LUND

LUNE

loi fort simple -.il existe un rapport constant entre les sinus des angles d'incidence et de réfraction.

Ce principe unique suffit pour expliquer tous les phénomènes que présente la lumière lorsqii*elle trayerse des milieux terminés par des surfaces planes ou courbes. Aussi n'estil aucun résultai que Ton ne puisse^ aprioriy déterminer au mo^en du<4!alcul , pourvu que par des expériences bien faites , on ait d'abord fixé la valeur du rapport constant qui doit exister entre les sinus des angles d'incidence et de réfraction. Au surplus , la nature des milieux , leur configuration et les modifications dont la lumière est elle-même susceptible sont , sous le rapport de la réfraction , une source de phénomènes trop importants et trop délicats pour qu'on ne leur consacre point un article particulier.

(f^OjreZ RÉFRACTION.) TH1LLA.1S.

* LUNA ( don Alvaro de ) , ministre de Jean II , roi de Castille, connétable et comte de Saint Etienne de Gormas en 1423, et administrateur de la grande maîtrise de de Saint- Jacques , se rendit odieux an peuple par ses exactions et aux grands par sa hauteur. Ceux-ci le firent chasser deux fois de la cour, et deux lois il fut rappelé avec honneur. Enfin pourtant le grandtrésorier de Castille , don Alphonse de Vivarez ayant été assassiné , ils vinrent à bout de faire condamner de Luna , soit comme auteur de ce meurtre, soit comme ayant reçu de l'argent des Maures pour empêcher le si^e de Grenade. Il fut décapité à Valladolid CQ 1453. On attribue ^ Ant. de Castellanos la vie ( Crânien ) de Luna : la première édition de cet ouvrage est de Milan, 1546, in-fol. D. Jos. Mich. de Florès l'a de nouveau publié en 1784 , Madrid, i|i-4«. — LvKA (Michel de), Maure espagnol converti, interprète de Philippe II , traduisit d'arabe en espagnol VHistoire de don Rodrigue ( le Cid), composée par Aboul Cacim-Tarif- Abentarique. Beaucoitp de gens regardent comme une fable l'existence de l'original arabe. — Luha (Napoléon de) jué à Pérouse secrétaire de Louis XIV, et son interprète pour la langne italienne , traduisit dans cet idiome VÉeole des Femmes de Molière (Bologne, 1680, in- 12), VÀstrate et le Fantôme amoureux de Quinault (Pérouse, 1679).

* LTJN O (Charles), jurisconsulte suédois, né à lonkioping en 1638 , fut professeur en droit à l'université d'Upsal en 1678, et mourut en 1715. On a de Ini une Histoire du

droit de Suède ^ une Histoire du droit romain , en latin , et quelques autres écrits , notamment Zamolxis , primas Getarum legislator, Upsal , 1687, in-4'*. — Luhd ( Daniel ) , professeur de langues orientales à Abo et à Upsal , puis évêque de Strengnes , mort en 1747, âgé de 81 ans , est auteur d'un grand nombre de dissertations académiques, d'une tradiiction latine et d'un commentaire sur un traité talmudique, intitulé Taanitk , TJtrecht, 1694.

* LTTNDOHP(Micbel-Gaspari>), en latin Lundorpius , écrivain allemand du 17« siècle , a laissé une Continuation de Vhistoire de Sleidany en trois volumes jusqu'à 1609; un recueil intitulé Acta publica; des Notes sur Pétrone (sous le pseudonyme de George Erhard) ; et une traduction allemande de l'ouvrage de Jean Munster, Idea reformandi antichristi , Venise ^ 1625 ,in-4o.

* LUNE (Pierre de), f^ojrez BehoÎtXIII.

