LIBRATIONS DE LA LUNE

Lors donc que la Lune est à Tun de ses nœuds, on aperçoit de la Terre les deux pôles de rotation de la Lune, on du moins Tun d'eux et des points très-voisins de l'autre. Mais quand la Lune atteindra sa plus grande hauteur au-dessus

Fig. 83. Libration de la Lune en latitude.

du plan de l'écliptique, ou salatitude boréale maximum en L, le pôle nord p deviendra invisible, et le pôle sud p* sera en évidence ainsi qu'une certaine étendue des régions avoisinantes. Le contraire aura lieu, quand la Lune, après une demirévolution atteindra en L' sa plus grande latitude australe : c'est le pôle p' qui se trouvera masqué, et le pôle p deviendra visible. Dans les trois cas, ce n'est pas le même point de la surface qui forme le centre apparent du disque lunaire; mais des points a, h et 5', dont là position sur le disque, et par suite la latitude, est variable.

Ce mouvement se nomme libration m latitude.

Le mouvement de rotation de la Lune est un mouvement uniforme, tandis que son mouvement elliptique de révolution s'effectue avec une vitesse variable, maximum au périgée, minimum au contraire à l'apogée. Cette différence produit une oscillation des taches dans le sens de la longitude, on de l'ouest à l'est, et permet à un observateur placé sur la Terre de voir des portions des régions occidentales et orientales de la Lune, au delà de l'hémisphère moyen visible. C'est \dL libration en longitude.

Dans tout.ce qui précède, nous supposons toujours l'observateur placé au centre de la Terre, tandis qu'en réalité il se trouve à la surface et que le mouvement diurne lui fait décrire un arc autour de ce centre.

Pour le centre C de la Terre, le point central du disque est une même tache a, que les librations en latitude ou en longitude ne font pas sensiblement varier dans Tintervalle d'une rotation diurne.

Fig. 84. Libration diurne de la Lune.

Dans le lieu où la Lune est au zénith, le rayon CL passe en M et en a, et c*est la même tache qui occupe le centre ; mais quand la Lune est près de l'horizon, avant son coucher ou après son lever, ou en un autre point de la Terre si elle n'occupe pas le zénith, les rayons qui partent du point M pour aboutir au centre de la Lune rencontrent la surface, du satellite en des points b et b'y différents de a et situés de part et d'autre de ce point. Ge ne sont donc pas les mêmes régions de la Lune qui sont en vue au même instant pour des lieux différents de la Terre, ou aux différents moments de la trajectoire diurne pour le même lieu.

C'est ce qu'on nomme la libration diurne.

Les mouvements de libration que nous venons de décrire augmentent la portion de la surface lunaire visible de la Terre. Béer et Mœdler ont calculé que sur ] 000 parties formant la surface totale, 424 seulement au lieu de 500 restent définiti-

JOURS ET NUITS LUNAIRES. l67

vement cachées, 576 sont visibles. Sur 38 millions de kilomètres carrés qui forment cette surface, il y en a donc environ 22 millions que nous pouvons observer.

Du mouvement de rotation de la Lune et des apparences de ses phases, il faut conclure que chaque point de la surface possède une nuit et un jour, selon que la lumière du Soleil le laisse plongé dans l'ombre ou Tillumine de ses rayons. Mais, comme sur la Terre, il y a lieu de distinguer sur la Lune deux jours différents, inégaux en durée : le jour sidéral, qui s'écoule entre deux rotations successives et dont la durée est de 27 jours 7 heures 43 minutes et i 1 secondes; et le jour solaire, intervalle compris entre deux retours du Soleil au même méridien, et dont la durée égale celle d'une lunaison entière, c'est-à-dire, 29 jours, 12 heures, 44 minutes, 3 secondes.

La différence entre le jour sidéral lunaire et le jour solaire, on le voit, s'élève à 53 heures 51 minutes ; tandis que le jour sidéral et le jour solaire terrestres ne diffèrent pas de 4 minutes (3**' 56'). La cause est cependant la même, et se trouve tout entière dans cette circonstance, que chacun des deux astres, Terre et Lune, en même temps qu'il tourne sur lui-même, est eoaporté dans l'espace et décrit un arc autour du Soleil. Mais la durée réelle de la rotation de la Lune étant plus de 27 fois aussi grande que celle de la rotation terrestre, il en résulte pour les différences des jours sidéraux et solaires des deux astres une inégalité proportionnellement plus considérable.

