NOTIONS GENERALES

ombre infini de faisceaux venant chacun d'un point dif* ^renty et le cercle dont bV est le diamètre se trouvera inéalement éclairé dans tous ses points. Pour savoir, par leniple, quelle est la lumière qui arrive en^, il faut alors ^garder ce point comme le sommet d'un cône ayant pour ise l'ouverture v^ et tous les points du disque lumineux ne ce cône prolongé vient envelopper donnent de la luière au point k^ les autres n'en donnent pas.

Cette construction peut s'appliquer au disque du soleil; ;ulementy au lieu d'un faisceau conique, chaque point de ;t astre envoie un faisceau parallèle {fig. 1 36) : c est le isceau envoyé par le centre, s le faisceau envoyé par le ord supérieur, et s le faisceau envoyé par le bord inféeur. L angle sos^ est de 3a' environ, car c'est sous cet ngle que nous apercevons le disque du soleil. Un point k ant donné sur une section bV du faisceau de la chambre oire, il est facile, d'après ce que nous venons de dire, de éterminer quels sont les points du soleil dont il reçoit des lyonsî et Ton calculerait aisément à quelle distance du olet le point central m ou tout autre point cesse de receoir les rayons des bords.

Les esprits les moins attentifs ne manquent pas d*obserer une foule de phénomènes qui s'expliquent au moyen les notions précédentes. Nous en indiquerons ici quelques xemples.

I* Lorsqu'on fait entrer dans la chambre noire un faiseau de lumière solaire par une petite ouverture de forme uelconque, ce faisceau donne toujours une image parfaiornent ronde, en tombant perpendiculairement sur un taleau à une distance suffisante du volet. Supposons, par Kemple, que l'ouverture soit un carré a [fîg. iZ'j) : chaque oint du soleil donne dans la chambre noire un faisceau irré dont la section perpendiculaire est partout égale à û, t, pour avoir le contour de l'image, il suffit de concevoir ue Fun de ces faisceaux tourne dans l'ouverture en s'ap-

ptiyant sur les bords de l'astre. Ainsi, quand Timage sera reçue à une distance assez grande par rapport à la grandeur de l'ouverture , son contour extérieur sera toujoun semblable au contour extérieur du corps lumineux , quelle que soit la forme de louverture. Pendant une éclipse, l'image du soleil dans la chambre noire est tantôt annulaire, tantôt en forme de croissant, etc.; elle est toujours parfaitement semblable à la portion du disque qui n'est pas cachée. Des . phénomènes analogues peuvent s'observer sous les ombrages des arbres touffus et élevés : les rayons qui passent entre les feuilles viennent peindre sur le sol des images elliptiques du soleil , quand ils tombent obliquement, et des images rondes, quand ils tombent perpendiculairement; au moment des éclipses, ces images prennent aussi diflerenies formes suivant l'obliquité du sol.

a"* Pendant une belle nuit, toutes les étoiles qui brillent dans la voûte du ciel vont peindre leurs images dans l'intérieur d'une chambre noire dont l'ouverture est trèspetite. Chaque étoile, en effet, donne un faisceau parallèle, dont toutes les sections parallèles au volet sont égales à Fouverlure; ces faisceaux, en tombant sur une surface blanche avec des obliquités différentes, donnent des images dont le contour et la grandeur sont faciles à déterminer.

3° Pendant le jour on distingue dans l'intérieur de la chambre noire une image renversée du ciel, des nuages, (le l'horizon et de tous les objets qui sont au-devant de la petite ouverture. Chaque point d'un arbre, par exemple, envoie un faisceau sensiblement parallèle, dont la section est d'un millimètre si l'ouverture n'a qu'un millimètre de diamètre. Ainsi, sur le mur ou sur le tableau de la chambre noire, les faisceaux a et i de deux points voisins {fig> i38) se superposent 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 un peu éloignés se dégagent

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Tun de l'autre pour former des images distinctes de ces points. On aura donc une image renversée de Fensemble, qui sera toujours un peu confuse vers les bords, mais d'autant moins que l'ouverture sera plus petite et le tableau plus éloigné. On voit en même temps, sur la figure i38y la cause du renversement.

