DE LA LUNE. (J

Du Mouvement propre et des Phases de la Lune .

Après le Soleil , la Lune est le corps céleste qui , par sa grandeur, et les phénomènes singuliers qu’il présente dans son cours , mérite le plus de fixer notre attention. Placé dans le voisinage de la Terre , dont il suit la destinée , il circule autour de cette planète , à-peu-près de la même manière que la Terre circule autour du Soleil. C’est cette dépendance qui lui a fait donner le nom de satellite de notre globe. La Lune est entièrement sous son influence , et lui fait éprouver à son tour des réactions dont nous étudierons plus loin les effets.

Il suffit d’observer la Lune pendant vingtquatre heures , pour reconnaître qu’elle a, comme le Soleil, un mouvement propre en ascension droite, et un autre en déclinaison f ces deux mouvemens sont très-appréciables , surtout celui en ascension droite , puisqu’il est treize fois plus rapide que le mouvement apparent du Soleil. Si l’on suppose qu’une étoile , le Soleil et la Lune se présentent en même temps au méridien , le lendemain , lorsque l’étoile reparaîtra dans le même plan , déjà le Soleil et la Lune se seront

portés vers l’orient ; le Soleil aura décrit un arc de près d’un degré , et la Lune un arc dont la valeur moyenne est de i3°io’35” ; le surlendemain , ces distances se trouveront doublées , et ainsi de suite. Il arrivera de là que la Lune , après avoir fait une révolution entière dans le Ciel , reviendra au même méridien où se trouve l’étoile, après 271,32 1583. Cette révolution, par rapport à une étoile, se nomme sidérale ; mais alors le Soleil aura déjà décrit vers l’orient un arc de près de vingt-sept degrés : la Lune , pour rejoindre cet astre , devra donc employer à-peuprès deux jours de plus, et elle viendra en conjonction dcv lui, après 2gi,53o5885; cette dernière période constitue un mois lunaire , ou une révolution synodique , ou bien encore une lunaison .

Nous venons de voir que la Lune a deux mouvemens propres, l’un en déclinaison, l’autre en ascension droite ; si l’on compose ces deux mouvemens, comme nous l’avons fait pour le Soleil, on trouvera que la Lune se meut comme si elle obéissait à une force unique, toujours dirigée dans un même plan. L’orbite lunaire est donc une courbe plane , et elle est inclinée sur l’orbite de notre Terre qu’elle rencontre en deux points; ces points sont les nœuds de la Lune, et la droite qui les joint est la ligne des nœuds . La Lune est donc , dans l’espace d’un mois environ , alternativement plus haut et plus bas que le plan de

l’écliptique , et deux fols elle se trouve dans ce dernier plan. Quand elle perce l’écliptique pour s’élever au-dessus , on dit qu’elle est à son nœud ascendant Q, et, quinze jours après, elle est à son nœud descendant .

L’orbite de la Lune est inclinée sur l’orbite de la Terre , sous un angle de 5,°i5. Cet angle n’est pas toujours tourné dans le même sens, car l’observation nous apprend que la ligne des nœuds se dérange lentement , et décrit , dans l’espace de dix-neuf jours à-peu-près, un angle d’un degré, ou bien plus exactement ig,°3286 par an. Ce mouvement est rétrograde , ou contre l’ordre des signes ; de sorte que la ligne des nœuds va successivement rencontrer l’écliptique en ses différens points et en sens contraire du mouvement apparent du Soleil , c’est-à-dire , d’orient en occident , comme semblent marcher les étoiles par le mouvement diurne. La ligne des nœuds a fait ainsi une révolution entière dans le Ciel après 67881,54.019, ou après dixhuit ans et demi environ. On connaît la cause du déplacement de la ligne des nœuds ; nous aurons soin d’en parler plus tard , et de rendre compte en même temps de quelques autres inégalités que la théorie explique également bien. Il résulte aussi, de ce qui précède, que quand le Soleil et la ligne des nœuds se sont rencontrés dans un lieu du Ciel , la rencontre se fait encore avant que le

Soleil reparaisse au même lieu , ou bien avant une année révolue ; car les nœuds semblent aller au-devant du Soleil. La rencontre se fait au bout de 34.6*61963 , et cette période se nomme le temps de la révolution synodique du nœud.