Les jours et les nuits sont inégaux sur la Lune, comme sur le globe terrestre, suivant la latitude lunaire du lieu; c'est à réquateur seulement que l'une et l'autre de ces périodes restent constamment égales et durent 354 heures et demie, c'est-à-dire la moitié d'une lunaison. Cette inégalité est due à lamême cause que l'inégalité des jours terrestres, c'est-à-dire à l'inclinaison de l'axe de rotation de la Lune sur le plan de l'éclipiique; maisconmie cette inclinaison est très-faible, la différence de longueur des jours et des nuits varie d'abord d'une manière insensible, et ne commence à devenir considérable qu'à partir du 60'' degré. Aux pôles mêmes, le Soleil

reste au-dessus de l'horizon pendant 179 jours consécutifs, presque la moitié d'une année.

CONSTITUTION PHTSIQDE DE LA. LUNE. — TACHES SOMBRES; LES HERS LU- NAIRES. — LA LUNE VUE AU TÉLESCOPE; MONTAGNES ANNULAIRES, CRA- TÈRES ET cirques; pics ET PITONS. — DIMENSIONS DES PRINCIPALES MONTAGNES DE LA LUNE. — LA LUNE n'A PAS D'ATMOSPHÈRB ; ABSENCE

DE nuages; absence d'eau.

Tout le monde peut voir, à l'œil nu, les principales taches, sombres et brillantes, dont le disque lunaire est parsemé. Ces taches donnent à la surface de notre satellite un aspect caractéristique avec lequel on se familiarise aisément, et qui sufBt pour constater le fait dont nous avons parlé plus haut , à savoir que la Lune tourne toujours vers nous le même hémisphère.

On remarque d'abord (fig. 67) que les grandes taches grises et sombres occupent surtout la moitié boréale du disque, tandis que les régions australes sont blanches et lumineuses : cependant, d'un côté cette teinte lumineuse se retrouve sur le bord nord-ouest, ainsi que vers le centre ; et d'autre part, les taches envahissent les régions australes du côté de l'orient, en même temps qu'elles descendent, mais moins profondément, à l'ouest du disque. Sauf une faible partie du bord nord-ouest, tout le contour de la Lune est blanc et lumineux et participe au ton des régions méridionales.

On avait donné jadis le nom de mers aux grandes taches sombres qui parsèment la moitié septentrionale de la Lune et qui envahissent une partie de la moitié australe à l'occident et à l'orient. Cette dénomination a persistéjusqu'ànous, mais il ne faut point y attacher le sens propre du mot. Les mers lunaires sont maintenant regardées comme des plaines, tandis que les parties les plus brillantes sont principalement des régions montagneuses. On a donné aux mers des dénominations particulières qui rendent plus facile une description

détaillée de la surface de la Lune^ description qui sortirait du reste du cadre de cet ouvrage.

Si, au lieu d'observer la Lune à l'œil nu, on emploie un télescope d*ùne puissance suffisante, on aperçoit principalement dans les parties les plus lumineuses du disque lunaire une multitude prodigieuse de petites taches de forme annulaire, ronde ou ovale, qui en parsèment toute la surface. Pendant la pleine Lune, les contours de ces points lumineux sont peu arrêtés, mais il est aisé de voir que cela vient de la position de rhémisphère visible, dont toutes les parties reçoivent en plein les rayons du Soleil, et qui pour nous se trouvent ainsi en pleine lumière.

Qu'on choisisse, aucontraire, pour l'instant de l'observation, l'époque du premier ou du dernier quartier. La surface de la partie éclairée de la Lune paraîtra criblée alors d'une lijultitude de cavités, entourées d'un rempart circulaire qui projette son ombre à Popposé du Soleil, tant à l'intérieur qu'à l'extérieur de la cavité même. Bien plus, sur toute la ligue de séparation de la lumière et de l'ombre, l'intérieur des cavités annulaires semble tout à fait noire, tandis que des points lumineux détachés de la portion éclairée de la Lune montrent çà et là autant de sommités que n'ont point encore abandonnées les rayons solaires.

