LOUIS-PHILIPPE

forcé de se retirer. La situation extérieure devenait chaque jour plus menaçante; la Pologne soulevée contre les Russes faisait à la France des appels désespérés auxquels le gouvernement fermait l'oreille, mais qui passionnaient l'opinion publique; la Belgique insurgée contre les Hollandais offrait au second fils de Louis-Philippe, le duc de Nemours, une couronne que le roi se voyait contraint de refuser ; l'Autriche profitait des troubles des Etats Romains pour occuper toute l'Italie centrale: il n'était pas jusqu'au tyran du Portugal, don Miguel, qui ne se crût le droit d'insulter la France impunément.

L'énergie d'un grand ministre, Casimir Périer, comprima pendant quelque temps les agitations socialistes(insurrectiondeLyon,en novembre 183 1) ou légitimistes, arrêta les Autrichiens en faisant occuper Aucune par les troupes françaises, vengea l'honneur français à Lisbonne, et sauva l'indépendance de la Belgique, dont le roi, Léopold de Saxe-Cobourg, venait d'épouser une fille de Louis- Philippe, en y envoyant une armée française qui devait, à la fin de l'année 1832 t23 décembre), décider la défaite de la Hollande par la prise de la citadelle d'Anvers.

La mon de Casimir Périer, emporté par le choléra (16 mai 18:5;'), amena l'une des crises les plus redoutables qu'ait eu à traverser le gouvernement de Louis-Philippe : les légitimistes, animes par la présence de la duchesse de Berry, essayèrent de soulever la Vendée, les républicains profitèrent des funérailles du général Lamarque pour tenter à Paris un coup de main qui aboutit aux sanglantes journées des 5 et G juin < 8 ■'. v . Vigoureusement réprimée, l'insurrection républicaine se renouvela à Lyon (!) avril 1834) et ensanglanta de nouveau les rues de Paris, le 13 et le 14 avril 1834. En môme temps les attentats se succédaient contre la vie du roi, qui n'échappa que par une sorte de miracle à la machine infernale de Fieschi ('1$ juillet i835). Ces tentatives criminelles eurent pour effet d'affermir à l'intérieur le gouvernement deLouis-Philippeenexcitant l'indignation du paya et en épouvantant l'opposition elle-même : aux troubles de la rue succède le travail lent et ignoré des sociétés secrètes, et la tranquillité apparente ne sera plus troublée jusqu'en 184S que par de nouveaux attentats contre la vie du r ii (deux eu 1836, un en 184", deux en IS4C), l'échauffourée républicaine du I? mai i8t9, et les folles aventures de 1 héritier des Bonaparte, le prince Louis Napoléon, à Strasbourg en 18o(> et à Boulogoe en 1840.

Mais les embarras extérieurs, un moment conjurés par la politique énergique de Casimir Périer, renaissent après sa mort. Dans l'Europe méridionale, deux représentants de la monarchie de droit divin, don Carlos en Espagne et don Miguel en Portugal, disputent le trône à Isabelle II, fille du roi Ferdinand VII, et à dona Maria, fille de don Pe lro, qui représentent la monarchie consiitutionre le. En Orient, un ami de la France, Méhémet- Ali, vice-roi d'Egypte, 3e soulevait contre son suzerain le sultan de Constantinople et menaçait de précipiter la ruine de l'empire turc. L'extension de -a puissance excitait les ombrages de l'Angleterre, et fournissait à la Russie l'occasion d'offrir ou d'imposer sa protection au sultan. Tout en partageant les sympathies qu'on accordait géué ralement on I rance au réformateur de l'Egypte et à la cause constitutionnelle dans la Péninsule, Louis-Philippe redoutait toute intervention trop active dans les affaires do l'Espagne ou dans la question d'Orient. Les événements lui donnèrent raison en Espagne et en Portugal, où la cause d'Isabelle II et celle de dona Maria triomphèrent sans que la France eût à intervenir directement. En môme temps de br.llants faits d'arme eu

Algérie (prise de Constantine, 1837 ! expédition des Portes de fer, 1839) et au Mexique (prise du fort Saint-Jean d'Ulloa, 1838) flattaient sans danger de complications européennes l'amour-propre national, et rendaient populaires les noms des fils du roi, le duc d'Orléans, le duc d'Aumale et le prince de Joinville. Mais la question d'Orient faillit compromettre toute l'œuvre politique de Louis- Philippe en réveillant des rivalités et des défiances endormies par la modération qui était la règle de sa conduite.

En 1839, Méhémet-Ali reprit les armes contre la Turquie que des défaites sanglantes et la mort du sultan Mahmoud parurent un moment mettre à sa discrétion. L'Angleterre et la Russie se rapprochèrent pour empêcher la destruction de l'empire ottoman, et entraînèrent la Prusse et l'Autriche dans une entente dont la France fut exclue (traité de Londres, là juillet 1840), et qui avait pour but de réduire Méhémet-Ali à l'E gypte.

M. Thiers, président du conseil depuis le 1er mars 1840, répondit à cette menace de coalition par des mesures belliqueuses; l'effectif de l'armée fut augmenté, les fortifications de Paris décrétées ; le sentiment national se prononçait avec une vivacité que le gouvernement encourageait : le retour des cendres de Napoléon, que le prince de Join ville ramenait de Sainte- Hélène, r ■ veillait les souvenirs guerriers de l'empire. Un moment on put croire à une guerre générale ; mais la France n'était pas prête ; Louis Philippe recula devant une responsabilité aussi grave : M. Thiers dut faire place a. M. Guizot (:29 octobre 1840), et la France accéda à la convention du 1 ! juillet 1841, qui laissait l'Egypte à Méhémet-Ali et rétablissait la paix en Orient.

Les hésitations de la poFtique française et l'échec qu'elle avait subi devaient laisser des traces profondes dans les esprits ; c'est une des principales causes des accusations si souvent répétées contre la faiblesse de la politique extérieure sous le gouvernement de juillet.

A partir de 840, le principal conseiller de Louis-Philippe est M. Guizot, le chef du parti conservateur, qui se maintiendra au pouvoir jusqu'en 1S4S.

Au dehors nos généraux poursuivent la conquête de l'Algérie. Nitre adversaire le plus redoutable, Abd el-Kader, téussit à entraîner dans son parti le sultan du Maroc La victoire du maréchal Bugeaud sur les bords de l'isly force le Maroc à la paix, et Abd-el-Kader, après avoir prolongé la lutte pendant trois ans, est fait prisonnier en 1847. La politique européenne du ministère Guizot. prudente et que l'opposition accusait d'être timide (affaires de Taïii, 1843-44, l'indemnité Pritchard, i84i), ne montra de hardiesse que dans une question où la famille royale pouvait paraître plus intéressée que le pays. Après une négociation laborieuse et malgré l'opposition de l'Angleterre, Louis-Philippe réussit à décider (oct. 1 ï40; le double mariage do son plus jeune fils, le duc de Montpcnsier. avec la sœur .le la reine Isabelle d'Espagne, et de la reine ellemême avec un prince espagnol, neveu ae Ferdinand VII, don François d'Assise. Les mariages espagnols portai nt une grave atteinte à l'alliance anglaise ménagée ju que-là avec un soin si jaloux.

Mais c'était la politique intérieure qui devait entraîner la chute du ministore et celle de la monarchie de juillet. Eu l*#î I i juillet; la mort de l'héritier du trône, le duc d Orléans, victime d'un accident de voiture et qui laissait un fils de quatre^ ans, ih comte de l'aris av.it ranimé par la perspective d'une régence les espérances des partis Jiootiles à la dynastie. Lus légiliiuisieii ic-ouiuiwU-

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çaî( nileurs manifestations, découragées depuis in '2 par le triste résultat de l'aventura de U duchesse de lîerry; les républicains, tout en renonçant aux émeutes, n'avaient pas désarmé; les sociétés secrètes se multipliaient ; le socialisme recrutait de nombreux adhérents parmi les populations ouvrières; la bourgeoisie éclairée commençait à se lasser d'un système politique qui remettait le gouvernement du pays entre les mains d'une minorité dont le seul titre était un certain chiffre de fortune et de cens électoral. Dès 1842 on avait proposé dadjoindre aux électeurs censitaires un certain nombre de citoyens qui donneraient des garanties de capacité aussi respectables au moins que les garanties pécuniaires.

