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sa surface n’a pas loujours eu cette dureté qu’cllè a mamtenant; puisque , si elle a été autrefois dans un état de mollesse, ses parties , soumises à la pesanteur et à la force centrifuge , ont dû , avant leur endurcissement , obéir à l’action d’une force centrifuge croissante du pôle à l’équateur. Les diverses mesures du degré terrestre > quoique assez discordantes entre elles, confirment ce résultat, que le globe a la forme d'un sphéroïde aplati sous les pôles. Le calcul prouve également que dans l’hypothèse de fluidité primitive et pour diverses lois probables d’accroissement de densité vers le centre , l’aplatissement ne dépasse pas la limite d’un 3og c .

Lorsqu’on abandonne un poids à la gravité, il tombe, et sa direction doit être verticale si la terre est immobile. Mais si ce globe tourne, tout corps participe à sa vitesse dès le commencement de sa chute; il a une vitesse horizontale, outre l’action verticale de la gravité. D’après les lois de la mécanique , le corps , obéissant à cette double force, doit tomber encore verticalement quand le point de départ a sensiblement la même vitesse que le sol. C’est à peu près ce qui arrive sur un vaisseau qui avance sans secousses ; tout s’y passe comme s’il était en repos. Mais si lesommetd’oiile projectile tombe est trèsélevé, la circonférence qu’il décrit alors est plus étendue , et la vitesse plus grande qu’à la base , dans le sens horizontal de l’occident vers l’orient; ainsi le corps 11 e tombera plus verticalement ctse rapprochera un peu de l’est. Cette expérience très - délicate , parce qu’elle ne conduit qu’à 3 ou 4 lignes de déviation pour une chute de plus de 200 pieds , a été plusieurs fois tentée , et ou l’a toujours trouvée d’accord avec la théorie. On sent néanmoins qu’elle ne doit inspirer que peu de confiance , à raison de la petitesse des quantités qu’on y considère. Le mouvement de la terre n’en reste pas moins prouvé (N® 4o3). '

La déviation du fil à plomb-, ’ causée par l'attraction

; CO N N3ï

des montagnes , a été employée par Hullon à la recherche delà densité du globe, en comparant leur volume à la distance du corps attiré. Maskeline avait trouvé que le Sclichallien, en Écosse, fait dévier le fila ploinh de près de 6" , et il eu a conclu que la densité de cette montagne est les -i de celle de la terre; et comme il suit d’un examen lithologiquc que la i re est i, 8,' il en résulte que la densité moyenne du globe est 5 fois celle de l’eau.

Une aussi petite déviation du fil à plomb ne peut cependant pas mesurer avec précision une masse aussi grande ; cette densité est en effet un peu trop faible , ainsi qu’on le voit par l’expérience de Cavcudish , qu: est bien plus concluante , étant faite avec la balance de torsion , imaginée par Coulomb , pour mesurer de petites forces en accroissant leurs effets. Ou ne peut ici expliquer la construction de cette balance , ni les effets qu’elle produit ; il suffira de dire qu’une sphère homogène de plomb , par exemple , qui exerce son action comme si sa masse était réunie au centre, se trouvant présentée à l’aiguille de l’instrument , il est aisé de connaître l’intensité de l’attraction par la durée des oscillations qui en résultent. Comparant ensuite la longueur de l’aiguille à celle d’un pendule que la gravité ferait osciller de la même manière , on en déduit le rapport de la force d’attraction de la sphère de plomb à celle de la gravité qui n’est que l’action exercée jiar la masse entière du globe sur les corps placés à sa surface. On a donc ainsi le rapport des masses de la sphère de plomb et de la terre , et par suite celui des densités. Voyez la Mécanique de M. Poisson, p. 34- Cavendish a trouvé que la densité moyenne de notre globfr est 5,48 fois celle de l’eau , ainsi que le grand Newton l’avait -prévu.

i5y. Comme la vitesse des satellites dépend de la, masse delà planète, d’après la loi de l’attraction, on peut donc déduire, cette masse des vitesses de Ces lunes.

Il y a lieu de remarquer ici qu’il faut avec soin distinguer tout volume de la quantité matérielle qui y est renfermée.

. Le i er satellite de Jupiter est à peu près aussi éloigné du centre de cette planète que la lune l’est de la terre $ car cette dernière distance ne surpasse l’autre que d’un 12 e . Si les durées des révolutions de ces deux satellites se trouvaient être égales , la force que les deux planètes exercent pour les retenir dans leurs orbites , serait la même.

