CHAPITRE IV

Xkf fltonfiemens de,la Lime, ^ ses^ j^ases etdes éol^>ses. ■.

\jn-vi dB'totts le»wJtreiiqni tfom' intiéteMe le plna après le' aaiail , «Ht U Inn»^: dont lespltatèv ofient waa- divisicm 'du teittpi li TmMKpiable ,'. ^'ellc a Aé- primitireuMtt'en OHge chezÏOTitf le* peuples. Laluaea, comme lè'rioteH, UQ motiTémèii*^ro|n-e d'oocideilt en oriebt. La dnvée de m réroiotloD udërale A«ït le ip,^ti66t4^, au' cMomencement dece siècle :' cette dor^n'estpas tebjoiin'la 'ttémei et la comparatson- dea ofaaerTationt modernes avec les aaeîèiKiés, preare mconteatablemeat ■Bne aec^lérotioii dans la m^^n mouvement de U lone. <bette accéUratîon , encore pea sensible depuis U pins ancienne éelipse qni nous soit parvenue , se développera par la mte des temps. Mais îra-t-elle en creusant sana* cesse , on s'arrétera-t-elle pour ae clianger en reta^deBLent^ C'est ce iqne les olMervations ne peuvent apprendre qu'après nn très grand nombre de siècles. Heuiensement la découverte de sa cause , en les devançant, noua a fait connattre qu'elle est périodique. Au commencement de ce siècle , la distance mojenoe angulaire de la lune , à l'éijuinoxe du printemps , et comptée de cet équinoxe dans le sens du mouvement propre de cet astre , était is4'>oi33i , à minait, temps moyen à l'Observatoire royal de Paris.

La loue se ment dans nn orbe elliptique dont le centre de la terre occupe un des foyers. Son rayon

DU STSTËHE DtT MONDE. a5

vectenr trace «titour de' c« point des aires à pen ^pris prop<Alionnellea anx temps. La moj^nne distance de cet astre i la terre Aant prise pour unit^ , l'exceBtrîàté de son èlHpse est' o,o54644> > ce qni donne la plus grande ëqnation du centre, ëgale à 6*,9854 : elle paraît £tre iavariable. Le périgëe lunaire a un mouvement direct, c'est-à-dire , dans le sens du mouvement propre du soleil : la durée de sa révolution sidérale ëtait , au commencement du siècle, de 3a}ai-, 575343. et s» moyenne disteoce ai^laire k l'ëquinoxe du printemps était 'a95*,68o37. Son mouTement n'est pas anifcùrme ; il se ralentit pendant que celui de la lune s'accélère.

'Les lois dn' monrement elliptique sont encore loin de représenter les observations de U Inné : elle est assujettie & un grand nombre d'inégalités qui ont des rapports évidens avec la position du soleil. Nous allons indiquer les trois principales.

La plus considérable et la première que l'on ait reconnue, est celle que l'oa nomme efectùn. Cette inégalité 'qui , dans son maximum s'élère 1 i*,4907 < ^*^ V"*" poTtionnelle' au sinus du double de la distance angulaire de la lune au soleil , moins la distance angulaire de la ' lune à son périgée. Dana les oppositions et dans les conjonctions de la lune avec le soleil, elle se confond 'RTetai'éqnation dn centre, qu'elle diminue constamment. -Par cette' raison, les anciens observateurs qui ne détenntnaîent 'les élémens de la théorie lunaire , qa'an moyen des éclipses et dans la vue de prédke ces phénomènes, trouvèrent l'équation du centre de la lune, ]>1ds petite que la véritable , de tonte la quantité de Wvectioa.

