Effemerid. astronom.di Milano, année 1824, p

ASTRONOMIE MODERNE

boules de plomb sont â une distance connue, nous aurions évidemment, par l’application de la loi de Newton, une relation où il n’y aurait d’inconnu que le rapport des masses de la Terre et de la grande boule. » La résolution de cette question donna immédiatement ce rapport, d’où l’on déduisit, la densité du plomb étant Connue, la densité moyenne de la Terre. D’après un grand nombre d’expériences très-concordantes, cette densité a été trouvée égale à 5,48. Plus récemment, à peu près le même résultat (5,44) a été obtenu avec des instruments perfectionnés, par Reich, de Freyberg1.

A raison de la différence des roches qui composent l’écorce terrestre, la densité des continents est à peine 2,7, et la densité moyenne des continents et des mers réunis n’atteint pas 1,6. Le pendule, soit vertical, soit horizontal (balance de torsion), qui donne pour densité moyenne de tout le globe terrestre ou de notre masse planétaire, 5,48 (à peu près celle de la baryte), est donc l’instrument géognostique par excellence : il montre combien la densité des couches intérieures doit s’accroître en se rapprochant du centre, soit par Huite de la pression que ces couches supportent, soit à cause de la nature de leurs matériaux.

Le rayon et la densité moyenne du globe terrestre étant connus, il est facile d’en déduire le poids de la masse totale de notre planète.

La masse de la Terre n’est que la 354 936* partie de celle du Soleil ; en d’autres termes, il faudrait un poids de plus de trois cent cinquante mille fois celui de la Terre pour faire, sur les plateaux d’une balance, équilibre à la masse du Soleil.

1. Reich, Recherches sur la densité moyenne de la Terre , 1838.

HISTOIRE DE i*’ ASTRONOMIE.

La Lune»

Notre satellite a fourni à Newton la découverte des lois do la gravitation, comme' Mars avait livré à Kepler le . secret des lois qui portent le nom de ce grand astronome. . ’ ■

La Terre pèse sur la Lune ; son action se reflète dans les mouvements de notre satellite, pour ainsi dire comme dans un miroir. La Terre et la Lune forment un véritable couple de forces. Elles se pondèrent, elles se balancent, toujours en raison inverse du carré do lenrs distances et en raison directe de leurs masses, inégalement distribuées autour de leurs centres. Leurs balancements’, leurs mouvements oscillatoires, quoiqu’ils varient à chaque instant, sont cependant, à raison même .de leurs lois, contenus dans d’infranchissables limites. A l’action réciproque de la Terre et de la Lune s’ajoute l’action prépondérante du Soleil, sans exclure, loin de là, celle des antres planètes, à commencer par Mars et Venus, les plus rapprochées de la Terre après la Lune. L’idée d’une mécanique ou d’une dynamique céleste se présente dès «lors naturellement à l’esprit, d’autant plus que les irrégularités , les inégalités ou anomalies , — termes bien mal choisis, -*• ne font que confirmer cette pondération universelle, et que les perturbations ne sont, ]w>ur ainsi dire, que des différentielles à intégrer dans l’harmonie de l’ensemble ou dans l’unité du système. Cependant on continue encore, — tant l’usage est tyrannique ! — à parler d’inégalités, d’anomalies, de perturbations, etc., là où ne règne jamais aucun désordre. Tout cela, d’abord vaguement entrevu, a été, depuis Kepler et Newton, parfaitement mis en lumière par les plus grands géomètres, tels que Euler,

ASTRONOMIE MODERNE. 511

Ciair&ut, d’AJembert, Lagrange, Laplace, Gauss, Poinsot, etCw

Les mouvements si complexes de la Lune ont, depuis Hipparque et Ptolémée, exercé la sagacité de tous los astronomes. Pour se reconnaître dans ces enchevêtrements, en apparence inextricables, rappelons que si la distance de la Terre au Soleil1 est variable, celle de la Terre à la Lune l’est aussi; que cette inégalité dans la distance de notre globe à son satellite produit l’évection , découverte par Ptolémée , comme l’inégalité dans l’angle des rayons vecteurs de la Terre à la, Lune et de la Terre au Soleil donne la variation, trouvée par Tycho.

