LU.M

lance de nous, qui n'esl pas au-dessous <le nstOOOOOOOOOO de lieues. ')r, comme la vitesse de la lumière eaf «le 70000 lieues par seconde, lu lumière <li*s étoiles doit cmntoyer plus de R800O0OO" pour arriver jusqu'à Donii c'est-à-dire plus de trois ans. Quant nui étoiles lélescopiques, dont la baie Ml Innombrable, lei astronome! penm ni qu'il y en a dont, en raison de leur distance, la lumière doit inetlre 1000 ans pour nous parvenir,

La cause de leur lumière est inconnue; nous s ivons seulement que les étoiles constituent autant de soleils. Pour les reconnaître al eu faciliter l'élude, on les classe d'après leur éclat apparent, el le rang qu'on leur assigne ainsi sert à les désigner sous la dénomination de, première, de deuxième grandeur, etc.

Les étoiles les plus brillantes sont dites de première grandeur, celles qui le sont un peu moins de deuxième grandeur, ainsi de suite, jusqu'aux étoiles de sixième ou septième grandeur, qui sont les plus petites que l'on puisse apercevoir à l'œil nu. A l'aide du télescope, on porte la classification de> étoiles jusqu'à l . a seixième grandeur. Il n'y a pas de ligne de démarcation

entre une étoile et une autre, attendu qu'on n'a que des méthodes approximatives pour déterminer les proportions relatives de lumière émise par les étoiles appartenant à la même classe. Voici cependant les déterminations faites par \V. Ileischell sur les étoiles des six premières grandeurs.

Lumière d'une étoile moyenne de l" grandeur lio

3 10 * li

6 1 Indépendamment des étoiles de diverses

grandeurs vues au télescope ou à l'œil nu, il existe encore des amas d'étoiles appelées nébuleuses, en raison de l'aspect sous lequel elles se présentent a nous. \V. 11erschell, qui en a f.iil une analyse aussi complète '|ue possible, les a classées ainsi qu'il suit. Nous suivrons cet ordre pour l'intelligence de ce que nous avons i dire,

I Amas d étoiles ou chacune peut être Battement distinguée ;

8" Nébuleuse résoluble, que l'on suppose formée d'un agglomérai d'étoiles ;

•'( Nébuleuses proprement dites, sans apparence (pie la nébulosité paisse se résoudre en étoiles. On J comprend les nébuleuses planétaires el stellaires.

Les nébuleuses de la deuxième classe Sont tiès-probat lemeui formées d'un amas d'étoiles qui, en raison de leur grand Moignemenl de nous ou de leur faible éclat, ne peinent éire distinguées, de sorte qu'elles se | résentenl à nous comme une masse lumineuse.

Les nébuleuses proprement dites se présentent sous une infinité de formes, sous une grande i ariélé d'aspects.

Mais quelque conjecture que l'on fasse

sur les nébuleuses, on ne saurai! douter qu'elles ne soient formées par une agglo-

méralion d'étoiles; peut-être aussi sontelles une matière lumineuse et phosphorescente, disséminée dans l'iiuinensile de l'espace, comme un nuage ou un brouillard, tantôt revêtant des formes capricieuses comme les nuages chassés par les vents, tantôt se concentrant autour de certaines étoiles, a la manière des atmosphères des

comètes. Mais quelle est la destination do cette matière nébuleuse? sert-elle, en se condensant, i fonder de nouveaux systèmes

Stellaires oo îles étoiles isoll es '.'

Outre les étoiles fixes, il existe certaines étoiles qui, sans se distinguer des autres par un déplacement apparent m par une différence d'aspect, sont sujettes à des accroissements périodiques d'eclàl, qui, dans un OU deux cas, suut l'extinction et la réi il ificalion complète. Ce sont les étoiles périodiques. L'une des plus remarquables est l'étoile • de la Haleine. Sa période est de 834 jours, et la planète conserve son plus grand éclat environ 15 jours, et parait alors quelquefois comme une belle étoile de seconde grandeur. Klle décroît ensuite pendant trois mois environ, jusqu'à ce qu'elle devienne complétemenl invisible pendant à peu près cinq mois ; après quoi son éclat va en croissant pendant les trois autres mois de la période. Ou e-t porte à croire qu'un corps opaque circule autour de l'étoile et vient s'interposer entre elle et nous. H y a des étoiles qui, après leur périodicité, ont cessé de paraître; entre autres, l'étoile o delà Haleine, pendant quatre ans. Des étoiles temporaires oui apparu à plusieurs époques avec un éclat extraordinaire, dans diverses régions du ciel, et après avoir eu tons les caractères de fis ilé des étoiles, ont dispara sans laisser de traces : telle eut l'étoile dont l'apparition soudaine, 125 ans avant Jésus- Christ, fixa l'attention d'ilipparque. On pourrait en citer encore un grand nombre ; mais nous nous bornerons à celle de 1572, que rycho-Brabé a décrite ; elle était alors aussi brillante que Sinus; elle continua de briller, au point de surp isaer Jupiler cl d'être visible eu plein midi; elle parut le H novembre et décrut en décembre de la même année ; au mois de mars 157V, elle avait entièrement disparu.