Une des circonstances les plus singulières que présente la Lune dans son cours, c’est la manière dont elle est éclairée dans ses différentes positions relativement au Soleil. Il ne faut pas une longue suite d’observations pour s’apercevoir que ce corps ne brille que d’un éclat emprunté. La partie éclairée de son disque est en effet toujours tournée du côté du Soleil ; et la lumière que nous recevons , comme les anciens l’avaient déjà fort bien reconnu , n’est qu’une lumière réfléchie : de là naissent les phases de cet astre. Quelque temps après que le Soleil et la Lune ont passé en même temps au méridien (fig. 10), on voit le disque de ce dernier astre faiblement éclairé sur le bord , et présentant l’aspect d’un croissant dont les pointes sont opposées au Soleil. Peu à peu la partie éclairée devient plus visible ; et quand la Lune est à environ go° de distance du Soleil en elle se trouve à son premier quartier , ou bien en quadrature [H. On voit alors la moitié de son disque , et l’on dit qu’elle est dichotome . La Lune , continuant à s’éloigner du Soleil , arrive en l”\ à Y opposition éOçy ? ou * 180 desrés de cet astre : dans cette posi-

ion , la partie illuminée de son disque est entier rement visible pour notre Terre , qui se trouve entre elle et le Soleil. C’est cet instant que l’on nomme celui de la pleine Lune . A mesure que l’astre continue à avancer dans son orbite , la partie éclairée de son disque commence k décroître ; en ll% la moitié seulement est visible , et la Lune est à son dernier quartier , ou à son déclin . La distance iïv continuant à diminuer , la Lune commence k offrir encore l’aspect d’un croissant ; mais cette fois , les cornes , au lieu de diverger à gauche du spectateur tourné vers le Soleil, sont dirigées dans un sens opposé. Enfin le croissant se rétrécit de plus en plus , et finit par être invisible quand la Lune revient en conjonction çyO 9 k sa position primitive. On a alors la nouvelle Lune 9 ou la néoménie , et l’astre disparaît entièrement par sa proximité du Soleil.

La conjonction et l’opposition, ces deux situations si remarquables de la Lune par rapport au Soleil, sont encore nommées les syzygies , comme l’on a nommé quadratures les deux positions intermédiaires. Dans les quadratures, la Lune étant à près de go° du Soleil , passe au méridien vers six heures du soir ou vers six heures du matin. A l’époque de la néoménie , les deux astres passent en même temps au méridien ; mais lors de la pleine Lune , ils y passent à douze heures de

distance. Vers cette époque, on peut voir en même temps ces deux astres dans le voisinage de l’horizon, et diamétralement opposés; l’un, après avoir fourni sa carrière, s’apprête à descendre, et à céder à Pautre l’empire de la lumière.

On peut facilement juger, par les phases de la Lune, de l’endroit du Ciel où se trouve le Soleil, lors même que cet astre est plus has que l’horizon. Si la Lune est pleine en effet , le Soleil se trouve à-peu-près sur le prolongement du rayon visuel mené de la Lune vers nous : dans toute autre circonstance, la Lune étant inégalement éclairée , son disque peut néanmoins , dans un sens , être partagé en deux parlies symétriques par un diamètre. Ce diamètre , prolongé dans le Ciel , va passer par le centre du Soleil , et l’on juge du prolongement que l’on doit prendre par l’étendue de la partie éclairée du disque.

On a nommé âge de la Lune ou épacie astronomique le temps écoulé depuis la dernière néoménie , le 3i décembre , à midi , et le ier janvier, à midi, pour les années bissextiles. En 1826, par exemple , l’épacte était 22 ; ce qui veut dire que le 3i décembre 1828 , à midi , plus de vingtdeux jours étaient écoulés depuis la dernière néoménie ; et comme l’on compte 2gj,53o5885 par lunaison , la première nouvelle Lune devait arriver le 8 janvier, au matin.

S’il existe des habitans à la surface de la Lune,

ii devient évident , d’après ce qui précède , que la Terre , en réfléchissant la lumière du Soleil , doit avoir aussi ses phases ; mais elles se succèdent dans un ordre opposé à celles de la Lune. Ainsi , lors de la néoménie , la Terre doit paraitre pleine 9 ou bien tout-à-fait illuminée pour un habitant lunaire placé en /. Hors de la pleine Lune , au contraire , l’habitant lunaire ne doit voir que la partie de notre globe qui est dans l’ombre. Ainsi les deux parties éclairées de ces astres sont à-peu-près complémentaires l’une de l’autre 1 c’est-à-dire , que la partie que nous voyons éclairée sur le disque lunaire , est justement celle qui doit paraître dans l’ombre au même instant sur notre Terre y et au contraire , ce qui nous paraît dans l’ombre sur le disque lunaire , doit paraître éclairé sur notre globe aux yeux d’un habitant de la Lune. La partie de ce dernier astre qui nous paraît obscurcie , n’est donc pas entièrement privée de lumière , puisqu’elle reçoit celle qui est réfléchie par la Terre. Cette lumière réfléchie doit même , jusqu’à un certain point , suppléer à l’absence de la lumière solaire , comme il arrive pour nous vers les époques de la pleine Lune. Aussi la partie obscure du disque n’est-elle pas entièrement invisible , surtout lorsque la Terre doit paraître pleine à cet astre , vers l’instant de la néoménie. La faible clarté que l’on aperçoit alors mieux qu’à toute

autre époque , a reçu le nom de lumière cendrée <

Distance et grandeur de la Lune.

