LE SOLEIL

Dans les pages qui précèdent (Cosmos, l. III, p- &36-&56), j'ai indiqué les dimensions du Sdeil et exposé les vues généralement admises aujourd'hui sur la constitution [Aysique du corps qui forme

3,q,i,i=dbvGqogIe

le centre de notre système. 11 suffira d'ajouter, d'après les observations les plus récentes, quelques remarques supplémeataires au sujet des formes rougefttres dont il est fait mention plus haut {Ibid., p. kkO) . Les importants phénomènes offerts, dans l'Est de l'Europe, lors de l'éclipsé totale du 28 juillet 185), ont renforcé encore l'opioion, exprimée par Arago en 18fi6, que les éminences rougeâtres, semblables à des montagnes ou à des nuages, qui, dans les édipses, se remarquent sur les bords du disque obscurci du Soleil, appartiennent à l'atmosphère gazeuse, c'està-dire à la plus extérieure des atmosphères dont le corps central est entouré (ftl). Ces éminences étaient découvertes graduellement à l'Ouest par ta retruie de la Luoe, et disparaissaient du cdié opposé, h mesure que la Lune poursuivait sa course vers l'Orient. {Œuvres de Franç(HS Arago, t. VU, p. 277; t. IV des Notices scientifiques.)

Ces projections mai:ginales avai^t une telle iulensilé de lumière, qu'on a pu les reconnaître avec le télescope, à travers les légers nuages qui les voilaient, et même les apercevoir à l'œil nu dans l'intérieur de la couronne.

Quelques-unes de ces éminenc^, ofihint la couleur du rubis ou de ta fleur de pêcher, subirent dans leurs contours une rapide et sensible altération , pendant la durée de l'éclipsé totale. Une d'elles semblait recourir à son extrémité, et plusieurs observateurs croyaient voir comme une colonne de fumée arrondie, vers le sommet de laquelle flottait un nua^

DiqiiiicdbvGoogle

librement suspendu (&2). La hauteur des protubérances Tut évaluée en général à 1 ou 2 minutes. Il y a même un point sur lequel elles semblent avoir dépassé celle limite. Indépendamment de ces jets lumineux, au nombre de 3 à 5, oq vit aussi des bandes rouges, étroites et souvent dentelées, qui paraissaient adhérer anx bords de la Lune (&S) .

On a pu voir de nouveau, et très-distinctement, surtout à l'entrée, la partie du bord de la Lune qui ne se projetait point sur le disque du Soleil (hh) .

A quelques minutes des bords du Soleil, près de la plus grande des émineoces rouges et recourbées que nous venons de signaler, on apercevait un groupe de taches solaires. Une tache était Clément visible près du bord opposé; la distance qui l'en séparait ne permettait guère de croire que la matière rouge et gazeuse de ces exhalaisons sortit des ouvertures en forme d'entonnoir qui constituent les taches. Mais comme avec un fort gros^ssemeot ou voit disliaclement des pores sur toute la surface du Soleil , la conjecture la plus probable est que ces émanations de gaz et de vapeurs, qui, s'élevanl du corps solaire, forment les entonnoirs, se répandent à travers cee ouvertures ou à travers des pores plus petits, et offrent à dos regards, dans la troisième enveloppe solaire, les colonnes de vapeur rouge et les nuages diversement «Hifigurés dont nous avons donné la desdipttOD (&5).

3,q,i,i=dbvGoogIe

Si l'on se ntf^Ue combien, depuis les temps les plus reculés, les Égyptiens s'occupèrmt de Mercure sous les noms de Set ou d'Honis (&6), et les Indiens BOUS celui de Bouddha (kl); comatent les Asedites, habitua k contempler le ciel transparent de l'Arabie occidentale, firent de cette planète, entre toutes les autres, l'objet privilégié de leur culte (/|8); c(»nment enfin Ptolémée put mettre à profit, dans le ix* livre de VÀlmagesie, ik observations de Mercure remontant jusqu'à l'année 26J avant notre ère, et qui Tiennent en partie des Chaldéens (&9), on ne peut entendre sans étonnement Copernic se plaindre sur son lit de mort, à l'flge de 70 ans , de n'avoir pu, malgré ses efforts, apercevoir Mercure. Cependant les Grecs, frappés de rintenâté si vive quelqu^ois de sa lumi^, caractérisaient cette planète par l'épitbète de sdntïUante (<rri\Suv) (50). Ainsi queVénns, Horcure nous offre des phases, c'est-à-dire que sa partie édairée subit des variations de forme ; de même encore die nous apparaît quelquefois comme étoile du matin et quelquefois comme étoile du soir.

La distance moyenne de Mercure au Soleil est d'un peu plus de 8 millions de milles géographiques de 15 au degré, environ 6 millions de myriamètjres; cria fait 0,3S7 093 8 de la distance moyenne de la Terre au Soleil. En raison de l'excentriciié considérable de son orbite qui est de 0,205 61 6 3, la distance de Mercure au Soleil n'est au périhélie que de 6 millions 1/&

3,q,i,i=dbvGoogIe

— A15 — demilke géographiques, ^le est à l'apfaéUe de 10 milyooB. Cette planète accomplit sa révolution autour du Soleil AD 87 de dos jours moyeas, plus 2S heures IS mkutea et &6 secoodes. Des observations bxip peu «ertaiees but la fimoe de la conte méridioDale de son croùsant, et la découverte d'une bande obscure qui, vers l'Est, est absolument noire, ont amené Schrœter et Hardiog à fixer comme durée de sa rotation l'espace de ià kAires et 5 minutes.

D'après tes déterminatioDS de Bessel, foilâs à l'occasion du passage de Mercure, du 6 mai J832, te vrai di— être de cette planète est de 697 myriamèfares, c'eBt-à-dire 0,âdl du diamètre terrestre (61).

