PROPAGATION DE LA LUIIÈRE. 1S

ombant sur une surface blanche avec des obliquités différentes, kMinent des images dont le contour et la grandeur sont faciles L diéterminer.

3** Pendant le jour on distingue dansTintërieur de la chambre loire une image renTersée ducid, des nuages, de Thorizon et de ns les objets qui sont au-dessus de la petite ouverture. Chaque point d'un arbre, par exemple, envoie un faisceau sensiblement parallèle, dont la section est de 1 millimètre si l'ouverture n'a que 1 millimètre de diamètre. Ainsi,sur lemur ou sur le tableau delà chambre noire, les &isceauxaet6 de deux points voisins (Fig. 9) lesuperposent en partie et d'autant plus que le tableau est plus près de l'ouverture : tandis que les faisceaux a et c de deux points an peu éloignés se dégagent Tun de l'autre pour former des ittages distinctes de ces points. On aura donc une image renmsée de l'ensonble, qui sera toujours un peu coniuse vers les bords, mais d'autant moins que l'ouverture sera plus petite et le tableau plus ékHgné. On voit, en même temps, sur la figure nême, la cause du renversement.

68. Les notions précédentes peuvent nous donner une pre* ■lîère idée du phénomène de la vision. I>'œil, comme nous le verrons, est un appareil analogue à une chambre noire : Fou* votiire de la pupille donne passage aux faisceaux de lumière , et le réseau nerveux de la rétine qui tapisse le fond de Tœil , «t ocwime le tableau sur lequel viennent se peindre les images : Bttis, pour qu'un seul point d'un objet extérieur n'ébranle qu'un •col point de la rétine , il y a , derrière la pupille , un corps de fMrme lenticulaire et presque solide, nommé cristallin^ qui concentre les rayons d un même faisceau et les fait converger tous €9Lactement sur le même point de la rétine. Ainsi, quand nous legardons un corps éloigné , nous voyons chacun de ses points ftr deux cônes de lumière , opposés par leur base : le premier de ces cônes est divergent^ son sommet est au point que l'on regarde , et sa base a pour largeur l'ouverture de la pupille ; le deuxième est conçergent; et pour que la vision soit parfoite-^ aient nette, son sommet doit tomber exactement sur la rétine. C'ett par cette disposition organique , si simple dans son prin* ope et si merveilleuse dans ses détails ^ que tous les objets du plus vaste paysage viennent dans un instant imperceptible se peindre à la fois sur la rétine, avec toutes les variétés de leurs fimnes et tout l'éclat de leurs couleurs.

Comme nous jugeons de la situation d'un point dans Tespaoe par le lieu de son image sur la rétine et par la direction que nous donnons à l'œil pour la recevoir, il en résulte que par une habitude constante nous supposons toujours que le point dont les rayons nous affectent est situé au sommet extérieur du cône qui peut directement donner naissance au cône intérieur de lamière. Ce principe habituel de nos jugements est la. source de toutes les illusions d'optique qui tiennent à la situation des objets. Aihsi, le point a (Fig. 10) fait son iniage au point a' an moyen des deux cônes opposés pap' et pa'p'. Mais, si la lumière , au lieu de venir à l'œil en ligne droite , se trouve brisée ou déviée par quelque cause, un point placé eni, par exemple, ou en r, pourrait donner naissance au même cône intérieur jMiy et à la même image a\ et alors nous jugerions faussement que ces points sont en a , sans qu'il y ait aucune donnée pour faire cesser notre illusion ; car, les faisceaux de lumière des points cet b venant enfin se confondre dans leur direction avec le faisceia qui serait paiti du point r7, rien ne peut nous avertir des divm diangements de route qu'ils ont pu subir. Il est donc vrai de dire que, par Torgane de la vue, nous jugeons toujours en ligm droite^ et que nos jugements sont inévitablement faux toutes kl fois que la lumière éprouve la plus légère déviation entre Totijet qui l'envoie et l'œil qui la reçoit.

