MOUVEMENT DE LA LUNE

peu près 24096 rayons terrestres ; mais ia Lune n'est éloignée que de 60 de ces rayons, ou de 90 mille lieues, c.-à-d. 4oo fois plus rapprochée que le Soleil ; et pourtant nous jugeons que ces astres ont même volume; du moins la différ. apparente est fort petite , et l’un ou l’autre nous parait tour à tour plus volumineux. On conçoit que le grand rapprochement de la Lune à notre égard , et les variations de sa distance causées par l’excentricité de son ellipse , suffisent pour expliquer ces apparences. La Lune n’a que 780 lieues de diamètre ; celui de la Terre est de 3 200 lieues; la î” n’a que les du diamètre de la 2“°. La Lune n’est donc qu’un très-petit globe , quoiqu’elle nous semble égaler le Soleil ; son volume n’est que le 49° de la Terre, qui n’est lui-même que les 1 3 millionièmes de celui du Soleil.

36g. La Lune ne brille que d’une lumière empruntée du Soleil : ses phases sont l’effet du mode de réflexion , et des lieux relatifs que ces astres occupent à notre égard. S’ils sont dans la même région du ciel , la Lune , qui se trouve à peu près entre nous et le Soleil , ne tourne de notre côté que la face obscure , que nous ne pouvons voir. Ils passent ensemble à peu près au méridien; c’est ce qu’on appelle la néoménie, la nouvelle lune, la conjonction. Au contraire, si la Lune est opposée au Soleil, tout le disque éclairé est tourné vers nous ; nous la voyons sous la forme d’un cercle lumineux ; c’est la pleine lune, Y opposition. Ces deux états sont désignés par le nom commun de syzygies : ils sont séparés par une succession de phases , croissantes d’abord, décroissantes ensuite. Le premier et le dernier quartier sont les époques où la Lune est en quadrature, ou à 90° du Soleil; elle ne nous montre que le quart de son disque. Il faut environ 29^t pour accomplir cette période d’effets de lumière, qui se reproduisent sans cesse.

370. Quand la Lune se place directement entre nous et le Soleil , elle nous cache cet astre ; il y a éclipse de Soleil, et par conséquent néoménie. Si la Lune se trouve directement opposée au Soleil , elle entre dans le cône d’ombre projetée par la Terre; il y a éclipse de Lune , et par conséquent pleine Lune. Il arrive souvent que la Lune s’interpose entre les étoiles et nous , et les ntoDftsiE. 21

322 GÉOMORPHIE ASTRONOMIQUE.

cache par son opacité ; c’est ce qu’on appelle une occultation.

Des table s astronomiques et de leur usage.

571. L’étude qu’on a faite des mouvements célestes a permis d’en connaître, avec une extrême précision , les lois, la direction et la vitesse. Les formules qui expriment les mouvements ont été réduites en tables, d’où l’on tire, par de simples additions, des nombres qui donnent la position de chaque astre à tout instant. C’est , par ex. , à l’aide de ces tables que le bureau des longitudes compose la Connaissance des Tems , ouvrage qui donne, pour tous les jours de l’année, les lieux occupés au ciel par le Soleil, la Lune, les planètes, les étoiles, l’instant de leur lever, de leur coucher, etc. Les Anglais, les Prussiens, les Italiens, les Danois, etc., publient aussi des éphérné rides de ce genre. Comme c’est de ces livres qu’on tire les données des problèmes astronomiques, nous devons expliquer la composition de ces ouvrages.

3 7 2. La déclinaison d’un astre est l’arc abaissé de ce corps perpendiculairement à l 'équateur, plan qui, passant par le centre de la Terre , est perpendiculaire à son axe des pôles. h'ascension droite est la distance du pied de cet arc au point équinoxial T , sur la ligne de section de l’équateur et de l’écliptique. La déclinaison est boréale ou australe , selon que l'astre est d’un côté de l'équateur ou de l’autre côté : elle se compte de zéro à 90 degrés , car les pôles sont à 90° de déclin. L’ascension droite se compte de l’ouest à l’est et de zéro à 36o° , en faisant ainsi le tour entier du cercle équatorial. On voit que l’ascension droite et la déclinaison sont deux coordonnées circulaires , qui déterminent la position d’un astre, précisément comme les longitudes et latitudes terrestres fixent la position de chaque ville en géographie.

En rapportant les astres au plan de l’écliptique, on a de même deux coordonnées circulaires appelées longitudes et latitudes. Les i1®* se comptent de zéro à 36o°, en faisant le tour entier du cercle de l’écliptique. Seulement ici , pour éviter les grands nom-