La masse de Mercure avait été évaluée par Lfrgnmge, d'après des suppositions très-hasardées sur les rapports réciproques des densités et des distances. La comète à courte période d'Encke fournit un [Hnemier moyen de corriger œ calcul. Suivant Eocke* la masse de Meroire est 1/6. 865 751 de la BMsae du Soleil, ce qui bit à p^i prte 1/13,7 de la niasse terrestre. Laplace a évalué, d'après Lagrange, la mane de Mercure à 1/3 025 810 (53) , mais die ne tU^asse guère en réalite les 5/13 de oe diiBre. Cette eorKctko contredit i'Iiypotlièse de l'accroissement mpide des densités, suivant que les planètes sont [rfus H^fDobées du Soleil. Si l'on adm^ avec Hensen, que le volume de Mercure égale les 6/100 de celui de la Terra, il m rémlto que la densité de Mercure D'est que de 1,33. « Au reste, dit Encke, ces délef^ aùnatiws ae doivent encore être considérées que

3,q,i,i=dbvGoogIe

comme ud premier essai pour approcher de la vérité plus que ne ravait Tait Laplace. » On croyait, il n'y a pas plus de dix ans, que la densité de Mercure était presque triple de celle de la Terre; on l'évaluait . alors, en prenant pour uoilé celle de la Terre, à 3,66 ou2,9&.

La distance moyenne de Vénus au Soleil égale 0,7233317 de celle de la Terre, c'eslr^-dire qu'elle est de 15 millions de milles géographiques ou de 11 millions de myriamètres. La durée de la révolution sidérale de Vénus est de 224 jours, le heures, A9 minutes et 7 secondes. Aucune autre planète principale ne vient aussi près de la Terre. Elle s'en approche, en eflet, à une distance de 3 900 000 myriamètres, mais elle s'en éloigne aussi jusqu'à 26000000 myriamètres. De là les variations considérables de son diamètre apparent que l'on ne saurait déterminer uniquement d'après l'intensité de la lumière (53). L'excentaicité de l'ottite de Vénus n'est que de 0,00686182, en prenant comme toujours le demi-grand axe pour mesure. Le diamètre de cette planète est de 169& milles géographiques ou 1256 myriamètres, sa masse de 1/A 018391 de celle du Soleil, son volume de 0,9fi7, sa densité de 0,9&, relativement au volume et à la densité de la Terre.

Des deux passages de planètes in^ienres qui furent annoncés pour la première Tois par Kepler, dans ses Tables Rudolphines, celui de Vénus est

d'ane importance «eeDUelte pour la âiéorie de tout le système planétaire , en ce qu'il peut servir à déterminer la parallaxe du Soleil, et, comme cooséquence, la distance de la Terre au corps central. D'après les rediercbes approrondies auxquelles s'est livré Encke eur le passage de Vénus de 1769, et dont il a consigné lee résultais dans l'Annuaire de Berlin (Berliner Jahr^ack fiir 1852, p. S23), la parallaxe du Soleil est deS',57116. Depuis l'année 1847, la parallaxe du Scdeil est l'objet d'un nouveau travail, entrepris sur ia pit^x>sition d'un mathématiden distingué, le profeesenr Gerling, de Marbui^, et par l'ordre du gouvemMDmt d^ États-Unis. Il s'agit de déterminer cette parallaxe à l'aide d'obsorations de Vénus, près de Boa élongation orientale et occidentale, et en mesurant micrométriquement les difiërenoes ea ascension droite et en déclioaison, sous des latitudes et des longitudes très-diverses d'étoiles dont la position Eoit tùen axée. Cette expédition astronomique, s'est dirigée, sous les ordres d'un officier fort instruit, le lieutenant GiUiss, vers Santiago du Chili. On peut voir 1 ce sujet Iffi Nouvelles astronomiques de Scfaumat^er (Àitronomitehe Naehrichlen, n" 599, p. S63 et n* 6IS« p. 19»).

On a eu longtemps des doutes sur la durée de la rotation de Vénus. Dominique Cassini , en 1669, et Jacques Cassini, en 173S, l'évaluaient à 23^20'. laaifiB que Bîanchini, à Bome, adoptait la longue période de 24 jtMirs 1/3 (5/l}. Vico, h la suite A'6b96rvatioM phis exactes, foites de 1840 à 1842 , a déduit

3,q,i,i=dbvGoogIe

' d'uD grand nombre de taches de Vénus, le chiffre de

Ces taches qui, lorsque Vénus offre la forme d'un croissant, sont^près de la limite de l'ombre et de la lumière, sont faibles, rarement visibles et très-changeantes; d'où les deux Herschell ont conclu qu'elles appartiennent à une atmosphère de Vénus, plutôt qu'à la surfece s6Iide de la planète (55). La Hire, Scbrœtw et Msedier ont mis à profit les form^ changeantes des cornes du croissant, surtout de la corne méridionale, pour évaluer la hauteur des montagnes, mais principalement pour déterminer la durée de la rotation. Il n'est pas nécessaire, pour expliquer ces changements d'admettre, comme l'a prétendu Schrœter à Lilienthal, des pics de montagnes hauts de 5 milles géographiques ou de plus de B myriamètres; il suffit d'élévations telles que nous en offre notre planète, dans les deux continents (56). D'après le peu que nous savons sur la surface et la constitution physique des planètes les plus voisines du Soleil, Mercure et Vénus, le pbéaomèoe d'une lueur cendrée et d'un dégagraoeot de lumière propre à ces planètes, phénomène obso^é plusieurs fois dans la partie (ritecure de V^us par Christian Mayer, William Herscheit et Harding, demeure toujouis très-énigmatique (57). Il n'est pas vraisemblable qu'à une si grande distance la lonûère réfléchie par la Terre puisse produire une lueur ceadrée sur Vénus, comme sur la Lune. — On n'a remarqué jusqu'ici aucun aplatissement dans les dmx |^ oètes inférieures, Meraoïe et Vénus.