Soutenu dans les Chambres par une majorité imposante, le ministère ne vit pas ou ne voulut pas voir le danger; de mauvaises récoltes vinrent aigrir le mécontentement popul.ire ; des troubles sanglants eurent lieu dans les départements du centre, des scandales éclatants qui se produisirent dans l'entourage môme de la famille royale furent habilement exploités par les adversaires de la monarchie, la réforme électorale devint le mot d'ordre de l'opposition, et dès 1847 des banquets politiques s'organisèrent dans toute la France. Un banquet projeté à Paris par l'opposition et interdit par le ministère fut le signal de la révolution de février 184S. Les troubles commencèrent le 21 février. « C'est un feu de paille, » disait Louis-Philippe. Le surlendemain le feu de paille était devenu un incendie : le roi et ses conseillers, étourdis par la rapidité des événements, ne surent se décider à temps ni pour les concessions, ni pour la résistance. Le 2» février les barricades couvraient Paris, les Tuileries étaient menacées, la Chambre envahie. Louis-Philippe abdiquait en faveur du comte de Paris, trop tard pour sauver sa dynastie, et pendant que 1 z\\vernemem provisoire proclamait la république, le roi allait chercher un asile en Angleterre, où il mourut au château de Claremont en ls,',0.

Ce règne de dix-huit ans, malgré les fautes qu'on peut reprocher à Louis-Philippe, n'avait pas été stérile pour le progrès moral et matériel de la France.

La conquête de l'Algérie, la construction de nos premières lignes de chemins de fer. les grands travaux d'utilité publique (canaux, routes, ponts, phares, etc.), la loi sur l'instruction primaire de )833, la création du musée de Versailles, les encouragements donnés aux caisses d'épargne, les adoucissements apportés aux lois pénales, enfin le respect des libertés parlementaires et de la constitution dont le gouvernement de Louis-Philippe ne s'est jamais départi, sont des titres sérieux à la reconnaissance de la postérité.

Louis-Philippe a eu huit enfants : 1° Ferdinand, duc d'Orléans, mort en 1842 ; 2° la princesse Louise, mariée à Léopold Ier, roi des lielges, morte en 1850; 3" la princesse Marie, mariée au prince de Wurtemberg et morte en 18:(9;4° le duc de Nemours ; 6° la princesse Uémentine, mariée à un prince de Saxe-Cobourg ,0° le prince de Joinville; 7° le duc d'Aumale ; 8" le duc de Montpensier. (M Pigeonneau.]

LUMIERE. — Physique, XXX. - Les objets extérieurs, quoique éloignés de nous, produisent au fond de, notre d'il, sur la rétine, uue impression particulière, distincte, de tonte autre, variable avec leur forme, leur couleur, etc. L'agent qui, servant d'intermédiairo entre ces objets «t I œil, provoque La sensation dont il vieni d être parlé porte le nom d>: lumière. L'optique est la branche de la physique qui s occupe d s phénomènes luroi nenx et des lois qui les régissent Nous vui/OTU les 'îorps, parce qu ils envoient île la lumière dans toutes les directioua et que nous sommes placés

de façon ;'• recevoir dans l'œil une portiou île la luniii.n; émise. Du reste, cette lumière peut leur appartenir en propre et alors ils sont dits lumineux par eux-mêmes (le soleil, les étoiles, une barre métallique portée à une haute température, etc.), ou bien elle leur vient d'une source étrangère, et ils ne font que la renvoyer dès qu'elle atteint leur surface, en lui imprimant une modilication plus ou moins profonde (la lune, les planètes, le sol, les arbres, une feuille de papier, etc.). Ces derniers corps sont dits simplement ècl irés; nous ne les voyons plus, dès que la source qui leur fournissait de la lumière sVt éteinte ou a disparu pour une cause quelconque.

11 y a encore une distinction à faire entre les diverses substances de la nature au point de vue de l'absorption plus ou moins complète qu'elles exercent, sur les faisceaux lumineux reçus par elles : les unes ne laissent pénétrer la lumière qu'à une très faible profondeur au-dessous de la surface qui les limite; et alors le faisceau incident est en totalité renvoyé ou absorbé; on ! s nomme sub tances opaques; les autres laissent la Ximière traverser leur masse, au moins en partie; on les nomme alors trmisjmrenics ou translucides. Dans la première catégorie, substances opaques, nous trouvons un grand nombre de corps solides, d'oi igine minérale ou organique (pierres, fer, bois etc.); dans la seconde, quelques solides de structure vitreuse, cristalline ou cornée (verre, cristal de roche, mica, gélatine, etc.), la plupart des liquides et toutes les substances gazeuses. Il faut ajouter qu'un solide quelconque n'est jamais opaque dans le sens absolu du mot; pris sous une épaisseur assez faible, il acquiert toujours une certaine translucidité: ainsi l'or en feuilles minces est vert par transmission ; l'argent que l'on dispose en pellicules très peu épaisses, sur une lame de verre, se laisse traverser par la lumière bleue.

I. P'opngat'on. — La lumière se propage en ligne droite dans un milieu dont la nature et la densité restent invariables. Cette loi se trouve pleinement démontrée par le fait suivant que tout le monde peut vérifier : si, sur la ligne droit ■ qui joint un point lumineux, une étoile par exemple, à l'œil d'un observateur, on interpose un écran opaque, le point lumineux cesse aussitôt d'être visible pour l'observateur ; il reparaît dès que l'écran est écarté et que la ligne droite dont il s'agit n'est plus interceptée en un point quelconque de son parcours. La ligne droite suivant laquelle la lumière se propage s'appelle rayon lumineux.

Cette loi de propagation de la lumière permet d'expliquer simplement, a l'aide de considérations géométriques, les phénomènes de l'ombre ei do la pénombre que produisent les corps opaques placés sur le trajet de faisceaux lumineux (V. Eclipse, page C i8).

II. Vitesse de la lumière. — L'astronome Cassini paraît avoir eu le premier cette idée, que la lumière ne se propage pas instantanément , comme on l'avait cru jusqu'alors, mais que sa vitesse de translation, quoique extrêmement grande, a cependant une valeur finie. En Hi7G, un autre astronome, Roeiner, démontra nettement par l'observation des éclipses des satellites de Jupiter la réalité de cette conception de Cassini, conception que Cassini lui-même, préoccupé d'autres idées, avait déjà abandonnée; En étudiant les inégalités apparentes de marche du premier satellite, que rend sensibles la iVéquen e de ses éclipses, llœmer. établit que la lumière emploie IG minutes 2<; secondes pour parcourir le diamètre de l'orbite Jerr sire, ce qui correspond à la vitesse énorme d'environ 7G,0u0 .lieues ou d» 30Y millions de

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mètres par seconde ; c'est une vitesse dont nous nous faisons difficilement une idée, habitués que nous sommes à l'observation des mouvements des corps terrestres. Ainsi, tandis que la lumière ne met qu'un peu plus de 8 minutes pour venir du soleil à la terre, un train express de chemin de fer faisant 15 lieues à l'heure emploierait plus de deux siècles pour parcourir la môme distance. Les conclusions de Rœmer furent confirmées un peu plus tard par l'astronome anglais Bradley, qui prit pour point de départ de ses recherches un fait tout autre que celui qu'avait utilisé Rœmer, celui de ['aberration de la lumière des étoiles.

Jusque-là, il faut le reconnaître, c'était par des moyens tout à fait indirects, par des observations astronomiques qu'on était parvenu à donner une valeur approchée de la vitesse de la lumière. De nos jours, M. Fizeau, en 1*49, et Foucault, en 18â0, entreprirent séparément de véritables expériences pour arriver, d'une façon plus précise, à l'évaluation numérique dont il s'agit.