Les premiers essais qui aient été faits dans l’antiquité pour déterminer la distance de la Lune relativement au Soleil , sont dus à Aristarque de Samos , qui vivait environ trois siècles avant Tère chrétienne. La méthode qu’il employa est fondée sur la considération des phases de la Lune : nous la ferons connaître ici , comme un monument du génie de cet astronome.

Lorsque la Lune , vers les quadratures , est dichotome , ou dans une position telle que le plan du cercle qui sépare la partie éclairée de la partie obscure , passe par nos yeux ; alors la droite tl” (fig. io), qui joint le point d’observation au centre de la Lune , est perpendiculaire à la droite /”S qui joint le centre de la Lune au centre du Soleil. On a donc un triangle rectangle qui a pour sommets le point d’observation et les centres des deux astres. Mais on peut mesurer l’angle l”t$ , sous lequel on aperçoit de la Terre les centres du Soleil et la Lune. On connaît donc alors un angle aigu du triangle rectangle l”t$ : c’est tout ce qu’il faut pour pouvoir construire un triangle qui lui soit semblable ; et la géométrie élémentaire offre de plus le moyen de déterminer le rapport des côtés l”t et tS 7

c’est-à-dire , le nombre de fois que la distance de la Lune à laTerre est contenu dans la distance du Soleil à la Terre. Aristarque trouva, par cette méthode , que la Lune est environ vingt fois moins éloignée que le Soleil. Ce moyen , qui d’ailleurs n'est pas susceptible d’une bien grande exactitude , pourra paraître ingénieux pour le temps où il a paru ; mais le résultat , comme nous allons le voir, est loin d’offrir une approximation suffisante.

La méthode employée par le célèbre astronome Hipparque , qui florissait environ un siècle après, présente beaucoup plus de précision. Elle est fondée sur l’observation de la parallaxe et de la connaissance du rayon terrestre ; elle est encore employée de nos jours. Nous avons déjà eu occasion de l’exposer, en pariant de la distance du Soleil ; nous croyons donc inutile d’y revenir.

On a trouvé que la parallaxe horizontale de la Lune , ou l’angle sous lequel on apercevrait du centre de cet astre un rayon moyen de la Terre , varie entre les limites de 53’, 85 et 6i’,4-8 ; ce qui donne pour valeur moyenne de cette parallaxe 5^’,6y . Or, en divisant le rayon de laTerre par cette valeur, comme nous l’avons fait pour le Soleil , on trouve pour distance moyenne de la Lune à la Terre à-peu-près 6o rayons terrestres , ou bien au-delà de 85,ooo lieues. Mais nous avons

déjà vu que le Soleil est éloigné du centre de la Terre de la distance de 24,096 rayons. Il est conséquemment plus de 4.00 fois plus éloigné que la Lune ; ce qui est loin du résultat d’Aristarque , que nous avons fait connaître plus haut.

Le diamètre apparent de la Lune , en changeant de grandeur, nous a également appris que cet astre se rapprochait et s’éloignait successivement de nous. Ce diamètre peut varier de 2g’365 à 33’, 5 16. Nous avons déjà vu que les variations du diamètre apparent du Soleil ont, pour termes extrêmes, 3i’,5i6et 32’,5g3. La Lune doit donc nous paraître alternativement plus grande et plus petite que cet astre. D’une autre part , la parallaxe moyenne de la Lune est de 67’, 67 : ainsi à la même distance où cet astre nous paraît sous un angle moyen de 3i’,44* , la Terre serait vue sous un angle de n5’,34, puisque le diamètre de la Terre est double de la parallaxe. On pourra donc dire que le diamètre de la Lune est contenu dans le diamètre de la Terre , comme le nombre 3 1,44 est contenu dans n5,34. On voit par là que le diamètre lunaire est à-peu-près les 7- du diamètre de notre globe .

Ce qui précède nous montre que le rayon de la Lune est de 3g 1 lieues, et sa circonférence de près de 2,5oo lieues, en supposant ce globe sphérique. La surface ne serait que le i3e de celle de notre Terre , et le volume serait le 49e* Nous

avons déjà dit , en parlant du Soleil , qu’un homme qui pourrait parcourir 100 lieues par jour, devrait employer environ quinze jours à aller au centre de la Terre , et trois mois pour faire le tour du glohe ; ce meme homme employerait deux ans et demi à aller jusqu’à la Lune. Huit jours lui suffiraient pour parcourir le diamètre lunaire , et vingt-cinq pour faire le tour de la Lune. Enfin , au bout de mille ans environ , ce même homme arriverait au Soleil ; et il lui faudrait vingt- sept ans et demi pour en faire le tour. S’il s’agissait d’aller jusqu’à l’étoile fixe , probablement la plus rapprochée , il lui faudrait plus de cent millions d’années.