3,q,i,i=dbvGoogIe

La dislaDce moyeDoe de la Terre au Soleil est 13032 fois plus grande que le diamètre de DOtre globe. Elle est donc de 20682000 mitles géographiques gu de 153/l600û myriamètres à 66000 myriamètres, c'est-à-dire à 1/230 près.

la révolution sidérale de la Terre autour du Soleil s'accomplit en 365" 6*" 9' 10%7 496. L'exceotricilé de E(morbiteestdeO,016 79226;&a masse de 1/359551; ' sa densité, par rapport à l'eau, de 5,4&. Bessel, à la suite de ses recherches sur dix mesures de degré, évalue l'aplaiissemeot de la Terre à 1/299,153; le diamètre équatorial est de 1718,9 milles géographiques ou 1276 mjriamèlres, le diamètre polaire de 1713,1 milles géographiques, soit 1271,7 myriamèlres (Cosmos, t. I,, p. (i91, D* 30). Nous DOus contentons de mentionner ici les évaluations numériques qui ont Irait à la forma et au mouvement de ta Terre; tout ce qui concerne la oHisiituiioD physique de cette planète étant réservé pour la dernière partie du Cosmos, consacrée tout entière au domaine terrestre.

Dislance moyenne de la Lune à la Terre : $1800 milles géographiques ou 38fi00 myriamètres; révolution sidérale : 27' 7'' 43' 11', 5; excentricité de rwl»te lunaire : 0,0548442; diamètre de la Lune : Mê myriauiètres, environ 1/4 du diamètre de la

3,q,i,i=dbvGoogIe

Terre} T(riume : ijbk du volume tarestre; masse de la Lune, d'après Liodenau : d/87,73, d'après Peters et SchidloSsky : 1/81 de la masse de la Terre; deoâté : 0,619, à peu près les â/5 de celle de la Terre. La Lune n'a pas d'aplatissement sensible; mais la théorie a déterminé un allongement très-faible dans la direcUon de la Terre. La rotation de la Lune sur scm axe a lieu exactement, et il est probable qu'il en est de même pour tous les autres satellites, dans le même temps qu'elle met à accomplir sa révolution autour de la Terre.

La lumière solaire réfléchie par la surface de la Lune est, sous toutes les latitudes, ioférieure à ceUe qu'un nuage blanc renvoie durant le jour. Lorsque, pour déterminer des longitudes géographiques, oa est forcé de mesurer fréquemment des distances de la Lune au Soleil, on a souvent peine à découvrir le disque lunaire, entouré d'un amas de nuages plus éclatants. le pouvais plus facilement distinguer la Lune sur des sommets hauts de douze à seize mille pieds, où l'on ne voit dans le ciel, à travers l'atmosphère limpide des montagnes, que de légers cimis, dont les trataées légères renvoient une lumière très-faible; les rayons de la Lune, traversant des couches d'air moins denses, perdent alors une moins grande partie de leur intensité. Le rapport entre l'éclat du Soleil et celui de la pleine Lune exige de nouvelles évaluations, puisque la mesure donnée par Bouguer, et généralement admise (1/300000), est si peu d'accord avec c^le de Wol-

3,q,i,i=dbvGoogIe

421 — tastcHi (1/800 000), qui, à vrai dire, est moias probable (58).

La lamière jaune de la Lune nous paraît blanche le jour, parce qu'elle emprunte aux couches bleues de l'air qu'elle traverse, la couleur complémentaire du jaune (59). D'après les nombreuses observations qu'a faites Arago avec son polariscope, il y a dans la lumière de la Lune de la lumière polarisée, «artout dans les quartiers et dans les taches grisâtres du disque lunaire, par exemple, dans le grand cirque obscur et quelquefois verdfttre, qui a reçu le Dom de Mare Grisium. La teinte sombre de la régioD enviroonaate ajoute un eQet de contraste, qui rend le phénomène plus remarquable encore. Quant à la montagne brillante qui occupe le centre du groupe Aristarque , et sur laquelle on a cru plusieure fois observer des signes d'activité volcanique, die n'a point fourni plus de lumière polarisée que les autres parties du disque lunaire. On ne voit dans la pleine Lune aucun mélange de lumière polarisée; mais, durant l'éclipsé totale du 31 mai IS&S, Arago a trouvé des indices' certains dé polarisation dans le disque rougi de la Lune. On peut voir sur ce phénomène, auquel nous reviendrons plus bas, le tome VII des Œuvres d' Arago, p. 2â8 (t. IV des Notices scientifi'jues).

La Lune émet de ta chaleur; c'est là une découverte qui, comme tant d'autres, dues k mon illustre ami Uelloni, doit être rangée parmi les plus importuites et les plus extraordinaires de ce siècle. Après bien

3,q,i,i=dbvGoogIe

des essais infructueux, depuis ceux de La Hire, jusqu'à ceux de l'ingénieux Forbes (60), Melloni a brouvé moyen, avec une lentille à échelons de trois pieds de diamètre , destinée à l'Institut météorc^ogique du Vésuve, d'observer de la façon la plus nette les élévations de température subordonnées aux différentes phases de la Lune. Mossotti et Belli, professeurs aux universités de Pise et de Pavie, furent témoins de ces expériraices, dont les résultats varièrent d'après l'âge et la hauteur de la Lune. Mais à cette époque, dans l'été de l'année IShS, on n'avait pas encore déterminé à quelle fraction d'un thermomètre centigrade correspond l'élévatioD de température observée dans la pile thermoscopique de Melloni (61).

