L’Encyclopédie/1re édition/LATITUDE

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LATITUDE, s. f. (Géogr.) la latitude marque la distance d’un lieu à l’équateur, ou l’arc du méridien, compris entre le zénith de ce lieu & l’équateur. La latitude peut donc être ou septentrionale ou méridionale, selon que le lieu, dont il est question, est situé en-deçà ou au-delà de l’équateur ; savoir en-deçà, dans la partie septentrionale que nous habitons, & au-delà, dans la partie méridionale. On dit, par exemple, que Paris est situé à 48 degrés 50 minutes de latitude septentrionale.

Les cercles paralleles à l’équateur sont nommés paralleles de latitude, parce qu’ils font connoître les latitudes des lieux au moyen de leur intersection avec le méridien. Voyez Parallele.

Si l’on conçoit un nombre infini de grands cercles qui passent tous par les poles du monde, ces cercles seront autant de méridiens ; & par leur moyen on pourra déterminer, soit sur la terre, soit dans le ciel, la position de chaque point par rapport au cercle équinoxial, c’est-à-dire la latitude de ce point.

Celui de ces cercles qui passe par un lieu marqué de la terre, est nommé le méridien de ce lieu, & c’est sur lui qu’on mesure la latitude du lieu. Voyez Méridien.

La latitude d’un lieu & l’élévation du pole sur l’horison de ce lieu sont des termes dont on se sert indifféremment l’un pour l’autre, parce que les deux arcs qu’ils désignent, sont toujours égaux. Voyez Pole & Élévation.

Ceci paroîtra facilement par la Pl. d’Astron. fig. 5. où le cercle HZQ représente le méridien, HO l’horison, AQ l’équateur, Z le zénith, & P le pole.

La latitude du lieu, ou sa distance de l’équateur, est ici l’arc ZA, & l’élévation du pole ou la distance du pole à l’horison est l’arc PO ; mais l’arc PA, compris entre le pole & l’équateur, est un quart de cercle, & l’arc ZO, compris entre le zénith & l’horison, en est aussi un. Ce deux arcs PA, ZO, sont donc égaux, & ainsi ôtant de chacun d’eux la partie ZP qui leur est commune, il restera l’arc ZA, égale l’arc PO, c’est-à-dire la latitude du lieu égale à l’élévation du pole sur l’horison de ce lieu.

On tire de-là une méthode pour mesurer la circonférence de la terre, ou pour déterminer au moins la quantité d’un degré sur sa surface en la supposant sphérique. En effet, il n’y qu’à aller directement du sud au nord, ou du nord au sud, jusqu’à ce que le pole se soit élevé ou abaissé d’un degré, & mesurant alors l’intervalle compris entre le terme d’où on sera parti, & celui où on sera arrivé, on aura le nombre de milles, de toises &c. que contient un degré du grand cercle de la terre. C’est ainsi que Fernel, médecin de Henri II, mesura un degré de la terre ; il alla de Paris vers le nord en voiture, en mesurant le chemin par le nombre des tours de roue, & retranchant de la quantité de ce chemin une certaine portion, à cause des détours de la voiture & des chemins ; il détermina par cette opération le degré à environ 57000 toises, & ce calcul grossier est celui qui s’approche le plus du calcul exact fait par l’Académie. Au reste, comme la terre n’est pas sphérique, il est bon de remarquer que tous les degrés de latitude ne sont pas égaux, & la comparaison exacte de quelques-uns de ces degrés peut servir à déterminer la figure de la terre. Voyez Degré & Figure de la Terre.

Il s’agit maintenant de savoir comment on détermine la latitude, ou, ce qui revient au même, la hauteur ou l’élévation du pole.

Cette connoissance est de la plus grande conséquence en Géographie, en Navigation & en Astronomie ; voici les moyens de la déterminer tant sur terre que sur mer.

Comme le pole est un point mathématique, & qui ne peut être observé par les sens, sa hauteur ne sauroit non plus être déterminée de la même maniere que celle du soleil & des étoiles, & c’est pourquoi on a imaginé un autre moyen pour en venir à bout.

On commence par tirer une méridienne. Voyez au mot Méridienne, la méthode qu’il faut suivre pour cela.

On place un quart de cercle sur cette ligne, de façon que son plan soit exactement dans celui du méridien : on prend alors quelque étoile voisine du pole, & qui ne se couche point, par exemple, l’étoile polaire, & on en observe la plus grande & la plus petite hauteur. Voyez Quart de cercle.

