d. 4d. 6'/. etc

les franges obscures à des différences :

D. — 3'/. — 5d. — 'd. etc...

Comment comprendre l'exister. ce de ces dernières dans l'hypothèse de l'émission? Quelle que soit l'inégalité des espaces parcourus par les rayons lumineux, il n'en est pas moins vrai que dès l'instant que deux rayons concourent, le prétendu choc des particules lumineuses du premier rayon s'étant ajouté au choc d autres particules lumineuses du second rayon, une clarté plus grande devrait être la conséquence de ce concours. La production d'une frange obscure dans ces conditions est donc bien évidemment incompatible avec la théorie de l'émission.

Avec le système des ondulations, au contraire, tout s'explique. Le rayon lumineux, cette fois, est constitué, nous le savons, par un mouvement ondulatoire de l'éther. Or, si les deux rayons réfléchis par les miroirs se rencontrent au point où la molécule d'éther qu'ils ébranlent l'un et l'autre est sollicitée par eux .H se mouvoir dans le même sens, la vitesse de cette molécule est égale îi la somme des vitesses individuelles que possèdent les deux rayons, elle est donc augmentée et la lumière produite devient plus intense : de là les franges brillantes. Si, au contraire, au moment du concours des doux rayons, les vitesses de l'éther provoquées par chacun d'eux sont de sens inverse, la vitesse résultante est égale à leur différence, la clarté produite est donc diminuée. Si même les deux vitesses composantes sont égales, comme elles sont de signes contraires, l'immobilité de l'éther en sera la conséquence, et alors de ta lumière ajoutée à de In lumière produira de Cotscurilé.

Cette expérience célèbre des interférences des rayons lumineux est très décisive, on le voit, en faveur du système des ondulations.

Elle a permis en outre de mesurer la longueur d'ondulation des rayons lumineux de diverses couleurs, et de constater que celle-ci varie avec l'espèce des rayons considérés. Dans tous les cas, cette longueur est très petite, comme on va le voir : Vî'i millionièmes de millimètre pour le rayon violet, «30 millionièmes de millimètre pour le rayon rouge, et elle va en croissant, d'une manière continue, depuis le violet jusqu'au rouge.

En combinant maintenant cette donnée numérique, la longueur d'onde, avec le nombre déjà indiqué plus haut pour représenter la vitesse de la lumière, on arrive à reconnaître que le nombre d'oscillations par seconde qu'exécute une molécule d'éther est véritalilement énorme, do 704 trillions quand il s'agit de la lumière violette, et de 480 trillions quand c'est la lumière rouge qui se propage.

On explique complètement, en appliquant le

calcul mathématique à l'analyse des phénomènes do diffraction, les moindres particularités que présentent les expériences. Ainsi, on rend compte des franges brillantes qui se produisent dans l'ombre géométrique produite par un écran opaque quand un faisceau lumineux rase ses bords. On se rend compte do la production d'une lumière assez vive au centre même de l'ombre portée par un disque circulaire opaque do diamètre étroit, ce qui, au premier abord, avait semblé paradoxal. Les anneaux colores des lames minces, des bulles de savon par exemple, s'expliquent encore dans la théorie des interférences en partant toujours des principes de l'hypothèse des ondulations.

VIII. Effets divers produits par les radiations des corps lumineux. — Prenons comme exemple les radiations solaires. Quand un faisceau de lumière qui provient du soleil a traversé un prisme, le spectre obtenu ne se compose pas seulement de rayons capablesd'impressionner la rétine et d'amener en nous une sensation lumineuse; il existe encore au delà du violet et en deçi du rouge des radiations spéciales que notre œil ne discerne pas, mais que dos instruments convenables ou des réactifs appropriés peuvent rendre manifestes. Au delà du violet, les radiations nouvelles dont nous parlons sont capables de décomposer certains sels haloides d'argent, l'iodure d'argent par exemple; en deçà du rouge, les rayons non lumineux qui y sont dispersés agissent sur le thermomètre et déterminent une élévation sensible de température. Aussi a-t-on été conduit tout d'abord à distinguer dans le spectre solaire trois spectres différents, se superposant en partie: un spectre calorifique empiétant d'une part sur le spectre lumineux et s'étendant de l'autre côté bien au delà du rouge ; un spectre lumineux, compris entre le rouge et le violet; et enfin un spectre chimique empiétant d'une part sur le spectre lumineux et s'étendant ensuite beaucoup plus loin que le violet. Est-ce à dire, comme quelques-uns l'ont pensé et écrit, que le soleil envoie dans l'espace trois sortes de rayons : des rayons calorifiques, des rayons lumineux et des rayons chimiques'? Non ; chaque rayon est capable, quoique à des degrés différents, de produire les trois effets; tout dépend de la nature et des propriétés du corps qui reçoit le rayon considéré et qui en subit l'influence.