La lumière cendrée qui se montre sur une partie du disque lunaire, lorsque peu de jours avant ou après son renouvellement, elle ne nous présente plus qu'un étroit croissant éclairé par le Soleil, n'est autre chose que de la lumière terrestre qui va frapper la Lune, c'est-à-dire n le reflet d'un reflet, n Moins la Lune nous parait éclairée, plus notre globe est lumineux pour elle. La lumière que la Terre renvoie à la Lune est d'ailleurs là fois et demie plus intense que celle qu'elle en reçoit; elle est telle qu'après une seconde réflexion, nous pouvons encore l'apprécier. Celle lumière cendrée permet de reconnaître au télescope le» taches principales et les sommets de montagnes qui brillent dans les paysages de la Lune, comme autaal de points' lumineux. On distingue même encore uoe lueur grise lorsque la Lune est déjà plus qu'à moitié

EOTlie de l'ombre (62). Vus dans les régions tropicales, sur les hauts plateaux de Quito et de Mexico, ces phénomènes produisent une impresstOD particulière. L'opinion s'est généralement répandue, depuis Lambert et Scbrœler, que les différences dans l'intensité de la lumière cendrée dépendent de la force plus ou moins grande avec laquelle est réfléchie la lumière solaire qui frappe la surface de notre globe, suivant qu'elle est lenroyée par des masses continentales couvertes de sables, de prairies, de forêts tropicales et de roches arides ou bien par les vastes plaines de l'Océan. Le li février 1774, Lambert remarqua avec une lunette, nommée chercheur, que la lumière cendrée se changeait en une teinte olive tirant sur le jaune. « La Lune, dit Lambert au sujet de cette remarquable observation, se trouvait alors verticalement au-dessus de l'océan Atlantique, et recevait sur son hémisphère d'ombre la lumière verte de la Terre, réfléchie sous nn ciel serein par les régions boisées de l'Amérique mériditmale (63).

L'état météorologique de notre atmosphère modifle l'intensité de la lumière terrestre qui accomplît le double trajet de la Terre à la Lune et de la Lune à noire ceil. Aussi serait-il possible dès aujourd'hui, comme te remarque Arago (64) , avec les instruments dont on dispose, de lire en quelque sorte dans ta Lune l'état moyen de transparence de notre atmosphère. Kepler, dans l'ouvrage intitulé : ad Vitelltonem Paralipomerta, ipùbut Aitronomice pari optica tradilur (160/|, p. 254), attribue les premières notions exactes sur la nature de

j:,GoogIe

hi lamière cendrée à son maître véoéré Hœstlin, qui présenta cette explication dans des thèses soutenues publiquement à TubJngen, en 1596. Galilée parlait dans son Sideretts Nuncius (p. 36) de cette réflexion d& la lumière terrestre, comme d'un fait qu'il avait découvert lui-même, il y avait plusieurs années; mais d^à 100 ans avant Maestlin et Galilée, l'explicatioa du reflet visible de la lumière terrestre sur la Lune n'avait pas échappé au génie universel de Léonard de Vinci, ainsi qu'en font foi ses manuscrits longtemps oubliés (65).

11 est rare que dans les éclipses totales de Lune, la Lune disparaisse complètement. D'après la plus ancienne observation de Kepler (66) , il en fut ainsi le 9 décembre 1601, et à une époque plus rapprochée de nous, à Londres, le 10 Juin 1816. On ne put même apercevoir la Lune au télescope. La cause de ce phénomène singulier doit tenir à l'état imparfaitement connu, dans lequel se trouvaient, sous le rapport de la diaphanéité, quelques-unes des couches de notre atmosphère. Hévétius remarque expressément que, dans l'éclipsé totale du 35 avril 16&2, le ciel parfaitement pur était couvert d'étoiles scintillantes, et cependant, bien qu'il ait employé des grossissements très-divers, le disque lunaire resta toujours invisible. Dans d'autres cas, aussi très-rares, de certaines parties de la Lune sont seules visibles et ne le sont que faiblement. U est ordinaire, dans une éclipse totale, de voir la Lune rougir, en passant par tous les degrés d'intensité, et arriver même au rouge de feu , lorsqu'elle est

3,q,i,i=dbvGoogIe

Stàgoée de la Terre. Il y a uQ demi-siècle, te 29 mars 1801 , peDdaot que nous étions mouillés à l'tle Baru» DOD loio de Carlagena de ladias, j'étais Tiremeot frappé, en observant uoe éclipse, de voir combien, Eous le ciel des tropiques, le disque de la Lune paraissait plus rouge qoe dans ma patrie (67). Oa Gail que ce phéaomène est un effet de la réfraction, les rayons striaires étant infléchis lors de leur passage à travers l'atmosphère terrestre (68) , et rejetés dans le cane d'ombre, ainsi que le dit fort justement Kepler dans ses Paralipomena ad Vitellionem (pars optica, p. 893). Du reste, le disque rouge ou ardent n'est jamais également coloré : quelques endroits restent c^Mcurs, et passent par des teintes de plus en plus sombres. Les Grecs s'étaient foit une théorie fort extraordinaire touchant les couleurs diverses que devait montrer le disque lunaire, d'après l'heure du jour où l'édipse se produisait (69) .

La l(»igue discussii^n sur l'existence vraisemblable ou invraisemblable d'une enveloppe atmosphérique au globe lunaire, a eu pour résultat de prouver, par des observations précises d'occultations d'étoiles, qu'il n'y a point de réfraction des rayons lumineux sur les bords de la Lune. Ainsi se trouvent renversées les hypothèses de Schrœter sur une atmosphère et un crépuscule lunaires (70). « La comparaison des deux valeurs du diamètre de ta Lune, dont l'une s'obtint directement, dit Bessel, et dont l'autre est déduite du temps que dure l'occultation d'une ^ile, nous apprend que la lumière stellaire, en

3,q,i,i=dbvGoogIe

rasaat le bord de la Luoe, ne dévie point sensiblement du droit chemin. Si une réfraction avait lieu, la deuxième vaJeur du diamètre serait moindre que la première, et des mesures réitérées ont dooné, au contraire, des déterminatioDS si concordantes qu'il n'a jamus été possible d'y découvrir une différence déciàve (71). b L'immersion des étales, qui s'aperçoit d'une manière distincte, surtout su bord obscur, s'opère instantanément et sans diminution IHvgressiTe d'éclat; il en est de même pour l'émersion ou la réapparition.

Puisque donc D(Hre satellite est privé d'envdof^ aérifonne, les astres, en l'absence de toute lumière diffuse, se lèv^t pour lui 'sur un ci^ presque noir, même durant le jour (72). Là, aucune onde aérieoDe ne peut transmettre le bruit, le chant ou la parole. Pour notre imagination, qui aime à se plonger dans des régions inaccessibles, l'astre des nuits n'est qu'un désert àlencieux et muet.