Dans le procédé de M. Fizeau, un rayon lumineux était envoyé de Montmartre à Suresnes ; il tombait à Suresnes sur un miroir qui le renvoyait ensuite à Montmartre où le recevait finalement une lunette convenablement disposée à cet effet. On mesurait alors aussi exactement que possible le temps employé par ce rayon pour effectuer l'aller et le retour, c'est-à-dire pour parcourir une distance totale de 17 kilomètres. La longueur du parcours effectué par la lumière et la durée de ce parcours étant évaluées, on en déduisait, par un calcul fort simple, la valeur de la vitesse du rayon lumineux. En réalité, le succès de l'opération dépendait exclusivement de la sensibilité de l'appareil chronométrique mis en jeu. Cet appareil, que nous ne décrirons pas ici, était sans doute très ingénieusement combiné : mais ce qu'on ne pouvait réaliser dans les conditions où on s'était placé, quelle que fût l'habileté de l'expérimentateur, c'était de faire traverser au rayon de lumière qui cheminait de Montmartre à Suresnes et inversement une couche d'air calme et homogène. Ce rayon à peu près horizontal passait forcément dans une portion de l'atmosphère voisine du sol; la composition de cette couche était nécessairement variable d'un point à l'autre ; et son agitation était permanente. Aussi, l'image observée, quand on recevait le rayon de retour, était-elle toujours plus ou moins tremblotante et l'époque exacte de son extinction devenait-elle fort difficile à observer. Les résultats obtenus par M. Fizeau et un peu plus tard par M. Cornu, qui a répété les mêmes essais dans des conditions un peu meilleures, ne donnèrent pas la mesure de la vitesse de la lumière avec plus de précision que les observations astronomiques.

Foucault n'avait voulu, à l'époque de ses premiers essais (en IR50),qtie comparer la vitesse de la lumière dans l'air et dans l'eau. Il avait constaté — fait d'une grande importance — qu'un rayon lumineux chemine plus lentement dans 1 eau que dans l'air, à peu près dans le r.-pport de i à 4; de 1801 à 1862, il alla plus loin et perfectionna son procédé au point de le rendre apte à fournir une évaluation plus exacte qu'auparavant de la rapidité de translation de la lumière. — Ses expériences peuvent être effectuées dans une chambre de dimensions ordinaires. Voici très succinctement en quoi elles consistent. Le rayon lumineux provenant d une source fixe va successivement frapper un miroir plan, puis cinq miroirs concaves, qui, après l'avoir renvoyé de l'un à l'autre, lui font reprendre, mais en sens inverse., sa marche primitive pour le faire pénétrer finalement dans un microscope au foyer duquel est placé un micromètre divisé. A ce moment, l'observateur dont l'œil est à l'oculaire dudit micros-

cope va pouvoir estimer le retard, s'il' existe, éprouvé par le rayon de retour. Voici comment : Les cinq miroirs dont nous venons de parler développaient en réalité une ligne dont la longueur totale était de 20 mètres. Tout est disposé de telle façon que si le filet lumineux cheminait librement, comme il vient d'être dit, le point du micromètre qu'il atteindrait à son retour dans le champ de vision du microscope coïnciderait exactement avec son point de départ, sur le même micromètre, mais il n'en est pas ainsi : le miroir plan que le rayon rencontre sur sa route n'est pas immobile ; il tourne au contraire avec une grande vitesse. Ce même rayon se réfléchit alors une première fois sur le miroir plan, peu après son point de départ, il le rencontre de nouveau à son retour, et, comme il ne le retrouve plus exactement dans sa position initiale, puisque ce mirora tourné d'une certaine quantité pendant leva e vient du rayon ; ledit rayon va se trouver dév'tf. de sa position première d'une quantité d'autant plus grande que le miroir a tourné plus vite et que lui-même a mis plus de temps pour parcourir la distance qui sépare le point d'aller du point de retour. On comprend qu'il existe une relation d terminée entre la déviation subie par le rayon de retour, déviation que l'on mesure sur le micromètre, la longueur totale det chemin qu'il a parcouru, la vitesse de rotation du miroir plan et enfin la vitesse nicme de la lumière. Or de ces quatre quantités, les trois premières sont fournies par l'expérience qui vient d'être indiquée ; la quatrième, c'est-à-dire la vitesse de la lumière, pourra donc en être déduite. Elle a été trouvée égale à 298 millions de mètres par seconde, au lieu de 308 millions de mètres, chiffre de Rœmer.

Cette donnée numérique avait une grande importance parce qu'elle permettait de rectifier une mesure que nous avons intérêt à connaître avec beaucoup d'e\nCtitude, la distance du soleil à la terre ou, si l'on veut, la parallaxe du soleil qui est intimement liée avec cette distance. On croyait cette dernière éaale à 8", h~, ; elle doit être portée s. la suite des expériences de Foucault à 8'' 86. Chose remarquable! les meilleures observations enregistrées tout récemment à propos du dernier passage de Vénus sur le sole 1 (en 1874) conduisent exactement au même chiffre. Cette confirmation des résultats de Foucault nous montre, d'une façon éclatante, ce que peut la méthode expérimentale quand elle est sagement et rigoureusement appliquée Une simple expérience d'optique dans une chambre de quelques mètres carrés de surface a suffi pour évaluer avec précision la distance de la terre au soleil.

III. Mesure de Finteusité de la lumière. — Photométrie. — Il est nécessaire dans bien des cas de comparer les intensités de deux lumières, de savoir par exemple à combien de bougies d'espèce déterminée et fixe équivaut une lampe, un bec de gaz, un foyer électrique, etc. Cette comparaison est fondée sur la mise en application d'une loi générale de la nature qui se rapporte à la lumière, tout aussi bien qu'à la chaleur, à l'électricité, à la gravitation, la loi de la raison inverse du curé de (a • istance. En ce qui concerne la lumière, nous l'énoncerons simplement de la manière suivante : / es intensités de ''eux sources lu ineuses, quand ces sources produis -.nt le mé"ie éclai ement sur '■ne surface donné"., sont propo tionnelles aux car es des distances qui le < sépa eut de cette surface. I étant l'intensité de la première source placée à une distance d de la surface considérée. I' celle de la seconde source placée à une distance

surface, on a r= -y,-

Partant de là, si

d' de U

l'intensité I' de la deuxième source est prise comme unité on aura :

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et il suffira de mesurer dans une expérience directe d et d' pour obtenir la valeur numérique de l'intensité lumineuse cherchée.

Reste à savoir comment on pourra reconnaître si une surface donnée reçoit un éclairement égal et de la source dont on veut mesurer l'intensité et de la source prise comme unité. Bien des méthodes, dites plu do m étriqués, ont été employées à cet effet : celles de Bouguer, de Lambert, la méthode des ombres comparées de Rumford, la perle tournante de Wheatstone, la méthode de Bunsen fondée sur la curieuse propriété que possède une. tache de matière grasse imprégnant, en son milieu, une feuille de papier blanc de disparaître complètement quand les deux faces de l'écran en papier sont également éclairées par les deux sources que l'on compare. Il est encore d'autres procédés photométriques comportant un haut degré de précision qui ont pour point de départ les phénomènes étudiés dans la haute optique (double réfraction, polarisation, etc.), et dont Arago doit être considéré avec justice comme le premier inventeur. Nous nous bornerons ici à indiquer très sommairement le photomètre de Foucault, parce qu'il est aujourd'hui très employé en France dans l'industrie et notamment pour évaluer numériquement l'intensité lumineuse très variable, d'un jour à l'autre, d'une usine à l'autre, du gaz de l'éclairage.