La sensibilité de notre rétine est comprise entre certaines limites; elle n'est mise en jeu qu'autant que la radiation qui lui parvient a une longueur d'onde plus grande que 4'23 millionièmes de millimètre et plus petite que C20 millionièmes. Il en est de même pour notre oreille, qui ne peut être impressionnée par un son qu'autant qu'il n'est ni trop grave ni trop aigu. Rien n'empêche que la rétine de tel autre animal n'ait un degré de sensibilité autre que la nôtre et ne nerçoive, par exemple, ou des rayons ultra rouges ou des rayons ultra-violets qui laissenlnotre rétine à nous tout à fait insensible. Il faut ajouter d'ailleurs qu'il y a une autre cause, et celle-là est prépondérante, qui s'oppose elle aussi à l'impressionnabilité de notre nerf optique par l'ultra-rouge et l'ultraviolet : c'est que les milieux de l'œil, on l'a démontré, qui sont nécessairement traversés par les radiations de tout genre avant que celles-ci ne puissent frapper la rétine, ont la propriété d'absorber en grande partie les deux sortes de radiations dites obscures.

La même chose est vraie pour ce qui concerne les actions chimiques et calorifiques du spectre Polaire. L'action chimique n'est localisée ni dans le bleu, ni dans le violet, ni dans l'nltra-violet ; elle existe partout, dans le spectre obscur comme dans le spectre lumineux, mais avec une intensité très variable ; et, ici encore, l'effet obtenu est en

LUNE

relation avec l'espècp du réactif employé. Alors que l'iodurc et le bromure d'argent no sont décomposés par la radiation spectrale qu'il partir de la région voisine dos raies F, G et H jusqu'à l'extrême violet, le clilorure d'argent subit, lui, uue action très sensible à partir du rouge. En un mot, il existe un certain rapport entre la longueur d'onde du rayon capable d'agir et la nature chimique, ou mieux, le groupement moléculaire du réactif mis en jeu.

Le môme raisonnement s'applique enfin aux radiations calorifiques. Il n'y a encore, cette fois, qu'une difl'érence d'intensité d'une région h l'autre du spectre. Quand on se sert, pour disperser la lumière du soleil, d'un prisme de sel gemme qui laisse passer également les rayons calorifiques de toute longueur d'onde, et qu'on promène ensuite dans toute l'étendue de ce spectre un thermomètre sensible, on constate que la température va en croissant du violet au rouge ; que l'accroissement continue au delà du rouge dans la partie obscure, jusqu'il une petite distance ; et qu'à partir de ce maximum, elle décroît de plus en plus à mesure qu'on s'écarte davantage de la portion lumineuse. — Ajoutons qu'on a pu constater dans l'ultrarouge et l'ultra-violet des solutions de continuité, des raies analogues aux lignes obscures du spectre lumineux.

IX. Pliospliorescence. — Signalons enfin une propriété très curieuse, manifestée par quelques corps : certains sulfures alcalins ou alcalins terreux.' les écailles d'huîtres calcinées, le bois pourri, etc.; ces 'corps sont dits phosphorescents. Quand ils ont subi une insolation prolongée, ils sont capables de constituer par eux-mêmes une véritable source de lumière et de répandre une lueur dans l'obscurité. Seulement il est remarquable que la lumière propre qu'ils émettent dans cette circonstance correspond toujpurs à une longueur d'onde plus grande que celle qui appartenait aux rayons excitateurs. En général, du reste, une radiation est d'autant plus propre à provoquer la phosphorescence dans un corps qu'elle est plus réfrangible ou, si l'on veut, que sa longueur d'onde est plus faible. Les rayons ultra-violets en général exercent, dans ce sens, une action plus énergique que les autres radiations.