Les dimensions de ces cavités sont très-variées. Les unes paraissent comme de petits trous dont le sol est criblé. Les autres sont comme de vastes cirques, ou enceintes circulaires renfermant quelquefois, à leur intérieur et sur leurs bords, des cavités d'une dimension beaucoup moindre.

Ge premier coup d'oeil jeté, à l'aide d'une lunette, sur le disque de la Lune, démontre avec une pleine évidence que le sol lunaire est couvert d'aspérités et de dépressions. Ces aspérités ne sont autre chose que les montagnes de la Lune.

Continuons notre exploration.

Nous avons vu que la forme des accidents du sol est tantôt circulaire, tantôt ovale. Y a-t-il une réelle différence entre ces deux aspects? Non, comme nous pourrons aisément nous en convaincre.

Remarquons cette circonstance. La forme exactement cir-

culaire appartient à toutes les cavités, à toutes les enceintes situées dans les régions centrales du disque. Quand on examine celles qui s'éloignent du centre pour se rapprocher peu

"^sJ^v-^sèS?^.

à peu des bords, on voit que leur forme devient insensiblement ovale ou elliptique, et Tovale est d'autant plus allongé que la cavité qu'on examine est plus rapprochée du bord, quelle

que soit d'ailleurs la direction qu'on ait choisie pour faire cet examen. En outre, le plus grand diamètre de chaque ellipse est toujours parallèle à la portion d'arc de cercle du bord lunaire, qu*on obtient en joignant le centre du disque au centre de la cavité considérée.

La plus simple réflexion sur ces circonstances singulières nous oblige à reconnaître que la forme réelle de chaque cavité, de chaque enceinte, est la forme circulaire. L'apparence elliptique n'est due qu'à un effet de perspective, provenant de ce que chaque cercle se trouve tracé sur les diverses parties d*une moitié de sphère. Les portions de surface qui se trouvent en face de notre rayon visuel, perpendiculairement à sa direction, nous apparaissent non déformées; les autres, au contraire, sont vues obliquement; et leur déformation est d'autant plus considérable qu'elles appartiennent à des régions vues sous une obliquité plus grande.

Du reste, quand nous parlons ici de cercle et d'ellipse, c'est bien entendu en faisant abstraction des irrégularités particulières.

Supposons maintenant que nous ayons observé la Lune à répoque précise du premier quartier. Le lendemain et les jours suivants, si le ciel le permet, continuons notre examen.

Nous verrons la lumière envahir progressivement les régions orientales du disque, et de nouvelles aspérités peu à peu apparaître, dont les sommets seuls étaient d'abord éclairés par le Soleil. Rien n'est plus curieux que de voir, au sein de l'ombre, se dessiner d'abord la paroi intérieure d'une cavité nouvelle, sous forme de croissant ; puis peu à peu la lumière grandir, pénétrer au fond de la coupe, et en éclairer tout le contour. D'autres fois c'est un point lumineux isolé dont le sommet brille, tandis que la base de Téminence est tout entière encore plongée dans la nuit.

A mesure que la Lune suit ainsi son cours, et que sa phase éclairée s'agrandit, on voit, comme on devait s'y attendre, les ombres des montagnes diminuer d'étendue; le fond des plaines s'éclairer d'une lumière plus vive, et la structure de notre satellite se déployer devant nos yeux dans tous ses détails.

On a donné aux cavités lunaires de petites et de moyennes dimensions y le nom de cratères ou de volcansy à celles qui affectent des dimensions plus considérables, celui de cirqiLeSy et les montagnes isolées y de forme pyramidale ou conique^ sont des pics ou pitons.

Les plus importantes des montagnes de la Lune ont reçu des dénommations particulières empruntées aux noms des savants les plus illustres de l'antiquité et des temps modernes. Quant aux appellations générales dont il vient d'être question, elles sont justifiées par le caractère éminemment volcanique que tous les astronomes reconnaissent aux montagnes lunaires.

Les dimensions de la plupart des montagnes de la Lune sont considérables ,* leurs hauteurs au-dessus du sol environnant ne sont pas moindres. Voici quelques nombres qui feront foi de cette assertion.