Une lame de verre étant recouverte d'une couche parfaitement homogène et très mince de grains d'amidon est rendue par là même uniformément translucide dans toute son étendue. Elle constitue, dans le photomètre de Foucault, la base verticale extrême d'un parallélipipède en bois dont l'axe est horizontal. D'autre part, la caisse prismatique dont il est question est divisée en deux compartiments égaux par une cloison opaque verticale elle aussi, et dont le plan est perpendiculaire à celui delà lame de verre. Les lumières à comparer sont placées dans les dits compartiments, l'une à droite, l'autre à gauche de la cloison médiane, et leur mobilité est telle qu'elles peuvent, au gré de l'expérimentateur, être portées à une distance quelconque de lécran de verre. Ceci compris, le jeu de l'instrument s'explique de lui-même : l'ombre de la cloison médiane provenant de la lumière de droite porte sur la moitié gauche de l'écran translucide ; pareillement, l'ombre qui provient de la lumière de gauche recouvre la moitié de droite du même écran. En faisant mouvoir la cloison dans son plan pour la rapprocher plus ou moins de la lame de verre, on parvient à juxtaposer les deux ombres et alors, comme il y a continuité entre elles, il est facile par le mouvement progressif de l'une des sources d'amener une égalité parfaite de l'éclairement sur toute la surface de l'écran amidonné. A ce moment on mesure d et d' et l'on a

par suite la valeur — ou au besoin I en valeur

absolue, si I' est pris pour unité.

Le Dr Javal a imaginé, dans ces derniers temps, une sorte do photomètre fort simple pour la lainière diffuse, à l'aide duquel nu pi-ut étudier les variations de Véclairemeni aux divers points d'une salle qui reçoit le jour d'une ou de plusieurs fenêtres. Cette étude a de l'importance, quand il s'agit notammenl de nos salles de classe, dans les écoles primaires. On veut aujourd'hui, et l'on a raison, que l'écl ! I unilatéral et que la

lumière arrive du dehors à la giuchc de l'élève. C'est fort bien; mais encore faut-il que les dispositions adoptées soient telles que les élèves h's plus mal placés, ceux qui sont a>si.-> loin de la fenêtre, reçoivent un jour suffisant. Comment

s'en assurer? Le petit instrument du Dr Javal rend cet examen facile. Voici en quoi il consiste : Sur une feuille de papier blanc sont tracées des raies noires parallèles, égales en largeur et séparées les unes des autres par des intervalles blancs qui sont aussi égaux entre eux. Vues d'une certaine distance, les bandes ainsi formées par cet ensemble de lignes alternativement noires et blanches présentent à l'œil une teinte uniforme, dont l'intensité lumineuse totale dépend du rapport qui a été établi entre la largeur des intervalles blancs et celle des raies noires. Cette largeur est-elle la même pour les deux sortes de lignes, il est évident que la teinte obtenue aura une intensité d'éclairement égale à 1/2 ou 0,50 de l'intensité offerte par la feuille de papier blanc. L'intervalle noir est-il représenté par 1, tandis que le blanc l'est par 2; la teinte de la norevelle bande correspondra aune intensité lumineuse 0,6fi et ainsi de suite. On pourra en faisant varier à volonté le rapport entre le' deux intervalles, noir et blanc, obtenir facilemens une série de teintes dont les intensités lumineuses seront parfaitement connues et égales successivement à 0,05 ; 0,10 ; 0,15 0,90 ; 0,95, et enfin,

100 centièmes. Qu'on étale ensuite ces teintes, à la suite l'une de l'autre, sur une feuille de carton blanc, en les numérotant ; et qu'enfin, immédiatement au-dessus de chacune, on perce dans le carton une petite ouverture rectangulaire, une sorte de fenêtre, dont les côtés verticaux soient parallèles aux lignes blanches et noires et dont la base inférieure les coupe par suite à angle droit ; on aura ainsi construit le photomètre dont nous parlons. — Voici maintenant son emploi : faites tenir verticalement par un aide une ftuille de papier fdanc au point de la salle de classe où vous voulez tenter une première expérience, en A, par exemple ; tenez-vous vous-même tout près de la fenêtre qui donne accès au jour dans la pièce ; interposez alors le carton photomètre entre votre œil et la feuille de papier blanc tenue par l'aide de telle façon que le rayon visuel en traversant l'une des ouvertures du carton, l'ouverture n° 12 par exemple, aille rencontrer ladite feuille. Vous reconnaîtrez alors, sans peine, par une comparaison que la juxtaposition des teintes rend facile, si l'éclairement de la feuille blanche, en la place qu'elle occupe actuellement, est plus grand ou plus petit que celui qui vous est "offert par la bande n° 12. Ceci constaté, vous ferez mouvoir lentement le carton devant votre œil, de gauche à droite ou de droite à gauche suivant les cas, jusqu'à ce que vous ayez amené, sur le trajet du rayon visuel, une ouverture nouvelle qui vous laisse voir la feuille de papier demeurée immobile, avec le même éclairement que la bande sousjacente qui correspond à cette ouverture : vous lirez, à ce moment, le numéro inscrit sous la bande, — soit 0,70. — L'expérience sera répétée, dans les mêmes conditions: en B, en C, etc., l'opérateur restant à la même place et l'aide se déplaçant seul pour porter la feuille blanche en ces différents points; on trouvera pour B, 0,5r>; pour C, 0,35, etc. La conclusion finale sera que les diverses parties de la salle sont très inégalement éclairées, et que les enfants assis en A, B, C reçoivent des quantités de lumière qui varient comme les nombres 14, 11, 7.

IV. Chanr/cmcnis de direction éprouvés dan* certains cas par le rayon lumineux. — La lumière ne se propage rigoureusement en ligne droite, avons-nous dit, qu'autant que le milieu qu'elle traverse est homogène, ce qui veut dire que ce milieu doit demeurer identique à lui-même, au point de vue de sa nature propre et de ses propriétés physiques, et conserver, en particulier, dans toutes les directions une élasticité constante.

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Mais lorsque, sur son trajet, un faisceau lumineux rencontre un corps nouveau, ces conditions ne sont plus remplies; il éprouve alors à la surface de séparation des deux milieux comme un double brisement: une partie du faisceau est renvoyée en sens inverse de sa marche primitive, il revient, pour ainsi dire, sur ses pas, et cela dans une direction déterminablc géométriquement et qui dépend exclusivement de l'angle que fait avec la surface le rayon incident. Cette portion du faisceau ainsi renvoyée est dite réfléchie régulièrement (V. Réflexion). Une autre portion du faisceau primitif pénètre dans l'intérieur du milieu rencontré, au moins quand celui-ci est transparent, et alors, au lieu de former le prolongement en ligne droite du rayon incident, le faisceau qui pénètre fait un certain angle avec lui; on le nomme rayon réfracté. Seulement, le sens de la propagation n'est point ici interverti comme dans le cas du rayon réfléchi. Les lois de la réfraction ont été découvertes par Descartes (V. Réfraction).

V. Dispersion fie la lumière. — Spectre solaire. — Il y a plus : lorsque la lumière blanche, celle qui nous vient du soleil, change de milieu, qu'elle passe par exemple de l'air dans un prisme de verre pour émerger ensuite du prisme dans l'air, ce n'est pas seulement un changement de direction, une sorte de brisement qui se produit; le phénomène que l'on observe est beaucoup plus complexe. Le faisceau émergeant du prisme, au lieu d'être blanc comme l'était le faisceau incident, fournit sur l'écran qui le reçoit une image colorée dans laquelle les couleurs sont toujours distribuées dans l'ordre suivant : violet, indigo, bleu, vert, jaune, orangé, rouge. Si les faces d'entrée et de sortie de la lumière dans le prisme de verre sont disposées de telle manière que leur intersection, qu'on nomme V arête de ré frinyenc du prisme, soit horizontale ; si, de plus, le faisceau incident de lumière blanche est cylindrique, la tache colorée reçue sur l'écran a la forme d'un rectangle allongé dont les longs côtés sont rectilignes et verticaux et dont les petits côtés sont remplacés par des demi-cercles. Les couleurs susnommées y sont distribuées sous la forme de bandes parallèles entre elles et perpendiculaires aux longs côtés du rectangle. Cette image colorée porte le nom de spectre solaire. On la produit également dans les mêmes conditions et avec la même distribution des couleurs, quand on emploie un faisceau de lumière blanche provenant de sources autres que le soleil — la flamme du gaz de l'éclairage , la lumière oxhydrique , etc. — Dans tous les cas, le spectre solaire obtenu est d'autant plus pur que le faisceau incident a des dimensions plus restreintes dans un sens perpendiculaire à larète de réfringence du prisme.