Jusqu'ici il n'a été question que de rayons lumineux qui, après avoir ele réfractés dans un pris ne, donnaient un spectre compo-e d'un ( rlain nombre de couleurs; ces

rayons provenait ni ou du soleil ou .tes étoiles. Il s'agit de voir s'il n'existerait pas des astres émettant seulement quelques-unes des coubuis du spectre, cl même une seule. Les étoiles doubles vont nous donner des .vm les le ce genre.

On appelle ainsi des étoiles qui ie résolvent en deux et quelquefois en trois autres très-rapprochées ; elles obéissent a la mémo loi dynamique qui régit notre système.

Nous citerons pour exemple la belh Caslor, forlcuicut grossie et formée Je deux

LUM

LUN

étoiles entre la troisième et la quatrième grandeur, distantes l'une de l'autre de 5". M. W. Herscliell en avait compté plus do 500, éloignées l'une de l'autre de moins d'une 4 minute; le professeur Struve, de Dorpat, en a quintuplé, et d'autres observateurs en ont presque centuplé le nombre.

La lainière des étoiles doubles présente des combinaisons binaires derougeetdc bleu verdâtre, de jaune et de bleu. La teinto bleue ou verte de la petite étoile est-elle due ou non à un effet de contraste? C'est une question que M. Arago a résolue de la manière suivante.

On sait qu'une faible lumière blanche paraît verte à l'égard d'une forte couleur rouge, et passe au bleu quand la lumière vive environnante est jaunâtre. On observe précisément un effet de ce genre entre la partie brillante et la partie faible des étoiles doubles, ce qui tendrait à faire croire que la cause est la même. Il y a cependant des exceptions, car une petite étoile bleue accompagne souvent une grande étoile blanche sans apparence de couleur rouge, et dans ce cas on ne peut supposer des effets de contraste. La couleur bleue ne pouvant provenir d'une illusion, doit être réellement relie de la lumière de certaines étoiles. Pour vérifier ce fait, il suffit de cacher l'étoile par un diaphragme dans la lunette, afin de juger de la couleur de l'astre, indépendamment de celle de l'autre. En opérant ainsi, M. Arago a reconnu que l'occultation de la grande étoile n'amenait la disparition de toute couleur dans la seconde que dans quelques cas : c'est par ce moyen qu'il aélé démontré qu'il existe un grand nombre d'éoiles doubles, émettant, les unes, unecouleur bleue, les autres une couleur verte.

L'existence des étoiles colorées avait été signalée déjà en 1G86 par Mariotle, qui, dans son Traité des couleurs, avait annoncé qu'il existait des étoiles jaunes et bleues. M. Dunlop, en 1828, avait annoncé également, dans son catalogue, que dans l'hémisphère austral il existait un groupe composé d'étoiles de teinte bleuâtre. Il est donc bien prouvé aujourd'hui qu'il y a des étoiles qui ne nous envoient de la lumière que d'une seule couleur, et d'autres de la lumière composée de plusieurs couleurs. Mais d'où peuvent provenir ces couleurs uniques, ou bien ce petit nombre de couleurs émanées de quelques astres? Doit-on les considérer comme le résultat de la décomposition d'une lumière analogue à celle du soleil, à travers les milieux qu'elle a pu traverser, la couleur complémentaire ou seulement une portion ayant été absorbée par ces milieux? ou bien sont-elles dues à des soleils qui s'éteignent , ou bien à un étal de combustion de l'étoile , semblable à celui de certains corps qui brûlent, eu n'émettant qu'un petit nombre de couleurs, et même une seule?

Ne pouvant qu'avancer des opinions plus ou moins hasardées à cet é^ard, nous n'en dirons pas davantage sur lu couleur des étoiles multiples.

Voy. Soleil, Etoiles, Comètes, et le nom de chacune des planètes, etc.

Lumière zodiacale. Voy. Zodiacale ( lumière j.