On observe encore dans le monvemant lunaire une grande inégalité qui disparaît dans les conjonctions et

a6 EXPOSITION

(Ubs ka oppoutiotu de U Itue a» «okil , wqh «pi« d«» IwpoinU où c0> denv Mtr«a sont âoigmEB eptre- eux du qnut de la eiraoniifrence. Elle Mt i Km ntawnwni et «'«fliTe i D'iâGi I , qovad leur dùtaqc* ontunlle est de cinquante degté» ; d'od l'on a conclu qu'elle ect proportionnelle rq «inua du doitble de U dUMmoe de la Inné an «ofeilCette inégalîtt! que Vqn nomme varittion , disparaÎMant dans lea éclipsée , elle n> p« 4tr« receanne par l'olMervadoa de cea ]^dnoniaeiL

Enfin, le mouTeraent de U lune «'«coâfere qnand celui du soleil se ralentit, et récippoquentent; d'où ràolte une inégalité connue aoua le bokl d'e^milKW aiHtaelU , et dont la loi est ezactemept la même que celle de Nquation du centre du aoleil, arec nn «igoe contraire. Cette inégalité qui, dau aoa mam/wm, cat de o*,*074> ae confond dans lea éolipaea. avee l'équation du centre du aoleil ; et dana le oalcol de Itqatant de ces pbénominei , il eat indiQl^nt de oonaidérer aéparément oea deux équations, eu de aupprimer l'équation annuelle de U théorie lunaire, poiv en accroître l'éqnatioD dn centre du aoleil. Par o«tte raiaon . le» avcieoa astronomes donnèrent i Vorbe aolaire une trop grande excentricité, comme ils en aasiguërent une trop petite i l'orbe luœîre , i raison de l'évectîon.

Cet orbe eat ineUné de 5%7i85, Al'écHptiqne i «es pointa d'interaection avec «lie , que l'on notnnie mtod* , ne sont paa fixea dans le ciel; ila ont un menTCB^ent rétrogmde ou contraire à celui de U Innd mauv^^nent qu'il eat facile de reeonuattre par la auite des AoUfia que la^lane rencontre en traveraBnt l'écliptique. Qn appelle lueud ascendant, celui dans lequel la Inné a'él&ve an-deasus de l'é^aliptique , vers !e pile boréal ; et —end deaetndamt^ celai dans lequel elle a'abaiuQ a»-deHOua,'

DU SYSTÈME DU MONDE. ay

Tcn le pAle amtral. La àatée d'aae r^volntion sidérale de* lueudc était , aa «anmcncnneot du aiide , de 67g3j,39io8,etla distance mo^euite du nœud eMeotdant i rëqnÎDOxe du prialempt, était t5'',46ii7; maïs le moavement des nœuds te ralentit de siècle en siècle, n est assujetti i pituiean inégalîtë* dont la plas grande est proportionnelle au «mus. du double de la distance de laluueanstjeil, ets'élèTci i*,6io3 danasoantaaimum. L'inclinaison de l'orbe est pareillement variable i sa pins grande inégalité qui s'élève à o'ii&i^ daaa son maximum, est proportionnelle au cofiaus dn mAme au* g;le dont dépend t'inégalilé dn mouvement des ncauda; . maïs l'inclinaison moyenae parait constante dan* les différens siècles, malgré les variatioQs séculaires du plan de l'écliptïque.

L'orbe lunaire , et généralemeid le* orbea dn soleil et de tous les corps célestes , n'ont pas plus de réalité qne les parabi^ décrites par les proiectUe* à la surface de la terre. Pour rcprésester le moQvemeut d'un corps dans l'espace , on imagine une ligne menée par toutes les poRtioBs snocessÎTes de son centre : celte ligne est •on orbite dont le plan fixe on variable est celui qui passe par deux poaiUons consécutives du corps, et par le point autour duquel on le conçoit en mouvement.

An lieu d'envisager ainsi le moitrement d'un corps, on peut le projeter parla pensée, aurunplaufi»),etdét«rmioer sa courbe de projection et sa bauteur au-dessus de ce plan. Cette métbods fort simple est celle que les astronome* emploient dan* les 'tables des mouvemens célestes.