On opère comme il suit : la lumière avant de parvenir à la face d'entrée d'un prisme très pur de flint, de quartz ou de sulfure de carbone, passe par une fente très étroite pratiquée dans un volet, laquelle fente est parallèle à l'arête réfringente. De plus, sur le trajet du faisceau et à une distance de la fente égale au double de la distance focale principale, on dispose une lentille convergente qui, avant l'interposition du prisme, eût donné sur un écran placé de l'autre côté de la lentille et à cette même distance, une image blanche, nettement délimitée dans tous les sens, et de même grandeur que la fente. Cela réalisé, le prisme est placé sur le trajet de la bande lumineuse étroite, et l'on voit alors sur l'écran dont il vient d'être question un spectre très pur à couleurs vives et parfaitement distinctes.

Newton a le premier interprété avec une grande exactitude ce phénomène de dispersion de la lumière; il a prouvé par des expériences décisives que la lumière blanche est composée d'une mul-

titude de lumières colorées simples, possédant chacune une réfrangibilité propre. Tant que ces rayons de couleurs très diverses cheminent parallèlement, tant qu'ils affectent notre rétine tous à la fois en un même point, nous éprouvons cette sensation spéciale dite de couleur blanche ; mais aussitôt qu'ils changent de milieu — leur direction primitive n'étant pas d'ailleurs perpendiculaire à la surface de séparation qu'ils vont traverser — tous ces rayons subissent individuellement en se déviant de leur direction initiale la réfraction qui est spéciale à chacun d'eux. Dès lors, ils cessent d'être parallèles soit dans l'intérieur du prisme, soit quand ils en émergent; et, si on les reçoit, alors sur un écran, chacun forme une tache colorée distincte en un point de cet écran dont la position varie avec la valeur de la déviation subie. Théoriquement, et en se plaçant dans certaines conditions voulues, chaque rayon simple appartenant à la lumière incidente devrait fournir une image colorée ayant les mêmes dimensions que la fente elle-même et les diverses couleurs devraient pouvoir être séparées dans le spectre. Il n'en est rien ; c'est qu'en effet ies couleurs simples sont loin de se réduire à sept dans la lumière blanche ; il y en a des milliers ; les images colorées que l'on obtient par la dispersion dans le prisme, quelles que soient les précautions prises, empiètent donc toujours un peu l'une sur l'autre et on passe, par nuances insensibles, d'une couleur principale aune autre, — du rouge à l'orangé, de l'orangé au jaune, etc.

Nous n'entrerons pas ici dans le détail des démonstrations expérimentales très variées par lesquelles Newton a établi le principe ci-dessus énoncé ; nous citerons seulement la principale, celle qui, par sa simplicité, paraîtra très probante au lecteur : un premier prisme décompose un faisceau de lumière blanche et donne sur un écran un spectre fortement étalé ; cet écran porte une petite ouverture, une fente étroite, par laquelle on peut à volonté faire passer l'un ou l'autre des rayons colorés, dont l'ensemble forme le spectre. Au delà de l'écran, le rayon qui traverse cette ouverture étroite peut être considéré comme un rayon simple isolé de tous ses voisins. On peut alors opérer sur lui, comme on l'entend, sans être gêné par la présence des autres rayons, on peut en particulier l'étudier au point de vue de sa réfrangibilité et évaluer numériquement son indice de réfraction. Newton en effet, dans son expérience, faisait tomber successivement sur un second prisme chacun des rayons colorés simples qui lui arrivaient du premier, dans une même direction par la fente de l'écran, et il constatait que chacun d'eux subissait dans ce second prisme une déviation déterminée qui n'appartenait qu'à lui. 11 trouvait, en effet, qu'après avoir traversé le second prisme, chaque rayon simple allait former son image colorée en un point différent sur un second écran fixe. La couleur la plus réfrangible est le violet; la moins réfrangible, le rouge ; les autres couleurs ont des réfrangibilités intermédiaires entre ces deux-là. et l'indice de réfraction (V. Réfraction) va régulièrement en décroissant depuis le violet, où il est maximum, jusqu'au rouge, où il est minimum.

Newton ne s'est pas contenté de faire l'analyse de la lumière blanche en la décomposant, comme il vient d'être dit, en ses éléments essentiels ; il est parvenu à en réaliser la synthèse et cela par plusieurs procédés. Voici l'une des méthodes employées : l'expérience est très concluante. On a sept miroirs concaves parfaitement mobiles sur des supports distincts ; on fait tomber sur leur surface les diverses couleurs du spectre nu a données un prisme dans les conditions déjà indiquées : le violet sur le premier miroir, le bleu sur le se-

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cond, été., et on dirige les axes dis réflecteurs de manière à faire aboutir en un même point les images colorées qu'ils fournissent. On constate que de cette façon l'image résultante, celle qui est produite par la superposition de toutes les images partielles, est parfaitement blanche. On en conclut forcément que l'ensemble de toutes les couleurs que présente le spectre complet constitue bien la lumière blanche.

L'appareil des sept miroirs rend facile pour l'expérimentation la détermination des couleurs complexes qui sont fournies par le mélange de di as ou trois des couleurs simples du spectre. Il suffit, par un mouvement convenable des miroirs, de superposer uniquement les images que donnent deux ou plusieurs d'entre eux convenablement choisis.

Les phénomènes si curieux qui résultent de la décomposition et de la recomposition de la lumière blanche permettent d'expliquer simplement la coloration spéciale présentée par chacun des corps de la nature. (V. Couleurs, page 517.)

VI. Raies <<u spectre solaire. — Le spectre solaire n'est pas continu ; son défaut de continuité devient manifeste quand on le produit aussi pur que possible en employant un prisme de flint bien homogène, dépourvu de stries et de bulles, et en opérant, en outre, comme il a été indiqué plus haut. On trouve alors dans toutes les régions de ce spectre lumineux une multitude de raies noires ou de iignes obscures parallèles entre elles et parallèles en même temps aux bandes chromatiques brillantes ; elles représentent comme autant o'e solutions de continuité. Ce fait important n'avait pu être constaté par Newton ; il a été reconnu et étudié pour la première fois par Wollaston, et par Frauenhofer ensuite. Ce dernier physicien proposa même un classement, qui a été conservé, de ces raies obscures en sept groupes principaux se rapportant aux principales couleurs du spectre, et il a désigné chacun de ces groupes par des lettres majuscules A, B, C, jusqu'à H. La raie À se trouve dans le rouge, D dans le jaune, etc., H dans le violet, etc. In peu plus tard, en recourant à des réfracteurs d'un grand pouvoir dispersif et en multipliant le nombre des prismes qu'un même faisceau lumineux doit traverser, on a reconnu que les grosses raies, qu'on avait crues d'abord simples, se dédoublaient ellesmêmes en une foule de raies plus petites qu'on a pu numéroter et qui permettent d'indiquer aujourd'hui d'une manière précise, quand on fait une expérience, quel est le rayon sur lequel on opère.

Les raies obscures existent dans le spectre, quand il a pour origine un gaz ou une vapeur incandescente et que la radiation qui en provient traverse avant d'arriver au prisme un gaz ou une vapeur de même nature. Le spectre est au contraire continu et brillant quand il provient d'un solide lumineux non susceptible de volatilisation, au moins à la température à laquelle il se trouve porté. Quand la source lumineuse est simple, quand elle consiste, par exemple, en une vapeur métallique d'espèce unique placée dans la flamme du gaz de l'éclairage ou dans l'arc voltaique, le spectre se réduit à un certain nombre de lignes brillantes qui sont spéciales au métal employé et qui sont alors caractéristiques de ce métal; ainsi le sodium est caractérisé, en particulier, par une bande brillante jaune correspondant au groupe U des raies noires du spec.re solaire.