Nous pourrions estimer les distances relatives d’une autre manière encore. On sait que le son parcourt sur Terre environ 33a mètres par seconde , ce qui fait à-peu-près une lieue en i3”; d’après cela, si le bruit d’un canon était assez fort pour se propager à des distances illimitées , sans éprouver d’obstacles , ce bruit serait entendu par un antipode après plus de deux jours, et par un sélénite ou habitant de la Lune , après deux mois , et enfin , il serait entendu sur le Soleil après 66 ans et demi.

On peut se faire une idée assez simple de la grandeur du Soleil relativement à ïa Lune et à notre Terre, en se rappelant ce qui a été dit de ces trois astres. La Lune est à 60 rayons de notre

Terre , et le rayon du Soleil vaut iio rayons terrestres. Il en résulte donc que si le dernier astre avait son centre où est celui de la Terre , la Lune serait comprise dans son intérieur et elle ne se trouverait pas même sur le milieu de son rayon : de sorte qu’en allant du centre du Soleil vers la surface , en arrivant à la Lune , on ne serait pas même à moitié chemin. On peut par-là se faire une idée de ce qu’est la Terre , et conséquemment la Lune , relativement au globe immense du Soleil. C’était cependant pour la Terre que l’on supposait que ce globe immense devait se mouvoir avec toute la voûte étoilée , et c’est pour avoir émis une opinion contraire que Galilée , à l’âge de soixante-dix ans , se vit enfermer dans les prisons de l’inquisition.

Du mouvement de rotation et de translation de la Lune .

Si nous rapprochons maintenant toutes les notions précédentes nous trouverons que pendant que la Terre tourne autour du Soleil , elle conserve toujours la Lune dans son voisinage : la distance moyenne de ce dernier astre n’étant que de 60 rayons terrestres, et les limites extrêmes qui correspondent au plus grand et au plus petit diamètre apparent, étant de près de 64 à 56 rayons. Il faut donc conclure de-îà que la Terre , en faisant sa révolution annuelle dans son orbite *

emporte avec elle la Lune. Les phases nous avaient déjà appris, d’une autre part, que la Lune tournait autour de la Terre ; et les variations du diamètre apparent , que ses distances n’étaient pas toujours les mêmes. En tenant compte du déplacement de notre globe , et en construisant chaque jour la direction et la distance de la Lune , on trouve que cet astre , conformément à la première loi de Kepler, décrit , par rapport aux étoiles, dans l’espace de 2 7 j , 32 160, une ellipse , au foyer de laquelle se trouve le centre de la Terre. L’excentricité est o,o5£8553, elle est conséquemment plus forte que pour l’orbite de la Terre , et annonce que cette dernière courbe ressemble plus à une circonférence que la première. On dit que la Lune est à V apogée ou bien au périgée , selon qu’elle se trouve à sa plus grande ou bien à sa plus petite distance de notre globe.

La Lune, dans l’espace de près de 27 jours , passe donc par toutes les longitudes , depuis o° jusqu’à 36o°. On a calculé des tables qui donnent sa position dans le Ciel , d’avance et pour un instant quelconque. On peut savoir ainsi l’époque à laquelle sa longitude devient égale à celle du Soleil, c’est-à-dire, l’époque de la néoménie. On peut aussi déterminer l’instant de la pleine Lune , puisqu’il suffit de chercher l’instant où les longitudes des deux astres différens de 180 de-

grés. La différence de deux longitudes lunaires , divisée par les heures écoulées de l’une à l’autre , se nomme le mouvement horaire , où l’arc décrit en une heure dans le sens de l’écliptique. On peut , pour des intervalles de temps assez courts , regarder ce mouvement comme uniforme ; mais ii y aurait erreur à opérer de même pour de plus grands intervalles de temps. C’est aussi de cette manière que l’on estime le mouvement horaire du Soleil et des autres corps célestes.

On calcule les anomalies moyenne et vraie pour la Lune, comme nous l’avons indiqué pour le Soleil, c’est-à-dire , qu’on nomme ainsi les angles sous lesquels on verrait du centre de la Terre les distances du périgée à la Lune et à un astre fictif, mu d’un mouvement uniforme. La différence de l’anomalie vraie et de F anomalie moyenne forme , comme nous l’avons dit , l'équation du centre : son maximum, pour la Lune , est de 6°, 29847. La Lune a des vitesses fort iné^gales dans son orbite , en raison de sa^proximité à la Terre. Au périgée , cette vitesse est la plus grande , tandis qu’elle est la plus petite à l’apogée. En vertu de sa vitesse moyenne , cet astre décrit en une minute un arc de i4 lieues autour de la Terre. Nous avons vu que, pendant le même temps, la Terre décrivait autour du Soleil un arc de plus de 4oo lieues ; et , comme la Terre emporte avec elle la Lune dans son mouvement de

translation , cette dernière vitesse doit être combinée avec la précédente, pour avoir la véritable vitesse du globe lunaire.