Le diamètre appareiut de la loue cbauge d'une mawère analogue aux variations du mouvement lunaire : il est de 5438" dans la plus grande distance de la laae 1 la terre, -et de 6307'' dan* sa plus petite distance.

a8 EXPOSmOK

he» mêmes moyens auxquels la pa^sUazé du soleil aTSÎt' ^cbapp^ ptir sa petitesse ', ont dOonë la parallaxe moyeaue de la lune, égale k 10661". Ainsi, i:Ia même distance oà cet astre nous parait sons an angle de 56a3", la terre serait vue sons un angle de ai333'J; leurs diamètres sont donc dans lerapport de ces nombres , on à très peu près , comme trois est à onae ; et le volume du globe lunaire «st quarante-nenf fois moindre que celui du globe terrestr e.

Les phases de la lune sont nn des phénomènes célestes les plus frappans; En se dégageant le soir des rayons du soleil, elle reparaît avec un faible croissant tpii augmente à mesure qu'elle s'en éloigne , et qni devient un cercle entier de lumière lorsqu'elle est en opposition avec cet astre. Quand ensuite elle s'en approche, ae» phases diminuent suivant le degré de leur précédente augmentation, jusqu'à ce qu'elle se plonge le matin dans les rayons solaires. Le croissant de la lune, constamment dirigévers le soleil , indique évidemment qu'elle en emprunte sa lumière ; et la loi de la variatioa de se» phases , dont la largeur croit i très peu près proportionnellement au sinus- verse de la distance angulaire de la lune au soleil , nous prouve qu'elle est spbérique. , Le retour des phases dépend de l'excès du mouvement de la lune sur celui du soleil, excès que l'on nomme mouvement lyttoditjue lunaire. La durée de la révolution synodique de cet astre , ou la période de ses conjonctionsmoyeDnes,estmaïnteDantde 291,530588716: elle est k l'année tropique, è très peu près, dans le rapport de 19 à 335; c'esfc^^Iire que dix-neuf années adairea forment environ deux cent trente-cinq mois lunaires.

Les syzygiet sont les points de l'orbite où la lune se

trouve en conjonction ou en opposition avec le soleil. Dans le pi«emier pas, la laùe est nouvelle: elle est pleine dans le second. Lek quadratures aont, les points oA la lune est éioigaée du soleil de cent on de trois cents degrés compta dans le sens deson mouvement propre. Dans ces poii^ que l'on nomme premier et second quartier .àe la lune, nous vojons la moitié de son hëpûsphèn; ^lair^. A la rigueur, nous en apercevons DU peu plus ; car lorsque l'exacte moitié se d^onvre à noua, la distance de la lune mp. soleil est on peu moindre que c*itf degrés. A cet instant que Ton- reconnaît parice quie . la ligne qui sépare lliémispli^ éclairé de i'bémispliire obscur, parait être une ligne droite; le rayrâ mené de l'observateur, au. centre de la lune est perpendiculaire i celai qui joint les centres de la lune et du soleil. Ainsi^dans le triangle formé par les droites qui joignent ces centres et l'œil de l'observateur , Tan-, ^e.à la luge est droit, et l'observation donne l'angle à l'observateur ; ou peut donc déterminer la distance du soleil à la terre , en parties de la distance de la terre k la lune. La diiBculté de fixer avec précision l'instant où nous voyons la moitié du disque éclairé de. la lune, rend cette méthode peu rigoureuse ; on lui doit cependant les premières notions justes que l'on ait eues da volume immense du soleil , et de sa grande distance i la terre.

