LA TERRE VUE DE LA LUNE
elle resterait constamment invisible pour tous les points de l’hémisphère opposé.
L'existence des librations en longitude et en latitude fait que les choses ne se passent pas tout à fait ainsi. De chaque point de l'hémisphère de la lune qui est tourné de notre côté, la terre doit paraître osciller de part et d'autre d’une certaine position moyenne. Pour les points qui sont situés près des bords de cet hémisphère, l'oscillation de la terre doit tantôt l'abaisser au-dessous de l'horizon, tantôt l'élever au-dessus de ce plan : la terre doit se lever et se coucher alternativement, et ses apparitions et disparitions successives, dues à la coexistence des deux librations en longitude et en latitude,
. doivent suivre une loi assez complexe. Enfin il y a également un
grand nombre de points de la surface de la lune, d’où on n’aperçoit jamais la terre; mais l'ensemble de ces points, d’où la terre est invisible, ne forme pas tout à fait un hémisphère, à cause des librations qui amènent alternativement la terre sur l'horizon de pes d’où on ne l'aurait jamais vue sans cela.
La terre, vue de la lune, doit présenter la forme d’un disque à peu près circulaire, ayant un diamètre apparent d'environ 2? degrés. Elle doit d’ailleurs présenter des phases absolument pareilles à celles que la lune nous présente.
La lune étant animée d’un mouvement de rotation sur elle-même, un observateur, placé sur sa surface, doit voir l'ensemble des astres tourner en sens contraire, autour de l’axe de rotation de la lune, La terre seule ne participe pas à ce mouvement diurne, puisque, en chaque point de la surface de la lune, on la. voit toujours à peu près dans la même position par rapport à l’horizon ; on doit donc voir les constellations passer les unes après les autres derrière la terre. La durée du jour sidéral, sur la lune, est égale à la durée de la rotation de cet astre sur lui-même, et par conséquent égale à
‘celle de sa révolution sidérale ($ 240) : ainsi le jour sidéral de la
lune contient plus de 27 de nos jours moyens.
Le soleil, vu de la lune, participe au mouvement diurne dont nous venons de parler; mais il a en même temps un mouvement propre parmi les étoiles, en vertu duquel la durée de sa révolution diurne autour de la lune n’est pas la mème que pour les étoiles. Ce mouvement diurne du soleil occasionne en chaque point des jours et des nuits qui se succèdent régulièrement ; le jour et la nuit, répandus ainsi sur diverses parties du globe lunaire, nous sont rendus sensibles par les phases que nous apercevons. Chaque point de la surface de la lune nous paraissant à peu prè$ immobile par rapport au
- contout de son disque, il est clair que le soleil a fait un tour entier
h00 LOIS DU MOUVEMENT DE LA LUNE.
autour de la lune, lorsqu'il s’est accompli une période complète des phases de la lune : ainsi la durée du jour solaire, sur la lune, est égale à la durée de la révolution synodique de cet astre, et comprend par conséquent environ 29 : de nos jours moyens, dont à peu près la moitié pour le jour et l’autre moitié pour la nuit.
Il est aisé de voir que les phases de la terre vue de la lune sont complémentaires des phases correspondantes de la lune vue de la terre. Lorsque la lune est nouvelle, la terre est pleine, et inversement , lorsque la lune est dans son premier quartier, la terre est dans son dernier quartier ; lorsqu'un tiers seulement du disque de la
Fig. 276
lune nous apparaît, les deux tiers du disque de la terre sont visibles pour un observateur placé sur la lune, et ainsi de suite. La terre
MONTAGNES DE LA LUNE. h01
‘estant toujours au-dessus de l'horizon, pour les divers points dela artie de la surface de la lune qui est lournée de notre côté, on voit jue, pour tous ces points, la terre doit éclairer la sarface de la lune Jendant les nuits. Et si l'on considère spécialement le point que ous voyons au centre du disque de Ja lune, on reconnaît sans peine qu’en ce point la terre est dans son premier quartier au commencenent de chaque nuit, et dans son dernier quartier à la fin; les iuits doivent donc toujours y être très-fortement éclairées par la erre.