Le phénomène de l'arrêt ou adhérence, que présente quelquefois, au bord de la Lune, l'étoile imina<gée, ne peut gu^ être considéré comme un effet d'irradiation, bien qu'à la vérité, en raison de la difi^ rence d'éclat qui distingue nettement la partie éclairée directement par le Soleil et la lumière cendrée, l'irradiation dans un croissant étroit, fasse paraître la première comme enchâssant la seconde (73). Arago, dans une éclipse totale, a vu une étoile adhérer distinctement durant la conjonction, au disque sombre de la Lune. Faut-it attribuer surtout ces apparences à qiiel-

3,q,i,i=dbvGoogIe

que effet de sensation et à des causes physiologiques (7/t), ou bien aux aberrations de réfrangibilité et de sptiéricité de l'œil (75)? Ce point est resté un si^et de débat entre Ârago et Plateau. Pour les cas dans lesquels des observateurs ont affirmé avoir vu l'étoile reparaître après sa disparition, puis disparaître de nouveau, on peut conclure que l'étoile avait rencontré acddentellement ud bord de la Lune hérissé de montagnes ou ébréché par des précipices profonds.

L'intensité trte-inégale de la lumière réSéchie, dans les diverses régions du disque lunaire, et surtout le peu de netteté du bord intérieur, durant les phases, ont, dès les premiers temps, fait naître quelques conjectures raisonnables sur les aspérités que présente la surface de notre satellite. Dans le petit mais curieux ouvrage de ta Face qui parait dans le disque de la Lune, Plularque dit expressément : « que les taches pourraient faire soupf^nner des gorges ou des vallées, et des pics de montagnes qui jettent de grandes ombres, comme le mont Athos, dont l'ombre atteint l'Ile de Lemnos (761. » Les taches couvrent environ 2/5 du disque entier. Lorsc[ue l'astre est placé favorablement, on peut distinguer à l'œil nu, par une atmosphère sereine, les crét^ des régions montagneuses des Apennins, l'enceinte obscure appelée Grimaldi, le bassin connu sous le nom de Mare Crisium, enfin le groupe de Tycho, encaissé entre un grand nombre de montagnes et de cratères (77). Suivant une supposition qui semble fondée, ce serait surtout l'aspect de la chaîne des Apennins qui aurait conduit les Grecs à

3,q,i,i=dbvGoogIe

ex{^quer les taches de la Lune par des montagaes, et les aurait fait songer au moDt Athos dont l'ombre couvrait la vache d'airaio de Lemnos, aux solstices. Une autre opiaioD, puremeot imagioaire, sur les taches de la Lune, était celle d'Agésîanax, que combattait Plutarque, et d'après laquelle te disque de la Lune nous renvoyait par réflexion» comme un miroir, l'image de nos propres continents et de la mer Atlantique. Une croyance toute semblable paraît s'être conservée encore à l'état de préjugé populaire, dans quelques contrées de l'Asie (78).

En employant arec soin de grandes lunettes, on est arrivé insensiblement à tracer une topographie de la Lune, fondée sur des observations réelles; et comme, en opposition, un de ses hémisphères tout entier s'offre à nos regards, nous connaissons la liaison générale des montagnes de la Lune et leur configuration superficielle beaucoup mieux que nous ne connaissons l'orographie de l'hémisphère terrestre qui comprend l'intérieur de l'Afrique et de l'Asie. Généralement les parties les plus obscures du disque lunaire sont les plus unies et les plus basses; les parties éclatantes sont les régions élevées et montagneuses. Hais l'ancienne division que faisait Kepler en mers et en continents est depuis longtemps abandonnée; et déjà Hévélius, bien qu'il ait propagé l'usage de termes analogues, en révoquait en doute l'exactitude, et avait des scrupules sur cette opposition des deux éléments. On s'appuie surtout, pour combattre l'hy-

3,q,i,i=dbvGoogIe

pothèse des plaines liquides, sur cette circonstance, constatée par des observations attentives et faites h. des degrés de lumière très-différents, que dans les prétendues met^ de la Lune il n'y a point d'espaces unis, si petits qu'ils soient, que tous présentent ud grand nombre de surfaces qui se croisent. Arago a infirmé les motifs tirés des inégalités de surface, en faisant remarquer que, malgré leurs aspérités, quelques-unes de ces plaines pourraient encore former le lit de mers peu profondes, puisque sur notre globe le fond accidenté et couvert de récifs de l'Océan, peut être vu distinctement à une grande hauteur, grâce à la supériorité d'éclat de la lumière qui s'élève des profondeurs sur celle que réfléchit la surface (t. ix des Œuvres d^Arago, p. 76 k 80). Dans le Traité d'Astronomie et de Pbolométrie qu'il va bientôt faire paraître, Arago se propose de conclure par d'autres raisons empruntées à l'optique, et qui ne sauraient trouver place ici, & l'absence probable de l'eau sur notre satellite. Les plus grandes de ces plaines basses se trouvent dans les régions du Nord et de TËst. Le bassin mal délimité de rOceanus Procellarum est probablement de tous celui qui a le plus d'étendue : il n'a pas moins de 50000 myriantètres carrés. Cette partie sombre de la Luoe, située dans l'bémisphère oriental, qui enferme des montagnes groupées en forme d'fles, Idles que les monts Ripbées, le mont Eépler, le mont Copernic et les Earpatbes, et à laquelle se ratiadient le Mare Imbrium qui couvre une surface de

3,q,i,i=dbvGoogIe

9000 myriamètres carrés, le Mare Nubiam, et même, dans uoe certaine mesure, le Mare Humonim, Torme le contraste le plus frappant avec la région luminease du Sud-Ouest, daus laquelle les montagnes sont accumulées (79). Au Nord-Ouest, on voit deax bassins plus isolés et Termes plus hermétiquement : le Mare Crisium qui s'étend sur un espace de plus de 1600 myriamètres carrés, et le mare Tranquiltitatis dont la surTace est de 3100.