L'explicfttion des phases de. la lune conduit it celte des éclipses, objet de la frajear des honunes dans les temÎM d'ignorance , et de leur curiosité dans tous lès temps. La lune ne peut s'éclipser que par l'iaterposition d'an corps opaque qui lui dérobe la lumière du soleil , et. il est visible que ce corps est la terre , poisr que les éclipses de lune n'arrivent jamais que dans ks

3o EXPOSITION

oppositions, ou lonc[ae la terre est entre cet astre et le soleil. Le globe terrestre projette denriire loi , relatÎTement au soleil , un c6né d'ombre dont l'axe est snr la droite qui joint les centres da aoleil et de la terre, et qni se termine au point où les diamitres apparens de ces deux corps seraient les mtmes. Ces diamètres tus du centre de la lune en opposition et dans sa moyenne distance, sont & peu pris de Sgio" pour le soleil, ei de « 1 3a4 " pour la terre ', ainsi le cAne d'ombre terrestre a une longueur au moins trois fois et demie plus grande que la distance de la lune & la terre ; et sa largeur aux points oà il est trarersé par la lune, est enriroa Iinît tiers dn diamètre lunaire. La lune serait donc ^clîpstfe, toutes les fob qu'elle aérait en opposition au soleil , si le plan de son orbe coïncidait avec l'ëeliptique ; maïs en Tertn de l'inclinaison mutuelle de ces plans , la lune dans ses oppositions , est souvent ëlev^ an-dessns , ou abaissée an-dessous du cdne d'ombre terrestre , et elle n'y pénètre que lorsqu'elle est près de ses ncsnds. Si tout son dîsqae s'enfooce dans l'ombre de la terre , ' l'^clipse de lune est totale : elle est partieUe , si ce disque n'y pénètre qu'en partie ; et l'on conçoit que la proximité de la lune à ses nceuds , an moment de l'opposition, doit produire tontes les Tari^tés qne Ton observe dans ces éclipses.

Cbaque point de la surface de la lune, avant de *'éelipSer , perd successivement la lumière des diverses parties du disque solaire. Sa clarté diminue donc graduellemetrt , et s'éteint au moment oA il pénètre dans l'ombre terrestre. On a nommé pénombre , l'espace dans lequel cette (Uminntion a Jien, et dont la largeur est égale au diamètre apparent dn soleil vu du centre de. la lune.

DU SYSTÈME DtT MONDE. 3i

Lb ètaée moyenne d^ine rfvolntion du soleil , par nfiport un neeoA de l'orbe lanaire, e«t de 346), digSSi ; elle est à Is dorée d'une révolution synodiqne de la laiie,ï ibrt peu près dans le rapport de asS A 19. Ainsi, après une période de tti3 mois lanaires, le soleil et la lune se retrouvent i la même posititioo relativement an ntend de l'orbe lunaire; les éclipses doivent donc revenir i pèn près dans le nlémc ordre , ce qnî donne pouf les prédite , nn moyen simple qui fut employé par les anciens astronomes. Hais les inégalités des mouvemens du soleil et de la hine doivent produire des'difTérences sensibles ; d'ailleurs, le retour de ces deux astres à la même position par l^pporl au nœud , dans l'iatervdle de »3 mois , n'eA pas rigonrenz ; et les écarts ijm ea résultent changent, i la longue, Tordit des éclipses <^nervées pendant une de ces périodes.

La ferme circulaire dfc l'ombre terrestre, dans les éclipses de lune , rendit sensible aux premiers astronomes la apliérîcîté très approcbee de la terre : nous verrons dans la suite , Ift ^orie Innaire perfectionnée offrir le moyen , pent-étre plus exact, pour en déterminer l'aplatissement.

Cest uniquement daU les conionctions dn soleil et de la hine, tpiand cet astre , en s'iaterposant entre lé soteii et la terre , nous dérobe la iumière dn soleil , que nous observons les 'éclipses solaires. Quoique la lune soit incomparablemeid: plus petite que le soleil , cependant, eHe est assez près de la terre pour que son diamètre apparent diffère peu de celui dn soleil: il arrive même , i raison des changemens de ces diamètres, qu'ffs se surpassent idtemativement l'un l'autre. Inug:inons les centres du soleil et de la lune Sur une même droite avec Vœîï de l'observateur, ïl verra le