La durée de la phosphorescence dans les corps est du reste très variable selon leur nature et leur état moléculaire. Elle persiste plusieurs heures dans le sulfure de strontium, une demi-seconde dans le spath calcaire; j^ de seconde dans le verre d'urace ; j^jôô "^^ seconde dans une solution de sulfate acide de quinine. En outre ce dernier corps prend une coloration d'un très beau bleu quand on le place dans la région ultra-violette du spectre. Un effet du môme genre est encore manifesté par quelques infusions végétales et en particulier par l'écorce du marronnier d'Inde. On avait donné à ces dernières substances le nom de substances fluorescentes à raison de cette propriété spéciale, mais, en réalité, la fluorescence n'est qu'un cas particulier de la phosphorescence. 11 n'y a pas lieu d'établir entre les deux ordres de phénomènes une distinction fondamentale. [A. Boutan.] LUNE. — Cosmographie, V. — La lune est certainement pour nous, après le soleil, le plus important des corps célestes de notre système. Sa proximité de la terre permet aux observateurs d'étudier en détail les accidents de sa surface, et sa constitution physique; les particularités de son mouvement de circulation autour de la terre sont, par la raison même de sa faible distance, extrêmement sensibles aux procodés de mesure astronomiques ; il en résulte, il est vrai, pour la théorie

de ces mouvements et des inégalités qu'ils présentent, des difficultés considérables : la théorie de la lune estainsi la plus difficile, la plus compliquée, mais, par cela môme, c'est la plus intéressante delà mécanique céleste ; aussi a-t-elle été pour cette science l'occasion d'importants progrès.

Mais à ces considérations d'ordre scientifique, se joignent d'autres motifs d'intérêt que tout le monde peut aisément comprendre. C'est l'action de la masse de la lune, combinée avec celle du soleil, qui produit les oscillations périodiques de la mer, les marées'. Une influence analogue, mais beaucoup plus faible, s'exerce sur les couches de l'atmosphère. Les préjugés très enracinés du public donnent à la lune, h son influence sur les changements de temps, les vents et les pluies, une importance bien autrement grande que celle qu'ont pu constater les observations scientifiques. Mais ces croyances exagérées, presque universellement répandues, sont elles-mêmes une preuve de l'intérêt qui s'attache à tout ce qui regarde notre satellite.

Nous croyons donc devoir décrire, avec quelques détails, les phénomènes lunaires, en laissant de coté les éclipses et les murées qui sont l'objet d'articles spéciaux dans ce Dictionnaire.

Mnuvernettl de t) arislation de la lune autour de ta terre. — Deux phénomènes, accessibles l'un et l'autre à l'observation vulgaire, démontrent la réalité du mouvement de circulation de la lune autour du centre de gravité de notre globe.

L'un consiste dans les phases ou apparences lumineuses présentées par le disque lunaire, et qui sont la conséquence des positions successives que le globe de la lune occupe relativement à la terre et au soleil. Quand la lune a la même longitude que ce dernier astre, c'est-à-dire quand leurs centres sont dans un même plan perpendiculaire à l'écliptique (fig. I), notre satellite tourne vers nous son hémisphère obscur : la lune est nouvelle ou en coijoiiction; elle est invisible. Si sa latitude était en même temps nulle ou inférieure à r environ, il y aurait éclipse totale ou partielle du soleil.

A partir de ce moment, la lune s'éloigne en apparence du soleil ; la différence de longitude des deux astres va en augmentant ; quand, après un intervalle de sept à huit jours, elle atteint ItO", la lune est au premier quartier ; la moitié de son disque se trouve éclairée, et dans l'intervalle la phase lumineuse, qui a commencé par un mince croissant, a été en augmentant d'une manière insensible. La Lune est alors en qundrnture. EUepasse septou huit joursplus tarde» opposifion, et alors la différence des longitudes de la lune et du soleil est de 180°. La lune montre son disque entièrement éclairé: c'est la pleine lune; c'est aussi l'époque où ont lieu les éclipses de lune, partielles ou totales. Puis, après une période encore égale, on arrive au dernier quartier (différ rence de longitude de 270°) ; le disque est éclairé à moitié sur son côté occidental. Enfin, au bout d'un intervalle de huit jours, la phase se réduit à un croissant de plus en plus mince, pour disparaître tout à fait : on retombe sur la conjonction ou nouvelle lune.