MM. Knchhoff et Bunsen ont donné de ces faits curieux une explication rationnelle, aujourd'hui adoptée par toul le monde. Quand une vapeur est portée à une haute température, elle a une couleur qui lui esi propre et qui représente

résultante des rayons colorés éini.s par elle, l'ar

suite, le faisceau lumineux auquel elle donne naissance, quand il sera décomposé par le prisme, ne pourra que reproiluirs, en les distribuant sur un spectre étalé, les seules radiations brillai. tes que la dite vapeur a émises: on aura donc un spectre discontinu, composé d'un certain nombre de bandes lumineuses séparées les unes des autres par des espaces obscurs. Tel est en effet le phénomène observé dans ce cas. Si la source lumineuse est un corps solide non volatil émettant de» radiations de tout genre, le spectre qui lui correspondra ira du rouge au violet sans interruption, sans intervalles obscurs, et les raies noires y feront complètement défaut.

Voilà un premier point expliqué. D'autre part, on a démontré, dans l'étude de la chaleur rayonnante, l égalité du pouvoir émissif et du pouvoir absorbant, égalité qui est toujours rigoureusement exacte, quand il s'agit d'un même rayon de chaleur d'une réfrangibilité déterminée. Or ce qui est vrai pour la chaleur est encore vrai, dans l'espèce, pour la lumière Y. Réflexion, Réfrn< tion). Si donc, dans l'expérience déjà ciiée du spectre continu fourni par un corps solide, nous interposons sur le trajet du faisceau lumineux une atmosphère constituée par la vapeur incandescente de sodium, — nous prenons le sodium comme exemple, parce qu'avec "ui l'expérience est facilement réalisable, — celle-ci, qui a un grand pouvoir émissif pour les rayons jaunes, absorbera les dits rayons à raison de son grand pouvoir absorbant pour la même radiation, et des lors le spectre primitif cessera d'être continu ; les rayons absorbés manqueront dans ce spectre. Là où se trouvait tout à l'heure la ligne brillante D, une raie noire apparaîtra. C'est ce phénomène qu'on a nommé Vinvetsiun des raies.

Une conséquence importante se déduit de cette explication. Les raies noires du spectre obtenu, les places qu'elles y occupent pourront servir désormais à reconnaître la nature des vapeurs incandescentes exisiant dans la source lumineuse, soit que ces vapeurs se trouvent dans le foyer lui-même, soit qu'elles se montrent dans l'atmosphère qui l'entoure. C'est ainsi qu'en analysant, avec un soin minutieux, le spectre du soleil à l'aide du spectroscope — groupement de prismes possédant un grand pouvoir dispersif, — on est arrivé à constater la présence du potassium, du sodium, du fer, du chrome, du nickel, etc., dans l'atmosphère de cet astre, et, au contraire, l'absence de l'or, du mercure, etc. C'est encore ain^i qu'on a pu découvrir de nouveaux métaux, rubidium, caesium, tljallium, etc., dans des produits minéraux où leur proportion était si minime que les réactions chimiques ordinaires n'y avaient rien signalé d'inconnu. Mais le spectre de 1* vapeur de ces produits minéraux contenait des raies nouvelles ; on en a conclu qu'il y avait des corps simples nouveaux. Des recherches chimiques bien dirigées ont en effet permis de les isoler.

La spectroscopie représente donc une méthode d'analyse chimique des plus exactes, nous pouvons dire aussi des plus précieuses, parce qu'elle est plus sensible que tout autre. Le physicien, de son cabinet, analyse journellement l'atmosphère du soleil. Il constate la présence et il mesure la longueur des jets d'hydrogène qui en émanent par intervalles et qu'on a nommés les protubérances ; il étudie la constitution des étoiles, des comètes, même des nébuleuses, et il arrive à cette conclusion, tous les jours confirmée par des observations nouvelles : les astres qui peuplent le fîrmament sont composés des mêmes éléments simples que notre terre, l'hydrogène en particulier se retrouve partout, jusque dans les plus faibles nébulosités que nous apercevons avec les télescopes.

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VIT. Théories de la lumière. — Jusqu'à présent, nous avons examiné le mode de piopagation de la lumière et mesuré sa vitesse ; nous avons indiqué les méthodes qui permettent de comparer les intensités des diverses sources ; nous avons, enfin, suivi le rayon lumineux dans les différentes modilications qu'il subit en se propageant : réflexion, réfraction, dispersion; nous avons fait, en un mot, ce qu'on a appelé, avec raison, Yetude géométrique de la lumière. Le calcul, un calcul élémentaire, s'applique, en effet, très simplement aux lois expérimentales que les physiciens ont découvertes, et l'on a pu même analyser mathématiquement, jusque dans ses moindres détails, le dispositif des instruments d'optique, lunettes, microscopes, etc., dont la contruction est exclusivement fondée sur ces lois elles-mêmes. — V. Optique (instruments d').

Tout cela a pu être entrepris et mené à bonne fin sans qu'il soit devenu nécessaire de se demander en quoi consiste l'agent lumineux et quelle est sa vraie nature. Les questions qu'il nous reste maintenant à examiner et qui forment le domaine de la haute optique, exigent, au contraire, pour être résolues, la connaissance de la théorie généralement admise pour expliquer les phénomènes lumineux. Il demeure entendu que nous nous appesamirons peu sur cet ordre de faits, parce que leurs applications aux choses de la vie sont moins nombreuses et moins importantes et qu'ils exigent le plu-- souvent l'emploi du calcul infinitésimal pour être bien compris. Toutefois, dans la haute optique comme dans l'optique géométrique, se trouve une p;u:ie élémentaire pouvant avec avantage être introduite dans l'enseignement secondaire et primaire, et qui chez nos voisins figure déjà dans les programmes de ces enseignements. On comprend difficilement qu'en France on ait jusqu'à ce jour systématiquement réservé à l'enseignement supérieur l'étude de tout ce qui a rapport à la diffraction de la lumière. Il y a là des faits intéressants, susceptibles d'une application pratique, et qu'il serait utile de vulgariser.

Quoi qu'il en soit, occupons-nous d'abord des théories de la lumière, en conservant à cet exposé un caractère tout à fait élémentaire. La plus ancienne, la seule qui ait eu cours jusque vers le milieu du xvnc siècle, est la théorie de l'émission ; elle eut un adepte érainent, Newton, et jusque dans ces derniers temps elle conserva d'ardents défenseurs. Le dernier et non le moins célèbre fut Biot, mort en 1862, qui, jusqu'à la fin de sa vie, demeura fidèle à la théorie de l'émission et fit de vrais tours de force en analyse mathématique pour expliquer, à son aide, quelques phénomènes de la haute optique.

L'idée de l'émission de la lumière se présente, il faut le dire, la première à l'esprit de l'expérimentateur. Il semble naturel de penser que, si les corps lumineux sont en rapport avec nous, malgré la grande distance à laquelle quelques-uns sont placés, c'est qu'une portion de la matière qui les constitue se détache à chaque instant de leur masse pour atteindre l'organe de la vision; ils doivent, pensait-on, lancer dans toutes les directions des particules émanées de leur surface. Ces particules traversent l'espace avec une grande rapidité, et elles sont tellement déliées qu'elles peuvent même passer entre les molécules de certains corps solides ou liquides, des corps dits transparents, pour continuer ensuite leur inarche au-delà de ces corps. C'est ainsi qu'en pénétrant dans les milieux de l'œil et en les parcourant dans toute leur épaisseur, elles peuvent parvenir jusqu'à l'épanouissement du nerf optique, jusqu'à la rétine et là, par leurs chocs répétés, produire cette sensation spéciale que nous appelons la vision. C'est encore ainsi qu'animées d'une grande

vitesse, elles vont choquer les obstacles placés sur leur route et rebondir à leur surface comme des balles élastiques, de même que la bille d'ivoire rebondit sur la bande d'un billard qu'elle atteint, en faisant l'angle de réflexion égal à l'angle d'incidence ; et c'est là précisément, on le sait, la loi fondamentale de la réflexion de la lumière à la surface de séparation de deux milieux. On expliquait, de la même façon, et très simplement, la réfraction, la dispersion, les lois relatives à l'intensité de la lumière, en un mot, tout ce qui a rapport à l'optique géométrique. Mais les difficultés se montraient, et cette fois très sérieuses, quand il s'agissait de rendre compte des phénomènes de la nouvelle optique, des interférences, de la diffraction, etc.