soleil éclipaë. SI le diamètre apparent de la lune «nrpaase celui du. aoleîl , l'ëclipse sera totale ; maÎB si ce, diamètre est plus petit, l'observateur verra ua anneau lumiDeux forïoë par la partie du soleil qui d^orde le disi|ue de la lune , et alors l'^clipse sera onnu/aîre. Si le centre de la lune n'est pas sur la droite quijointl'obaervateur et le centre du soleil, la lune pourra n'éclipser ^'une partie du disque solaire, et l'ëclipse . sera partielle. Ainsi les vaxiétéé des distances fin soleil et de la Inné au centre de la terre , et celles de la proximité de la lune à ses nœuds , an moment de ses conjonctions, doivent en produire de très grandes dan< les éclipses de soleil A ces causes se joint encore l'éle'vation de ta lune sur l'borizon , élévation qui change U grandeur de sou diamètre apparent, et gui par l'effet de la parallaxe lunaire , peut augmenter ou diminuer la distance apparente des centres du soleil et de la lune, de manière que de deux observateurs éloignés entre eux,. l'un peut Toir une éclipse de soleil, qui n'a poïntlien pour l'autre obserTateur. £n cela, les éclipses de soleil difi%rent des éclipses de lune , qui sont les mêmes pour tous les lieux de la terre oii les deux astres sont élevés sur 1,'horisou. On voit souvent l'ombre d'un nuage emporté par les vents , parcourir rapidement les coteaux et les plaines , et dérober aux spectateurs qu'elle atteint la yue. du soleil , dont jouissent ceux qui sont au-delà de ses limites : c'est l'image exacte des éclipses totales de soleil. On aperçoit alors autour du disque lunaire u^e couronne d'une lumière p&le, et qui probablement est l'atmosphère mfime du soleil ; car son étendue ne peut convenir i celle de la lune , et l'on s'est assuré par les éclipses dn soleil et des étoiles , que . cette dernière atmosphère est presque insensible.

L'atmosphère , dont on peut coDceroir U lane eoTtronnée, înâéchit les rayons lumineux vers le centre de cet astre ; et si , comme cela doit être , les couches atmosphériques sont plus rares i mesure qu'elles sont plus élevées , ces rajons, en j pénétrant , s'iufléchÎMeat de plus en plus, et décrivent une conrhe concave vers sa snrfâce. Un ohservateur placé sur U lune, ne cesserait donc de voir un astre que lorsqu'il serait placé audessous de son horison, d'uu angle que l'on somme rijraedoa horizontale. Les rayons émanés de cet astre vu à l'horizon, après avoir rasé ta surface de la lune, continuent leur route eu décrivant une courbe semblable à celle par laquelle ils y sont parvenus. Aiosi un second observateur placé derrière la lune, relativement à l'astre, l'apercevrait encore, en vertu de l'inflesiou de ses rayons daos l'atmosphère lunaire. Le diamètre de la lune n'est point sensiblement augmenté par la réfraction de sou atmosphère ; uue étoile éclipsée par cet astre l'est doue plus tard que si cette atmosphère n'existait point , et par la même raison , elle cesse plus tit d'être éclipsée; en sorte que l'influence de l'atmosphère lunaire est principalement sensible sur la durée des éclipses du soleil et des étoiles par la lune. Des observations précises et multipliées ont fait A peine soupçonner cette influence ; et l'on s'est assuré qu'à la snrfâce de la lune , la réfraction horizontale n'excède pas cinq secondes. Cette réfraction sur la terre est au moins mille fois plus grande ; l'atmosphère lunaire , si elle existe , est donc d'une rareté extrême et supérieure à celle du vide que noua formons dans nos meilleures machines pneumatiques. De U nous devons conclure qu'aucun des animaux terrestres ne pourrait respirer et vivre sur la lune, et que si elle est habitée, ce ne

peut £tre que par des animaux d'une antre espèce. II y a lien, de penser qne tout est aolide à sa surface ; car les grands télescopes notu la pre'sentent comme une masse aride sur laquelle ou a cru remarquer les effets et même l'explosion des volcans.

fionguer a trouvé par l'expérience , qne la lumière de la pleine lune est environ trois cent mille fois plni faible que celle du soleil : c'est la raison pour laquelle cette lumière rassemblée au foyer des plus gi'ands miroirs , ne produit point d'effet sensible sur le thermomètre.