Horrox ou Horroçks (né vers 1619 à Toxteh près de Liverpool, mort en 1641), partisan décidé des idées de Kepler, expliqua le premier l’évoction et la variation par la forme elliptique de l’orbite lunaire, comme étant inséparablement, liée à une variation de l’excentricité de l’ellipse et à un mouvement oscillatoire de la ligne des apsides. Cette variation s’effectue, suivant lui, par un changement dans la position du centre de l’orbite, de manière que ce centre se mouvrait sur un petit cercle, pendant que l’orbite lunaire s’aplatirait en quelque sorte Quant au mouvement de la ligne des apsides, il se manifeste, selon le même astronome, par la libration de l’an pogée qui tantôt avance, tantôt recule, suivant la position i du Soleil par rapport à la Lune ; avançant plus qu’il ne rétrograde, l’apogée se trouve, à chaque lunaison, être avancé d’environ 3 degrés. Ces idées ne parurent que trente-un ans après la mort de leur auteur ( Ieremiæ Horroccii Astronomica Kepleriana defensa et promota , etc. , Lond., 1672, in-4°). Flamsteed s’eu servit pour le calcul de ses Tables. Newton en fit usage, sans nommer Horrox, pour expliquer la variation : il supposait que la Lune se mouvrait dans un cercle, n’était la force perturbatrice du Soleil, à laquelle il n’attribuait d’autre effet que de chau-

ger ce cercle en ellipse. Cette manière de considérer le problème le conduisit à l’idée d’une excentricité variable, dont les changements remplacent l'évection *.

' Newton exposa les principes des inégalités du mouvement de la Lune dans la Proposition lxvî du Ier livre de ses Principes de philosophie naturelle, et dans les corollaires qui la suivent. Mais, s’il donna une solution complète de la question pour le cas de l’attraction mutuelle de deux corps, il n’aborda pas même analytiquement le cas de l’action réciproque de trois ou de quatre corps.

Halley sentit toute la difficulté du problème. « Les inégalités de la Lune se compliquent, disait-il, de manière qu’il est très-difficile de les démêler. Quand on obtient un accord satisfaisant entre le calcul et l’observation, on le doit à la compensation de diverses erreurs. Quand, au contraire, ces erreurs s’accumulent, on trouve des différences sensibles qui peuvent aller jusqu’à sept ou huit minutes. »

'L'équation annuelle, entrevue par Tycho et indiquée par Horrox, fut parfaitement déterminée par Halley. La durée de la révolution périodique de la Lune ayant été reconnue moindre lorsque la Terre est à l’aphélie que lorsqu’elle est au périhélie, il fallait introduire dans le mouvement annuel de la Lune une équation dont le maximum était,

1. « Horrocks, dit Clairaut, cité par Delambre, avait prévenu Newton sur la partie la plus difficile du problème, sur ce qui regarde l’apogée et l’exentricité. On est étonné que ce savant, dénué des secours que fournissent le calcul et le principe de l’attraction, ait pu arriver à réduire des mouvements, si composés, sous des lois presque semblables àcelles de Newton. Et ce dernier, si respectable d’ailleurs, parait d’autant plus blâmable en cette occasion d’avoir caché sa méthode, qu’il s’exposait à faire croire que ses théorèmes étaient, comme ceux des astronomes qui l’avaient précédé, le résultat de l’examen des observations, au lieu d’être une conséquence qu’il eût tirée de son principe général. • (Delambre, Histoire de l’astronomie du dix huitième siècle, p. 28.)

ASTRONOMIE MODERNE. 513

suivant Halloy, de 13 minutes et qui a été réduit depuis à 11 minutes 10 secondes. Ce grand astronome fit en même temps voir la cause de , la nouvelle inégalité à ajouter à l’évection et à la variation; il trouva cette cause dans la distance variable de la Terre au Soleil pendant son mouvement annuel ; il devina ce que Newton montra être un effet de l’attraction du Soleil, à savoir que l’orbite de la Lune est contractée lorsque la Terre est à l’aphélie, et qu’elle est, au contraire, dilatée quand la Terre est au périhélie, et, comme, d’après la loi de Kepler, les carrés des temps périodiques sont en raison des cubes des distances, la Lune parcourt son orbite en moins de temps au périhélie qu’à l’aphélie de la Terre (mouvements de l’apogée de la Lune et de ses nœuds).

Équation séculaire. — L’action constante qu’exerce le Soleil sur le mouvement de la Terre, dont les perturbations se font, à leur tour, sentir sur l’orbite de la Lune, renferme un terme qui dépend de l’excentricité de l’orbite terrestre. La diminution de cette excentricité a pour effet, comme le démontra Laplace, l’accélération du mouvement révolutif moyen de la Lune , accélération découverte par Halley, Cette découverte, dont nous avons déjà dit un mot , fut confirmée par Dunthorne et Tobie Mayer, en comparant les observations les plus anciennes avec celles d’Albatcgnius, et celles-ci avec les modernes. Laplace fit aussi voir que l’accélération du mouvement lunaire ne dépassera pas certaines limites, et qu’elle se changera en un retardement lorsque l’excentricité de l’orbite terrestre, parvenue à son minimum, cessera de diminuer pour commencer à croître L

1. Rappelons ici que Halley avait débuté en astronomie par une méthode propre à déterminer l’excentricité (la distance du centre au loyer de l’orbite) des planètes. L’emploi de cette méthode ne laissait rien à l’arbitraire; elle supposait seulement comme établi que les or-

Toutes les inégalités se tiennent comme des engrenages de roues. Voilà le point lumineux qu’il faut bien saisir dans la théorie si obscure de notre satellite, laquelle depuis Horrox a été si merveilleusement élucidée par Newton, Flamsteed, Maskelyne, Bradley, Lacaille, Halley, et à notre époque par Burg, Burckhardt, Damoisean, Laplace, Bessel, Cariini, Plana, Pontécoulant, Hansen, Airy, Delaunay, etc.