Supposons, par exemple, que la plus grande hauteur fût désignée par SO, & que la plus petite fût sO ; la moitié PS ou Ps de la différence de ces deux arcs étant ôtée de la plus grande hauteur SO, ou ajoutée à la plus petite sO, donneroit PO la hauteur du pole sur l’horison, qui est, comme on l’a dit, égale à la latitude du lieu. On peut aussi trouver la latitude en prenant avec un quart de cercle, ou un astrolabe, ou une arbalestrille, &c. voyez ces mots, la hauteur méridienne du soleil ou d’une étoile. En voici la méthode.

Il faut d’abord observer la distance méridienne du soleil au zénith, laquelle est toujours le complément de la hauteur méridienne du soleil : & cela fait, il pourra arriver deux cas, ou bien que le soleil & le zénith du lieu se trouvent placés de différens côtés de l’équateur ; en ce cas pour avoir la latitude, il faudra toujours soustraire la déclinaison connue du soleil de sa distance au zénith : ou bien le soleil & le zénith se trouveront placés du même côté de l’équateur, & alors il pourroit arriver encore que la déclinaison du soleil doive être ou plus grande ou plus petite que la latitude, ce qu’on reconnoîtra en remarquant si le soleil à midi se trouve plus près ou plus loin que le zénith du pole qui est élevé sur l’horison. Si la déclinaison est plus grande, comme il arrive souvent dans la zone-torride, alors il faudra pour avoir la latitude soustraire de la déclinaison du soleil la distance de cet astre au zénith du lieu ; mais si la déclinaison du soleil doit être plus petite que la latitude, (le soleil & le zénith étant toûjours supposés d’un même côté de l’équateur) dans ce dernier cas, pour avoir la latitude, il faudra ajouter la déclinaison du soleil à la distance de cet astre au zénith.

Si le soleil ou l’étoile n’ont point de déclinaison, ou, s’agissant du soleil, si l’observation se fait un jour où cet astre se meuve dans l’équateur, c’est-à-dire le jour de l’équinoxe, alors l’élévation de l’équateur deviendra égale à la hauteur méridienne de l’astre, & par conséquent cette hauteur sera nécessairement le complément de la latitude.

Cette derniere méthode est plus propre aux usages de la navigation, parce qu’elle est plus praticable en mer ; mais la premiere est préférable sur terre.

La connoissance de la latitude donne le moyen de monter le globe horisontalement pour un lieu, c’est-à-dire de terminer l’horison de ce lieu, pour répondre aux questions qu’on peut faire sur l’heure actuelle, sur le lever ou le coucher du soleil dans cet horison un tel jour de l’année ; sur la durée des jours, des nuits, des crépuscules. On demande, par exemple, quelle heure il est à Tornéo de Laponie, lorsqu’il est midi à Paris le 10 Mai. Après avoir attaché sur le méridien le petit cercle horaire avec son aiguille, j’amene Tornéo sous le méridien, le trouvant à d. de latitude, je donne au pole autant d’élévation : je cherche dans le calendrier de l’horison le 10 Mai, & j’apperçois qu’il répond au 19 degré du lion. J’amene sous le méridien ce point du ciel, que je remarque avec soin, & sous lequel est actuellement le soleil. Si après avoir appliqué l’aiguille horaire sur midi, c’est-à-dire sur la plus élevée des deux figures marquées XII. Je fais remonter le globe à l’orient ; au moment que le 19 degré de l’écliptique joindra l’horison, l’aiguille horaire montrera deux heures pour le lever du soleil sur cet horison. Le même point conduit de-là au méridien, & du méridien au bord occidental de l’horison, exprimera la trace ou l’arc diurne du soleil sur l’horison de Tornéo : l’aiguille horaire marquera heures au moment que le 19 degré du taureau descendra sous l’horison. J’apprens ainsi sur le champ, que la durée du jour le 10 Mai, est de 19 heures à Tornéo, & la nuit de cinq. La connoissance de la latitude d’un lieu donne encore celle de l’élévation de l’équateur pour l’horison de ce lieu. Le globe monté horisontalement pour Paris, vous avez 49 degrés de distance entre le pole & l’horison, comme vous les avez en latitude entre l’équateur & le zénith ; or du zénith à l’horison, il n’y a que 90 degrés de part & d’autre. Si de ces 90 vous retranchez les 49 de latitude, il reste 41, nombre qui exprime la hauteur de l’équateur sur l’horison de Paris. La hauteur de l’équateur sur l’horison est donc ce qui reste depuis la hauteur du pole jusqu’à 90. Spectacle de la Nature, tome IV. page 400. Voyez Globe.

Latitude, en Astronomie, est la distance d’une étoile ou d’une planete à l’écliptique ; ou c’est un arc d’un grand cercle perpendiculaire à l’écliptique, passant par le centre de l’étoile.