L’analogie devait naturellement porter les astronomes à rechercher si la Lune n’avait pointun mouvement de rotation sur son axe comme la Terre , indépendamment d’un mouvement de translation dans l’espace. Ce mouvement a effectivement été reconnu par l’observation des taches, comme pour le Soleil ; et l’on a vu que la Lune tournait constamment la même face vers nous , de telle manière que nous ne pouvons pas même soupçonner ce qui se trouve sur l’autre hémisphère toujours invisible. Pour bien concevoir ce mouvement de rotation , imaginons un habitant lunaire situé, par exemple, dans l’hémisphère visible , par rapport à nous , lors de la néoménie ; ce sélénite se trouvera privé des rayons du Soleil, et il aura ce que nous nommons la nuit : quinze jours après , lors de la pleine Lune , il verra le Soleil , et il fera nuit pour ses antipodes. Entre ces deux positions principales , il aura le Soleil , plus ou moins élevé sur son horizon ; mais il est aisé de comprendre que la succession d’un jour et d’une nuit, qui se fait en vingt-quatre heures pour nous , doit se faire pour un sélénite dans l’espace de 2gi,53o5885. Ainsi, considéré par rapport à un corps fixe dans l’espace , et non par rapport à la Terre , le globe lunaire fait une

révolution sur son axe dans le même temps qu’il emploie à parcourir son orbite. Cet axe forme un angle très-grand sur l’écliptique , de manière que l’équateur lunaire prolongé coupe l’orbite de notre Terre sous un angle d’un degré et demi. Il ne faut pas confondre cette ligne d’intersection avec la ligne des nœuds , ou bien l’intersection des deux orbites. Il est à remarquer néanmoins que ces deux lignes sont toujours parallèles. Il faut donc concevoir V orbite de la Terre , V orbite de la Lune et V équateur de la Lune , comme trois plans qui se coupent mutuellement selon trois parallèles , et forment un prisme triangulaire , dont la plus grande face est sur V écliptique.

Nous savons qu’un point de l’équateur terrestre , en vertu de la révolution diurne , décrit en une minute un arc de près de 6,3 lieues : en ayant égard à la grandeur d’un grand cercle de la Lune et à la durée d’une révolution autour de l’axe , on trouverait qu’un point de l’équateur lunaîre ne décrit dans le même temps qu’un arc de près d’un seizième de lieue.

Essayons maintenant de nous faire une idée juste des mouvemens combinés de la Terre et de la Lune autour du Soleii. Pendant que la Terre décrit , dans l’espace d’une année , une ellipse au foyer de laquelle se trouve le Soleil , elle fait 365 révolutions sur elle-même , et revient à son point de départ , après avoir fait le

quart environ de la 366e révolution. L’axe, autour duquel se font ces révolutions , forme , avec l’écliptique , un angle de près de 66° et demi. La Terre , dans son mouvement de translation , emporte avec elle la Lune , qui la suit en décrivant, par rapport aux étoiles , une ellipse dans l’espace de 271,32166. Cette ellipse , plus excentrique que celle de la Terre et environ 4oo fois moindre , est inclinée sur elle sous un angle de 5°,i4-6 ; de sorte que la Lune est tantôt plus haut, tantôt plus bas que le plan de l’écliptique. Pendant que la Lune circule ainsi autour de la Terre , elle a, comme ce dernier astre , indépendamment de son mouvement de translation , un mouvement de rotation autour d’un axe , qui fait avec F écliptique un angle de 88° et 3i’, d’après Mayer. Mais le mouvement de rotation de la Lune a cela de remarquable , qu’il est d’égale durée avec le mouvement de translation autour de la Terre. On doit aussi remarquer que l’équateur de la Lune et l’orbite de ce même astre coupent toujours Féciiptique selon deux droites parallèles. Nous reconnaissons donc au Soleil, à la Terre et à la Lune deux mouvemens principaux , l’un de translation dans l’espace , l’autre de révolution autour d’un axe. Seulement nous ne connaissons pas les lois du mouvemens de translation du Soleil. Nous ignorons même si cet astre tourne autour d’un autre corps, comme la Terre tourne autour de lui

et comme la Lune tourne autour de la Terre. L’analogie pourrait nous porter à le supposer.

De la libration de la Lune .