Tables de la Lune.

D’un usage indispensable pour le calcul des éclipses et la détermination de la longitude sur mer, les Tables lunaires furent basées par Wright, Flamsteed et d’autres sur des nombres donnés par Newton ; mais ces nombres étaient purement théoriques. Halley rectifia, en partie, la théorie de Newton par l’observation, et il espérait, par le perfectionnement de la période chaldéenne du Saros, être mis en état de prédire le lieu de la Lune à deux minutes près, ce qui était suffisant pour déterminer la Jongitude en mer, à moins de vingt lieues, près de l’équateur, ou de quinze lieues dans les latitudes un peu élevées. Il entreprit, en 1719, de construire de nouvelles Tables de la Lune; mais elles ne parurent qu’en 1749, après avoir été revues par Joseph Delisle.

Tobie Mayer ‘donna, en 1753, des Tables lunaires bien

bites sont elliptiques, que le Soleil en occupe le foyer commun et que les temps périodiques sont connus.

1. Tobie Mayer (né à Marbach en 1723, mort àGœttingue en 17G2) apprit les mathématiques sans autres secours que les livres qu’il s’était procurés. 11 était employé à l’imprimerie des cartes géographiques de Homann à Nuremberg lorsqu’il fut appelé, en 1751, comme professeur à l’université de Gnettingue, après s’étre fait connaître par un mémoire Sur la libration de la Lune. Nommé, en 1754, directeur de l’Observatoire de Gœttingue, qui venait d’être enrichi par le roi d’Angleterre d’un grand cercle mural de 6 pieds de rayon, il entreprit

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supérieures à celles de Halley. Les Tables do Mayer furent, dès 1760, employées par Lalande (né en 1732 à Bourg-en-Bresse, mort à Paris en 1807) pour les calculs de la Connaissance des temps , et, depuis 1767, par Maskelyne, pour la publication du Naulical Almanach. Elles furent perfectionnées par Mason, Bouvard, Burg et Burckhardt, qui y ajoutèrent quelques équations nouvelles et diverses corrections aux époques des longitudes moyennes de l’apogée et des nœuds. «

Los Tables lunaires n’étaient encore fondées que sur la théorie et sur l’empirisme, lorsque Laplace fit proposer par l’Académie des sciences, pour le sujet d’un grand prix de mathématiques à décerner en 1820, la formation , par la seule théorie, de Tables lunaires aussi parfaites que celles que l’on a formées par le concours de la théorie et des observations. Ce concours produisit des travaux remarquables, dont l’un est dû à un astronome français, Damoiseau, et l’autre à deux astronomes italiens, Garlini et Plana. Ces derniers adoptèrent, pour la détermination des inégalités de la Lune, la forme analytique , préférable à la forme numérique , adoptée par Da-

de revoir les positions des étoiles zodiacales, les Tables du Soleil , les réfractions astronomiques et surtout la théorie de la Lune. Le Parlement anglais avait promis une forte récompense à celui qui découvrirait une méthode propre à déterminer la longitude sur mer. Mayer, par modestie, refusa de concourir à ce prix, parce qu’il craignait que son travail n’eût pas encore atteint la perfection nécessaire. Ses Tables lunaires, envoyées au Bureau des longitudes d’Angleterre, furent honorées, par acte du Parlement, d’une récompense de 3000 livres sterling, payées à sa veuve. Mayer mourut à trente-neuf ans. Son ami Lichtenberg, qui lui succéda dans la direction de l’Observatoire de Goettingue, publia une partie de ses œuvres posthumes : Tobiæ Mayeri Operainedita, Gœtt., 1774, in-4°. Ce volume, fort intéressant, contient entre autres un catalogue des étoiles zodiacales, où la planète Uranus se trouve enregistrée comme une étoile, ce qui permit plus tard à Delambre de déterminer exactement les éléments du mouvement de cette planète. (Voyez, pour plus de détails, l’article T. Mayer par B. Meyer, dans la Biographie générale.)

moiseau. Les valeurs analytiques trouvées par Plana pour les coefficients des diverses inégalités de la Lune furent vérifiées, eh Angleterre par Lubbock, et en France par AI. de Pontécoulant. En Allemagne, Hansen procéda, d’après une méthode de son invention , à une nouvelle détermination numérique des inégalités de la Lune* Les Tables publiées en 1857 aux frais du gouvernement anglais sont aujourd’hui généralement employées.