Ces apparences ou phases s'expliquent de la façon la plus simple par le mouvement de la lune autour de la terre, dans le sens de l'occident à l'orient. Un coup d'oeil jeté sur la figure 1, qui présente notre satellite dans ses priticipales positions sur soii orbite, suffira pour montrer comment les phases lunaires sont liées à ces positions. La période comprise entre deux conjonctions ou deux phases semblables est de 29 jours 12 heures 41 minutes 3 secondes. C'est ce qu'on nomme la révolution s\innitique.

Le second phénomène intimement lié au

LUNE

rpliases et révélant comme celles-ci le mouvement de la lune, est le mouvement apparent qu'elle

•décrit d'un jour à l'autre sur la voûte céleste, et en vertu duquel elle parcourt successivement toutes

lui-même, mais avec une vitesse à peu près treize fois aussi grande. Le soleil chaque jour s'avance d'à peu près 1» vers l'orient; le mouvement moyen diurne de la lune est de 13° 10'; de sorte que son

ies constellations, dans le même sens que le soleil I passage au méridien retarde chaque jour d'envi-

Fig. 1. — Orbite de la Lune. —Principales phases.

TOn 50 minutes. En 57 jours 7 heures 43 minutes 1 tater. En notant, à un moment donné, sa distance 11 secondes 5, elle est revenue à son point de dé- ! à une étoile, on voit, une ou deux heures après, part, et la durée de cette période est celle de sa ] cette distance augmentée ou diminuée selon la porévolution sidérale. Dans le cours d'une nuit, ce ; sition du disque i 1 orient ou à I occident de 1 e- •mouvement apparent de la lune est facile à cens- I toile.

Fig. 2. — Révolution synodique et révolution sidérale.

A quoi tient la dififérence d'environ 2 jours 5 heures que l'on constate entre la révolution synodique de la lune et sa révolution sidérale? Pourquoi la lune met-elle plus de temps à revenir au soleil qu'à une étoile donnée?

Il est aisé de se rendre compte de cette différence, si l'on réfléchit que la terre tourne autour du soleil, pendant que la lune tourne ellc-mùme autour de la terre. La lune étant nouvelle en L (flg. 2), c'est que la ligne TL passe par le soleil ; quand

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cette ligne sera, après une révolution complète autour du centre de la terre T, revenue on T'L' parallèle à sa position première, la révolvlion sidérale sera accomplie ; pour nous, le centre de la lune correspondra au même point du ciel, à la même étoile. Mais la lune ne sera pas encore en conjonction ; co n'est qu'après un intervalle nouveau de î jours i heures que, la terre étant en T" et la lune en L", la ligne T"L" passera de nouveau par le soleil, ou que, du moins, les deux astres auront même longitude.

L'orbite de la lune autour du centre de gravité de la terre considérée comme immobile est une courbe dont le plan ne coïncide pas avec le plan de l'orbite terrestre. Son inclinaison sur ce dernier est égale, en moyenne, i 5" 8' 48". A chacune de ses révolutions, la lune coupe donc deux fois l'écliptique : co sont ces points qu'on nomme les nœuds; l'un d'eux est le nœud a^'ora(/an/, parce qu'il se rapporte au passage de la lune de l'hémisphère austral dans l'hémisplière boréal; l'autre est le nœud ilesi'endant. C'est quand la lune est dans le voisinage d'un de ces nœuds ou à ce nœud même qu'ont lieu les phénomènes des éclipses, parce qu'alors seulement le soleil, la terre et la lune peuvent avoir leurs centres ou au moins une partie de leurs points en ligne droite; et c'est par cette raison que le plan de l'orbite de la terre a été nommé édiptique; il faut que la lune soit dans ce plan pour qu'il y ait éclipse. Seulement la condition n'est pas suffisante : il faut encore que la

lune se trouve à l'une des syzygies, c'est-à-direà l'opposition ou à la conjonction.