LUNE, {/astronomie.) Planète secondaire,

satellite de la terre , et le corps céleste qui , après le soleil, intéresse le plus les hommes. La lune participe , comme tous les autres astres , du mouvement diurne , c'est-à-dire , qu'en vertu de la rotation de la terre , on la voit chaque jour se lever, passer au méridien et se coucher. Mais, indépendamment de cette apparence, elle a un mouvement propre dans l'espace que tout le monde peut facilement reconnaître. En effet , qu'on observe cet astre pendant plusieurs jours de suite au moment de àe lever , ou à son passage au méridien , ou à son coucher , on verra que ces trois circonstances retardent, sur le temps delà veille, d'environ trois quarts d'heure d'un jour à l'autre. Ou bien encore, que Ton compare la lune à quelques groupes d'étoiles situées à l'orient , sur sa route , on la verra d'abord s'en approcher , les travers ser ensuite , et s'en éloigner de jour en jour en les laissant à l'occident. Cette première vue indique que la lune est douée d'un mouvement propre plus rapide que celui du soleil , qui s'exécute d'occident en orient. Mais quel est le centre et quelle est la nature de ce mouvement ? Pour résoudre ces questions , il faut recourir aux instruments , observer l'astre, et prendre des mesures dans toutes les circonstances de son cours. La méthode, pour cela , est la même que celle que l'on suit dans l'étude du mouvement apparent du soleil.

Chaque jour, les astronpmes pi'cnnent l'ascension droite et la déclinaison de la lune au moqaent où elle passe au méridien ,

LUNE

et déterminent ainsi chaque fois sa position «lans le ciel. Cette opération fournit une suite de points dont la liaison forme une courbe qui devient la représentation de la route que tient la lune par rapport à Téqualeur céleste. Par là, on découvre déjà que la lune , dans son mouvement, reste environ treize jours et de'mi au-dessus de Féquateur , et environ autant au-dessous; qu^après ce temps , elle recommence les mêmes apparences , qu'elle accomplit toujours dans une période dont la durée est à peu près de inngt-sept jours. Rapportant ensuite les positions de la lune au plan de Vécliptique, on les Toit se régulariser et conduire à cette première idée , que Vorhite décrite par la lune est une courbe plane .^ rentrante sur elle-même , dont la terre occupe le centre , €t qui est inclinée différemment sur l'éçuateur et sur Vécliptique.

Pour découvrir ensuite de quelle espèce est cette courbe , on mesure le diamètre apparent de la lune, et Ton trouve que sa grandeur varie depuis 29^ 21 " 91 , jusq'à 33' 31'' 07. La distance de la lune à la terre n^est donc pas constante , et Torbite ne saurait être un cercle. En outre , par la comparaison des arcs journaliers que décrit la hme , on reconnaît que sa vitesse » dans son orbite, n'est pas la même d'un jour k Tautrcj qu*cUe est la plus grande le jour où le diamètre de Tastre est le plus grand , c'est-à-dire le jour où il est le plus près de nous \ et qu'elle est la plus petite à Tépoque où l'astre a son plus petit diamètre , c'est-à-dire à l'époque où il est à sa plus grande distance.

Tous ces résultats de Tobs^ation réunis, montrent que les variations de la vitesse an. gulaire et celles des distances se font de telle manière , que les aires décrites par le rayon vecteur autour de la terre sont à peu près proportionnel les au temps. Cette loi étant précisément Tune des propriétés fondamentales de la courbe connue , en géométrie 9 sous le nom d'ellipse , on a conclu , en définitive, que l'orbite décrite par la lune est une ellipse dont le centre de la terre occupe l'un des foyers, La moyenne distance de la lune à la terre étant prise pour unité , l'excentricité de cette orbite est 0,0548552. Cette excentricité parait invariable ; elle est , comme on le voit , beaucoup plus grande que celle du soleil ; ce qui annonce aussi une équation du centre beaucoup plus forte , et à.t& inégalités plus considérables dans le mouvement de la lune.

Ou nomme périmée le point de Torbite où la lune est le plus près de la terre , et apogée celui où die en est le plus éloigné. Par suite, on appelle distance périgée la plus courte distance de la lune à la terre , et distance apogée celle qui est la plus grande.