On distingue, surtout près des nouvelles lunes, la partie du disque lunaire , qui n'est point éclairée par le soleil. Cette faible clarté, que l'on nomme lumière cendrée, est due, au moins en grande partie, à la lumière que l'héntispbère éclairé de la terre réfléchit sur la lune ; et ee qui le pronve , c'est qu'elle est plus seosible vers la nouvelle lune , quand une plus grande partie de cet hémisphère est dirigée vers cet astre. En effet, il est visible que la terre offrirait à un observateur placé sur la tune, des phases semblables à celles que la lune nous présente , mais accompagnées d'nne plus forte lumière , à raison de la plus grande étendue de la surïâce terrestre.

Le disque lunaire présente un grand nombre de taches invariables que l'on a observées et décrites avec soin. Elles nous montrent que cet astre dirige toujours vers nous k peu près le même hémisphère; il tourne donc sur lui-même , dans un temps égal A celui de sa révolution autour de la terre; car si l'on imagine un observateur placé au centre de la lune supposée transparente , il verra la terre et son rayon visuel se mouvoir autour de lui ; et comme ce rayon traverse toujours

au même point à peu près, la surface lunaire, il est érident que ce poiot doit tonraer en même temps et dans le même sens que la terre , autour de l'observatear.

Cependant, l'observation suivie du disque lunaire, fait apercevoir de légères varie'te'a dans se» apparences ; on voit les taches s'approcher et s'éloigner alternativement de ses bords. Celles qui en sont très voisines, disparaissent et reparaissent successivement , en faisant des oscillations périodiques que l'on a désignées sons le nom AiUbration de la Urne. Pour se former une juste idée des causes principales de ce phénomène , il faut considérer que le disque de la lune , vu du centre de la terre , est terminé par la circonférence d'un cercle du globe lunaire , perpendiculaire & son rayon vecteur : c'est sur le plan de ce cercle que se projette l'hémisphère de la lune , dirigé vers la terre , et dont les apparences sont liées au mouvement de rotation de cet astre. Si la lune était sans mouvement de rotation, son rayon vecteur tracerait A chaque révolution lunaire la circonférence d'un grand cercle sur sa surface, dont tontes les parties se présenteraient successivement à nous. Mais en même temps que le rayon vecteur tend à décrire cette circonférence, le globe lunaire, en tournant , ramène toujours,! fort peu près, le même point de sa surface sur ce rayon , et par conséquent le même hémisphère vers la terre. Les inégalités du mouvement de la lune produisent de légères variétés dans ses apparences ; car son mouvement de rotation ne participant point d'une manière sensible à ces inégalités, il est variable relativement à son rayon vecteur qui va rencontrer ainsi sa surface dans dilférena points; le globe lunaire fait donc, par rapport à ce rayon, des

oscillations correspondantes aux ioëgalitës de son monremeot, et qui nous dérobent et nous de'couvreat alternativemeot quelques parties de sa surface.

Mais le globe lunaire a uoe autre libratîon , perpenoculaire à celle-ci , et par laquelle les régions situées vers les pâles de rotation de ce ^obe , disparaissent et reparaissent alternat ivement. Pour concevoir ce pbénomèue , supposons l'axe de rotation perpendicnlaire i Técliptique. Lorsque la lune sera dans son nœud ascen> dant, ses deux pôles seront aux bords austral et boréal de lliémîsplière visible. A mesure qu'elle s'élèvera sur l'ecliptique , le pdle boréal et les régions qui en sont très voisines disparaîtront , tandis que les régions voisines du pôle austral se découvriront de plus eu pluii jusqu'au moment où l'astre, parvenu i sa plus grande lati* tude boréale , commencera à revenir vers l'édïptique. Les phénomènes précédens se reproduiront alors dans un ordre inverse ; et lorsque la lune , parvenue i son nœud descendant , s'abaissera sous l'ecliptique, le pôle boréal présentera les phénomènes que le pôle austral avait ofTei-ts.