LUNE. — La lune, satellite de la terre, est à 96,000 lieues de notre globe ; un grossissement de 1000 fois la mettra à 90 lieues, un de 2000, à 48 lieues ; c'est la dislance de Mâcon au Mont-Blanc, qui de ce point est parfaitement visible, ainsi que de Lyon, d'où il apparaît très- resplendissant. Lorsque l'on observe à l'œil nu le disque de la lune, on y remarque des portions moins lumineuses qae d'autres, des taches, en un mot, dans la disposition desquelles le vulgaire a cru voir, depuis les temps les plus anciens, les linéaments d'une figure.

En a-t-il toujours été de même ? Oui, du moins cela est ainsi depuis 2000 ans, depuis l'époque où Plularque écrivit son petit ouvrage sur la figure que présente la surface de la lune. Les peintres d'enseignes n'ont donc pas tout à fait tort de donner une figure à la lune ; à l'œil nu, sans lunettes, on voit en effet quelque chose de ce genre.

Les taches de la lune résultent de la composition peu homogène des parties constituantes de la planète. C'est quelque chose de semblable à l'aspect que présenterait la terre, si on pouvait l'examiner d'un point pris à une certaine hauteur au-dessus de sa surface. Elevons-nous dans les airs , regardons, par exemple, la Normandie, les régions calcaires, les pays crayeux de la Champagne pouilleuse, ils nous offriront des aspects Irès-dbseniblables. Eh bien, il y a sur la lune, comme sur la terre, des matières d'une nature très-différente , qui sont la cause première des nuances très-différentes aussi que l'on remarque à sa surlace. Ces nuances lumineuses et obscures ont permis d'élu lier la nature de la rotation de la lune, en comparant l'aspect qu'elle offrait dans les diverses lunaisons. On a bientôt constaté aussi qu'elle nous présentait toujours le même côté de sa surface, qu'il y a un hémisphère que l'on ne verrait jamais. On a également lire de là cette conséquence que la lune tourne sur elle-même. Il nous sera aussi facile de le reconnaître au moyen de ces taches, qu'il nous a été facile d'étudier le mouvement de rotation du soleil au moyen de phénomènes semblables. Prêtions , en effet, sur le disque lunaire, une tache, un point quelconque dont il soit possible de suivre le mouvement, et supposons-le placé sous le bord même de l'orbe ; il marchera avec une vitesse assez grande, et trois jours et demi après le moment choisi pour le suivre, il aura déjà décrit un quart de la demicirconférence; sept autres jours après, il correspondra au centre même du disque, puis aux trois quarts, cl enfin, au bout de quatorze jours, il disparaîtra au bord opposé pour reparaître dans sa position pri milive au bout d'un peu plus de vini;l-sc;>» jours (27 321). C'est là la durée de la rota

LUN

lion de la Inné sur elle-même, oi en temps celle de sa révolution. Il résutl • de ce double mouvement, opéré dans le même temps, que la lone nom pn sente toujours li mêmes partiel de sa sot race, lu même moitié

de son disque.

Les premières élodes sur la I me avaient fait admettre que les taches les plus sombres de son disque étaient dues .ï de i stes cavités remplies d'eau, e pèce de médilerrsnnées et de lacs auxquels on appliqua une nomenclature atses Insignifiante, et dans laquelle on ne retrouve pas toujours le bon sens mui distingue celle des montagnes les plus remarqua les. \nisi, il j eut une mer Caspienne, un lac Noir, etc.; mais nous verrons bientôt qu'il ne peut j avi ir d'eau sur la loue. On a cependant conservé les noms , seulement ils ne s'a| pliquent plus aujourd'hui qu'à de larges vallées ou à tics dépressions plus ou moins étondues, et qui doivent leurs teintes diverses à leur composition élémentaire différi nte.

L'astronomie, ayant la lune pourpoint d'observation, a dû exiger des i ITorts immenses pour arrivera se formuler comme

Scienre.

P.ir suite du phénomène qu'offre II lune

dans sa révolution, de ne nous présenter 1 1 ,11s qu'un de ses hémisphères, il doit y avoir delà part des habitants de- notre satellite des voyages très-fréquents de ceux de l'hémisphère obscur dans l'autre, pour jouir de ce spectacle très-remarquable d'un gstre quatorze fois plus grand que le n Ire et dont la mm face, pendant qu'il tourne sur son axe, doit présenter les aspects les plus rai et. Les mers, les continents, les forêts, tes îles, y apparaissent comme autant da ta< lies île grandeur et d'éclat différents, et auxquelles l'atmosphère avec ses nuages apporte des modifications incessantes.