La couleur de ces prétendues mers n'est pas toujours grise. Le Mare Crisium est d'un gris mêlé de vert sombre. Le Mare Serenitatis et le Mare Uumonim sont également verts. Ailleurs, près des monts Hercyniens, l'enceinte isolée, désignée sous le nom de Lichtenberg, offre une teinte rougeâtre. Il en est de même pour le Palus Somnii. Les plaines circulaires dont le centre n'est point occupé par des montagnes sont la plupart d'un gris foncé, tirant sur le bleu, et qui ressemble à l'éclat de l'acier. Les causes de ces tons différents sur un sol- formé de rochers ou couvert de substances meubles sont tout à fait inconnues. De même qu'au Nord de la chaîne des Alpes, le vaste cirque de Platon, nommé par Hévélius Lacus niger major, et phis encore Grimaldi, vers l'équateur, et Endymion, à l'extrémité Nord-Ouest du disque, sont réputés les trois endroits les plus obscurs de la Lane ; au contraire, le point le plus éclatant est Aristarque dont les sommets brillent quelquefois, dans l'ombre, d'un éclat presque siellaire. Toutes ces nuances d'ombre et de lumière affectent une plaque enduite d'iode, et, à

3,q,i,i=dbvGoogIe

l'aide de forts grossissements, se Gxeot au dagn^réotype avec une fidélité merveilleuse. J'ai en ma possession une image de la Lune, obtenue de cette manière par UD artiste distingué, M. Wbipple, de Boston; bien qu'elle n'ait pas plus de deux pouces de diamètre, on y reconnatt distinctement ce que l'on est fiODTenu d'appeler les mers , ainsi que les enceintes de montagnes.

La forine circulaire qui frappe déjà les regards dans quelques-unes des mers , en particulier dans le Mare Crisium, le Mare Serenitalis et le Mare Humorum , se retrouve bien plus souvent encore et d'une maaière générale dans les parties montagneuses de la Lune, surtout parmi les immenses groupes de montagnes qui couvrent l'hémisphère méridional du pôle à l'équaieur, où ils se terminent en pointe. Un grand Dombre de ces éminences annulaires et de ces circonvallations, dont les [dus ^^ndes ont, d'après Lohrmann, plus de 500 myriamètres carrés, forment des dialnes continues, parallèles au méridien , entre 5° et kO* de latitude australe (80) . La région polaire boréale ne renferme proportionnellement qu'un très-petit nombre de ces enceintes de montagnes ; elles forment, au contraire, un groupe non interrompu sur le bord occidental de l'hémisphère du Nord, entre 20° et 50* de latitude. Cependant, le Mare Frigoris est à quelques d^rés seulement du pdie boréal, qui, n'offrant comme toute la région [dane du Nord-Est , que quelques cratères isolés, Platon, Mairan, Aristarque, Copernic et Kepler, forment un contraste complet avec le polo

3,q,i,i=dbvGoogIe

austral , tout hérissé de montagnes. Autour du pôle austral, brillent des pics élevés, plongés, duraot des lunaisons entières, dans une lumière perpétuelle; ce Eont de véritables tles de lumières que l'on peat reconnaître avec des lunettes d'un faible grossi»semeot (81).

Comme exceptions à ce type, si répandu sur la snrfoce de la Lime, d'enceintes circulaires, il existe aussi de véritables chaînes de montagnes situées presque au milieu de l'hémisphère septentrional : tels sont les Apennins, le Caucase et les Alpes. Ces diatnes se dirigent du Sud au Nord formant un arc incliné un peu vers l'Ouest, et couvrent environ 32 degrés de latitude. Dans cet espace, sont accumulés des dos de montagnes et des pics quelquefois fort aigus, auxquels se mêlent encore un petit nombre de cirques et de dépressions en forme de cratères (Conon , Bradiey, Calippus) , mais dont l'ensemble se rapproche davantage de nos chaînes de montagnes. Les Alpes lunaires qui le cèdent en hauteur au Caucase et aux Apennins, j'entends le Caucase et les Apennins de la Lune, présentent une vallée transversale remarquablement large , qui coupe la chaîne dans la direction du Sud- Est au Nord-Ouest. Cette vallée est bordée de sommités dépassant en hauteur le pic de Ténârifle.

Si, dans la Lune et sur la Terre, on compara Im hauteurs des montagnes aux diamètres de ces deux oorps célestes , on arrive à ce résultat remarquaUe : que les montagnes lunaires, dont les [^us hautes sont in^rieures de 600 toises seulement à celles du globe

3,q,i,i=dbvGoogIe

— ass —

torestre, atteignent ijk5li du diamètre de la Lune, landis que celles de la Terre, quatre fois plus grandes, □e dépasscDt pas 1/1&81 de son diamètre (83). Parmi les 1095 latitudes mesurées sur la Luue, j'en trouve 39 supérieures à celle du Mont Blanc, haut de 3li62 toises, et 6 qui en ont plus de 3000. Ces mesures s'obtiennent soit par les rayons tangents, en déterminant la distance des sommets, qui restent éclairés dans la partie de l'ombre, à la limite d'ombre et de lumière, soit d'après la longueur des ombres portées. Galilée appliquait déjà la première de ces méthodes, œmme on le voit dans sa lettre au Père Grienberger sur la Montuosilà délia Luna.

Suivant Mœdler, qui a mesuré soigneusement les moDlagnes de la Lune d'après les longueurs des ombres portées , les points culminants sont par ordre de grandeur décroissante : au bord méridional , trèsprès du pâle, Doerfel et Leibnitz, 3800 toises ; la montagne circulaire de Newton, dont l'excavation est telle que jamais le fond n'en est éclairé ni par la Terre ni par le Soleil, 3727 toises; Casatusà l'Est de Newton 3569 toises; CalJppus, dans la chaîne du Caucase, 3190 toises; les Apennins, de 2800 h 3000 toises. Il Taut remarquer ici que dans l'absence d'une surface générale de niveau , comme celle que nous fournit la mer, Clément distante dans toutes ses parties du rentre du globe terrestre, les altitudes absolues ne sont pas rigoureusement comparables entre elles, et que les nombres ci-dessus indiquent seulement , à vrai dire, les différences d'éléraUon entre les sommets et les

MbvGoogle

434 — plaines ou les dépressioDS Us plusToisiaes (83). Il est assez surprenant que Galilée ait assigné aussi à ces hauteurs « incirca miglia quattro, s c'est-à-dire eoviroD un mille géographique ou 3800 toises, ce qui, dans l'état de ses connaissances hypsométriques, les lui faisait regarder comme plus élevées que toutes les montagnes du globe terrestre.