Nous avons déjà eu occasion de parler des taches qu’on aperçoit à la surface de la Lune : quelques-unes sont constamment visibles ; d’autres , vers le bord du disque , disparaissent et reparaissent alternativement, comme si le globe lunaire se balançait un peu sur son centre. Les astronomes ont donné à ce phénomène le nom de libration de la Lune . Nous allons tâcher d’en expliquer les principales circonstances.

Supposons un rayon vecteur mené du centre de la Terre au centre de la Lune : si ce dernier astre n’avait pas de mouvement de rotation , le rayon vecteur , par le seul effet d’une révolution autour de la Terre , rencontrerait successivement tous les points qui passent au centre apparent du disque lunaire , et tracerait une circonférence de grand cercle sur la surface de cet astre ; mais , tandis que le rayon vecteur décrit cette circonférence , le globe lunaire tourne sur lui-même , et ramène constamment vers nous le même hémisphère. Si ces deux mouvemens étaient exactement uniformes , l’un détruirait l’effet de l’autre ; mais si le mouvement de rotation de la Lune est seul sensiblement uniforme , tandis

que le mouvement de translation est variable , le globe lunaire paraîtra faire , de part et d’autre du rayon vecteur, de petites oscillations correspondantes aux inégalités des deux mouvemens. L’effet de ces oscillations sera de nous cacher et de nous montrer tour-à-tour quelque partie de sa surface. Cette partie du phénomène a reçu le nom de libration en longitude : elle a été expliquée d’abord par Hévélius et Newton; et puis d’une manière beaucoup plus complète , par le célèbre Cassini. Galilée observa le premier la libration ; mais il ne s’occupa que de îa libration en latitude . Cette seconde partie du phénomène dépend de l’inclinaison de l’axe de la Lime sur le plan de son orbite. On conçoit, en effet, que par l’effet de la rotation de la Lune , certaines taches seront vues tantôt plus haut, tantôt plus bas que son orbite , et que de la Terre on verra tantôt l’un des pôles de la Lune , tantôt l’autre ; à-peu-près comme du Soleil , on voit alternativement nos deux pôles à cause de l’inclinaison de l’axe terrestre sur l’écliptique.

Enfin , il existe un troisième mouvement oscillatoire apparent, qui est la libration diurne. Cette troisième partie du phénomène dépend de la position de l’observateur sur la Terre. Nous avons * déjà vu que, pour des astres rapprochés, et surtout pour la Lune , il n’est point indifférent d’observer du centre de la Terre ou de sa surface.

Or , c’est vers le centre de la Terre que la Lune présente toujours le même hémisphère ; nous devons donc voir les choses autrement que si nous y étions placés , excepté quand la Lune est au zénith. Ces variations dépendent de la grandeur de la parallaxe de hauteur , et sont nulles avec elle. Elles se succèdent de plus dans l’intervalle de temps que la Lune est sur l’horizon , c’est même de là que son nom est provenu.

Il existe donc trois causes principales de libration : i° la rotation uniforme de la Lune sur elle-même , pendant que cet astre se meut inégalement autour de la Terre; 2° Tinclinaison de l’axe de rotation sur l’orbite lunaire ; 3° la position de l’observateur à la surface de la Terre , au lieu d’être au centre. Le concours de ces trois causes principales ne produit qu’une seule libration totale : encore ce phénomène est purement optique, et n’affecte point le mouvement réel de rotation de la Lune. On peut même en faire entièrement abstraction , en rapportant le mouvement au centre de l’astre.

Nous avons dit que l’on doit au célèbre Cassim la théorie de la rotation réelle de la Lune ; mais ses résultats furent publiés sans aucun détail des observations qui les avaient fait découvrir. L’habile astronome T, Mayer confirma, en la découverte de Cassini, sur laquelle M. Lalande revint, en 1764, dans les Mémoires de l’Acadé—

mie de Paris. La théorie de la libration de la Lune exerça aussi la sagacité des plus grands géomètres. D’Alembert, Euler, Lagrange, Delà*place, Poisson, s’en occupèrent successivement; et M. Bouvard fit une nouvelle série d’observations , que M. Nicollet discuta, en y ajoutant ses propres recherches.

De la Nature de la Lune .

Placée dans le voisinage de notre globe, la Lune réfléchit vers nous une partie de la lumière que le Soleil lui envoie ; c’est surtout à l’époque de la pleine Lune que cette quantité est la plus grande. Bouguer cependant a trouvé , par ses expériences, que la lumière alors était environ 3oo,ooo fois plus faible que celle du Soleil ; aussi , en la rassemblant au foyer des plus fortes lentilles , elle n’exerce pas d’effet sensible sur le thermomètre.