Dans ces derniers temps, Delaunay entreprit de combler les lacunes que présentait encore la théorie de la Lune. « Calculer les diverses théories de la Lune sous forme analytique, comme Plana l’avait fait, mais pousser les approximations notablement plus loin, » tel est le but que Delaunay s’était proposé*. Le savant directeur de l’Observatoire de Paris s’était particulièrement attaché à la détermination précise de l'influence que la diminution séculaire de l’excentricité de l’orbite de la Terre exerce ?sur la valeur du moyen mouvement de la Lune, qui va en s’accélérant de siècle en siècle. La grandeur de l’effet produit par la diminution progressive de l’excentricité terrestre était l’objet de quelques incertitudes. En calculant de nouveau cette grandeur, M. Adams l’avait trouvée notablement plus petite que celle que Laplace avait obtenue. Delaunay, reprenant la question, poussa les approximations beaucoup plus loin qu’on ne l’avait fait avant lui, et il parvint ainsi à confirmer pleinement le résultat de l’astronome anglais*.

1. Uapporl sur les progrès de l’astronomie, par M. Delaunay, p. IG et 17 (I’aris, 1867).

,2. Comptes rendus de l’Académie des sciences, 17 janvier et 25 avril

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Libration de la Lune'.

Galilée découvrit la libration diurne (optique) , qui n’est que d’un degrp et toujours égale à la parallaxe horizontale. Cette libration vient de ce que la Lune, étant à l’horizon, nous la voyons do haut en bas, ce qui nous permet de distinguer en haut une partie de son globq que nous ne verrions pas dans une autre position. Galilée reconnut aussi le premier la libration en latitude , qui consiste dans une espèce de balancement de l’axe de la Lune : l’observateur placé à la surface de la Terre voit apparaître, tantôt vers le pôle nord, tantôt vers le pôle sud de notre satellite, des parties qui seraient invisibles si l’hémisphère qui se montre à nous,- était toujours exactement situé dans le plan qui passe par l’axe de la Lune.

Riccioli et Hévélius découvrirent la libration en longitude, qui fait que des parties, auparavant invisibles, deviennent visibles, tantôt sur le bord oriental, tantôt sur lé bord occidental de la Lune. Hévélius l’expliqua, dès 1648, par une variation de l’excentricité de l’orbite lunaire. Riccioli rejeta cette explication, parce qu’elle lui donna une libration trop grande. Cassini et Newton l’adoptèrent.

Newton chercha le premier à expliquer la libration qui produit la parfaite égalité entre les durées de la rotation et de la révolution de notre satellite, libration par suite de laquelle la Lune nous montre toujours la même face.

Si la Lune était exactement sphérique, cette libration serait simplement optique; mais d’Alembort (né à Paris en 1717, mort en 1763) a montré que, si la Lune s’écarte

1. Le mot de libration a été donné à de petits changements qu’on aperçoit dans la position du globe lunaire, indiquée parla situation de ses taches. La nature et la cause de ces petits balancements va- \ rient.

tant soit peu de la forme sphérique, il devra y avoir une cause physique, matérielle, de cette libration * . Et, en effet, Newton avait déjà émis l’idée que l’équateur lunaire doit, par suite de l’attraction terrestre, être allongé dans le sens du diamètre qui va de la Lune à la Terre, en même temps que la cotation de la Lune autour de son axe en aura fait un sphéroïde aplati aux pôles. Lagrange, tout en admettant, avec Newton, que la Lune est un sphéroïde allongé vers la Terre, trouva « qu’elle doit faire autour de son axe une espèce de balancement par lequel sa vitesse de rotation est tantôt accélérée, tantôt retardée, et qu’alôrs elle doit nous montrer à peu près la même face, quoiqu’elle ait pu recevoir dajis l’origine une rotation dont la durée ne serait point, par elle seule, égale à celle de la révolution. » Le Mémoire de Lagrange fut couronné par l’Académie des sciences, en 1764.

La théorie de la libration de la Lune a été perfectionnée depuis par Laplace, Bouvard, Poisson, et plus récemment par Bessel et Maedler.

Cause de la précession des équinoxes. — La nutation de l’axe • de la Terre et de l’axe de la Lune.

La précession des équinoxes, dont la découverte fait la gloire d’Hipparquc, est un mouvement dont la cause n’a été bien expliquée que de nos jours. Cette explication a montré en même temps que les mouvements de la Lune sont liés, comme autant de fils attractifs, aux mouvements de la Terre.

