quelques Freux, 
près le journal Le Field), mais en général ils attendent 
nm moment favorable pour aller au sud. 
F, DE SCHAECK. 
—. Ja distance du Soleil 
j 
Le soleil est à 37 millions de lieues de nous. Comme 
| 1 dierre décrit autour de Jui une ellipse et non pas un 
[Mcercle absolu, il y a des moments où nous sommes à 
[un 1/2 million de lieues plus près, et d'autres où nous 
| Sommes à 1/2 million de lieues plus loin: soit 1 million 
1 lieues d'écart entre ces deux extrêmes. On sait que 
-| Cest en hiver que nous sommes le plus près du soleil, 
| etenété que nous sommes le plus éloignés de lui, Mais 
HOUS occupons l'hémisphère nord, et notre hiver a lieu 
pendant l'été de l'hémisphère sud. Il en résulte que l'été 
estplus chaud que le nôtre, de l’autre côté de l'équateur ; 
par contre, il dure moins longtemps. Pour la même 
'aiSOn, nos hivers sont à la fois moins froids et plus 
Courts que dans l'hémisphère sud. Il y a donc compensa- 
on. Actuellement c’est le 1e janvier que la terre est le 
plus près du soleil ; bien que nous soyons alors en hiver 
depuis une dizaine de Jours. On voit par là que le froid 
(1) Londres, n° de février 1886. 
de nos hivers ne tient pas à la distance du soleil, mais à 
l'obliquité de ses rayons: tout le monde sait qu’on a 
plus chaud quand on est assis en face d'un bon feu que 
quand on se met trop sur le côté de la cheminée, füt-on 
même à quelques centimètres plus près. 
Rien n’est plus intéressant que de voir l’homme aux 
prises avec ce difficile problème. La difficulté de cette 
mesure consiste en ceci : il s'agit de calculer la distance 
d’un point inaccessible, le soleil, alors que le diamètre 
tout entier de la terre, pris pour base du triangle d'arpen- 
tage, est par trop court, eu égard à l'énorme distance de 
l’astre en question. C’est comme si on voulait mesurer 
les angles d’un triangle ayant 1 millim. de base pour 
près de 12 mètres de hauteur | 
Les anciens évaluaient beaucoup trop bas la distance 
du soleil : ils le croyaient 19 fois plus loin que la lune. 
Or la distance du soleil est près de 400 fois celle de 
notre satellite, qui n’est qu'à 96,000 lieues. Cependant, 
avant l'ère chrétienne, Aristarque de Samos avait eu 
une idée de génie. Ne pouvant calculer la distance du 
soleil comme celle de la lune, en choisissant sur la terre 
deux points suffisamment éloignés, il avait eu recours à 
un artifice, que le dessin géométrique des phases de la 
lune lui avait suggéré. La différence qui existe entre les 
durées des deux premières phases de la lune, lui fournis- 
sait tout de suite le rapport qu'il y a entre la distance du 
soleil et celle de la lune. Connaissant la distance de la 
lune, on aurait eu celle du soleil par une multiplication. 
Malheureusement il était plus facile de suggérer la mé- 
thode que de la mettre à exécution. Il est impossible de 
déterminer à 1 minute près le moment précis où la lune 
est pleine, le moment précis où elle est à son premier 
quartier, En effet le soleil est si gros par rapport à la 
lune, qu'il produit sur cet astre des demi-teintes, rendant 
bien difficile la délimitation exacte entre les parties 
éclairées et les parties obscures. 
On a donc dù recourir à d’autres méthodes: La plus 
simple est la méthode de la vitesse de la lumière. Cette 
vitesse a été calculée directement avec l’appareil Fou- 
cault modifié par Cornu. On sait le temps qu’elle met 
pour traverser le diamètre de l'orbite terrestre : une multi- 
plication donnera donc la longueur de ce diamètre, et 
par suite la distance du soleil, qui en est la moitié. — 
Un autre moyen très ingénieux, c’est la méthode de 
l'aberration de la lumière. On est obligé d'incliner les 
télescopes pour recevoir la lumière des astres, comme 
on incline un parapluie devant soi quand on court sous 
une pluie verticale. En effet la terre se meut sur son 
orbite pendant que les astres nous envoient leur lumière. 
On en déduit le rapport qui existe entre le mouvement 
de translation de notre globe et la vitesse de la lumière. 
Ce rapport est égal à RS Comme la vitesse de la 
lumière est de 300 mille kilomètres par seconde, on en 
conclut que la terre se meut avec une vitesse de 30 kilo- 
mètres par seconde sur son orbite. Connaissant la durée 
de sa révolution annuelle, 365 jours 1/4, on n’a qu'à faire 
une multiplication pour avoir la longueur de cette orbite. 
On en déduit la longueur du diamètre de la courbe, et 
par suite la distance du soleil, comme dans le cas précé- 
dent. 
Enfin on peut obtenir de plusieurs manières distinctes 
la parallaxe du soleil. On appelle ainsil'angle sous lequel 
un observateur, placé au centre du soleil, verrait le 
rayon de la terre. En un mot, c’est l'angle du soleil au 
sommet du triangle ayant pour base le rayon de la terre, 