$ 221. Montagnes de la lune. 4 suffit d'observer la lune avec ine lunette d’un faible grossissement, pour recdnnaître de suite que sa surface présente des aspérités très-prononcées. La fig. 276, qui ‘eprésente la lune vue dans'une lunette, lors de son premier quarier, peut donner une idée de ce qu’on aperçoit dans ces circonsances. L'irrégularité du bord rectiligne de ee demi cercle éclairé net bien en évidence la rugosité de la surface de la lune. On voit n outre, jusqu’à une certaine distance de ce bord, des aspérités et les cavités qui, étant éclairées obliquement par le soleil, produisent jes ombres très-caractéristiques. Ces ombres, observées plusieurs jours de suite. augmentent ou diminuent d’étendue et d'inensité, suivant que l'obliquité des rayons solaires sur la partie cor- “espondante de la surface de la lune varie dans un sens ou dans
autre. On doit donc regarder la lune comme étant un globe soide recouvert de montagnes. *
En effectuant certaines mesures micrométriques, on parvient failement à déterminer la hauteur des principales montagnes de la lune. Nous allons donner une idée des moyens que l’on emploie pour y arriver.
Supposons, pour simplifier, que la lune soit à son premier quartier. Il arrive souvent, dans ce cas, que l’on aperçoit un point brillant a, fig. 277, dans la partie obscure de la lune, et à peu de distance du bord rectiligne mn qui limite la partie éclairée. Ce point brillant est évidemment le sommet d’une montagne, dont toute la partie inférieure est dans l’ombre, et qui s'élève assez pour être atteinte par les rayons solaires qui passent près de la lune sans la rencontrer. Considérons en particulier un rayon bc, qui touche la surface de la lune en c, et qui vient aboutir au sommet a de la montagne. Un plan, mené par ce rayon et par le centre de la lune, coupera l’astre suivant un cercle tel que pgrc'; le rayon de lumière dont il s’agit sera une tangente b’ c’ à ce cercle, et le sommet de la montagne sera situé en a’, sur cette tangente, à une distance du point de contact c’ égale à ac. Si, à l'aide d'un micromètre à fils
h02 LOIS DU MOUVEMENT DE LA LUNE.
parallèles, on mesure la grandeur apparente de la distance ac, on connaitra les deux côtés oc’, ac’ du triangle rectangle oa’c', puisque oc’ est le rayon de la lune; ces deux côtés étant évalués en secondes, on en conclura, également en secondes, la grandeur de l'hypothénuse 0 a’, c'està-dire de la distance du sommet de la montagne au centre de la lune. En retranchant le rayon oc’ de la distance 04’, il restera la hauteur du sommet de la montagne au-dessus de la surface de la lune. Cette hauteur sera représentée par un nombre de secondes, qui ne sera autre chose que l'angle sous lequel on la verrait de face, à la distance à laquelle
* se trouve la lune ; on en conclura facilement son rapport au rayon de la terre, et par suite sa valeur en mètres. Il est aisé de voir que cette méthode donnera
généralement une valeur trop petite, pour la hauteur de la montagne sur laquelle aura porté l'observation; car, pour que le sommet de la montagne soit assez éclairé pour être aperçu de la terre, il faut, non-seulement qu’elle atteigne la région de l’espace dans laquelle pénètrent les rayons solaires que la lune laisse passer, mais encore qu’elle s'élève d’une certaine quantité dans cette région.
Il existe une autre méthode, qui est fondée sur la mesure de l’ombre que les montagnes projettent sur la surface de la lune, du côté opposé au soleil.
Voici en quoi elle consiste. Supposons encore que la lune soit à son premier quartier. Une montagne a, fig. 278, projette une ombre ac. Le rayon solaire ba, qui passe très-près du sommet dela montagne, doit donc venir percer la sur-
face de la lune en c. Sinous menons encore un plan par cerayonet par
le centre de la lune, ce plan côupera la surface de la lune suivant un
cercle tel que pgrs,et le rayon solaire, dirigé suivant b’ c’, percera ce cercle en c’. En mesurant la distance cd, qui est égale à c’d”, on conpaîtra les deux côtés o c’, c’ d’, du triangle rectangle d’oc’, et on en déduira l'angle o c’d’. L’angle o c’ a’, qui est le supplément de o c'd’, sera donc connu. D'ailleurs on pourra aussi mesurer la longueur a c de l ombre, longueur qui est égale à a’ c'; on connaîtra donc un angle oc'a', et les deux côtés adjacents, dans le triangle oa’c', d'où l’on. déduira le côté o a’. En retranchant le rayon o c’ de cette distance o a’ du sommet de la montagne au centre de la lune, on trouvera
‘la hauteur du sommet de la montagne au-dessus de la surface de
la lune.