Les Utopistes ont fait sur la nature de cet

hémisphère des théories très-singulières; ils uni supposé enlic autres qu'il était concave. Cette Id e a même été sérieusèmenl discutée par un écrivain espagnol nommé Don Lloren/o Erra: j Panduro. Les utopistes SOttl comme les devins, qui font des pré-

dierlons à long terme, et qui, sachant que personne ne pourra les contredire, sont suis dt' ne pas être démentis de leur vie.

L'ave de la lune ela.it presque perpendiculaire à l'écliptique, le soleil ne sort jamais sensiblement de son éqnatenr, d'où il

suit que la lune ne jt>uit pas de la Variât j des saisons. Mais comme elle ne tourne

qu'une seule fois sur son axe pendant son mouvement de révolution, chacun de ses leurs et chacune de ses nuits sont de quinze

fols ■J'i de nos heures, ou de 360 heures. Il

résulte de là aussi qne les habitants de ce

satellite n'oul pas les mêmes moyens que nous de calculer le temps; en effet, nous mesurons l'année par le retour des équinoxes, et leurs jours sont toujours égaux. Du reste ils pourraient le 11 csiirer en obsen mi nos pênes, qu'ils i ienl parfaitement, et dont l'un commence a être éclaire, et l'au-

tre .1 disparaître toutes les fois que nos éq ui aux es i ei ienneot.

Almotpkbt, — Jouais les taches de la

lune ne .li-| iraissent ; il n'y a donc pas do HUageS. Mus il peut y avoir une alnio-

sphèi e diaphane* al que les eeudensations ne viennent jamais obscurcir. Le propre d'une atmosphère de ce genre serait, il est vrai, de briser les i lyotts luui neua envoyés par des corps passant derrière cil-. Dans les oeculialious d'étoiles, si la lumière «tait réfractée, était brisée, l'étoile sérail encore visible quelque teni| s après avoir disparo, ce qui n'a pas lieu. Donc l'hypothèse d'une atmosphère autour de la lune a'esl p lenable ; il n'y a m ime surface

aussi peu d'air qu'il y en a dans le récipieUl de la meilleure machine pneumatique. It

ne peu; j avoir d'eau, car 1 eau placée dans se v poriserail, et la moindre vapeur réfracte la lumière, ce qui ae se voit pas, encore une fois, sur la lune. H n'y a pas de glace,

car la glace se vaporisi il 1RS le vide. \ oila hieu des différences entre la terre et l.i lune. Co lioUOnj celte étude.

Montagne» lunairiê. La lune eat—t lia [date ? Ls,,n ; vj elle l'était., la ligue de tiou entre li partie éclairée et celle qui ne l'est point se serait toujours présenté me une courbe continue, parfaitement régulière: au lien de cela elle offre les sinuosités les pins fortes.

Si l'on dirige mus cet astre un fort télescope, on n m rque, dans la partie qui n'est pas encore éclairée i ar le soleil SUS pre-

iiii. rs temps de son cours, une grande quantité de points lumineux sans connexion entre eux ni avec la portion éi l ti , qui la précèdent et In suivent, et qui t'agrandissent à mesure que les rayons du soleil arrivent plus directement sur la lace qu'ils oc

Derrière ces points lumineux se projette une ombre épaisse et qui tourne de manière a se h oiivcr toujours en opposition a se le sideil. Ces points brillants sent les sommi es

île inonlagnes, qui reçoivent les rayons du Soleil avant les parties moins élevées, da même que l'on voit souvent -ur la lerre la

cime îles moula ndoies par les splendeurs naissantes dn jour, alors que leur lu* ■ est encore dans l'ombre. L'ombre ejoe projet beul

ces moula gU s avait déjà permis d'en mesurer la hauteur, ainsi que la profo tdeuf d s vallées ; la g o ne trie a aussi donne les m eus de le Caire, 1 1 on se sert à cet ctïci

d'une proposition dont le résultat est dev nu

proverbial ebei les géomètres. Non» louions parler de ce théorème du •art-*' de l'Iiy- . d'après lequel le carre loime sur l'hypoténuse d'un triangle recl.n . égal aux carrés formes sur les deux oôtés.

