ASPECT. ROTATION. LIBRATION

Les instruments puissants permettent une étude détaillée de la surface lunaire ;: on y reconnait des montagnes, de nombreux cratères, des rainures, de grandes dépressions à fond peu accidenté. Ce sont ces dépressions qui apparaissent comme de grandes taches sombres quand on examine la Lune à Poœil nu; on les appelle des mers, bien que l’absence complète de nuages prouve la sécheresse absolue de la surface lunaire. La description de la surface lunaire constitue la sélénographie.

La mesure des ombres portées par les montagnes lunaires permet de calculer laltitude de celles-ci : on en trouve dont la hauteur atteint 8000 mètres.

La Lune n’a pas d’atmosphère ; celle-c1, en effet, si elle existait, dévierait le rayon lumineux reçu par l'œil d’un observateur terrestre et émané d’une étoile très près de disparaitre derrière le disque lunaire ; ce rayon tournerait sa concavité vers la Lune et la portion de la sphère étoilée effectivement cachée par le disque lunaire aurait un diamètre apparent moindre que ce disque luimême. Or, on ne constate rien de semblable.

La Lune tourne constamment vers la Terre le même Hénspbe < cet astre est donc animé d’un mouvement de rotation dont la durée est précisément égale à son mouvement derévolution autour de la Terre, dont le sens est celui de la révolution sidérale et dont l’axe est sensiblement perpendiculaire au plan de l'orbite.

Si la ligne de contact (appelée {ermanateur) du cône ayant pour sommet le centre de la Terre et circonscrit à la surface lunaire était vraiment un cercle invariable de cette surface, le mouvement angulaire de la Lune par rapport au centre de la Terre n’étant pas uniforme, il faudrait que le mouvement de rotation de la Lune ne fût pas uniforme non plus, mais lié d’une certaine façon à sa vitesse de translation par rapport aux étoiles et, par suite, à sa position sur son orbite. En réalité, le mouvement de rotation de la Lune est bien uniforme et la non-uniformité de son mouvement angulaire par rapport au centre de la Terre entraine un balancement de l'hémisphère lunaire visible de celle-ci ; la partie de la Lune visible de la Terre s’accroit ainsi de deux minces fuseaux, découverts alternativement au cours d’une révolution sidérale, et coupés par le plan de lorbite à peu près dans leur plus grande largeur ; ce phénomène s'appelle la libration en longitude.

De plus, l’axe de rotation de la Lune n’est pas tout à fait perpendiculaire au plan de l’échiptique ; il est incliné sur une perpendiculaire à ce plan, d’un angle de 1°32” et nous pouvons d’abord le considérer comme se déplaçant parallèlement à lui-même ; cette inclinaison permet à l’observateur terrestre d’apercevoir alternalivement, au cours d’une révolution sidérale, deux minces fuseaux contenant l’un lextrémité nord, l’autre l’extrémité sud de l'axe lunaire ; ce phénomène a reçu Île nom de libration en latitude.

er. D

Les librations en longitude et en latitude font passer de la moitié aux 0,59 de la surface de la Lune l’ensemble des points de cet astre qui sont finalement visibles. |

Dans ce qui précède, on a raisonné comme si la Terre était réduite à un point, ou comme si l'observateur se trouvait à son centre ; en réalité, l’observateur terrestre décrit en un Jour sidéral une circonférence par rapport aux étoiles ; le point d’ouù il observe la Lune est donc variable, et 1l en résulte une troisième cause d’accroissement de la portion de la surface lunaire finalement visible : c’est la libration diurne.

L’équateur lunaire coupe le plan de lPorbite suivant une parallle à la ligne des nœuds, à part une très petite inégalité périodique ; celle-ci ajoute aux hibrations purement optiques, dont il vient d’être question, une libration dite libration réelle ou physique.

Description du phénomène. — Considérons les deux nappes coniques issues d’un point terrestre M, et circonscrites, l’une au Soleil, l’autre à la Lune. Lors des conjonctions suffisamment voisines du passage de la Lune à un nœud, il arrive (fig. 23) que

les parties d’espace intérieures à ces deux nappes ont une portion commune. Une partie au moins des rayons solaires, arrêtés par la Lune, n’arrivent plus au point terrestre M, et on dit qu'il y a éclipse de Soleil en ce point.

L’éclipse est totale lorsque le cône solaire appartient tout entier au cône lunaire : aucun rayon solaire n'arrive en M. l’éclipse est annulaire lorsque, inversement, le cône lunaire appartient tout entier au cône solaire : l’écran lunaire laisse visible en M une couronne découpée sur le disque lunaire.

L’éclipse totale ou annulaire est centrale au point M à un instant si, à cet instant, les axes des deux cônes sont confondus.

Une éclipse qui n’est, à un instant, ni totale, ni annulaire esl partielle : observateur en M voit le disque solaire plus ou moms échancré par la Lune.

Au point M, l’éclipse peut, finalement, n'être que partielle ; si elle doit être totale ou annulaire, la période d’éclipse totale ou annulaire est précédée et suivie de périodes d’éclipses partielles. |

Appelons (À, œ} les coordonnées géographiques du point M, sans qu'il faille, ici, tenir compte de son altitude ; (A4, Ds) et (A1, D) les coordonnées stellaires du Soleil et de la Lune au point M ; set Riles demi-ouvertures des cônes solaire et lunaire définis ci-dessus, demi-diamèêtres apparents du Soleil et de la Lune ; et V la distance angulaire des centres de ces deux astres au point M :

cos V — sin D, sin Di + cos D, cos Di cos (As — Au).

V, Rs, R1 sont des fonctions du temps £ et des coordonnées (À, @). Telle est donc, pour le point terrestre (À, œ), l'expression, en fonction du temps, de la distance angulaire du Soleil et de la Lune. \

Les époques de l’année où il pourra y avoir échpse de Soleil sont les conjonctions où la différence des déclinaisons du Soleil et de la Lune est petite. Supposons que, par l'examen des éphémérides, nous ayons découvert une pareille époque.

Prédiction des éclipses. — PROBLÈME 1. — Proposons nous de délermainer Les instants où doivent commencer et finir les différentes phases du phénomène pour le point M.