Jupiter, sous un volume beaucoup plus grand, aurait donc la même quantité de matière j mais le satellite de Jupiter tourne 16 fois plus vite que la lune ; à distances égales , la force centrale est quadruple pour une vitesse double , puisqu’elle croît comme le carré de la vitesse. La force centrale de Jupiter est donc ( 16) , ou 256 fois celle de la terre. Le volume de cette planète est donc i,5oo fois plus grand, la densité 5 fois moindre que pour la terre (N° 4o6).

Pour représenter , par une comparaison , les densités des corps célestes , on peut supposer que la terre est composée de pierre calcaire , Uranus et Jupiter de résine , Mars de manganèse. Mercure de mine de fer , et Vénus de grès. On voit par la table( N° 3i 7 bis), que la masse du soleil est 33o,ooo fois celle de la terre , mais que sa densité n’en est que le quart ; que la masse de Vénus est presque égale a celle de la terre, et sa densité un peu supérieure , etc.

1 58. La masse de la lune se déduit de l’intensité de son action dans les marées ; elle est de 0,01 45 (environ le 68 e ) 'de celle de la terre j et comme son volume en est le 49 e , la densité lunaire est à peu près les j- de celle de notre globe.

Les masses des planètes privées de satellites , ont été tirées des perturbations qu’elles font éprouver aux autres corps célestes qui les approchent j mais ces ré-

*. CQN i3S

sultats ont besoin d’être confirmés par des faits plus certains,

i5g. La table (N° 317 bis) fait connaître la pesanteur à la surface des planètes. Un poids transporté , par exemple, à la surface du soleil, y deviendrait toutà coup près de vingt-huit fois ce qu’il est ici , du moins abstraction faite de la force centrifuge due à la rotation de ce globe immense. Ce résultat suit de ce que l’action attractive croît comme les masses et décroît comme les carrés des distances (N° 268 ). On peut donc en calculer la grandeur pour une planète dont on connaît la masse et le volume. On voit aussi dans cette table qu’au lieu de tomber comme ici de i5 pieds , les corps tombent à la surface solaire de 4^i pieds par seconde (N° 1 43)*

160. CONSTITUTION LUNAIRE. On aperçoit sur le disque de la lune des points très-éclairés, accompagnés d’une partie latérale obscure , dont la position et l’étendue varient avec les phases. Ces apparences suivent les lois des ombres que projettent les corps opaques, d’après la position de la lumière. On est donc certain que la lune est couverte de montagnes , de plaines et de cavités profondes. Les dentelures qui bordent le disque ont été mesurées, et l’on a trouvé que plusieurs de ces hauteurs surpassent 4<ooo toises. Les abîmes sont au contraire dans une obscurité profonde. La teinte foncée des taches lunaires ne provient que de la nature même du sol, puisque, subsistant encore dans la pleine lune que le soleil doit parfaitement éfclairer, on ne saurait les regarder comme des ombres qui devraient disparaître lorsqu’elles ont leur projection verticale. On avait autrefois pris ces taches pour des mers 5 mais comme la lune n’a point d’atmosphère sensible (N° 70) , il ne peut non plus y avoir de fluides, attendu que, n’étant pas comprimés à sa surface, ils seraient bientôt résolus en vapeurs qui formeraient une nouvelle atmosphère. On a donné divers noms à ces taches. -

tU àûà . .

Il faut doue conclure que tout est solide à la surface de la lune; ce qui paraît confirmé par les meilleures observations faites avec de forts télescopes, qui la montrent comme une masse aride : on a cru y remarquer des éruptions de volcans. Ces explosions ont été manifestées par de nouvelles taches et des étincelles vues dans sa partie obscure. Il n’est pas difficile , en effet , d’admettre des feux volcaniques sans atmosphère , puis- - qu’on sait que des corps peuvent, dans leur ignition, développer assez de gaz oxygène pour suffire à leur combustion. L’exemple des météores que l’on voit il une élévation considérable hors de l’atmosphère terrestre, ne doit laisser aucun doute à cet égard.

M. Laplace a attribué, avec une apparence de raison, aux volcans lunaires , ces pierres qui tombent du ciel et qu’on nomme aérolithes. Le calcul montre qu’aucune résistance atmosphérique ne diminuant la vitesse d’un tel projectile , il suffirait d’une force quadruple de celle de la poudre à canon , pour détruire la pesauteur qui tend à le ramener au sol lunaire, et pour l’élever à la hauteur à laquelle la gravité terrestre s’en emparerait.