Copernic essaya le premier d’expliquer, ainsi que nous l’avons vu, la précèssion des équinoxes par l’hypothèse que l’axe de rotation de la Terre ne reste pas exactement parallèle à lui-même , et il simplifia le mécanisme des mou-

1. Recherches sur le système du monde, II* partie, art. 363 et suir.

ASTRONOMIE MODERNE

vements célestes en faisant tourner les pôles du monde (extrémités de l’axe de la Terre prolongé) autour des pôles de l’écliptique ; mais il ignora la cause de ce mouvement. Newton rattacha cette cause à la gravitation universelle, en la faisant dépendre de l’aplatissement du globe terrestre. D’Alembert en donna la démonstration mathématique ; il montra « que la partie renflée de la Terre, formant une sorte de bourrelet au-dessus de la sphère qui a pour diamètre la ligne des pôles, doit éprouver de la part du Soleil un mouvement rétrograde qui imprime au globe terrestre un mouvement général, en vertu duquel l'axe polaire revient après une révolution complète aux mêmes étoiles, en 25 000 à 26 000 ans. »

Mais le mouvement de précession des équinoxes ne s’effectue pas aussi simplement que l’avaient pensé Copernic, Newton et leurs successeurs. Après une série d’observations fort délicates, Bradlcy découvrit, en 1747, que l’axe de rotation de la Terre, au lieu de se mouvoir uniformément autour des pôles de l’écliptique pour décrire un cercle régulier, décrit, en s’inclinant tour à tour en avant et en arrière, par une véritable nutation , une courbe ondulée comprenant, dans une révolution complète, environ 1400 ondulations. En faisant cette importante découverte, Bradley eut un double mérite : il sut d’abord déterminer avec précision une très-petite quantité de ce mouvement oiïdulatoire, dont le plus grand effet est seulement la moitié de celui de l’aberration de la lumièr/ (environ 10 secondes), et se trouve réparti, non plus sur upe seule année, mais sur près de 19 ans; puis il assigna au phénomène sa véritable cause, à savoir la position variable de l’orbite de la Lune par rapport à l’équateur terrestre; d’où il résulte que les nœuds de l’orbite lunaire (les points d'intersection avec l’écliptique) se déplacent de manière à accomplir une révolution entière dans un laps de 18 ans et 8 mois, — ce qui donne l’explication delà fameuse période duSaroset de Mé-

520 HISTOIRE DE i/ASTRONOMIE.

ton. — Or, c’ôst là juste le temps que met l’axe de rotation terrestre, pendant son lent mouvement autour des pôles de l’écliptique, à décrire, de son côté, une de ces ondulations quo nous venons de signaler. Ainsi, pendant que le Soleil, par son action sur le ménisque équatorial ou sur la partie renflée de la Terre, produit le mouvement ondulé de la précession, la Terre produit, par une action analogue, sur son satellite, la nutation de l’axe de la Lune, et une rétrogradation des nœuds lunaires tout à fait semblable à la précession des équinoxes. Euler et Laplace ont donné la solution mathématique, complète, du problème de mécanique céleste posé par Newton.

Constitution physique de la Lune.

Robert Hooke s’était flatté de l’espoir de construire des lunettes avec lesquelles on arriverait non-seulement à connaître la constitution physique de la surface lunaire, mais à y distinguer des habitants, qui seraient de la taille de ceux de la Terre. C’était se bercer d’illusions ; car, encore aujourd’hui, on est obligé de reconnaître qu’en forçant le pouvoir amplificatif des télescopes, aussi bien que des microscopes, on perd plus par l’affaiblissement de la lumière qu’on ne gagne par le grossissement des objets. Aussi, pour faire de bonnes observations, faut-il s’en tenir à des grossissements modérés. Il importe aussi d’adapter à l’instrument une monture parallatique à mouvement d’horlogerie, concomitant avec le mouvement de rotation terrestre, pour que les objets qu’on vise ne quittent pas trop rapidement le champ optique ; car le télescope rapproche, pour le rappeler, non-seulement les objets matériels, mais leur mouvement.

Parmi les astronomes qui, depuis Galilée, Hévélius et Riccioli, ont le plus contribué aux progrès de la séléno-

ASTRONOMIE MODERNE. 521

graphie, il faut citer Dominique Cassini. Dès 1673 et dans les années suivantes, ce célèbre directeur de l’Observatoire de Paris lit dessiner par Patigny toutes les phases de la Lune, marquées de jour en jour. L’artiste se servait pour cela de la lunétte de 34 pieds que l’on conserve encore à l’Observatoire*. A la suite de ces dessins, D. Cassini donna, en 1692, d’après ses propres observations, une carte de Pleine Lune de très-grande dimension ; mais on n’en a tiré qu’un très-petit nombre d’exemplaires. Cette carte se trouve réduite à une petite échelle, et accompagnée d’un texte explicatif, dans les Mémoires de V Académie des sciences , année 1692.

La Hire, qui lui-même était fort bon dessinateur, voulut faire une carte semblable. Il lit aussi construire un, globe lunaire tel qu’Hévélius l’avait proposé. Ce globe, et la carte de La Hire, qui avait 12 pieds de diamètre, changèrent plusieurs fois de propriétaire.