Le volume de la Lune n’est que le quaranteneuvième de celui de la Terre, et l’on a calculé que les densités de ces deux astres sont dans le rapport de 68 à ioo ; de sorte que la masse de la Lune est y 2 fois moindre que celle de notre globe. La grande proximité de la Lune a permis de reconnaître , au moyen de bons télescopes , les aspérités qui se trouvent à sa surface ; on peut même , à l’aide des meilleurs instrumens,

ASTR.

observer ce globe comme si l’on s’en trouvait éloigné de quelques lieues seulement. Aussi l’on connaît sa surface bien mieux que beaucoup de régions de notre Terre ; on ne remarque pas d’aplatissement sensible vers les pôles. ^Quelques astronomes ont été conduits à ce résultat qu’elle devait être alongée dans le sens du diamètre tourné vers nous ; ils expliquent ainsi pourquoi la même face , à cause de l’inégalité de poids , est toujours penchée de notre côté.

Jusqu’ici les observations n’ont pas pu faire reconnaître l’existence d’une atmosphère autour de la Lune. Les rayons qui viennent des autres astres devraient se trouver déviés en la traversant; mais l’effet de la réfraction est entièrement inappréciable. On peut donc en conclure que s’il existe effectivement une atmosphère , elle doit être à-peu-près nulle : de là résultent plusieurs conséquences importantes. On doit admettre , par exemple , que la Lune n’a point de liquides à sa surface ; car, s’il en existait , ils se mettraient à l’état de vapeurs. Les liquides de notre globe sont maintenus dans leur état par la pression de notre atmosphère , et la physique nous apprend que si l’on soulevait cette pression, les liquides d’abord se mettraient en vapeurs ; de telle manière que si l’on pouvait anéantir notre atmosphère , elle se trouverait bientôt remplacée par une autre atmosphère 3 dont la formation ne

cesserait que quand elle serait capable d’exercer une pression équivalente à la première ; car alors cesserait aussi l’évaporation des liquides. Cette absence de liquides et d’atmosphère doit nécessairement s’opposer à la végétation et à l’existence d’êtres qui nous ressemblent. Ainsi , en admettant que la Lune est habitée , il faudrait y supposer des êtres vivans autrement organisés que nous , ce qui ne serait pas invraisemblable.

Nous possédons des télescopes d’une telle force qu’ils permettent de distinguer sur la Lune même de faibles collines ; on leur voit projeter dans les différentes phases des ombres plus ou moins alongées. Au moyen des pénombres , on distingue aussi des vallées et des enfoncemens auxquels on a donné diverses dénominations. En général, les aspérités qu’on a pu remarquer par les ombres projetées , paraissent comparativement plus fortes que sur notre globe ; il en est auxquelles on donne jusqu’à deux lieues d’élévation. Il existe un grand nombre de caries de la Lune ; une des plus connues est celle qui a été construite par Dominique Cassini , vers 1680, d’après neuf années d’observations. On conserve à l’Observatoire royal de Paris un recueil de soixante dessins des principales taches , avec les descriptions faites de la main même de cet astronome. La Hire construisit également une grande carte que l’on conserve à Paris, à la

Bibliothèque Sainte - Geneviève : depuis , un grand nombre d’astronomes se sont occupés des mêmes travaux , et M. Lohrmann , de Dresde , publie en ce moment une sélénographie d’une exécution qui semble ne laisser rien à désirer.

Nous donnerons ici les noms des principales taches qui sont visibles avec des lunettes ordinaires , et que les astromones observent ordinairement dans les éclipses de Lune. Les premières sont celles qui se rapprochent le plus du centre , les autres sont inscrites à-peu-près par ordre de distance à ce point : nous leur avons conservé les noms de la carte de Cassini.

i Sinus-Medii.

17 Theophilus.

2 Insula.

18 Mare-Nectaris.

3 Manilius.

19 Fracastorius,

4 Eratosthenes.

20 Pitafcus.

5 Copernic u&.

21 Mare-Nubium,

6 Dionysius.

22 Bullialdus.

7 Menelaus*

23 Mare-Humoram.

8 Beinoldus.

24 Keplerus.

9 Landbergius.

25 Aristarchus.

10 Archimede».

26 Mare-Imbrinm.

1 2 Timocharis.

27 Helicon.

12 Menelaiis.

28 Heraclidus.

i3 Plinius.

29 Eudoxus.

i4 Mare-Serenitatis.

3o Hermes.

ï5 Mare-Tranquillitatis.

3i Posidonius.

16 Censorinus.

32 Proclus.

Yoici maintenant les taches les plus apparentes qui se trouvent vers les bords du disque , en corn-

mençant par la partie septentrionale et en allant vers la partie orientale.