I ,1 encr.il. lorsque I on a trouve quelque chose, on vent toujours que cela toit trèsgraul: aussi quelques-uns des asironomes qui s'occupèrent des montagnes lunaires, leur donnèrent-ils d'abord des hauteurs mus derabJ.es. Galilée . le premier parmi les modernes [mars ItilO) qui ail Beco >nu qun la lune était uu globe couvert de bmmi

LUN

et de dépressions, leur donne environ 8,800 ruètres. Hévélius réduisit les plus grandes à 5,200. Mais Riccioli, qui vint après, augmentant les déterminations de l'astronome de Florence, donna à la seule montagne de Sainte-Catherine une élévation de plus de 14,000mètres, près du double de la plus haute montagne terrestre connue jusqu'à ce jour. Lorsque l'on a voulu nier la réalité de ces chiffres, il est arrivé ce qui arrive souvent en pareil cas, on est tombé d'un excès dans tin excès contraire. Et ce qu'il y a de singulier, c'est que ce fut Herschell, dont ou a prétendu bien légèrement que le trait caractéristique était une tendance à l'extraordinaire, qui se rendit coupable de cet excès. Après avoir substitué à la méthode d'Hévélius une méthode plus exacte encore, aux simples évaluations de Galilée et de Riccioli des mesures plus rigoureuses, il tira de ses observations la conséquence qu'à un petit nombre d'exceptions près la hauteur des montagnes de la lune ne dépasse pas 800 mètres; que la plus élevée, le mont Lacer, n'en a que 2,800. Eh bien I les études sélénographiques les plus récentes sont contraires à citte conclusion.

On vient do voir que l'étude des montagnes de la lune, faite par Herschell, avait laissé la question encore plus indécise peutêtre qu'elle ne l'était auparavant. Il était donc à désirer que l'on reprît une à une les sommités lunaires, et qu'on en déterminât avec soin l'élévation. Mais c'était un travail long, difficile, méticuleux, pour lequel il fallait et beaucoup d'habileté et une grande patience. Il s'est trouvé des hommes qui se sont voués à cette entreprise et qui ont voulu donner un relief de l'hémisphère Tisible de la lune beaucoup plus exact, plus complet que ne pourrait l'être le relief d'un des deux hémisphères de la terre. Deux astronomes de Berlin, MM. Béer et Mœdler, ont mesuré 1,093, près de 1,100 montagnes de la lune. Sur ce nombre, il y en a six audessus de 5,800 mètres et vingt-deux audessus de 1.800 mètres (1,800 mètres est la hauteur du Mont-Blanc au-dessus de la mer). Le travail important de MM. Bcer cl Mœdler a mis de nouveau dans tout son jour le mérite du célèbre astronome de Danlzig. H est remarquable que, grâce au zèle et à l'exactitude d'Hévélius , on ait connu la hauteur des montagnes de la lune beaucoup plus tôt que la hauteur des montagnes de la terre.

Les montagnes de la lune ont en général la forme de cratères annulaires très-grands. C'est une immense cavité, un vaste bassin dont les contours affectent une disposition plus ou moins circulaire, et du centre de laquelle surgit le cône qui enveloppe la bouche morne du volcan. Nous avons sur la terre des exemples de cette disposition : dans le Vésuve , l'Etna , la Kirauea dos Sandwich, oie; mais ces cratères annulaires sont sur une échelle bien réduite, comparés à cetix de la lune. Il en existe un aux lies Philippines qui est cependant très-vaste; il

a été visité par les ingénieurs attachés à l'expédition de YErygone; sa ressemblance avec les cratères de la lune est telle, que le dessin qu'ils en ont envoyé aurait pu faire croire tout d'abord qu'ils avaient donné le dessin d'un des cratères de notre satellite.

Celte constilution extérieure des montagnes lunaires porte tout naturollemenl à se demander s'il existe des volcans dans la lune. A la fin d'avril 1787, Herschell présenta à la Société royale de Londres un Mémoire dont le titre , Trois volcans de la lune, dut vivement frapper l'imagination. L'auteur y rapportait que, le 19 avril 1787, il avait aperçu dans la partie non éclairée, dans la partie obscure de la lune, trois volcans en ignilion. Deux de ces volcans semblaient sur leur déclin, l'autre paraissait en pleine activité. Telle était alors la conviction d'Herschell surla réalité du phénomène, que le lendemain de sa première observation il écrivait : « Le volcan brûle avec une plus granJe violence que la nuit dernière. » Le diamètre réel de la lumière volcanique était d'environ 5,000 mètres. Son intensité paraissait très-supérieure à celle du noyau diune comète qui se montrait alors. L'observateur ajoutait : o Les objets situés près du cratère sont faiblement éclairés par la lumière qui en émane. » Enfin, disait Herschell, « cette éruption ressemble beaucoup à celle dont je fus témoin le k mai 1783. »

Herschell ne revint sur la question des prétendus volcans lunaires actuellement enflammés qu'en 1791.