On peut calculer maintenant le temps exact que la lune met à faire le tour de la terre. Les observations ayant appris que cet astre se meut d'occident en orient avec une vitesse qui varie d'un jour à l'autre > en plus oq en moins , selon la partie de l'orbite qu'il occupe \ si l'on prend la valeur moyenne de tous les arcs journaliers qu'il décrit pendant une révolution, on la trouvera égale à 13* 10' 35" 027. Cette quantité étant le mouvement moyen de la lune parcouru en un jour solaire moyen , on trouve facilement , par une proportion , que le temps employé' à faire la révolution entière est égal à *27 j 32I5824I8, ou à 27 ; 7 i* 43' 4" 7. Cette durée, qu'on nomme rét^olution tropique ou périodique de la lune, ramène l'astre, par son mouvement moyen, à lu même longitude comptée de Téquinoxe mobile. Quand on compte la longitude à partir d'un équinoxe fixe, cette période est un peu plus longue de quelques secondes ; elle prend alors le nom de révolution sidérale , parce qu'elle ramène la lune dans la même position par rapport aux étoiles. Sa durée , dans ce cas, est de 27) 321661423, ou 27 i 7 »> 43' 11" 5.

Ces deux révolutions , comme on le voit , peuvent se déduire l'une de l'autre , puisqu'elles ne différent entre elles que par le mouvement des équinoxes. Mais il y en a encore une troisième d'une utilité fréquente, c'est celle qui ramène la lune dans les mêmes circonstances par rapport v^ soleils Pendant que cet astre fait sa révolution en vingtsept jours autour de la terre , celle-ci , à son tour, s'avance dans son orbite d'environ vingt-sept degrés ; de sorte que la lune, après avoir achevé sa révolution périodique, doit encore employer à peu-près deux jours pour se retrouver dans la même position par rapport au soleil. Le temps exact de cette période est de 29 i 5305887215 , ou 29 J 12 »» 44' 2" 87. C'est cette période qu'on nomme révolution sjrnodique de la lune , ou simplement mois lunaire ou lunaison, Oq peut dire aussi que c'est l'intervalle de temps qui s'écoule entre deux phases de même espèce.

On voit que la précision de ces trois périodes dépend de la connaissance exacte du

LUNE

moyen mouvement journalier de la lune. Ce mouyement a été déterminé avec soin ponr le commencement de ce siècle; il est égal h I3« 10' 35" 027 , comme on l'a déjîi tu cidessus. Si ce mouyement était constant , les périodes seraient perpétuellement de la même durée. Mais la comparaison des observations astronomiques modernes avec les anciennes établissent d'une manière incontestable qu'il accélère de siècle en siècle d'une petite quantité qui , à la longue , diminue d'une manière notable la durée des révolutions auxquelles il sert de fondement.

Les observations , en révélant cette accélération , n'ont pu encore nous apprendre si elle croîtra sans cesse , ou si elle s'arrêtera à un certain terme pour diminuer ensuite. Il Êiut un plus grand nombre de siècles pour, cela. Mais les géomètres ont résolu la difficulté à l'aide du principe de la pesanteur universelle, et leurs travaux, sur ce point comme sur tant d'autres , ont devancé l'avenir en annonçant que cette accélération sera périodique.

La série des observations de la lune , pendant le cours d'une révolution , nous a montré que le plan dç l'orbite lunaire est incliné sur le plan de l'écliptique , et que, dans l'intervalle d'un mois environ , la lune est alternativement au-dessus et au-dessous de ce ])lan. A l'aide du calcul , il est facile de conclure des observations que l'inclinaison mutuelle de ces deux plans est égale k 5» 8' 47" 9. Cette valeur n'est pas constante; mais les astronomes qui en connaissent la cause déterminent facilement les petites variations qu'elle éprouve.

Les points où l'orbite de la lune traverse le plan de l'écliptique ont reçu le nom de noeuds. On les dislingue en nœud ascendant et nœud descendant. Le nœud ascendant est le point du plan de récliptique par où la lune passe quand elle s'élève au-dessus de ce plan vers le pôle boréal , et le nœud descen- ' dant est celui par où eUe passe , après une demir^volution, quand elle descend au-dessous de récliptique , vers le pôle austral.

L'intersection des deux plans, ou, autrement dit , la ligne qui joint les nœuds , se nomme ligne des nœuds.

La position des nœuds dans le ciel intéresse fortement les astronomes. Il est facile de la reconnaître. En effet , puisque ces points sont dans le plan de récliptique , il n'y a qu'à cbercber, dans toutes les positions de la lune que Ton aura observées et calcu -

lées pendant une révolution, ceUes où la latitude de cet astre devient nulle ; car il est évident alors que les longitudes qui répondent aux instants on ces circonstances ont lieu sont les mêmes que celles des nœuds.