L’exemple de Cassini et de La Hire fut suivi par T. Mayer, directeur de l'observatoire deGœttingue. Sur la carte que Meyer avait entrepris de faire, l’hémisphère visible de la Lune était divisé en douze segments. Mais nne mort prématurée l’empêcha de terminer son ouvrage*.

Lambert dressa avec soin, d’après scs propres observations, une carte de Pleine Lune dans les Êphémérides de Berlin pour l’année 1775. Elle ne représente, comme

1. Malheureusement ces dessins, habilement faits au crayon, sont restés inédits. Lalande les vit, à l’époque de la Révolution, entre les mains du comte Cassini, fils de Cassini de Thury.

2. Le volume des Œuvres inédites de T. Mayer, publiées par Lichtenberg, contient unccarte de Pleine Lune d’environ 8 pouces de diamètre : toutes les taches y sont rapportées aux méridiens et aux parallèles de la Lune, suivant leurs positions, dans les librations moyennes, avec un catalogue de quatre-vingt-neuf taches portant les noms d’Uévélius et de Riccioli. C’est la carte lunaire la plus exacte qu’on eût publiée jusqu’alors.

celle de T. Mayer, publiée par Lichtenberg, que l’état des moyennes librations. Il manquait encore des cartes spéciales, assez détailléees pour donner une idée de la constitution physique, du globe lunaire, lorsque cette lacune fut, en partie,' comblée par F, H. Schroeter, dans les dessins qui accompagnent ses Selenotopographischen Fragmente; Grœttingue, 1791, 2 vol. in-4°.

Enfin, de nos jours, Lohrmann, de Dresde, a publié une Sélénographie, qui fut bientôt suivie de l’important ouvrage de Beer1 et Maedler2, intitulé: Happa sdenographica; Berlin, 1834-1836, 4 feuilles in-4°. C’est le meilleur atlas lunaire qui ait paru jusqu’à présent. Il est accompa- ^ gné d’un texte explicatif fort détaillé [Allgemeine vergleichende Sélénographie ; Berlin, 1837, in-4°). Le travail de Beer et Maedler a servi de base à tous les ouvrages sélénographiques publiés depuis lors.

Tout récemment, la photographie s’est occupée avec succès de la sélénographie. Les figures photographiées de M. Warren de la Rue donnent une représentation fidèle de l’aspect montagneux de la Lune.

Malgré ces travaux multipliés, il règne encore beaucoup d’incertitude sur la constitution physique de la Lune. Les seuls points sur lesquels on soit parfaitement d’accord, c’est la hauteur, relativement énorme, des montagnes de notre satellite, leur forme généralement arrondie et leur caractère volcanique. On y remarque un grand nombre de vallées circulaires, semblables -à d’immenses cratères dont le centre est quelquefois occupé par

1. Guillaume Reer (né à Berlin en 1797, mort en 1850) était fils d’un banquier de Berlin et frère du célèbre compositeur de musique Moyerbeer. Un autre frère, Michel Reer (mort en 1833 à Munich), se fit un nom comme poète dramatique.

2. Henri Maedler, né à Berlin en 1794, fut depuis 1840 directeur de l’observatoire de Dorpat. Parmi ses nombreux travaux on remarque ses mémoires sur Le soleil central, sur Les étoiles fixes et son Astronomie populaire.

des pics ou des dômes. Ces cratères, par leur grandeur, laissent bien loin derrière eux les cratères de nos volcans. Ainsi, les cratères du pic de Ténériffe et du Vésuve, transportés à la Lune, seraient à peine visibles au télescope. •

Les grandes taches grises , qu’on peut apercevoir à l’œil nu et qui donnent à la Lune sa physionomie particulière, ont reçu de Riccioli et Grimaldi, comme nous avons vu, des noms de mers. Cependant il paraît certain qu’il n’y a pas d’eau sur la Lune, et ces taches sont probablement des plaines d’une composition spéciale , encore inconnue.

Les rainures d’un aspect brillant, qui ne furent pour la première fois aperçues que par Schroeter, en 1788, paraissent avoir été formées postérieurement aux grands cratères ; ce ne sont pas, comme on l’a prétendu, des lits desséchés d’anciennes rivières. Quant aux villes et aux constructions que Gruithuisen 1 , se fondant sur l’aspect de certaines lignes parallèles de la face lunaire, assure avoir vues à la surface de la Lune, et qui té-r moigneraient de l’existence d’une véritable race de Sélénites, rien n’est venu jusqu’à présent confirmer une pareille opinion. Si la Lune est sans atmosphère, comme le pensaient déjà La Hire, D’Isle , T. Mayer, il n’est guère admissible qu’elle soit habitée par des êtres vivants analogues aux nôtres ; mais l’opinion contraire ne manque pas de partisans. Dominique Cassini, Euler, Bianchini , Boscowich , Duséjour , Haller , Schroeter , croyaient à l’existence d’une atmosphère lunaire, confinée dans les cavités et ravins profonds dont la Lune est sillonnée, et ne s’élevant pas au-dessus du niveau supérieur des montagnes lunaires. Les habitants de notre satellite seraient alors des espèces de Troglodytes.