Le diamètre de Schickardt, immense cirque situé vers le bord S. E. de la Lune, est évalué à 64 lieues, 256 kilomètres, ce qui donne aux remparts qui entourent son enceinte un développement de 800 kilomètres, et à l'enceinte elle-même une surface de plus de 5 1 000 kilomètres carrés : c'est la 760* partie de la superficie totale de la Lune, la 1 1* partie du sol de notre France

Glavius, grand cirque irrégulier qu'on aperçoit un peu an midi de Tycho, et Grimaldi viennent ensuite, le premier avec un diamètre de 57 lieues, le second mesurant 56 lieues de largeur.

Citons encore, parmi les montagnes annulaires, Ptolémée, Hipparque, Platon, Copernic et Tycho ; les diamètres de ces grands cirques sont respectivement de 46, de 35, de 24 et de 22 lieues. Plus de trente autres cirques offrent des diamètres supérieurs à 80 kilomètres ou à 20 lieues.

Voici maintenant pour les hauteurs :

C'est dans le voisinage du pôle^ austral que se dressent les sommets les plus élevés des montagnes lunaires. Deux pics, appartenant aux monts Dœrfel et Leibnitz, atteignent une hauteur de 7600 mètres, de beaucoup supérieure, comme on voit, à celle de notre mont Blanc (4813 mètres). Du sommet

de l'ane de ces montagnes, l'œil embrasserait un horizon de plus de 80 kilomètres de rayon, distance très-grande sur un globe dont la courbure est aussi prononcée.

Quatre autres montagnes dépassent 6000 mètres de hau-

Fig. 80- Copernic

teur. L'un des pics qui s'élèvent à l'ouest de l'enceinte i^e Clavius mesure 7090 mètres au-dessus du fond d'un cratère jsilué dans un immense cirque. La montagne annulaire de Newton, voisine du pôle austral, est bordée de rem-

parts qui dominent le fond du cratère de 7264 mètres : c'est la hauteur de la plus haute cime des Andes, c L'excavation du cratère de Newton est telle, dit Humboldt, que jamais le fond n'en est éclairé ni par la Terre ni par le Soleil, » circonstance qui tient aussi à sa position extrême sur le disque de la Lune. Enfin les monts Gasatus et Gurtius s'élèvent en-, core à des hauteurs de 6956 et de 6769 mètres.

Dans les régions boréales, on trouve aussi des hauteurs considérables : Galippus un des pics de la chaîne du Gaucase, et Huygens, dans les Apennins, atteignent respectivement 6216 et 5550 mètres de hauteur. La crête de cette dernière chaîne est bordée, sur un de ses côtés, de précipices d'une effrayante profondeur et les pics dont elle est formée vont projeter leurs ombres à une distance de plus de 130 kilomètres.

Les montagnes en forme de dômes ou de pyramides, isolées au centre des cirques ou des cratères, sont généralement moins élevées que les sommets de leurs enceintes. Mais si Ton mesure leurs hauteurs à partir du niveau du sol inférieur, on trouve encore des sommités qui dépassent les plus hautes montagnes de notre Europe : le piton du cratère de Tycho a 5000 mètres de hauteur, et celui d'Eratosthène, à l'extrémité de la chaîne des Apennins, s'élève de 4800 mètres au-dessus du fond du cirque. Béer et Mœdler ont mesuré 39 sommets, dont l'altitude est supérieure à celle du mont Blanc, et, comme nous venons de le voir, 6 dépassent 6000 mètres, c'est-à-dire rivalisent avec les plus hautes cimes des Gordillères des Andes.

A la vérité, les mesures des montagnes lunaires ne peuvent être comparées rigoureusement avec celles des montagnes terrestres. Gelles-ci sont toutes comptées au-dessus d*un niveau commun, c'est-à-dire au-dessus de la surface de l'Océan. Une telle surface de repère n'existant pas sur la Lune*, les hauteurs y sont comptées au-dessus du sol des plaines environnantes. Quand il s'agit des cratères, la hauteur est ordinai-

1. Les grandes plaines appelées mers paraissent en général d*un niveau inférieur à celui des vaUées qui s'étendent entre les cratères et les