Si l'on fait ces observations pendant plusieurs mois de suite, on trouvera que les nœuds ne sont pas fixes dans le ciel , et qu'ils ont sur l'écliptique un mouvement d'orient en occident qu'on nomme rétrograde , parce qu'il est en sens contraire du mouvement propre et direct de la lune qui a lieu d'occident en orient : cVst un fait dont on connaît encore la cause. Il est facile k vérifier, soit en comparant la lune aux étoiles différentes qu'elle rencontre cbaque fois qu'elle passe par les nœuds , soit en mesurant les changements de longitude que ces nœuds éprouvent d'une révolution à l'autre.

On trouve par là que le mouvement rétrograde des nœuds' est de 19» 52842 ou 19o 19' 42" 316 dans une année; ce quî donne, pour la durée de leur exacte révolution sidérale , 67931 / 39108, ou un peu plus de dix-huit ans et demi.

Le mouvement de la lune , dans son orbite , a donné lieu à un grand nombre d'autres périodes. Les unes n'intéressent que les astronomes; d'autres sont devenues complètement inutiles par les méthodes plus simples qui les ont remplacées dans les recherches qu'elles avaient pour objet; d'autres enfin ne sont plus que de pure curiosité pour l'histoire de la science.

Le mouvement elliptique ne représente pas exactement la marche de la lune dans son orbite. Cet astre étant soumis à l'action du soleil, éprouve des dérangements qui ont des rapports évidents avec la position de ce corps et qui troublent à chaque instant l'uniformité du mouvement dans l'ellipse. Ce sont ces dérangements que Ton désigne, selon leur espèce, par les noms à' inégalités et de perturbations. Leur explication et leur détermination sbnt l'objet des plus savantes recherches des géomètres et des astronomes. Elles ne sauraient trouver place ici, et nous sommes forcés de renvoyer aux traités d'astronomie physique.

Distance , volume , masse et densité dé ta lune. Le calcul de la distance de la lune à la terre se fait par des moyens semblables à ceux que les ingénieurs- géographes emploient quand ils déterminent la distance d'un objet terrestre à un autre. Toute 1« difficulté consiste à trouver la valeur de la

LU NE

LUNE

parallaxe ou la Taleur de Tangle sous lequel nn observateur placé dans la lune Terrait le rayon de la terre (voxe% Pakallaxe).

Les astronomes ont trouvé que la parallaxe horizontale de cet' astre , à sa plus

grande et h sa plus petite distance , varie de 53« 85, à 61» 48*'. Si Ton prend le rayon de la terre pour unité et qu^on calcule les distances correspondantes à ces parallaxes , on aura :

niy. ter. Ueaes.

Çlus grande distance de la lune à la terre. 63,84 91,418 Plus petite distance de la lune à la terre. . 55,92 80,077 Distence moyenne arithmét 59,98 85,748

On voit que la distance moyenne de la lune est environ 60 fois le rayon de la terre , on plus exactement 85, 748 lieues de 2280 toises. C'est à peu près la 400* partie de la distance dii «oleil à la terre. Si le son pouvait se propager à d^immenses distances , il mettrait deux mois pour aller de la terre à la lune ; il faudrait à un homme près de 24 ans pour s^y rendre en faisant 10 lieues par jour.

A la plus courte distance de la lune*, nous voyons son diamètre apparent sous un angle de 33'5[. A la môme distance , le diamètre de la terre serait vu sous un angle égal au double de la parallaxe de la lune , oo à 122*96. Le diamètre de la lune est donc au diamètre de la terre comme 33,51 est à 122, 96; ou plus simplement comme 1 est à 3,67. On déduit facilement de là , dans le cas de sphéricité :

Rayon de la lune , 390 lieues.

Circonférence , 2500 à peu près.

Surface, ~1^ de celle de la terre.

Volume , ^ de celui de la terre..

Par des considérations fondées sur la pesanteur universelle, on a trouvé que la hine est — Ji^ de celle de la terre. Des re-

cherches plus récentes tendent à réduire cette masse déjà si faible à -JL.. Dans ce dernier cas, la densité de la lune s^i'^i^-;^ de la densité de la terre.