Dans le volume des Transactions philosophiques de 1792, il rapporte qu'en dirigeant sur la lune, entièrement éclipsée le 22 octobre 1790, un télescope de 20 pieds, grossissant 360 fois, on voyait sur toute la surface de l'astre environ cent cinquante points rouges et très-lumineux.

Or, on peut affirmer que l'illustre astronome a été le jouet d'une illusion. Mais comment arrive-t-il qu'après des observations aussi exactes que les siennes, peu d'astronomes admettent aujourd'hui l'existence de volcans actifs dans la lune ? Voici, en deux mots, l'explication de celle singularité.

Les diverses parties de notre satellite no sont pas également réfléchissantes. Ici, cela lient à la forme; ailleurs, à la nature de la matière. Les personnes qui ont examiné la lune avec des lunettes savent combien les différences d'éclat provenant des deux causes mentionnées peuvent être considérables, combien un point de lune est quelquefois plus lumineux que les points voisins. Or, il est do toute évidence que les rapports d'intensité entre les parties faibles cl les parties brillantes doivent se conserver, quelle que soit l'origine de la lumière, éclairante. Dans la portion du globe lunaire illuminée par le soleil, il y a, tout le monde le sait, des points dont l'éclat est extraordinaire comparativement à ce qui les entoure ; ces mêmes points, quand ils sC trouveront dans la partie de la lune seulement éclairée par la terre, dans la

LUN

fiortion cendrée, domineront de même, par pur intensité, l'éclat «i « - ^ régions voisines. VoiU\ comment on peut ex p'iq nor les observalions de l'astronome de Slongb, sans recourir ù des volcans. Au moment <>ù le grand observateur étodiail dans h portion de la lune non éclairée par le soleil, le prétendu rolcan do 80 avril ITS7, son télescope (de 10 pieds) lui montrait eu effet, à l'aide des rayons secondaires provenant de la terre, jusqu'aux taches les plui sombres.

Quant à la c iuleur rouas des nombreux noiais qu'on I7'.ii)tl regardai! comme autant je volcans, elle est aussi facile à expliquer. l*'n effet, le roui/e n'esl-il pas toujours la couleur de li lune éclipsée quand il n'y a point de disparition entière f Les rayons solaires arrivant a noire satellite par l effet d'une réfraction, et à la suite d'une absorption éprouvée dans les couches les plus basses de l'atmosphère terrestre, pourraientils avoir une autre teinte 7 Dans la lune éclairée librement et de fjce par le soleil, n'y a-t-il point de cent à deux cents petits points remarquables par la vivacité de leur lumière? Elarl-i] possible que ces mêmes points ne se fissent pas aussi distinguer dans la lune, quand elle recevait seulement la portion de lumière solaire réfractée et colorée

par notre atmosphère !

§ II-

Mouvements de la lune. — Le soleil est 3G5 jouis lia a accomplir sa révolution ; la durée de celle de la lune est de 27 jours et

3/lt), ce qui esl l'étendue du mois lunaire.

La lune présente, durant sa révolution, deux mouvements à observer. Nous s nous qu'elle revient à la même étoile en 27 jours 3/10; mais on peut se demander en combien de temps elle reviendra au soleil : car lorsqu'elle sera revenue à l'étoile, ce dernier en sera déjà assez éloigné, et il lui faudra, pour le rattraper, parcourir un espace de temps qui esl de deux jours et quelques minutes.

I.a durée du premier de ces mouvements est ce que l'on nomme le mois périodique ; le second est le mois tynodiqtu.

Diclinaiiofu <le la lune. — La déclinaison delà Inné est, ainsi que celle du soleil, le mouvement par suite duquel elle s'éloigne ou se rapproche de l'< qu.ileur. Il y a donc une déclinaison boréale et une déclinaison australe. Vu l'observant avec, soin, on trouve qu'elle esl constante d;ins toutes les lunaisons ; mais elle ne l'est plus si on la rapporte à l'écliptique , dont elle s'écarte de 5' 8' 49" vers le nord et vers le midi.

Nceuh. Les de il \ points où l'orbi le lunaire se croise avec l'orbite solaire s'appellent nsrudt, l'un ascendant , quand la lune s*<

lève vers le point boréal, l'autre descendant, quand elle se rapproche du pôle austral. Ces deux pointa n'ont aucun rapport avec' ce que l'on entend vulgairement par non I ; les lignes qui les for. eut sont idéales : on uo saurait donc demander à les v ■ ' i r , ce se-

rait aussi peu raisonnable que si nri demandai! i voir le périgée de lu lune, qui, lui aussi, n'a rien de matériel, rien de visible, puisque c'esl seulement un endroit de l'espace où la lune s'est trouvée |e plus nrès de l.i terre.