Les nœuds de la lune ne conservent pas la même position d'une révolution à l'autre; ils rétrogradent, c'est-à dire marchent en sens inverse du mouvement d(' la lune. Ils accomplissent un tour entier dans une période de 18 ans 2/3 environ. C'est dans une période un peu différente, de 18 ans 1 1 jours, que le soleil, la lune et la terre se retrouvent dans une position identique, et qu'alors les éclipses qui ont eu lieu dans la période antérieure se reproduisent à peu de chose près les munies.

Quelle est la forme de l'orbite lunaire? En mesurant jour parjourles dimensions apparentes du disque de la lune, on trouve qu'elles varient d'une façon continue entre deux limites extrêmes, ce qui prouve que la distance de la terre i son satellite varie "en sens inverse des dimensions du disque. L'orbite n'est donc pas circulaire. C'est en effet une ellipse, courbe ovale dont le centre de la terre occupe un foyer, et dont le grand axe ne conserve pas dans l'espace une position invariable. La lune est au jiériijée, quand elle occupe l'extrémité de l'axe la plus voisine de nous; elle est à ['apogée, lorsqu'elle se trouve à l'autre extrémité.

Quand nous disons l'orbite lunaire, nous entendons parler de la ligne que la lune trace à chacune de ses révolutions, dans l'hypothèse de l'immobilité de la terre. C'est cette courbe qui est affectée, dans SCS éléments, d'une série d'inégalités ou perturbations dont nous n'avons pas k parler

Fig. 3. — La Terre et la Lune, dans leurs i

ici, et dont s'occupent les astronomes qui étudient la théorie de la lune. Mais, en réalité, puisque la terre se meut autour du soleil, en même temps que son satellite gravite autour d'elle, la courbe que trace la lune dans l'espace est fort compliquée; c'est une suite de courbes sinueuses de forme cycloidale, présentant leur concavité au soleil.

Quel est le rapport des distances de la terre à la Itine et au soleil, ou si l'on préfère, quelle est la distance de la terre h la lune, mesurée en rayons du globe terrestre? C'est un problème qui a été résolu approximativement par les anciens, mais dont le calcul exact, avec Ifes procédés de mesure de la science moderne n'offre pas de difficulté sérieuse. On a trouvé le nombre 60.273, c'està-dire que le centre de la lune, k sa distance moyenne de la terre, et le centre de notre globe sont séparés par un intervalle d'un peu plus de 60 rayons équatoriaux terrestres et 1/4. C'est environ 384 500 kilomètres, ou 90 125 lieues. A l'apogée, la distance de la lune est plus grande, et au périgée, plus petite ; la différence, en chacun de ces cas, est des 55 millièmes de la distance moyenne : c'est ce dernier nombre qui exprime la valeur de l'excentricité de l'orbite lunaire. Il s'agit ici des distances des centres : si l'on voulait obtenir les distances des points les plus rapprochés des surfaces des deux astres, il faudrait ôter, des nombres cités, la somme des rayons de la lune et de la terre, soit environ 8 120 kilomètres.

La figure .3 représente la distance de la lune a la terre en proportion exacte avec les rayons des deux astres. 11 est bon de rappeler qu'il" y a environ 23 200 rayons terrestres de la terre au

;ais rapports de dimensions et de distance.

soleil, d'où il suit que la distance du soleil est environ 385 fois plus grande qoe celle de la lune.

En rappelant ces données d'astronomie, le professeur pourra, à l'aide de comparaisons familières, essayer de les graver dans la mémoire des enfants. Par exemple il leur fera calculer le temps que mettrait un train express de chemin de fer établi entre la terre et la lune : ils ne trouveraient guère moins de 300 jours; un boulet de canon, conservant sa vitesse initiale de 500 mètres par seconde, mettrait environ 8 jours 5 heures à franchir la même distance. Enfin, le môme projectile mettrait près de 10 années pour arriver au soleil.