Huyghens, Young et notre Fresnel sont les véritables auteurs de la théorie nouvelle, de la théorie admise aujourd'hui par tous les physiciens et qu'on a nommée théorie des ondulations. Voici en quoi elle consiste : Il existe dans tout l'espace, dans celui qu'on appelle le vide interplanétaire, comme dans l'intérieur des corps, et entre leurs molécules, un milieu éminemment élastique, Yéther, qui est le véhicule de la lumière, de même que la matière pondérable est le véhicule du son. Un corps est lumineux parce qu'il a la faculté d'exciter un ébranlement dans l'éther qui le baigne, et cet ébranlement va se propageant ensuite de proche en proche, avec la rapidité que nous savons, dans tout l'éther environnant. Le mouvement propagé par l'éther, analogue à celui qui produit le son dans les milieux pondérables, est un mouvement de va et vient, un mouvement vibratoire, comparable, moins l'amplitude et la durée, à celui d'un pendule. Dans ce qu'on appelle le vide, l'éther a partout et dans tous les sens la même densité ; cette densité change au contraire quand il se trouve dans les interstices d'une substance pondérable, gaz, liquide ou solide. Les molécules du corps exercent évidemment . sur lui une action spéciale qui modifie sa constitution. Il arrive même que, dans les corps cristallisés, son élasticité est variable autour d'un même point suivant qu'on choisit telle ou telle direction dans l'intérieur du cristal, à partir du point considéré. Des modifications du même genre sont encore produites dans l'éther qui remplit un corps solide, quand on fait subir à ce dernier des compressions, des dilatations, ou même des flexions ; en un mot, pour les partisans de l'hypothèse des ondulations éthérées, le mouvement vibratoire <ie l'éther, c'est la l mièie; l'immobilité de l'éthr c'est l'obscurité. Aucune part cule ne se détache du soleil, des étoiles, etc. , pour venir jusqu'à la terre : c'est une communication, une transmission de mouvement ondulatoire qui se produit dans le milieu éthéré interposé entre les deux astres.

De toutes les expériences qui sont venues donner à la théorie d'Huyghens une éclatante confirmation, la plus concluante est, sans contredit, l'expérience dite des miroirs de Fresnel, laquelle se trouve, au contraire, en contradiction formelle avec l'hypothèse de l'émission. Fresnel fait tomber sur deux miroirs plans À et B, formant entre eux un angle fortement obtus, des faisceaux lumineux provenant d'une même source. Une réflexion a lieu sur chacun des miroirs, et il en résulte des rayons réfléchis par le miroir A qui se rencontrent sous un angle très faible avec les rayons que réfléchit le miroir B. Un écran convenablement placé en avant du miroir les reçoit à leur point de rencontre. Ces rayons qui se coupent ainsi à des distances variables du miroir ont des différences de marche ou d'espace parcouru qui peuvent être mesurées avec exactitude par des méthodes géométriques. Or, le fait observé est celui-ci : sur l'écran se montrent des bandes alternativement brillantes et

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obscures dont la direction générale est parallèle à la ligne d'intersection des deux miroirs. La bande centrale est brillante, elle correspond à une égalité de marche des rayons concourants qui la forment ; à droite et à gauche, et à égale distance de la bande centrale, est placée une première bande obscure qui correspond à une différence de marche d des rayons concourants. Puis viennent, systématiquement placées à gauche et à droite de la bande centrale et en s'éloignant d'elle, des bandes ou. comme on les nomme habituellement, des franges brillantes se rapportant à une différence de marche 2'/ des rayons qui les forment, puis de part et d'autre une seconde frange obscure répondant h une différence de marche Ad des rayons concourants, et ainsi de suite. D'une manière générale, les bandes brillantes correspondent à des différences de marche :

O. 2d. kd. G/1, etc ;

les franges obscures à des différences":

D. — 3rf. — bd. — 'd. etc...

Comment comprendre l'existence 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 des l'insîant 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 êire 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 à se mouvoir dans le même sens, la vitesse de cette molécule est égale à 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 deux 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 môme les deux vitesses composantes sont égales, comme elles sont de signes contraires, l'immobilité de l'éther en sera la conséquence, et alors de la lumière, ajoutée à de la lumière produira de Vobscurité.

Cette expérience célèbre des interférence* 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 1res petite, comme on va le voir : 4V3 millionièmes de millimètre pour le rayon violet, U20 millionièmes de millimètre pour le rayon ronge, et elle va en croissant, d'une manière continu'', depuis lo 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 h reconnaître que le nombre d'oscillations par Beconde qu'exécute une molécule d'éther est véritablement énorme, de 70'» tri l lions quand il s'agit de la lumière violette, et de 480 trimons quand c'est la lumière rouge qui se propage.

On explique complètement, su 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 produito par un écran opaque quand un faisceau lumineux rase ses bords. On se rend compte de la production d'une lumière assez vive au centre môme de l'ombre portée par un disque circulaire opaque do diamètre étroit, ce qui, au premier abord, avait semblé paradoxal. Les anneaux colorés 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 larétine et d'amener en nous une sensation lumineuse; il existe encore au delà du violet et en deçà du rouge des radiations spéciales que notre œil ne discerne pas, mais que des 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 haloïdes 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 423 millionièmes de millimètre et plus petite que 620 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 perçoive, par exemple, ou des rayons ultra- rouges ou-des rayons ultra- violets qui laissent notre 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 solaire. L'action chimique n'est localisée ni dans le bleu, ni dans le violet, ni dans l'ultra-violet ; elle existe partout, dans le spectre obscur comme ilins le spectre lumineux mais avec une intensité très variable; et, ici encore, l'effet obtenu est en

LUNE

relation avec l'espèce du réactif employé. Alors que l'iodure et le bromure d'argent ne sont décomposés par la radiation specirale qu'à partir de la région voisine des raies F, G et H jusqu'à l'extrême violet, le clilorure d'argent subit, lui, une 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 même raisonnement s'applique enfin aux radiations calorifiques. Il n'y a encore, cette fois, qu'une différence d'intensité d'une région à 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'à 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 i'ultrarouge et l'ultra-violet des solutions de continuité, des raies analogues aux lignes obscures du spectre lumineux.

IX. Phosphorescence. — 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 toujours 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 ; -^ de seconde dans le verre d'urace ; 10qUU de 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 même 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. Il n'y a pas lieu d'établir entre les deux ordres de phénomènes une distinction fondamentale.

[A. Boutan.]

LUXE. — 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, extrêniement sensibles aux procédés 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 est ainsi la plus difficile, la plus compliquée, mais, par cela même, c'est la plus intéressante de la 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

1 public donnent à la lune, à 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 universel-

! lement 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 côté les éclipses et les marées qui sont l'objet d'articles spéciaux dans ce Dictionnaire.

Mouvement de hanslation de la haie autour de la 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. 1), notre satellite tourne vers nous son hémisphère obscur : la lune est nouvelle ou en co'jonctio?i ; elle est invisible. Si sa latitude était en même temps nulle ou inférieure à 1° 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 00", 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 quadrature. Elle passe sept ou huit jours plus tard en opposition, 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 pôriodr encore égale, on arrive au dernier quartier (différence 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 principales positions sur son 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 44 minutes 3 secondes. C'est ce qu on nomme la révolution sanr«iique .

