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très termes. Yangle de polarisation est cilui pour lequel le rayon rr/lec/ii est perpendiculaire au rayon réfracté correspondant.

1.01 m; MAiiiOTTE. t;ette loi .se rapports au \olumc que les gaz occupent , sous l'inlluence de différentes pressions. Iji voici l'énoncé : Les volHines des gaz .sont P)i raison inrersc des pressions. Ainsi, l'air, dont le volume est = I , sous la pression atmosphérique = I , sera réduit à 1/2 vol. sous vme pression atmosphérique double, à un 1/5 vol. sou» une pression triple, etc. Cependant cette loi n'a pas une valeur universelle. Elle ne s'applique rigoureusement qu'à l'air atmosphéiique , à l'oxygène , à l'a/.ote , à l'hydrogène , au bioxyde d'a/.ote et à l'oxyde de carbone. Le gaz sulfureux , le gaz ammoniac , le gaz acide carbonique et le protoxyde d'azote commencent à être plus compressibles que l'air, dès que leur volume est réduit au tiers ou au quart. Le gaz hydrogène protocarbuné ne se liquélie pas sous la pression de 100 atmosphères, la température étant de 8 ou ic, et ils ont une compressibilité sensiblement plus grande iiue celle de l'air.

LOI UE SOLUBILITÉ. ^OyCS .SOLUDILITK.

LOIS DE KEPLEB. Cos lois, qui régissent le mouvement des planètes , sont au nombre de Irois. lin voici l'énoncé : 1° Les planètes, dans leur mouvement aLiluur du .soleil, dècrivoat des ellipses dont l'un des foyers est occupé par le soleiL Cette loi se trouve indi(iuéedans le célèbre ouvrage de Kepler : A'oca t'Iiijsicu cœlestis, traditacouimcatariis de Stella Martis , 1G09. 2° Les carrés des temps périodiques des planètes .sont comme les cubes de leurs distances à leur astre central. Cette loi fut décou\ erte ea luis. ( Jiarnutnices, sectio V, pag. 139). 50 Les aires sont proportionnelles aux temps ; c'est-à-dire que les temps qu'une planète emploie à parcuiuir les différents arcs de son orbite sont entre eux couune les aires triangulaires dc^rites par ces arcs, et par deux lignes droites ( rayon.s vecteurs ) tirées de leurs extrémités à l'astre central.

LOIS nu MOL VE.iiE,\T. On distingue deux sortes de mouvements , le mouvement simple et le Miiiinement composé. Les lois géni-rales du mouvenuîat simple sont: 1° Tout corps une foLs mis eu mouveuient, continue à se muu\ oir dans la direction et avec le degré de vitesse qu'il a reçu, si son état n'est change par (iuel(|ue cause nouvelle. Cette loi est une conséqtuîuce de l'inertie ( f-'oijez Lnertie ). 2^ le changement qui arrive en plus ou eu moiii-s au mouvement d'un corps est toujours proportionné à la cause qui le produit. ;° Ij réaction est toujours égale à l'action ou à lu compression. Les lois du mouvement compose peuvent toutes se réduire à une seule, dont voici l'énoncé : Quand un corps est sollicité au mouvement par plusieurs puissances agissant eu même temps et selon différentes directions, ou il demeure en équilibre, ou bien il prend un mouvement qui suit le rapnort des puis-

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sanccs entre elles pour la vitesse ; et 11 reçoit une direction moyenne entre celles des puissances auxquelles il obéit.