1. Gruithuisen, Naturgeschichte des gestirnten Himmels, p. 188.

La lumière cendrée , qui constitue la nuit de la Lune, éclairée par la lumière de la Terre, paraît plus vive dans le décours de la Lune que pendant la Lune croissante. C’était déjà l’opinion, de Galilîé. Schroeter l’admit aussi, et il l’expliqua. « La lumière cendrée est, dit-il, plus forte un peu avant la Nouvelle Lune, parce qu’elle est alors produite par la lumière du Soleil que réfléchissent les continents de l’Afrique, de l’Europe, d’une partie de l’Asie et de l’Amérique, tandis qu’après la Nouvelle Lune, elle est produite principalement par l’océan Pacifique et l’océan Atlantique, qui réfléchissent moins de lumière que les continents.

Distance de la Terre à la Lune. — Parallaxe lunaire.

Si les anciens avaient sérieusement réfléchi sur le fonctionnement naturel de la vision , ils seraient arrivés de prime saut à des résultats inattendus. La distance apparente fie nous donne jamais la distance réelle des objets; c’est ce que chacun peut aisément vérifier à la surface de notre globe. Il y a donc là un travail de rectification à apporter au perfeçtionnemeut de notre appareil visuel. Or, si cela est vrai pour les distances des objets terrestres, pourquoi ne le serait-il pas aussi, toute proportion gardée, pour les distances des corps célestes? Si le Soleil et la Lune se montrent à nous à peu près sous le même angle visuel, comment pourra-t-on parvenir à démontrer que ces deux astres se trouvent cependant à des distances fort inégales par rapport à nous ? Enfin, si la même illusion originelle, qui nous trompe sur les distances des objets terrestres, s’étend aussi, — ce qui est indéniable, — aux espaces célestes , comment faut-il s’y prendre pour la corriger?

Encore une fois, si dès l’origine les anciens s’étaient bien posé ces questions-là, l’avénement de la science

ASTRONOMIE MODERNE

c’aurait pas etc retardé par de vaincs théories. Ges grands philosophes qui, dans l’ordre moral, prêchaient à l’homme la nécessité de corriger ses passions, auraient reconnu que, dans l’ordre physique, il est également nécessaire de rectifier les aberrations de nos sens pour approcher de la vérité; bien plus, ils auraient découvert, avec autant de bonheur que de surprise, que l’intelligence, qui doit se gouverner elle-même ainsi que tout son outillage, non-seulement réussit à corriger les erreurs de la vision (pour ne citer que cet exemple), mais qu’elle trouve, comme récompense de son travail, dans ces erreurs-là mêmes le moyen de mesurer les distances d’objets matériellement inaccessibles. Ainsi, les objets diminuent de grandeur, ils se rapetissent à mesure que nous nous en éloignons; voilà l’erreur de notre sens. Mais l’intelligence a fini par s’apercevoir que cette erreur est telle que, à une distance double, triple, quadruple, etc., de la première d’où l’objet s’était présenté à notre vue sous un angle (angle visuel) mesurable , — ce qui est l’affaire de nos instruments de précision, toujours perfectibles par notre travail, — ce même objet paraîtra deux fois, trois fois, quatre fois, etc., plus petit. Le même rapport existera, bien entendu, pour tous les multiples et sous-multiples de l’angle visuel. Or qui ne voit là le moyen de mesurer la distance d’un objet inaccessible ou trop éloigné pour être atteint par nos moyens d’arpentage direct ?

Dans un pareil sujet, les choses les plus élémentaires ont une importance capitale et doivent être sans cesse présentes à l’esprit. Rappelons-nous donc que, pour que deux lignes visuelles, aboutissant aux deux bords opposés d’un objet, par exemple aux deux extrémités d’un mètre, puissent se rencontrer dans l’œil de manière à y former un angle appréciable, il faut que l’observateur soit placé à une distance naturellement déterminée : il ne doit être ni trop rapproché ni trop éloigné de l’objet,. Si l’œil s’y

trouvait immédiatement appliqué , les deux lignes visuelles, étant situées sur la même longueur, ne formeraient qu’une ligno droite , conséquemment pas d’angle véritable ou, si l’on aime mieux, elles formeraient un angle de 180°. S’il se trouvait, au contraire, à une distance telle que l’objet, que le mètre (qui devait former la base d’un triangle dont les lignes visuelles seraient les deux autres côtés) ne se réduirait plus qu’à un point, suivant cette aberration originelle de la vue humaine qui diminue la grandeur des objets avec leur distance, les deux lignes visuelles, appliquées parallèlement l’une à l'autre, ne formeraient aussi qu’une droite, et conséquemment ne donneraient pas non plus d’angle véritable. Le premier cas ne se présente jamais dans la pratique, tandis que le dernier se rencontre souvent en astronomie, notamment pour l’appréciation de la distance (parallaxe) des. étoiles.