Opacité, phases et lumière cendrée de la Urne. Les variations périodiques que la lune éprouve dans sa lumière, sont connues sons le nom de phases. C^est nn des phénomènes célestes les plus frappants qui ne peut s^expliqucr qu^en admettant que la lune est un corps opaque , obscur par lui- • méme, qui reçoit sa lumière du soleil. L^opacité est prouvée par les éclipses de soldl et de lune. Car , dans les premières , la lune , parait comme une tache noire qui 'passe devant le soleil entre cet astre et nous; et dans les secondes, elle perd sa lomière en entrant dans Tombre que la

terre répand au loin derrière elle par rapport au soleil.

Soit S le soleil , T la terre , autour de Ikqujelle la lune , dans une révolution sjmodique, prend les positions successives a, h,

e, d ( Voyez volume des planches de

tattronomie ^Jigure. des phases de la lune, ) Le soleil éclaire au moins la moitié du globe lunaire , et , suivant la place que ce globe occupe dans son orbite , les habitants de la terre n'aperçoivent pas du tout rhémisphère éclairé, ou n'en voient qu'une partie, ou enfin le découvrent tout entier.

Pour suivre ce phénomène selon un ordre méthodique, prenons le moment du coucher ^du soleil pour terme de comparaison, et supposons que nous commençons les observations le jour où la lune se couche en même temps que cet astre. Ce jonr-là , la lune est en a , entre le soleil et la terre. L'hémisphère qui est éclairé étant celui qui est tourné vers le soleil, l'autre qui regarde la terre , est plongé dans l'obscurité , et les habiUnts de la terre ne peuvent le distinguer. Ce jour-là donc, la lune passant sur l'horizon et au méridien , presque en inéme temps que le soleil , elle ne pourra être visible ni le jour ni la nuit. Quand la lune est dans cette position, on dit qu'elle est nouvelle , et l'on désigne cette circonstance par les lettres N. L. C'est ce que les anciens nommaieut néoménie.

Trois jours après , la lune étant en 6 se couche quelques moments après le soleil ; une partie de l'hémisphère éclairé est visible de la terre, et la lune offre la forme d'un croissant dont la convexité est tournée vers le soleil , à l'occident.

Le septième jour , la lune est en e et parait comme un demi-cerclé lumineux , eUe passe au méridien vers les 6 heures du soir, on la voit à peu près la moitié de la nuit , et elle est dans la phase qu'on nomme pre^ mier {quartier et qu'on désigne par P. Q.

Les jours suivants , le croissant se déve-

LUNE

loppe de plui en plas ; on le voit en d plus grand qu'un demi-cercle; ensuite en e»

comme un cercle entier. Là toutes les parties de rhémisphère qui regarde à-la-fois la terre et le soleil sont éclairées ; c^est le j6ur de la pleine lune, P. L., celui où elle passe an méridien , yers minuit , et où elle éclaire rhorizon pendant la nuit entière.

A partir du point e , la lune entre dans ce qu*on appelle le décours , c'est-à-dire , que s'étant jusques-là séparée du soleil, par son mouvement angulaire d^occident en orient , elle va s^en rapprocher en parcourant la dernière partie de son orbite. On la voit, en effet, se lever de plus en plus tard dans la nuit. Peu à peu , son bord occidental s'efface et s'échancre en un croissant dont la largeur va en diminuant d'un jour à Tautre. Alors le soleil éclaire la lune par la gauche; elle arrive en^, sous la forme d'un demi-cercle dont la convexité est dirigée vers Torient. C'est le dernier quartier, D. Q. A cette époque , la lune passe au méridien vers Ç heures du matin.

Enfin, Tastre continue de s'avancer vers le 'soleil , le rejoint en a , après une révolution synodique entière , et la lune se rtnouPelle pour reproduire les mêmes apparences pendant le mois suivant.

Dans cette succession de phases , ou ré* marque que la lune présente constamment la convexité de son disque lumineux tournée vers le soleil. Cette constante direction prouve évidemment que la lumière qu'elle nous réfléchit lui vient de ce corps. La loi des variations des phases dont la largeur croit avec la distance angulaire dé la lune au soleil, atteste en même temps que la lune est un corps sphérique.