La surface de notre satellite nous présente une apparence très-singulière et très-mystérieuse, qui provient d'un effet optique de réflexion, et non d'accidents hypsométriques : ce sont des bandes lumineuses, disparaissant sous un jour oblique, et qui, à l'inverse des taches, deviennent plus visibles tors de la pleine Lune, et semblent autant de systèmes rayonnants. Ces bandes ne sont pas des contre-forts de montagnes ; elles ne jetteqt aucune ombre, et courent avec une égale intensité de lumière sur les plaines et les éminences, jusqu'à des hauteurs de 13000 pieds. Le plus étendu de ces systèmes rayonnants part du mont Tycho, sur lequel on peut distinguer plus de cent bandes lumineuses, généralement larges de plusieurs milles. Des systèmes analogues entourent les monte Aristarque, Kepler, Copernic et les Karpathes, et sont presque tous reliés les uns aux autres. Il est difiicile d'imaginer, par analogie ou par induction, quelle altération particulière du sol peut déterminer la présence de ces rubans lumineux, rayonnant de certaines montagnes annulaires.

Le type arrondi dont nous avons fait mention plusieurs fois , et qui presque partout est domioaDt

DiqiiiicdbvGoogle

— ÛSS — sar le disque de la Lune, soit dans les vallées, entourées de circonvallations dont le centre est souvent occupé par des montagnes, soit dans les grandes montagnes circulaire et dans leurs cratères, dont on compte 22 dans Bayer et 33 dans Âlbategnius, devait de bonne heure conduire un profond penseur, tel que Robert Hooke, à en chercher l'explication dans la réaction de l'intérieur de ta Lune contre sa partie extérieure. Il attribua donc ce phénomène à l'effet de feux Eouterraios et à l'irruption de vapeurs élastiques, ou même à un bouillonnement dégageant des bulles qui viennent crever à la surface. Des expériences faites avec des boues calcaires en ébuUitioD lui parurent confirmer ses vues; et dès lors on compara les circonvallations et leurs montagnes centrales aux rormes de PEtna, du pic de TénériSe, de l'Hécla et des volcans de Mexico, décrits par Gage (81) .

En voyant une des vallées circulaires de la Lune, Galilée, frappé sans doute de ses dimensions, se l'était r^Nfésentée, ainsi que lui-même le raconte, comme une vaste étendue de terre enfermée entre des montagnes. J'ai retrouvé un passage (85) dans lequel il compare ces ïmssins circulaires au grand bassin fermé de la Bohême. Plusieurs des vallées circulaires de la Lune ne sont point, en effet, très-inférieures en étendue à cette contrée ; car elles ont un diamètre de 25 à 30 milles géographiques (86). Au contraire, les montagnes anDutaires proprement dites n'ont guère plus de 2 ou 3 milles de diamètre. Godod dans les Apennins en a 3 ; et un cratère qui appartient Ji la région lumineuse

3,q,i,i=dbvGoogIe

— Ù36 — d'Âristarque n'a que fiOO toises de largeur ; c'est la moitié du cratère de Rucu-PicbiDcba , situé sur les hauts plateaux de Quito, et que j'ai mesuré moi-même trigouométrîquemeat.

En comparant, sous le rapport de leur nature et de leurs dimensions, les phénomènes de la Lune et les phénomènes bien connus de la Terre, il est nécessaire de remarquer que la plupart des circonvallations et des montagnes annulaires de la Lune doivent être considérées comme des cratères de soulèvement à éruptions intermittentes , dans le sens où l'entend LéopoM de Bucb, mais in&nimeot plus vastes que les ndtres. Les cratères de soulèvement de Rocca Monfina, de Patma, de Ténérifle et de Santorin, que nous nommons grands, relativement aux dimensions qui nous mat Tamilières en Europe, disparaissent en présence de Ptolémée, d'Hipparque et de beaucoup d'autres cratères de la Lune. Palma n'a pas plus de 3S00 toises de diamètre; Santorin, d'après la nouvelle mesure du capitaine Graves, en a 5200; TénérifTe, 7600 tout au plus : ce n'est que 1/8 ou 1/6 des diamètres de Ptolémée ou d'Hipparque. A la distance de la Lune, les petites cratères du pic de Ténériffe et du Vésuve, qui ont trois à quatre cents pieds de diamètre, seraient à peine visibles au télescope. La grande majorité des cirques de la Lune n'ont point de montagnes centrales, et là où il s'en trouve , ces montagnes se présentent, Hévélius et Hacrc^ius entre autres, sous la forme d'un dôme ou d'un plateau, non point comme un cône d'éruplicMi, muni d'une ouverture (87). Quant

3,q,i,i=dbvGoogIe

aux volcans ignés que l'on prétend avoir vus, le & mai 1783, dans l'hémispbère obscur de la Lune, et aux points lumineux observés sur le mont Platon par Bianchini, le 16 août 1725, et par Short, le 23 avril 1751, nous n'en parlons ici qu'à un point de vue purement historique. Depuis longtemps, en eSet, on a déterminé les causes de ces illusions produites par des reflets plus vifs de la lumière terrestre , qui de certains points de notre globe vont frapper la parti» obscure de la Lune (88).