366. Les notions précédentes peuvent nous donner une première idée du phénomène de la vision. L*œil , comme nous le verrons y est un appareil analogue à une chambre noire : l'ouverture de la pupille donne passage aux faisceaux de lumière , et le réseau nerveux de la rétine qui tapisse le fond de l'œil, est comme le tableau sur lequel viennent se peindre les images : mais, pour qu'un seul point d'un objet extérieur n'ébranle qu'un seul point de la rétine, il 7 a, derrière la pupille, un corps de forme lenticulaire et presque solide, nommé cristallin , qui concentre les rayons d'un même faisceau et les fait converger tous exactement sur le même point de la rétine. Ainsi, quand nous regardons un corps éloigné, nous voyons chacun de ses points par deux cônes de lumière , opposés à leur base : le premier de ces cônes est divergent^ son sommet est au point que l'on regarde, et sa base a pour largeur Touverture de la pupille \ le deuxième est convergent; et pour que la vision soit parfaitement nette, son sommet doit tomber exactement sur la rétine. C'est par cette disposition organique, si simple dans son principe 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 formes et tout l'éclat de leurs couleurs.

Comme nous jugeons de la situation d*un point dans l'espace 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 lumière. Ce principe habituel de nos jugements est la source de toutes les illusions d*optique qui tiennent à la situation des objets. Ainsi, le point a {fig* iSp) fait son image au point a' au moyen des deux cônes opposés ^ap' et pap. Mais, si la lumière, au lieu de venir à Tœil en ligne droite, se trouve brisée ou déviée par quelque cause, un point placé en i, par exemple, ou en c;, pourrait donner naissance au même cône intérieur pap' et à la même image a\ et alors nous jugerions faussement que ces points sont a, sans qu il j ait aucune donnée pour faire cesser notre illusion; car, les faisceaux de lumière des points c et d venant en6n se confondre dans leur direction avec le faisceau qui serait parti du point a, rien ne peut nous avertir des divers changements de route qu'ils ont pu subir. 11 est donc vrai de dire que^ par Torgane de la vue, nous jugeons toujours en ligne droite^ et que nos jugements sont inévitablement faux toutes les fois que la lumière éprouve la plus légère déviation entre l'objet qui l'envoie et l'œil qui la reçoit.

367. Jta lumière se propage avec une si grande vitesse qu^elle vient du soleil à la terre en 8' iS". — C'est par lobservation des éclipses du premier satellite de Jupiter que Roemer fut conduit à cette importante découverte en lôjS et 1676, car il ne fallut pas moins d'une année pour la bien constater. La figure i4o pourra donner une idée de ces observations : s est le lieu du soleil , tahmcd l'orbite delà terre, et y la position de Jupiter. Supposons que Jupiter soit dans le plan de l'écliptique comme 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 eigh; 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 tahm de son orbite , nous

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observer les émcrsions du premier satellite, c estmoment où il sort (le l'ombra, ei pendant lautre ous pouTons observer ses immersions ^ c est-à-dire nt où il se plonge dans l'ombre. L'intervalle de nersions ou de deux ëmersions successives est la ine révolution. Quel que soit le point de Torbite re d'où Ton fasse les observations, cette durée est de 4^** a8' 35" ou environ 4^*" 1/2. Par conséi du point a , par exemplei on observe une émern instant donné, on peut prédire que la 100' émerante aura lieu précisément après 100 fois 4^^ ^8' tt'elle sera vue du point b où le globe de la terre » parvenu par son mouvement de translation. Or, 9 par expérience qu elle arrive toujours un peu , et Ton en conclut que la différence est le temps la lumière pour passer de a en 6 ; on en déduit i de propagation I en divisant la distance connue i retard observé. Cette conclusion se trouve venant la seconde moitié de Tannée; car, si Ton obe immersion du point C| par exemple, la 100* m suivante devrait avoir lieu après 100 fois 4^** quand le globe de la terre serait parvenu en d^ rouve par l'expérience qu'elle arrive un peu plus Me avance est précisément le temps que met la pour passer de d en c. C'est par des observations es et souvent répétées que l'on a pu consuter e la lumière parcourt en i" près de 60|000 lieues ra lieues de 4000 mètres, et qu'elle met 8' i3'' à soleil à la terre.

'acile d'après cela, de calculer le temps que met e pour aller du soleil aux diverses planètes. Voici u des résultats :

DfôtaQC^ moyenne û^a

Temps qiif met Li loiolè

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