Plusieurs points de l'orbite lunaire ont reçu des noms à cause de leurs i apports avec les différentes phases. Les points où arrivent la nouvelle et la pleine lune , se nomment sjrzigiet , et ceux qui répondent au premier et au dernier quartier , s'appellent quadratures. Les points intermédiaires entre les sjrzigief et les quadratures se nomment octants.

Quand la lune est dans les syzigies , eUe '' est entre le soleil et la terre ou à l'opposé du soleil par rapporta la terte. Dans le premier cas , on dit que la lune est en conjonction f dans le second , qu'elle est en opposition. Cette relation de position a lieu chaque fois que l'on considère deux corps par rappqrt à la terre. Il y a conjonction si ces

deux corps sont d'un même côté, et opposî^ tion si la terre se trouve entre deux.

Tout le monde a pu remarquer qu'entre la nouvelle lune et son premier quartier, on aperçoit souvent la partie du disque lunaire qui n'est point éclairée par le soleil. Cette faible clarté qui complète le cercle du disque , et qu'on nomme lumière cendrée , est produite par la lumière du soleil que l'hémisphère éclairé de la terre envoie sur la lune; laquelle étant réfléchie de nouveau par ceUe-ci , revient jusqu'à notre oeil. Ce qui prouve la vérité de cette explication, c'est que la lumière cendrée va en diminuant d'intensité, à mesure que la lune appproche du point de sa quadrature, où elle est nolle, parce qu'alors la lumière , réfléchie par la terre, ne peut tomber à angle droit sur la lune.

On conçoit que la terre doit offrir à un observateur placé sur la lune , des phases analogues à celles que nous observons sur celles-ci. Seulement les unes sont complémentaires des autres. Sur la lune, on a pleine terre quand nous avons nouvelle lune; nouvelle terre quand nous avons pleine lune , etc.

Rotation de la lune. La surface de la lune offre un grand nombre de taches permanentes qu'on a observées et décrites avec un soin tel qu'on a pu en dresser la carte. Ces taches sont invariables dans leurs formes et dans leurs positions respectives , et leur permanence les fait regarder comme adhérentes au corps de la lune. A quelque époque qu'on observe le tableau que forment ces taches , on le trouve toujours le même.

L'hémisphère de la lune qui regarde la terre ne change donc pas. Cette conséquence avait fait penser aux anciens , que la lune n'avait pas de mouvement de rotation. Les modernes qui ont mieux réfléchi sur le phénomène, y ont trouvé la preuve du contraire.

En effet , le mouvement de rotation de la lune s'exécute dans un temps égal à celui de sa révolution autour de la terre. C'est le cas d'un homme qui ferait le tour d'un arbre sans cesser de le regarder. Le mouvement de rotation de la lune n'offre point de difficultés pour être compris quand on le considère d'un point pris hors de la terre , tel que du soleil ou d'une planète. Les observations montrent qu'il s'exécute aut,,our d'un axe qui est incliné sur l'écliptique de 880 31', ce qui revient à dire que le plan de Téqua- * teur lunaire fait avec l'orbite de la terre un angle égal à lo 27'.

LUNE

Les géomètres ont fait connaître la canse phjaiqae de ce curieux phénomène: la lune, par reflet de son mouvement de rotation , est un peu aplatie à ses pôles. Mais en supposant qu'elle a été primitivement une sphère à Fétat fluide , Tattraction de la terre a dû alonger son globe et lui faire prendre b forme d'un ellipsoïde irrégulier, ayant son grand axe dirigé vers la terre , dans le plan de réquateur lunaire, et son petit axe se confondant avec celui de la rotation. Dans cette hypothèse , la lune serait composée de deux hémisphères dont Tun , plus lourd que Tautre, retombe toujours du côté de la terre par son excès de poids , à peu près de la même manière que la pesanteur ramène un pendule dans la direction de la verticale.

Cette explication résulte d'une théorie savante établie sur le phénomène de la libration, dont nous allons parler, et qui est une conséquence de la rotation de la lune.