Dimensions de la lime. — La distance de notre satellite étant connue, un calcul très simple permet, d'après ses diinensions apparentes (31' 8" ou à peu do chose près le diaitiètre apparent du soleil), de calculer ses dimensions réelles. Son diamètre est égal à 0.273 rapporté au diamètre équatorial de notre globe ; c'est un peu plus du quart. En considérant la terre et la lune comme sphériques, on trouve, pour la surface de notre satellite, le treizième environ de la surface terrestre; pour son volume, entre le 49' et le 50" ;fig. 4).

Traduisons en unités kilométriques ces nombres relatifs. Le rayon de la lune mesure 1 740 kilom., soit 435 lieues ; son diamètre, 3 480 kilom. ou 870 lieues. Enfin sa surface évaluée en kilomètres carrés donne le nombre approché 38 000 000 : c'est près de 4 fois la superficie du continent européen, un peu moins que celle de l'Asie; c'est un excès de fi millions sur la surface du continent africain.

Mouvement de rotation île la lune. — La lune, comme tous les corps célestes de notre monde solaire, est soumise, dans son mouvement de trans-

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lation circumterrestre, aux lois de Kepler, ou plus jusiement aux lois de la gravilatioi). A-t-elle, comme tous ces astres, un mouvement de rotation sur elle-même? C'est ce que l'examen de sa surface permet de décider, même sans qu'il soit besoin de faire usage de télescopes. Les taclies du soleil, celles qu'on aperçoit sur Mars, sur Jupiter, ont permis, par l'étude de leurs déplacements apparents, de leurs retours à la surface des disques, de constater et les mouvements de rotation, et leurs directions et leurs durées.

En examinant les taches de la lune, on ne tarde pas à être frappé, comme le furent les astronomes anciens, de leur fixité relative. La lune semble présenter toujours les mêmes taches, dans des positions identiques, relativement à la terre : c'est, en un mot, toujours la même face (ou h peu près) qu'elle nous montre. En fant-il conclure, comme on le fait souvent avant d'y réfléchir, que le globe lunaire n'a pas de mouvement de rotation? Tout au contraire. En effet, un corps est dépourvu de mouvement de rotation, lorsque, quel que soit son mouvement de translation dans l'espace, ce sont toujours les mômes points de sa surface qu'il présenterait à un observateur supposé lui-même immobile et placé à une distance suffisamment

grande. Il tourne au contraire, si ces divers pointa sont successivement présentés à tous les points d'une circonférence qui l'ejiveloppe. Or, la lune est dans ce dernier cas, par le fait de son mouvement de circulation autour de la terre ; l'une quelconque des taches i|u'elle nous présente sans cesse est donc successivement tournée vers des points différents de l'espace, et cette circonstance particulière de la permanence qui caractérise la face dirigée vers nous ne prouve qu'une chose, à savoir que la durée de son mouvement de rotation est précisément égale à la durée de son mouvement de révolution. Son jour sidéral est de 27 jours 12 heures, son jour solaire est de 29 jours 5 heures.

L'axe de rotation de la lune est presque perpendiculaire à l'écliptique, de sorte que, quand elle est à ses nœuds, c'est-à-dire dans l'écliptique, on aperçoit également de la terre le pôle boréal et le pôle austral de notre satellite ; mais quand elle s'éloigne des nœuds, et atteint sa plus grande élévation au-dessus ou au-dessous de l'écliptique, c'est-i-dire sa latitude maxima, c'est l'un ou l'autre des pôles qui se trouve invisible de la terre, tandis que l'on aperçoit au delà de l'autre pôle une certaine zone de la surface lunaire. Cette oscillatioa

des taches lunaires du nord au sud est ce qu'on nomme la lil^ration en latitn.ie. Il y a aussi une libration en Imgitude, due à l'inégalité de vitesse de la lune sur son orbite, et à l'inégalité qui en résulte dans les angles de rotKtion et de translation. Enfin, la lihroiion diio-ne consiste en ce que, dans le meuvement qui fait passer la lune de l'horizon au méridien à son point le plus élevé, ce n'est pas le même point de la surface lunaire qui occupe le centre du disque : ce ne sont pas identiquement les mêmes régions qui sont en vue aux divers instants de la trajectoire diurne.