Les observations de Cassini , relatives aux taches de la Lune, sont fort curieuses. Nous en ferons connaître ici quelques-unes , consignées sur la carte réduite. Le 21 octobre 1671, il aperçut à côté de Gauricus , petite tache située près de Tycho , une espèce de nuage blanchâtre ; et k 2 5 octobre il en restait encore quelques traces. Le 12 novembre suivant, le même nuage reparut un peu plus loin ; le 5 février 1672 , une tache se fit remarquer pour la première fois dans Mare Crisium y quoique précédemment et particulièrement la veille, on eût compté avec attention toutes les taches qui se voyent dans cette mer. Le 18 octobre 1678, Cassini découvrit une nouvelle grande tache précisément à l’endroit où , en 1671 , il avait remarqué le nuage blanchâtre.

Plus tard , Herschel fit des observations semblables ; il aperçut , le 4 mai 1783 , dans la partie obscure de la Lune , un point lumipeux à

4 Grimaldus.

5 Gassendus.

6 Capuanus.

7 Schikardus,

8 Tycho.

2 Harpalus.

3 Galileus.

1 Flato.

9 Snellius.

10 Petavius.

12 Langrenus.

12 Mare-Fœconditatis.

i5 Mare-Crisium.

14 Gleomedes.

15 Messala.

16 Aristoteles.

l’endroit de la tache nommée Aristarchus : le ig et le 20 avril 1787 , ce point lumineux reparut encore plus vif. Herschel le regarda comme un volcan , ainsi que deux petites nébulosités qu’il aperçut près de Kepler et de Copernic . Les astronomes ignorent encore si l’on doit attribuer effectivement ces apparences à des feux volcaniques , ou bien aux effets de la réflexion des rayons lumineux renvoyés de la Terre vers la Lune ; quelques-uns même ont pensé que la Lune était percée dans le voisinage de la tache dont nous venons de parler. Cette opinion , qui pourra paraître extraordinaire , a été soutenue par des savans qui citaient des observations à son appui. Nous ne nous arrêterons pas ici aux assertions plus singulières encore de quelques personnes qui prétendent avoir vu dans la Lune des villes , des monumens , et même des habitations telles que les nôtres.

Si nous pouvions nous transporter sur le globe lunake, nous y jouirions d’un spectacle fort extraordinaire ; les jours y seraient à-peuprès 27 fois plus longs que les nôtres, nous y aurions des aurores et des crépuscules beaucoup plus longs que nos journées. Chaque climat ensuite devrait avoir une végétation particulière et entièrement différente de la nôtre. Vers les pôles, le Soleil serait toujours près de l’horizon, tandis que , près de l’équateur, les régions se-

raient continuellement échauffées par le Soleil pendant quinze jours, et les nuits y seraient ensuite excessivement froides. On n^y connaîtrait pas, comme sur notre Terre, l’inégalité des jours et des saisons, ou du moins elle serait inappréciable à cause de la faible inclinaison de l’axe lunaire sur l’écliptique ; on n’y connaîtrait pas non plus la distinction des jours et des années , puisque le temps d’une révolution est égal au temps d’une rotation de la Lune sur ellemême* Les babitans de l’bémispbère qui nous est opposée n’auraient jamais vu la Terre, à moins d’être venu sur la partie qui nous est visible ; alors ils verraient notre globe occupant dans le Ciel un espace i3 fois [plus grand que celui que nous voyons occuper au leur. Nos vastes continens , nos mers , nos forêts mêmes , leur seraient visibles ; iis apercevraient les immenses monceaux de glace qui s’amoncèlent, vers les pôles , et les ceintures de verdure qui s’étendent des deux côtés de l’équateur ; ainsi que ces mers de nuages qui .flottent au-dessus de nos têtes, et qui leur déroberaient parfois nos régions. L’incendie d’une ville ou d’une forêt n’écbapperaient point à leurs regards, et s’ils étaient munis de bons instrumens optiques, ils verraient jusqu’à la construction des villes nouvelles , jusqu’au déplacement de nos flottes ; ils remarqueraient surtout avec étonnement la rota-

tion de notre Terre sur son axe , et ses différentes phases, selon ses positions relativement au Soleil. Toutes ces observations leur seraient d’autant plus faciles , que ce globe immense demeurerait continuellement suspendu sur leur horizon , et toujours vers le même point. Ainsi , pour un sélénite , habitant le centre de la partie visible du disque lunaire , notre globe serait toujours suspendu au zénith , et permettrait de faire des observations aussi sures que faciles. A mesure qu’on irait vers les bords de la Lune , notre Terre baisserait vers l’horizon du spectateur, et s’y trouverait entièrement , quand l’observateur se disposerait à passer sur l’autre face , où il cesserait de nous voir entièrement. Ce que nous venons de dire , suffit pour faire concevoir combien la vie d’un sélénite sédentaire deviendrait monotone ; il jouirait à-peu-près toujours d’un même spectacle , admirable à la vérité , mais qui deviendrait ennuyeux à la longue. Au contraire , le voyageur pourrait y varier ses plaisirs , et trouver autant de spectacles , autant de climats nouveaux qu’il trouverait de points à la surface de son globe.