L'axe de rotation de la lune n'est pas exactement perpendiculaire k l'ecliptique; et son inclinaison produit des apparences que l'on peut concevoir en supposant la lune mue sur le plan même de l'ecliptique , de manière que sou axe de rotatiou reste toujours parallèle tk lui-même. H e^t clair qu'alors , chaque pôle sera visible pendant une moitié de la révolution de la lune autour de la terre , et îavisible pendant l'autre moitié, en sorte que les régions qui en sont très voisines seront atlernativement découvertes et cachées.

Enfin , l'observateur n'est point an centre de la terre, mais i. sa surface : c'est le lajon visuel mené de son

oeil an centre de la Inné qui détenuine le milieu de son hénisplière apparent; et il est clair qu'à raison de la parallaxe lunaire , ce rayon coupe la surface de la lune dans des points sensiblement diffërens , suirant la hauteur de cet astre sur l'horizou.

Toutes ce» causes ne produisent qu'une libration apparente dans le globe lunaire ; elles sont purement optiques, et n'affectent point son mouTement réel de rotation. Ce mourement peut cependant être assujetti à de petites inëgalitës; mais elles sont très peu sensibles-

R n'en est pas de même des variations du plan de l'éqnateor lunaire. L'observation assidue des taches de la lune fit reconnaître k Dominique Cassinî. qne l'axe de cet équateur n'est point perpendiculaire A l'écliptïque, comme oo l'avait suppose jusqu'alors , et que ses positions successives ne sont point exactement paralliles. Ce grand astronome fut conduit au résultat suivant, l'une de ses plus belles découvertes , et qui renferme tonte la théorie astronomique de la libration réelle de la lune. Si par le ceotre de cet astre on conçoit un premier plan perpendiculaire A son axe de rotation , plan qui se confond avec celui de son équateur ; si de plus on imagine , par le même centre , un second plan parallèle i celni de l'écliptïque, et an troisiime plan qui soit celui de l'orbe lunaire, en faisant abstraction des inégalités périodiques de son inclinaison et des noeuds ; ces trois plans ont constamment nne intersection commune; le second situé eutre tes deux autres , forme avec le premier un angle d'environ i ",67 , et avec le troisième , un angle de 5*,7i55. Ainsi, les intersections de l'équateur- lunaire avec l'écliptïque ou ses noeuds , coïncident tonjours avec les nœuds moyens de l'orbe lunaire , et comme eux ils ont un mouvement

rétrograde dont la përïodeest de âygSj.SgioS. Dans cet Intervalle , les deux pôles de r^quatenr et de l'orbe luaaire décrivent de petits cercles parallèles à l'écliptique, en comprenant son p61e entre eax, de manière que ces trois pâles soient constamment eta an grand cercle de la sphère cëleate.

Des montagnes d'une grande hauteur s'ëlèvent i la surface de la lune i leurs ombres projetées sur les plaines y forment des taches qui varient avec la position du soleil. Aux bords de la partie éclairée du disque lunaire, les montagnes se présentent sous la forme d'une dentelure qui s'étend au-delA de la ligne de lumière , d'une quantité dont la mesure a fait connaître que leur hauteur est au moins de trois mille mètres. On reconnatt par la direction des ombres , que la surface de la lune est parsemée de profondes cavités semblables açx basaîiis de nos mers. Enfin, cette surface paratt offrir des traces d'éruptions volcaniques ; la formation de nouvelles taches et des étincelles observées plusieurs fois dans sa partie obscure , semblent même y indiquer des volcans en activité.