Les nœuds changent de plue continuellement. En 18 ans 7 mois 1/2 environ, ils font une révolution entière qui s'accomplit le lonur de l'écliptique d'orient en occident, c'est-à-dire dans un sens rétrograde, dont la

cause est dans l'action du soleil. En effet,

lorsque la lune, dans son mouvement de révolution auiour de la terre, se rapproche du plan de l'écliptique, la force d'attraction du soleil la fait descendre, et avance ainsi le moment où elle doit couper le plan de l'cchptiqne.

Maintenant que nous avons déterminé la ligne décrite par la lune dans sa révolution,

voyons de combien elle se d place.

Si avec un micromètre on mesure le diamètre apparent de l'astre, on trouvera qu'il Change d'une manière considérable, c'est-àdire que la distance de la lune a la lerrc est

très-variable : ainsi dans cet espace de 2 i jours 1/2 nous le trouverons en premier lieu de 27 minutes, puis de 33, c'esl-à- lire qu'elle décrit autour de la lerre une ellipse dont celle-ci occupe l'un des foyers. Du reste la plainte se meut en parcourant des espaces égaux dans des temps égaux.

Distante <lc lu lune à la terre. Après nous élre assures de la nature du mouvement de la lune, il esl important que nous cherchions sa dislance de la tl rre ; c'esl une opération qui ne présente pas plus de difficultés que elle par laquelle on s'est assuré de la distance de la terre au soleil. Il s'agit .simplement de déterminer sa parallaxe , c'est-à-dire la différence entre sa posilion apparente et sa position vraie.

Tour avoir la distance que nous cherchons, il sullira de placer deux observateurs sur le même méridien, et a la distance de 1000 lieues, rayon de la terre.

C'est ce que firent, vers le milieu du sièt le

dernier (1780), deux astronomes français, Lai aille, qui s,. , , nctil au Cap de Bonne-1 spérance, et Lalande, qui fut se placer a lierlin. Ils employèrent la même méibode dont on s'est si-rvi pour avoir la distance du soleil. Y atj. I' mi vi i. \\v.

On a trouve pour l'angle au soleil 8"G/10'«. L'angle à la lune est plus considérable ; l'opération donna fin' : mus il v a GO" p. ir minute : multiplions 60 par 60 et nous aurons 3.600" pour la parallaxe de la lune ou l'angle sous lequel on voit de la lune le rayon terrestre. Cherchons la valeur de ce résultat.

Si la lune occupait la place de la terre, clic aur.nl un d imètre de liO"; mais comme le rayon terrestre a 1600 lieues et que nous trouvons 60' comme valeur de l'angle a la lune, nous avons la proportion 1,000:60:: L20 : ». 5. c'est-à-dire que le diamètre de la lune est de plus d'I/V de celui de la lerre ; eu termes précis, il en est les 27/100 '.

LUN

Vou.ons-nous avoir la surface ; les surfaces dis sphères sont entre elles comme les carrés de leurs rayons : celle de la lune sera en conséquence 1/14' de celle de la lerre ; Je 14e de 33 millions 1/2 de lieues donne 2,394,516 lieues. Voulons-nous avoir le volume : les solidités de deux sphère* sont comme les cubes de leurs rayons ou comme les cubes de leurs diamèlres ; le cube du diamètre de la lerre est de 34,430,810,395; le cube du diamètre de la lune sera <!e 680,105,630 lieues cubes ; le volume de cet astre sera donc à celui de la lerre comme 686 millions sont à 34 milliards 1/2, c'est-àdire qu'il en sera le 50'.

Voyons enQn pour la distance qui sépare les deux astres. Nous avons trouvé l'angle de la lune à la terre égal à 3,600", nous avons trouvé qu'un rayon de 1600 lieues vu de la lunesous-tendunarcile 60'. La dislance doit être 60 fois ce rayon. Multiplions donc 1000 par 60, et nous aurons 96 lieues à 1/36,000% c'est-à-dire à trois lieues près, parce que l'ol servalion de l'angle peut être entachée d'une erreur d' 1/36,000°.