70. La Inmlère se propa^ avee ue si ^ramëe vlCcsM ^a*eUe ^ient «n soleU A la terre en 8' is'. — C'est par l'observation des éclipses du premier satellite de Jupiter que Roemer fut conduit à cette importante découverte en 1675 et 1676, car il ne fallut pas moins d'une année pour la bien constater. Lt figure 1 1 poiura donner une idée de ces observations : # est le lieu du soleil , tabmcd l'orbite de la terre , et y la position de Jupiter. Supposons que Jupiter soit dans le plan de l'écliptiqoe oonune il est représenté dans la figure, qu'il reste immobile pendant une révolution entière de la terre , et que le premier satellite tourne dans le cercle eîgh ; ce cercle , le diamètre de Jupiter et le cône d'ombre qu'il projette derrière lui, sont ici fort amplifiés. Pendant une moitié de l'année, quand la terre parcourt la partie tabm de son orbite , nous pouvons observer kl emersions du premier satellite, cVst-à-dire le moment où il sort de l'ombre , et pendant l'autre moitié nous pouvons observer ses immersions^ c'est-à-dire le moment où il se plonge dans

VITESSE DE LA LUMIÈRE. i4i

Tvlve. L'intervalle de deux immersions ou de deux émer- ÎM saocessÎTes est la durée d*une révolution. Quel que soit le fât de roil>ite de la terre d'où Ton fasse les observations, «e dorée est toujours de 42** 28' 35' ou environ 42'' {. Par i—éyieDt, si du point a^ par exemple, on observe une émer- •Mi, àun instant donné ^ on peut prédire que la 100* émersion «fante aura lieu précisément après 100 fois 42''»2S' 85'', et ^'dle sera vue du point b où le globe de la terre sera alors pnremi par son mouvement de translation. Or, on trouve pai* ttpérience qu'elle arrive toujours un peu plus tardj et Ton en CDBclut que la différence est le temps que met la lumière pour 'de a en ft; on en déduit la vitesse de propagation, en dii la distance connue ab par le retard observé. Cette con- \ se trouve vérifiée pendant la seconde moitié de Tannée ; à l'on observe une immersion du point c , par exemple , [klO(f immersion suivante devrait avoir lieu après 100 fois |4^S8' 35', quand le globe de la terre serait parvenu en d. Or, imtioiive par Texpérience qu'elle arrive un peu plus tôt^ et cette > est précisément le temps que met la lumière pour passer [ kJen c. C'est par des observations semblables et souvent ré- I jiies que Ton a pu constater enfin que la lumière parcourt en j/prts de 80 000 lieues ou 79 572 lieues de 4000 mètres, et (fielle met 8' 13' à venir du soleil à la terre.

n est facile d'après cela de calculer le temps que met

t klmnière pour aller du soleil aux diverses planètes. Ces résul-

Mi se trouvent dans la troisième colonne du tableau suivant,

fi oontient l'ensemble des éléments de notre système planée

«ûe.

La 20 pctitet pknètes nouvellet qui sont inscrites sur ce tableau se trouvât à des diiUnees du soleil comprises entre 2,27 et 3,18 ; ainsi, en prenant kalei pour centre commun de deux sphères dont Tune aurait pour rayon ■ peu plus du double et Pautre un peu plus du triple de la distance du soleil àhicrre, et en conceTant dans Tintervalle compris entre ces deux sphères Me bande de 30 et quelcpies degrés de largeur de part et d^autre de réclipti- ^, on aura le yaste champ où se meuvent toutes les planètes tclescopiques. Uv dénombrement est encore fort incomplet, car chaque année on en déttarre de nooTellet : 8 en 1852, 4 en 1853, 6 en 1854 ; il en manque 13 au lÉleaa raÎTant , savoir : Polymnie découverte par Chalornac , Eupltrosine par Fci|Bsuo, jimphitrite par Marth, Psyché et Tfumis par de Gasparis, Lulelia tIfSnnAae par Goldschmidt, Théits^ Proserpine et Bellone par Luther, Cailiope, TUc et Unuiia par Hind qui pour sa part en a découvert 10.

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Éléments de notre Système planétaire.

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