Le second phénomène , intimement lie aux

LUNE

phases et révélant comme celles-ci le mouvement lui-même, mais avec une vitesse à peu près treize

de la lune, est le mouvement apparent qu'elle fois aussi grande. Le soleil chaque jour s'avance

décrit d'un jour a l'autre sur la voûte céleste, et en d'à peu près 1° vers l'orient; le mouvement moyen

vertu duquel elle parcourt successivement toutes diurne de la lune est de H" In'; de sorte que son

les constellations, dans Ifl même «eus que 'e soleil pattsage nu méridien retarde chaque jour d'onvi-

kijj. t. — Orbite de la Lune. — Priucipulcs phases.

ron 50 minutes. En ?7 jours 7 heures i3 minutes 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 po-

îévolution sidérale. Dans le cours d'une nuit, ce sitiOn du disque à l'orient ou à l'occident de l'é-

mouvement apparent de li lune est facile à cons- toile.

I !'„•. 2. — Révolution synodiquu et révolution t>idci:i:c

A quoi tient la ditlôrence d'environ 2

ô heures que l'on constate entre la révolution synodîque de la lune et sa révolution sidérale? Pourquoi la lune met-elle plu- de temps à revenir au soleil qu'à une étoile donnée?

Il est aise de se îendie compte de cette différence, si l'on réfléchit que la terre tourne autour du soleil, pendant que la lune tourne elle-même autour de la terre. La lune étant nouvelle en L (fig. 2), c'est que la ligne TL passe par le soleil ; qunnd

LUNE

cette ligne sera, après une révolution complète autour du centre de la terre T, revenue en T'L' parallèle à sa position première, la révolution 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; ce n'est qu'après un intervalle nouveau de i jours b 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 deri i r est égale, en moyenne, à ô" 8' 48". A chacune de ses révolutions, la lune coupe donc deux fois l'écliptique : ce sont ces points qu'on nomme les nœuds; î'und'euxest'e nœud as> en tant, parce qu'il se rapporte au passage de la lune de l'hémisphère austral dans l'hémisphère boréal: l'autre est le nœud descendant. 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 écliptique; il faut que la lune soit dans ce plan pour qu'il y ait éclipse. Seulement la condition nV-«---t~ suffisante : il faut encore que la

lune se trouve à 1 une des syzygies, c'est-à-dire à 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 de la lune. Ils accomplissent un tour entier dans une période de 18 ans 2,'3 environ. C'est dans un» période un peu différente, de 18 ans 1 1 jours, que le soleil, !a lune et la terre se retrouvent dans uns position identique, et qu'alors les éclipses qui ont eu lieu dans la période antérieure se reproduisent à peu de chose près les mêmes.

Quelle est la forme de l'orbite lunaire? En mesurant jour parjour les 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 à son satellite varie eu 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 périgée, quand elle occupe l'extrémité de l'axe la plus voisine de nous; elle est à Vapogée, 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 - révolutions, dans l'hypothèse de l'immobilité de la terre. C'est cette courbe qui est affectée, dans si ts, d'une série d'inégalités ou perturbations dont nous n'avons pas à parler

Fig. 3. — La Terre et la I.udc, dans leurs vrais rapports de dimensions et de.distance.

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 I que son satellite gravite autour d'elle, la courba que trace la lune dans l'espace est fort compliquée; c'est une suite de courbes sinueuses de forme cycluidale, présentant leur concavité au soleil.

Quel est le rapport des distances de la terre à la lune et au soleil, ou si l'on préfère, quelle est la distance de la terre à 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 l<*s procédés de mesure de la science moderne, n'offre pas de difficulté sérieuse. On a trouvé le nombre Gn.273, c'està-dire que le centre de la lune, à 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/i. C'est environ 38 i 50u kilomètres, ou !)6 1 25 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 i > millièmes de la distance moyenne : c'est ce dernier nombre qui expr.me la valeur de l'excentricité de l'orbite lunaire. Il s'agit ici des distances des centres : si l'-m voulait obtenir les distances des points les plus rapprochés des surfaces des deux astres, il faudrait ôter, des nora- .bres cités, la somme des rayons de la lune et de la terre, soit environ S l"2u kilomètres.

La ligur • 3 représente 1 1 distance de la lune à la terre en proportion ««xacie ave les-ravous des deux autres. Il e>t b.m de rappeler qu'if y a environ 23 200 rayons terrestres, de la terre au

soleil, d'où il suit que la distance du soleil est environ 3SÔ fois plus grande qie celle de la lune.

En rappelait ces données d'astronomie, le professeur pourra, à l'aide de comparaisons familières, essayer di 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 f. anchirlanième distance. Enfin, le même proj< ctile mettrait près de 10 années pour arriver au soleil.

Dimensions de la lune. — La distance de notre satellit ? étant connue, un calcul très simple permet, d'après ses dimensions apparentes (31* 8° ou à peu de chose près le diamètre apparent du soleil), de calcul ;r ses dimensions réelles. Son diamètre e<t égal à 0.27 3 rapporté au diamètre équatorial de notre globe ; c'est un peu plus du quart. En considérant la terre et la lune comme sphénques, on trouve, pour la surface de notre salellite, le treizième environ de la surface terrestre ; pour son volume, entre le 49e et le 50e fig. 4 .

Traduisons en unités kilométriques ces nombres relatifs. Le rayon de la lune mesure 1 7 iU ki om.. soit 43. lieues"; son diamètre, 3 480 kilom. on 87<i lieues. Enfin sa surface évaluée en kilomètres carrés donne le nombre approché 38<>0O000 : c'est près de 4 fois h superficie du continent eniop -en, du peu moins que celle de l'Asie; c'est un excès de S millions sur la surfice du continent africain.

i ouu ruent de rotation e la lune. — La lune, comme tous \-s, corps célestes de notre momie solaire, est soumise, dans son mouvement de traits-

LUNE

laiion eircumterrestre, aux lois de Kepler, ou plus justement aux lois de la gravitation. 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, môme sans qu'il soit besoin de faire usage de télescopes. Les taches 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 à peu près, qu'elle nous montre. En faut-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 mêmes points de sa surface qu'il présenterait à un observateur supposé lui-même immobile et placé à une distance suffisamment

grande. 11 tourne au contraire, si ces divers points sont successivement présentés à tous les points d'une circonférence qui l'enveloppe. Or, la luno est dans ce dernier cas, par le fait de son mouvement de circulation autour de la terre ; l'une quelconque des taches qu'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 aiderai est de 27 jours 12 heures, son jour solaire est de 29 jours â heures.

L'axe de rotation de la lune est presque perpendiculaire a 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 pôh's qui se trouve invisible de la terre, tandis que l'on aperçoit au delà de 1 autre pôle une certaine zone de la surface lunaire. Cette oscillation

■'' g- 4. — La Terre et la Lune, dimensions comparées.

des taches lunaires du nord au sud est ce qu'on nomme la i'ratioi en latit->>/e. Il y a aussi une libration en i ng>t"de, due à l'inégalité de vitesse de la lune sur son orbite, et à l'inégalité qui en résulte dans les angles de rotation et de translation. Enfin, la i'u-otion diurne 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 môme point de la surface lunaire qui occupe le centre du disque : ce ne sont pas identiquement les mêmes rég ons 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 Bcer et Mtedler, 576 parties sur ifJiO sont accessibles à l'observation. Voyons maintenant ce que donne l'observatî >n sur l'aspect du disque ou de la surface do notre satellite.

Constitution orog> aphique et physique de la lunn. — Vu à l'œil nu, le disipie lunaire est parsemé de taches sombres ou grisâtres sur un fond lumineux blanchâtre, et d'un plus petit nombre de taches blanches plus brillantes que le fond. Les contours en sont assez nets pour qu'on dis tingue • t reconnaisse aisément les diverses régions de la surface tournées vers nous, lie premier examen suffit, comme on l'a dit plus haut, h consulter

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 boréalequ'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 Lords 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 (fig à . Dans nutes. la profondeur intente surpasse de beaucoup l'élévation extérieure.