De toutes ces oscillations optiques il résulte, en définitive, que de la terre on voit plus de la moitié de la surface de la lune. D'après Béer et Mœdier, 576 parties sur lOnO sont accessibles à l'observation. Voyons maintenant ce que donne l'observation sur l'aspect du disque ou de la surface do notre satellite.

Consiilution orographique et physique de la lune. — Vu à l'œil nu, le disque lunaire est parsemé de taches sombres ou gris.itres sur un fond lumineux blanchâtre, et d'un plus petit nombre de J,aches blanches, plus brillantes que le fond. Les contours en sont assez nets pour qu'on distingue et reconnaisse aisément les diverses régions de la surface tournées vers nous. Ce premier examen suffit, comme on l'a dit plus haut, à constater

lODs comparées.

que la lune tourne toujours la même face vers la terre.

Avec une lunette d'une faible puissance, la configuration des grandes taches devient très nette, et l'on peut en tracer tous les contours. C'est dans la moitié supérieure ou boréale qu'existent les plus grandes taches grisâtres; la moitié inférieure ou australe est presque entièrement lumineuse et blanche, sauf vers la partie orientale où les taches sombres descendent plus loin vers le sud. On donne généralement le nom de mers aux taches grisâtres, bien que certainement ce ne soient pas des agglomérations liquides.

En examinant la surface de la lune au télescope, on voit aussitôt que, dans toutes les parties de la surface, existent une multitude de cavités des dimensions les plus variées, mais qui toutes affectent la forme circulaire ovale, cette dernière forme étant d'autant plus allongée qu'on approche plus du bord du disque. Ces cavités sont toutes limitées par des bords en relief, des sortes de remparts dont les ombres portées soit à l'intérieur, soit à l'extérieur, indiquent nettement qu'il s'agit généralement d'ouvertures pareilles aux cratères de nos volcans terrestres (Hg. 5). Dans loutes, la profondeur interne surpasse de beaucoup l'élévation extérieure.

Les cratères lunaires sont beaucoup plus nom-

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breiu dans les parties lumineuses du disque que dans les taclies sombres ou mers. Il est à remarquer, en outre, que ces dernières elles-mêmes ont généralement la forme circulaire, et que leurs bords forment aussi dos saillies prononcées, mais interrompues et décliiquetées. L'intérieur des mers est donc plus uni, comme si le sol avait été comblé par des alluvions ; c'est la région des plaines, par opposition aux parties blancliâtres du disque qui forment la région montagneuse.

Tous CCS détails, que le télescope montre avec netteté dans toutes les phases, sont admirablement accusés lorsque la lune n'estque partiellementéclairée. Au premier ou au dernier quartier par exemple (fig. G), les bords de la ligne de séparation de la lumière ou do l'ombre sont comme dentelés, et l'on y voit avec évidence la structure cratériforme de presque tons les accidents du sol. Les bords

de certains cratères apparaissent seuls éclairés sur la limite de l'ombre, et, dans l'ombre nuMiie, on aperçoit des points lumineux qui ne sont autres que les sommets de montagnes que le soleil éclaire les premiers avant le lever, ou les derniers après le coucher du soleil sur la lune.

Outre les cirques ou cratères que nous venons de décrire, la lune offre encore des montagnes isolées ou pics, et un certain nombre de chaînes ayant quelque analogie avec les chaînes de montagnes terrestres. Les pics se trouvent assez souvent situés au centre ou tout au moins à l'inlérieur des cirques. Quant aux chaînes, la plupart bordent les grandes taches grisâtres appelées mers, et il y a toute apparence que ce ne sont autre chose que les remparts en partie détruits de ces anciennes circonvallations.