LO.\<;iTi;Dt. Distance du méridien d'un lieu au preuiicr méridien. La longitude d'un lieu se mesure par l'arc de l'équateur ou de l'un de ses parallèles, compris entre le premier méridien et le méridien du lieu dont on clierche la longitude. On compte pour notre Kiobe 3G0 degrés de longitude. Le méridien d'où l'on commence à compter les longitudes est de pure convention. Aussi toutes les nations ne le font-elles pas passer par le même lieu. Ainsi, pour les Français, le premier degré de longitude passe par l'observatoire de Paris, pour les .\nglais par Greenwicli, pour les Allemands par l'i le de Fer, etc. Pour déterminer la longitude, il s'agit de savoir quelle licure il est à l'endroit ou l'on se trouve , et en même temps quelle heure il est à nn autre lieu dont la longitude est connue, par exemple , à Paris. Par là on connaîtra le degré de longitude du lieu où l'on est; car la longitude est la différence qui se trouve entre ces deux lu'ures. Les observations des éclipses des satellites de Jupiter, surtout du premier, sont un moyen sur de résoudre ce problème pour l'observateur placé sur le continent. Mais il n'eu est pas de même sur mer, où l'observateur ne peut pas, à cause du mouvement du vaisseau, se servir de grandes lunettes, qui sont cepen- «lant nécessaires pour observer ces éclipses, l'oiir savoir a tout moment , en mer, quelle heure il est , par exemple , à Paris , le navigateur n'aurait besoin que d'une montre assez bien réglée, pour ne pas varier de plusde sou; minutes dans le cours d'un long voyage : U n'est pas dilUcile de trouver l'heure qu'il est liur un vaisseau, en observant Ui hauteur du soleil, ou d'une étoile. Ij «iifférence entre ces deux heures donnerait la distance du méridien du vaisseau au méridien de Paris , et par conséquent la longitude du vaisseau. Les plus habiles horlogers ont donc travaillé à construire des montres marines susceptibles de Fexactitude requise.

lOtPF.. ^"oye; MicRoscorE simple.

LtMiKKE. La lumière, dont la nature est indélinissable , est une des plus importantes cpicstions de la physique , de la physiologie e* même de la philosophie. Ce qui produit en nous la sensation de lumière, est-ce nn objet réellement existant en dehors de nous , ou bien n'est-ce qu'une manière d'être du nerf optique, de l'appareil de la vue, de même que le son ne serait qu'une manière d'être de l'appareil de l'ouïe ? Ce qu'il y a de certain , c'est qu'une simple irritation du nerf optique suffit pour produire la sensation de lumière, même dans les plus profondes ténèbres, et qu'il en est de même pour le sens de l'ouïe. Quoi qu'il en soit , nous ne considérerons ici la lumière que sous le point de vue purement piiysique.

SHivant Newton et ses partisans, la lu-

LUM

mière cai une substance matérielle émanant de tous les corps lumineux par eux-mêmes , ses molécules, extrêmement petites, se propageant avec une extrême rapidité et en ligne droite, produisent sur le nerf optique la sensation de lumière. C'est là la iÂeor/'e de l'émission. Bien des pliénomênes ont été parfaitement expliqués par cette théorie ; mais il y a d'autres pliénoiuènes qui ne s'accordent nullement avec elle. JV'ous eu citerons plus loin quelques exemples.

Fn voyant un rayon de lumière, tout observateur doit être animé du désir d'en connaitre la nature , de savoir comment ce rayon traverse l'immensité de l'espace, et quelles modifications il éprouve à la surface et dans l'hiférieurdes corps terrestres. Newtonprouva le premier que la lumière est de nature composée, en faisant passer un rayon de soleil à travers un prisme de verre : le rayon ainsi réfracté se décompose , et forme une image oblongue, connue sous le nom de spectre solaire, et formé de sept couleurs ( rouge, oran/ie , jaune , vert , bleu, indigo, violet |. Cette expérience si remarquable se lait de la manière suivante : On fait arriver un rayon de soleil S ( Voyez la ligure ci-dessous ) dans

une chambre obscure par une petite ouverture circulaire II , pratiquée dans le volet d'une fenêtre : si ce rayon ne rencontre aucun obstacle , il ira en droite ligne atteindre le point I) du mur, ou il présentera l'image de la lumière blanche à peu près du même diamètre que l'ouverture 11. .Mais si l'on interpose l'angle réfringent B .\ C d'un prisme de verre, de manière que le rayon solaire tombe sur la face A C du prisme et sorte par la face A B , on remarque que le rayon .se dévie de sa direction rectilignc S D, et vient former sur le point M IS' du mur une image colore^ de la largeur du diamètre de l'ouverture, mais beaucoup plus longue. L'espace V R comprend sept couleurs : violet, indigo, bleu, verl , jaune , orange , rouge. Le rayon le pln.s réfiangible ( le violet ) et le rayon le moins réfrangiblc ( le rouge ) occupent les extrémiti-s et le rayon vert le milieu du spectre solaire. L'angle [i g G est appelé déviation moyenne, et l'angle V 3 B la dispersion. La déviation et la dispersion varient avec l'angle rcfiingent BAC