Plusieurs fois déjà, on a fait celte remarque judicieuse que, en raison du manque d'eau sur la surface de !a Lune, car les espèces de crevasses sans largeur et généralement en ligne droite , auxquelles on donne le nom de rigoles, ne sont nullement des fleuves (89), on peut se figurer notre satellite' à peu près tel que dut être la Terre dans son état primitif avant d'être couverte de couches sédimentaires riches en coquilles, de graviers et de terrains de transport, dus à l'action con^nue des marées ou des courants. A peine jieut-on admettre qu'il existe dans la Lune quelques couches légères de conglomérats et de détritus formés par le frottement. Dans nos chaînes de montagnes, soulevées au-dessus des crevasses dont le globe terrestre est sillonné, on commence à reconnaître çà et là des groupes partiels d'émmences, qui représentent des espèces de bassins ovales. Combien la Terre ne nous paraîtraitelle pas diflérente d'elle-même, si nous la yoyions dépouillée des formations tertiaires et sédimentaires ainsi que des terrains de transport !

3,q,i,i=dbvGoogIe

Sous toutes les zones, et plus que toutes les autra planètes, la Luoe anime et décore l'aspect du finnaioeot par la diversité de ses phases et par soq rapide passage à travers les constellations. Sa lumière réjouit le cœur de l'homme et jusqu'aux animaux sauvages, surtout dans les forêts primitives des régions intertropicales (90). La Lune, grâce à l'attraction qu'elle exerce en commun avec le Soleil, met en mouvement l'Océan, défdace l'élément liquide sur la Terre, et par le gonflement périodique des mers et les effets destructirs des marées, change peu à peu les contours des côtes, Tavorise ou contrarie le travail de l'homme , et fournit la plus grande partie des matériaux dont se forment les giès et les conglomérats, recouverts à leur tour par les fragments arrondis et sans cohésion des terrains de transport (9]}. Ainsi la Lune agit sans cesse, comme source de mouvement, sur les conditions géologiques de nob« planète.

L'influence incontestable de ce satellite sur la pression atmosphérique, sur la formation des brouillards et la dispersion des nuages, sera traitée dans la quatrième et dernière partie du Cosmos, consacrée tout entière au domaine terrestre (9S}.

Le diamètre de cette planète, malgré la distance déjà plus considérable qui la sépare du Soleil, n'est que de 0,519 du diamètre de la Terre, ou de 6fti myriamètres. L'excentricité de son orbite est de

3,q,i,i=dbvGoogIe

0,0939168 : ainsi, après Mercure, Mars est, ds tontes les planètes aadeDQeiQeiit connues, celle qui a la pins grande excentricité. Cette raison et aussi la proximité de la Terre rendaient Mars particulièrement propre à mettre Kepler sur la voie de ses immortelles lois des mouvements elliptiques. LarotatioD de Mars, d'aiffès MasdIeretWilhelm Béer, est de 2&''37'3a' (93). Sa révolution sidérale s'accomplit en Vm^VJ^Sf/il'. L'inclinaison de son orbite sur l'équateur terrestre est de 2&°&&'2&' ; sa masse est de 1/2680 337; sa deasité, par rapportàcelle de la Terre, de 0,958. De même que l'on a mis à profit la faible distance à laquelle la comète d'Encke s'est approchée de Mercure, pour mieux coonattre la masse de cette planète, de même, quelque jonr, celle de Mars pourra être rectifiée, au moyai des polurbations qu'elle apportera dans les mouvements de la comète de Vico.

L'aplatissement de Mars, dcmt, chose singulière, l'astronome de Eœnigsberg persista à douter, a été reconnu pour la première fois par William Herschell, ai 178&; mais une Icmgue incertitude a régné quant h la valeur numérique de cette dépression. Elle était, saivant William Herschell, de 1/16. Arago l'a mesurée plus exactement, à deux reprises différentes, avec une lunette prismatique de Rochon; il n'a trouvé dans une première expérience, en 182&, que le rapport de 189 à 194, c'est-^-dire 1/38,8, et plus récemment, en 1847, 1/32 , il est cependant disposé à croire l'aplatissement de Mars un peu frfus considérable (94) .

Si la surface de la Lune présente avec la Terre un

3,q,i,i=dbvGoogIc

liUO — grand nombre de relations géologiques , Mars n'of&e avec notre planète que des analogie météorologiques. -' A part les taches obscures, dont les unes sont noirâtres, dont d'autres, en beaucoup plus petit nombre, EODt d'un rouge jaune (95) et se détachent sur les régiOQS verdâtres auxquelles on a donné le nom de mers (96) , on observe encore alternativement sur le disque de Mars , soit aux pôles de rotation, soit aux pôles de température, deux taches d'un blanc de neige (97). Elles furent constatées, dès 1716, par Philippe Maraldi ; mais leur rapport avec tes varialions du climat ne fut signalé que plus tard par William Herschell dans les Philosophical Transactions pour 178&. C^ taches blanches grandissent ou dïmi- Queut alternativemeot , selon que le pôle qu'elles couvrent s'approche de sa saison' d'hiver ou d'été. Arago a mesuré avec la lunette de Rochon l'intensité de la lumière réfléchie par ces régions neigeuses, et l'a trouvée double de celle que renvoient toutes les autres parUes du disque. Dansl'ouvrage intitulé Pkysikalischastronomische Bettrœge de Maedler et de Béer, on trouve d'excellents dessins de l'hémisphère boréal et de l'hémisphère austral de Mars (9S), et ce phénomène singulier, unique dans tout le système {^aoétatre, est déterminé à l'aide d'indications numériques, portant sur tous les changements de température dus aux diverses saisons, et sur tous les degrés de fusion par lesquels l'été fait passer ces neiges polaires. Une suite d'observations poursuivies avec soin pendant dix années ont montré aussi que tes taches obscures de Mars

^-'--vG^Kigle

- kil coDGerrent exactement leur forme et leur position relative. L'apparition périodique de ces dépôts de neiges, effet météorologique subordonné aux changements de la température, et quelques phénomènes optiques que présentent les tache^ sombres, dès que, par la rotation de la planète, elles sont transportées vers les extrémités du disque, rendent plus que probable l'existence d'une atmosphère enveloppant la planète de Mars.