1 6 1 . CONVERSION DES DEGRÉS EN TEMPS ET RÉCIPROQUEMENT. Cette traduction se fait à raison de »5° par heure, ou 6o° pour 4 1 '- Pour convertir D degrés, minutes et secondes en temps , il faut poser 6o° : 4 h : : D : X. Donc il faul X les degrés par 4, cl changer les degrés du produit en minutes de temps , les'- en" , lès ^ en'" , ce qui équivaut à diviser par 6o. Par exemple , pour ta3 ft 43' 27", 7, on quadruple et ou obtient 8’’ i4' 53" 5o"' 8, en ayant soin de faire le changement d’espèces indiqué par la règle et de diviser par 6 les dixaincs de chaque sorte pour en extraire les . unités entières de l’ordre suivant.

» liée i p roi/ u em eut, pour convertir les heures en degrés ,

on divise par 4 , après avoir traduit les heures en mi-

* COR rS 5

tintes, et on change les' en° , les" en'... aiusi pour 8 h i4' 53", 85, qui équivalent à 494^53" 5i'", on prend le quart , et on obtient 123° 43' 27",’ ']•

CONVERSION DES ÉQUATIONS, désigne l’opération algébrique que l’on fait lorsqu’une quantité cherchée ou inconnue , ou une de ses parties , étant sous la forme de fraction , on réduit le tout à un même dénominateur , et qu’ensuite , omettant les dénominateurs , il ne reste dans l’équation que les numérateurs.

COORDONNÉES, se dit des abscisses et désordonnées d’une courbe ( N° 6o et 3oo ).

Pour assigner la position d’un point M (Jig. i5 ), on a coutume de le rapportera deux lignes connues Xx, \y, que l’on suppose rectangulaires. On abaisse de M les perpend. MP,'MQ, sur ces axes, et on donne ces deux distances. La situation de M est aiusi déterminée ; car en prenant sur ky une longueur A Q égale à M P, et sur Ax, AP = MQ, les droites QM , PM, menées par les extrémités P et Q , parallèlement aux axes, formeront un rectangle AM, et le sommet M résultera de cette construction j les longueurs PM, QM, parallèles aux axes kx , ky, sont appelées les coordonnées du point M.

Il est vrai qu’il faut qu’on sache en outre lequel des quatre angles formés par les axes, contient M; car, la même construction pouvant être laite sur leurs prolongemens , on serait incertain entre les quatre points M , N , N T/ et M', qui remplissent les mêmes conditions de distances (N® ii3).

COPERNIC , nom d’un célèbre astronome prussien , auteur du système solaire actuellement suivi, et le seul qui soit d’accord avec les phénomènes que l’on observe. Copernic eut l’honneur de commencer ce changement conforme à la raison , mais sans en jouir, puisqu’il mourut quelques jours après l’impression de son ouvrage, v CORBEAU, const. aust. de io étoiles dont de la 3®

i36 COR

grandeur dans l’aile inférieure, nommée al Gorab; elle a 181 0 16' d’asc, dr. et 1 6° a3' de déclin, a&yj' forment un grand trapèze au midi de la Vierge et sur l’alignement de la Lyre à l’Épi. Eu prolongeant la base supérieure de ce trapèze, on arrive à l’Épi ; a est al Chiba ,

$ al Gorab.

162. CORRECTION DE RÉFRACTION. Comme on ne voit pas le soleil où il est réellement, attendu que la réfraction (N°393) l’élève verticalement d’une quantité qu’on doit retrancher de la hauteur observée , cette correction doit se prendre sur les tables de la Connais sance des temps , en ayant égard au baromètre et au thermomètre , comme il est dit ci-après. Pour pouvoir être employées en tous pays , les tables ont été construites en supposant l’observateur transporté parallèlement avec son horizon , jusqu’au centre de la terre. La hauteur mesurée en un lieu de la surface est moindre . que celle qui serait vue de ce centre , d’une quantité qu’on nomme parallaxe de hauteur ( N° 35y ). Ou la détermine, pour le soleil , par la table de la parallaxe solaire, et on l’ajoute' à la hauteur observée.

Quand on fait plusieurs observations successives dey hauteurs du soleil, on a soin de se servir tour à tour du bord supérieur et du bord inférieur de l’astre. La moyenne est la hauteur du centre , à l’instant moyen entre les heures des observations 5 toutefois , en supposant que le soleil a un mouvement vertical uniforme , ce qui est sensiblement vrai quand il est loin du méridien. Voici un exemple de cette espèce , obtenu par le cercle répétiteur.