L'erreur de même nalure est bien plus forte relativement an soleil. En elïet , on a trouvé pour cet astre l'an:',le à la terre égal à 8"6/10". La quantité dont on peut se tromper dans l'appréciation d'un tel an^le est de 1/10 : l'erreur sera donc la 36 partie du tout qui est de 38,090,000 de lieues, c'est-à-dire de 400,000 lieues ; on n'a la distance de la lerre au soleil qu'à cette énorme approximation près. Personne ne peut donc dire qu'on soit parvenu à cet égard à une approximation tant soit peu exacte.

Phases de la lune. — Un des phénomènes les plus curieux qu'offre l'étude de la lune est celui des phases. Nous voyons toujours le soleil sous la forme d'un disque plein ; il n'en est pas de même de la lune. Elle nous apparaît d'abord sous la forme d'un croissant effilé qui s'agrandit peu à peu jusqu'au moment où il fait place à une figure hémisphérique qui, prenant chaque jour plus de développement , devient bientôt un disque entier, que l'on voit diminuer graduellement jusqu'à redevenir un croissant ; mais tandis que la partie concave du premier était lourr née vers l'orient, celle-ci l'est vers l'occident.

Qui lie peut être la cause de ces changements? La lune ne serait-elle pas lumineuse par elle-même ? Ceci est assez probable, si nous observons d'abord que les parties éclairées sont toujours tournées vers le soleil, et si, de plus, nous examinons avec soin les positions des croissants et des quadrants , positions par lesquelles nous ne larderons pas à reconnaître que la ligne qui va du centre du croissant ou du quadrant au soleil, est toujours perpendiculaire au diamètre de la lune , ce dont on peut s'assurer alors même que le croissant est dans son plus grand état d'émaciatiou , car avec la seule donnée de la ligne courbe qui le forme, on peut retrouver le corde entier et le diamètre.

En effet, la géométrie nous apprend que,

pour dé'erminer la ligne qui termine une sphère, il suffit d'avoir trois points appartenant ou supposés appartenir à sa circonférence, de les joindre par deux lignes droites, d'élever sur ces deux lignes deux perpendiculaires, et que le point où ces deux perpendiculaires se couperont sera le centre du cercle qui devra passer par les trois points primitivement donnés.

Pour produire ces effets, la lune a nécessairement besoin d'obéir à un mouvement particulier. C'est ce qui est. Elle tourne sur son axe précisément dans le même temps qu'elle exécute sa révolution autour de la terre : aussi nous présente-t-elle toujours le même côté. Démontrons ceci d'une manière plus explicite , après avoir tenu compte préalablement d'expressions propres appliquées aux différents états de la lune.

Quand elle est pleine, c'est-à-dire quand elle présente à la lerre toute sa face éclairée, on dit qu'elle est en opposition avec le soleil; quand elle est nouvelle, c'est-à-dire quand elle nous présente sa face obscure, et qu'elle est invisible par conséquent, on la dit en conjonction. Ces deux positions s'appellent les syzyqits. C'est alors qu'ont lieu les éclipses de lune et de soleil , ainsi que nous le verrons plus tard. Enfin, la lune esl à son premier ou à son dernier quartier, quand elle nous fait voir la moitié de sa partie éclairée, et ces positions ont reçu le nom de quadratures , comme on appelle octants les points intermédiaires entre les quadratures et les syzygies.

Les lunaisons sont rapportées dans le public aux divers mois de l'année : ainsi on dit la lune de mars, la lune de mai, etc. On se demande bien souvent à quel mois appartient une certaine lune. La durée de la révolution est, ainsi que nous veno:is de le voir, de 27 jours, et comme les mois solaires sont plus longs que les mois lunaires, il se trouve que chaque lunaison (à quelques exceptions rares) appartient à deux mois différents. Les computistes, ceux qui s'occupent le plus du calendrier, sont convenus que chaque lunaison prendrait le nom du mois où elle finit. Cette convention donne lieu à des bizarreries assez singulières ; eu voici un exemple : Supposons qu'une lune finisse dans la nuit qui sépare le mois de février du mois de mars ; on appellera tune de mars une lune qui s'écoule loul entière dans le mois de février. Du reste, en prenant le commencement de la lune, on aura les mêmes bizarreries. Au surplus , cela n'est qu'une convention gratuite, car ceux qui se sont le plus occupés de la lune, et en- Ire autres Clavius, n'avaient pas autorité pour fixer une telle chose. Ainsi, devant les tribunaux, l'opinion du compuliste n'aurait aucune valeur en cas de litige à ce sujet.

Aux nouvelles lunes, les anciens avaient une fêle que l'on appelait la fêle dcsnt:om<:~ nies ou des nouvelles lunes. Elles étaient annoncées par un croissant léger que l'on aperçoit eu général 20 heures après la cou