Pour faire concevoir en quoi consiste chacune de ces deux méthodes, nous avons supposé que la lune était dans son premier quartier. Il est aisé de voir qu’au moyen de certaines modifications, ces deux méthodes peuvent servir l’une et l’autre à la détermination de la hauteur des montagnes de la lune, lorsque l’astre ne se trouve pas precisément dans cette phase particulière. Mais nous n’entrerons pas dans plus de détails sur ce point, notre but étant uniquement de faire comprendre la possibilité de mesurer la hauteur des montagnes de la lune avec un certain degré d’exactitude.
MM. Beer et Madler, de Berlin, après avoir effectué un très-grand nombre de mesures, dans les diverses parties de l'hémisphère lunaire qui est tourné vers la terre, ont trouvé 22 montagnes dont la hauteur surpasse 4 800 mètres (hauteur du Mont-Blanc). Voici celles dont la hauteur est la plus grande; elles sont désignées par les noms qui leur ont été attribués par Riccioli, et qui sont généralement adoptés :
Dorfel . . . . . . . ‘7603 Newton. . . . . . . ‘7264 Casatus. . . . . . . 6956 .
Curtius. . . . . . . 6769 Calippus . . ,. . . ..6216 Tycho. . . . . . . 6454 Huyghens. . . . 5550
Les mêmes astronomes ont construit une > belle carte de la lune, dont on voit ici un extrait { planche IITj. Les diverses particularités que présente la surface de la lune y sont figurées dans le système de projection orthographique ($ 4142). Ce système de projection, peu convenable pour représenter un hémisphère de la terre, parce que les régions situées vers les bords de l'hémisphère y sont trop déformées, est au contraire celui qui convient le mieux pour la lune.
I! donne à la surface de cet astre précisément la disposition sous laquelle elle se présente à nous; car les rayons visuels qui joignent notre œil aux divers points de la surface de la lune, sont sensiblement paralleles entre eux, et perpendiculaires au plan du grand cercle qui sert de limite à l'hémisphère tourné vers nous.
$ 222. Notions sur la constitution de la lune.— Lorsque nous nous sommes occupé d'étudier les particularités que présente la surface du soleil, nous avons reconnu que tout ce qu’on aperçoit sur cette surface est éminemment variable. Les taches que l’on y a observées à une certaine époque, subsistent bien pendant quelque temps, et peuvent, par leur mouvement commun, rendre sensible la rotation du soleil sur lui-même ; mais ces taches se déforment peu à peu, et finissent par disparaître, tandis que d’autres se produisent dans des régions où il n’y en avait pas auparavant. A la surface de la lune, les choses se passent tout autrement ; tout y paraît immuable. Quelle que soit l'époque à laquelle on observe cette surface, on lui trouve toujours le même aspect; il n’y a de différence que dans les ombres projetées par les aspérités qui la couvrent, suivant que le soleil les éclaire de telle ou telle manière.
Ces aspérités ou montagnes de la lune, dont plusieurs atteignent une grande hauteur ($ 224), présentent un caractère particulier et ‘extrêmement remarquable : elles affectent presque toutes la forme d'un bourrelet circulaire, au milieu duquel existe une cavité dont le fond est quelquefois au-dessous du niveau des parties environnantes de la surface de la lune. La fig. 279 peut donner une idée
Fig. 279,
de cette forme générale des montagnes de la lune. Souvent, comme on le voit sur cette figure, il existe au milieu de la cavité centrale une montagne isolée, en forme de pic. Il suffit de jeter les yeux sur la carte ci-jointe ( planche HT), pour voir que les montagnes de cette forme y sont extrèmement nombreuses ; si elles paraissent ellipti-
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