Libnuion de ta lune. L'observation suivie des taches de la lune a fait découvrir quelques légers changements dans leur position apparente ; on les voit s^approcher et s'éloigner alternativement de ses bords * celles qui en sont très-voisines disparaissent et reparaissent en faisant des oscillations périodiques. Comme ces tÂchcs sont invariables dans leurs positions respectives , que , dans des circonstances égales , les apparences qu'elles présentent sont toujours les mêmes, on en a conclu qu'elles sont adhérentes à la surface de la lune, et que le mouvement de balancement dont elles sont aniifîées est an mouvement propre au globe lunaire. Les astronomes ont donné à ce phénomène le nom de Ubration de la lune. Plasieurs causes concourent à sa formation. Pour en donner une idée exacte , on conçoit un plan passant par le centre du globe lunaire, perpendiculairement au rayon vecteur mené de ce centre à celui de la terrre. L'hémisphère visible de la lune étant projeté sur ce plan , il est facile de reconnaître que les changements qu'il présente sont dus au mouvement de [rotation de l'astre par rapport à la direction du rayon vecteur. En eflet : *

lo Si la lune n'avait pas de mouvement de rotation , le rayon vecteur , par le seul effet d'une rotation ' autour de la terre, rencontrerait successivement tous les points qui passent au centre apparent du disque lunaire, et tracerait une circonférence de grand cercle sur la surface dé cet astre; mais tandis que le rayon vecteur décrit cette cir-

conférence , le globe lunaire tourne sur luimême et ramène constamment vers nous lo même hémisphère. Si l\>n suppose que la rotation de la lune soit uniforme, qu'elle ne participe point sensiblement aux inégalités périodiques qtû affectent son mouvement dans son orbite, la rotation apparente occasionce par ces inégalités , ne contrebalançant pas "exactement la rotation réelle , le globe lunaire fera de part et d'autre du rayon vecteur des oscillations correspondantes aux inégalités de son mouvement , et dont l'effet sera de nous découvrir et de nous dérober tour à tour quelque portion de sa surface.

Cette première partie du phénomène a été appelée Ubration en longitude,

2» Les taches de la lune n'ont pas une élévation constante au-dessus du plan de son orbite; on en voit qui passent d'un côté de ce plan au côté opposé ; Faxe de rotation n*est donc pas exactement perpendiculaire au plan de l'orbite. Selon que l'angle formé par cet axe et le rayon vecteur est aigu ou obtus , la terre découvre l'un ou l'autre pôle de rotation du globe lunaire , et les taches qui en sont voisines paraissent et disparaissent alternativement. Cette seconde partie a été nommée Ubration en latitude.

3» Enfin , l'observateur est placé h la surface de la terre , et non pas à son centre ; c'est par rapport, à ce centre que la lune présente toujours le même hémisphère. Le rayon visuel, mené de la surface de la terre au centre apparent du disque lunaire , n'a donc pas la même direction que le rayon vecteur de la lune ; ces deux lignes font un angle qui varie avec la hauteur de l'astre sur l'horizon , et qui est *nul au zénith. La lune paraît donc animée d'un mouvement oscillatoire de part et d'autre de son rayon vecteur, et qui s'exécute dans le sens du mouvement diurne ; c'est le phénomène que l'on a désigné par le nom de Ubration diurne.

Ainsi , trois causes produisent trois libratious partielles , dont Tensemble forme la libration composée ou totale et apparente qu'on observe chaque jour dans le globe lunaire.-Ces trois causes sont io,le mouvement de rotation de ta lune , qui se fait uniformément , tandis que l'autre se meut avec des vitesses inégales dans son orbite ; > Tinclinaison de l'axe de rotation sur l'orbite lunaire; 3» la position que l'observateur occupe à la surface de la terre, au lieu d'être au centre. Ces librations, purement optiques

LbNE

LUNE

ou d*apparence , n'affectent point le moaveinent i-éel de rotation de la lune, et disparaissent entièrement quand on rapporte ce mouvement au centre de cet astre.