Pour mieux entendre cette notion, il faut imaginer une infinité de grands cercles qui coupent l’écliptique à angles droits, & qui passent par ses poles. Ces cercles s’appellent cercles de latitude, ou cercles secondaires de l’écliptique ; & par leur moyen, on peut rapporter à l’écliptique telle étoile ou tel point du ciel qu’on voudra, c’est-à-dire déterminer le lieu de cette étoile ou de ce point par rapport à l’écliptique ; c’est en quoi la latitude differe de la déclinaison qui est la distance de l’étoile à l’équateur, laquelle se mesure sur un grand cercle qui passe par les poles du monde & par l’étoile, c’est-à-dire qui est perpendiculaire non pas à l’écliptique, mais à l’équateur. Voyez Déclinaison.

Ainsi la latitude géographique est la même chose que la déclinaison astronomique, & elle est fort différente de la latitude astronomique.

La latitude géocentrique d’une planete, Pl. astr. fig. 26. est un angle connu P, T, R, sous lequel la distance de la planete à l’écliptique P, R, est vue de la terre T.

Le soleil n’a donc jamais de latitude, mais les planetes en ont, & c’est pour cela que dans la sphere on donne quelque largeur au zodiaque ; les anciens ne donnoient à cette largeur que six degrés de chaque côté de l’écliptique ou 12 degrés en tout ; mais les modernes l’ont poussée jusques à neuf degrés de chaque côté, ce qui fait dix-huit degrés en total.

La latitude héliocentrique d’une planete est l’angle PSR, sous lequel elle est vue du soleil S, la ligne RS, étant supposée dans le plan de l’écliptique, la plus grande latitude héliocentrique d’une planete est égale à l’inclinaison de l’orbite de cette planete avec l’écliptique. Cette latitude ou inclinaison à-peu-près constante à quelques petites altérations près, qui viennent de l’action des planetes les unes sur les autres. Voyez Newtonianisme, Lune, &c.

Quand on a dit ci-dessus que le soleil n’a point de latitude, cela ne doit pas s’entendre à la rigueur ; car si on suppose un plan fixe qui passe par le soleil & par la terre, lorsqu’elle est dans une position quelconque, & qu’on pourra appeller le plan de l’écliptique, le soleil, ou plutôt la terre, aura un mouvement en latitude par rapport à ce plan. Voyez l’article Ecliptique à la fin.

Pour trouver la latitude & la longitude d’une étoile. Voyez l’article Longitude.

Quand les planetes n’ont point de latitude, on dit qu’elles sont alors dans les nœuds de l’écliptique, ce qui veut dire dans l’intersection de leur orbite avec celle du soleil ; & c’est dans cette situation qu’elles peuvent souffrir des éclipses, ou être cachées par le soleil, ou bien passer sur son disque. Voyez Nœud & Eclipse.

Cercle de latitude, est un grand cercle quelconque, qui passe par les poles de l’écliptique.

Latitude septentrionale ascendante de la lune, se dit de la latitude de cet astre lorsqu’il va de son nœud ascendant vers sa limite septentrionale, ou sa plus grande élongation. Voyez Limite, Lune, &c.

Latitude septentrionale descendante, c’est celle qu’a la lune lorsqu’elle retourne de sa limite septentrionale à son nœud descendant.

Latitude méridionale descendante, c’est celle qu’a la lune, lorsqu’elle va de son nœud descendant à sa limite méridionale.

Enfin latitude méridionale ascendante, se dit de la lune, lorsqu’elle retourne de sa limite méridionale à son nœud ascendant.

Et les mêmes termes ont lieu à l’égard des autres planetes. Voyez Ascendant & Descendant.

Il y a dans les Transactions philosophiques quelques observations du docteur Halley, qui peuvent servir à prouver que les latitudes de quelques étoiles fixes s’alterent à la longue, en particulier celles de Polilicium, de Sirius, Arcturus, d’où quelques astronomes concluent qu’il en peut être de même des autres étoiles, quoique leurs variations puissent être moins remarquables, parce qu’on les suppose à une plus grande distance de nous.

Ce qu’on peut assurer en général, c’est que la latitude de la plûpart des étoiles fixes, ou leur distance écliptique, est sensiblement constante, au moins dans un certain nombre de siecles, sauf les petites irrégularités qui viennent, de la nutation de l’axe de la terre. Voyez Nutation & Ecliptique.

Parallaxe de latitude, voyez Parallaxe.

Réfraction de latitude, voyez Réfraction. Chambers. (O)