C’est entre ces deux extrêmes que s’agite la question de l’angle sous lequel s’aperçoit un objet éloigné, angle véritable qui change (d’où le nom de parallaxe, du grec irapaXoKKrw, je change) proportionnellement avec les distances. Il faut que l’objet sous-tende un angle d’un peu plus d’une minute (d’environ 80 secondes) pour qu’il soit visible à l’œil nu pour l’immense majorité des hommes. C’est donc sous cet an gle ( de 80") que se voit encore un mètre qu’on aurait, 2575 fois la même longueur, éloigné de l’œil. Partant de là, rien n’est plus facile que d’établir les rapports qui existent entre le diamètre de l’objet visible et la distance qui le sépare, de l’observateur.

Une fois bien pénétré de ces idées, on pouvait se hasarder de faire ce qui paraissait d’abord au-dessous de la puissance humaine, on pouvait songer à mesurer la distance de la Terre aux astres, à commencer par celle de notre planète à la Lune *.

On savait depuis longtemps que le diamètre angulaire 1. Sur les tentatives faites par les anciens pour déterminer la dis-

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do la Lune, c’est-à-dire que l’angle visuel donné par le diamètre de notre satellite, est variable. Que conclure de ce fait? Évidemment que la distance de la Terre à la Lune varie. Les perfectionnements apportés au micromètre , fixé dans les lunettes, ont permis de mesurer exactement les différentes longueurs du diamètre de la Lune, et de constater, dans chaque lunaison, un maximum et un minimum de distance de la Terre à la Lune, correspondant, le premier au minimum du diamètre lunaire (apogée), et le second à son maximum (périgée). Il ne s’agissait plus dès . lors que de rendre les valeurs de ces distances (apogée et périgée) en imités connues, par exemple en lieues ou en kilomètres, et d’en déduire la distance moyenne. Pour obtenir ce résultat, on usa de l’artifice que ^

voici. En se transportant, par la pensée, au centre de la Lune, on se demandait sous quel angle, variable dans les proportions indiquées, on verrait de là le diamètre ou le demi -diamètre (rayon) du globe terrestre dont la valeur est connue. C’est cet angle qui a reçu , pour le répéter, le nom de parallaxe de la Lune.

Supposons que , sous un même méridien et aux extrémités A B d’un grand arc de ce cercle (fig. 12), deux observateurs pointent en même temps la Lune L, et qu’ils mesurent sa hauteur, en tenant compte de la réfraction : ils auront le triangle A L B, dont la base A B sera la corde de l’arc

tance à la Lune, voyez Schubert, Astronomische Nachrichlen (Notices astronomiques), aunée 1818.

Fig 12-

qui mesure la distanco des deux observateurs, et dont les angles à cette base sont donnés. En effet, ces angles se composent chacun de l’angle de la hauteur de l’astre et de celui que fait la corde de l’arc avec la ligne horizontale ou la tangente cet arc. Le calcul le plus simple donnera donc l’angle au sommet A B L. Ramener enlin, par une partie proportionnelle, la valeur de l’angle en L au cas où la ligne A B serait vue perpendiculairement et égale au rayon de la Terre, tel était le problème ([ne les astronomes s’étaient proposé de ■ résoudre au commencement du dix-huitième sièclç.

Le baron de Krosigk (mort en 1714) fit des dépenses considérables pour faire déterminer par la méthode qui vient d’être indiquée la parallaxe de la Lune. Le cap de Bonne-Espérance et Berlin lui parurent les lieux les plus propres à remplir le but proposé ; ces deux lieux sont, en effet, à [jeu près sous le même méridien, et à 86° 26' l’un de l’autre en latitude, ce qui donne un arc de méridien très-considérable. Deux astronomes furent chargés d’y faire les observations nécessaires. Pierre Kolbe partit, en 1704, pour le Gap, et Guillaume Wagner se rendit à Berlin. Ce dernier remplit sa mission avec conscience; mais Kolbe manqua la sienne.

Le même projet fut repris en 1751, et conduit à bonne fin par deux astronomes français. L’abbé Lacaille fut envoyé au Cap, et Lalande à Berlin par l’Académie des sciences. Leurs observations , faites simultanément et . avec toutes les précautions nécessaires, donnèrent une moyenne de 57 minutes ou 3420 secondes pour la parallaxe de la Lune1. On n’a qu’à chercher dans des Tables calculées d’avance (Tables de sinus) à quelle distance d’une base il faut se placer pour que cette v base, égale ici au rayon do la Terre (1594 lieues) r sous-tende un angle de 57'; on trouvera 60. La distance moyenne de la