Casaini est le premier qui ait donné Tex^ plication générale du phénomène de la libration; eUea été confirmée et perfectionnée ensuite par les travaux de plusieurs astronomes , et par les recherches des plus grands géomètres. Cette explication est Texpression des lois remarquables de la rotation de la lune , qu'on peut résumer de la manière suivante : Si par le centre de la lune on mène trois plans , le premier représentant Téquateur lunaire , le second Tédiptique , et le troisième Torbe moyen de la lune, on <rottf/« que Véquateur lunaire est constamment inclina d'environ un degré et demi sur Vécliptique ^ que son nœud descendant coïncide auec le nœud mojren ascendant de l'orbite de la lune , et que cette planète tourne sur elle-même dans un temps égal à celui qu'elle met pour acheter sa résolution mojrenne autour de la terre. Mais la théorie analytique de la libration montre que ces lois moyennes sont assujetties à des inégalités périodiques. Ces inégalités sont autant de librations réelles, distinctes des librations optiques que nous venons d'exposer ; elles sont produites par l'attraction de la terre sur le globe non sphérique de la lune. Leurs valeurs sont trèspetites, on ne peut les démêler des librations apparentes , qu'en appliquant les calculs de l'analyse h une longue série d'observations. (y<y)rez Mémoires sur la libration de la lune dans les connaissances des temps , anoées 1821 et 1822.)

Constitution physique de la lune, La surface de la lune est parsemée de montagnes d'une grande hauteur. Leurs ombres , projetées sur les plaines , y forment des taches noires qui varient de longueur avec la position du soleil. La mesure de la longueur de ces nombres a fait connaître que la hauteur de quelques modtagnes est , au moins , de 3,000 mètres. C'est vers la ligne de séparation d'ombre et de lumière , sur le disqne de la lune , que les montagnes se font le plus distinguer ; elles y forment des échancrures très-prononcées dont les sommets sont éclairés long-tenyps avant leur base. Les inégalités qui hérissent la surface de la lune sont, proportionnellement , beaucoup plus grandes que celles de la terre.

La direction des ombres faitreconnaitre de nombreuses et profondes cavilés sur la sur-

face de la lune. Plusieurs de ces cavités affectent une forme circulaire , et d'autres paraissent semblables aux bassins denosmen.

Les cavités circulaires ressemblent à des cratères qui font penser à des traces volcaniques. La formation de nouvelles taches et les étincelles qu'on a cru remarquer quelquefois dans la partie obscure de la lune , ont fait dire même qu'il y a des volcans en activité ; mais des observations plus suivies condamnent cette opinion , et montrent que les étincelles aperçues ne sont autre chose que des pics qui se trouvent éclairés par le soleil, dans certaines circonstances de position de cet astre , même quand le reste du disque ne l'est pas. Telle est la tache Aristorque , qui, plusieurs fois, a présenté ce phénomène, et fait renouveler l'opinion des volcans.

Considérés comme des volcans , les points brillants sur la partie obscure de la lune ont fait penser à quelques auteurs qu*ils sont une preuve de l'existence d'uoe atmosphère autour de cet astre. Mais la chimie établit aujourd'hui que le concours de l'atmosphère ou de l'oxygène qu'elle contient , n'est point une condition indispensable à la combustion; car il existe des substances qui brûlent par le seul effet du gaz qu'elles développent dans leur ignition. D'une autre part, Texistence des volcans n'est point prouvée par Tobservation, et la supposition dans bqoelle on admet que les aéroliihes ou pierres qui tombent du ciel , sont lancées par eux , hors da centre d'attraction de la lune, avec une force qui n'a besoia que d'être quatre fois celle de la poudre à canon , ne peut être regardée que comme une hypothèse qui montre U chose possible, sans la rendre probable.

Rien donc n^cst plus douteux que l'existence des volcans dans la lune.

Si la lune a une atmosphère , les rayons lumineux doivent s'infléchir vers le centre de cet astre ; et si, conmie cela doit être, les couches atmosphériques sont plus rares « mesure qu'elles sont plus élevées , en y pénétrant , ces rayons doivent se réfracter de plus en plus , et décrire une courbe concaTC vers sa surface. On apercevra donc sur la lune des effets de réfraction analogues à ceui qu'on observe sur la terre.

Le diamètre de la lune n'étant point augmenté par la réfraction de son atmosphère* une étoile éclipsée par la lune le serait donc plus tard, et redeviendrait plus tôt visible que s'il n'y avait pas d'atmosphère. L'existence d'une atmosphère lunaire serait aiûsi mani-

LUNE