Lu fiirnie circulaire de la grande majorité dos

montagnes de la lune les a fait, dès le début des observations télescopiques , considérer comme ayant une origine volcanique on éruptive. Peut-on les assimiler en effet aux formations volcaniques terrestres? Une assimilation complète parait difficile, quand on songe aux dimensions énormes d'une grande partie des cirques. Ce qui est probable, c'est que leur formation est due à l'action des forces internes ([ui, s'exerçant sur l'écorce du globe lunaire alors que celui-ci était nouvellement solidifié, brisèrent cette écorce suivant les lignes de moindre résistance, c'est-à-dire suivant des petits cercles de la sphère, et formèrent, par soulèvement, les remparts en partie disloqués aujourd'hui qui simulent des chaînes de montagnes. Plus tard, par le fait d'une consolidation plus complète de l'écorce, et aussi par l'affaiblissement de la force expansive des gaz intérieurs , de nouveaux soulèvements eurent lieu, et cela sur une échelle progressivement décroissante, jusqu'aux plus petits cratères qui criblent, pour ainsi

dire, la surface de certaines régions lunaires.

Un mot sur les dimensions des cirques. Les plus grands atteignent en diamètre des dizaines, des centaines de kilomètres. Le cratère Schickardt mesure d'un bord h l'autre 25G kilomètres. Platon, Ptolémée, Hipparque, (Copernic, Tycho sont des cirques qui ont depuis ISO jusqu'à 90 kilomètres de diamètre. Les plus petits cratères ont ii peine un kilomètre. Quant aux hauteurs dos montagnes, chaînes, remparts des cirques, pics isolés, elles sont également considérables. Les remparts du cratère iVewlon dominent le fond intérieur de plus de 7001) mètres. Clavius, Casatus, les monts Dœrfel et Leibnitz mesurent de "000 à 7500 mètres d'altitude ; Tycho a 51:00 mètres, et Eratosthènes, 4S00. Ces hauteurs sont, relativement aux dimensions du globe lunaire, plus grandes c|ue celles des montagnes de la terre les plus élevées.

Tels sont, en négligeant des particularités fort curieuses, les caractères de l'orographie de la

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lune. Il nous reste, pour achever de donner une idée de sa constitution pliysique, à transcrire quelques données astronomiques et météorologiques. D'après les calculs les plus récents, la masse de la lune est égale à la 81' partie de la masse de la terre : c'est une quantité environ 26 millions de fois plus petite que la masse du soleil. Quant à sa densité, elle surpasse un peu les G dixièmes de la densité de notre globe. Rapportée à l'eau, elle est égale à 3.30; c'est la densité de plusieurs minéraux de la croûte terrestre, et aussi des météorites du type commun. A la surface de la lune, l'inteiibité de la pesanteur n'est que le sixième

environ de l'intensité de la pesanteur à la surface de la terre.

Le mouvement de rotation de la lune, combiné avec celui de translation autour de la terre, détermine à sa surface les mêmes phénomènes de jour et de nuit que nous avons ici. Mais la durée en est considérablement plus grande. Dans les régions équatoriales de la lune, le jour dure 3,S4 heures environ, et à cette journée si longue succède une nuit de même durée.

Pour se faire une idée exacte des effets qu'une aussi longue présence et une pareille absence des rayons solaires sur un même horizon doivent

produire à la surface de notre satellite, il faut y joindre cette circonstance, que la lune n'a point d atmosphère et pas d'eau, et qu'ainsi les rayons de lumière et df clialeur n'ont eu à traverser, quand ils frappent le sol, aucun milieu absorbant, gazeux ou vaporeux. Pendant la nuit, le rayonnement s'effectue donc dans les espaces célestes avec une intensité extrême. A la chaleur directe de près de quinze jours d'un soleil ardent, succède le froid d'une longue nuit absolument sereiiie.

La lune est, en effet, comme nous venons de le dire, privée d'atmosphère, comme le prouve l'absence de toute réfraction observable, lorsque les

étoiles, par l'effet du mouvement diurne, sont occultées par son disque. Cette preuve négative indique tout au moins que l'atmosphère lunaire, si elle existe en effet, est d'une rareté excessive.

Quant à l'absence d'eau, elle résulte de la parfaite netteté avec laquelle tous les détails de la surface s'observent do la terre. S'il y avait de 1 eau, rivières, lacs ou mers, la faiblesse ou la nullité de la pression atmosphérique en rendrait la vaporisation très facile , des nuages se formeraient et en quelques points absorberaient la lumière, masqueraient de taches plus brillantes ou plus sombres, suivant les cas, les accidents si

LUNE