Voir la troisième partie de notre ouvrage Le Ciel

et enfin à l’époque de la moyenne distance, l’intervalle des centres mesure 384 353 kilomètres c’est-àdire 96088 lieues.

Il est bien clair qu’il faudrait retrancher de tous ces nombres les deux rayons de la Lune et de la Terre, si l’on voulait avoir les distances des deux points les plus voisins des surfaces des deux globes. Alors les nombres précédents se réduisent aux nombres que voici :

Distance apogée 397343 k ou 99336 lieues

— périgée 355135 * 88784 —

— moyenne 376239 » 94059 —

94 000 lieues! Ce n’est pas neuf fois et demie la

circonférence entière de la Terre. On trouverait sans doute des marins qui, dans le cours de leurs voyages, ont parcouru un chemin aussi long, chemin que les trains express de nos voies ferrées franchiraient certainement en moins de trois cents jours.

Supposons que l’espace qui sépare la Lune de la Terre soit entièrement rempli d’air, de manière à permettre au son de se propager d’un globe à l’autre. Si, à l’époque de la pleine Lune, une éruption volcanique avait lieu à 4 surface de notre satellite, le bruit de l’explosion ne nous parviendrait que 13 jours,

8 heures après l’événement, de sorte que nous n’en serions avertis qu’à peu près à la nouvelle Lune suivante. Le calcul suppose que la température de l’es- > pace serait de 0*. Il faudrait un peu moins de temps,

8 a 9 jours environ, à un boulet de canon pour franchir la môme distance, en supposant qu’il conservât sa vitesse constante de 500 mètres à la se-

conde. La lumière enfin, le plus rapide de tous les mouvements, bondit de la Lune à la Terre en 1 seconde 1/4.

Dans ces comparaisons familières, propres à fixer dans la mémoire et dans l’imagination, des distances que l’esprit a tant de peine à se figurer exactement, il ne s’agit que de mobiles à vitesses constantes. On pourrait aussi calculer le temps que mettrait un corps à tomber du centre de la Lune au centre de la Terre, ou ce qui revient au même, le temps que mettrait la Lune à se réunir à notre planète, si la force tangentielle qui, combinée avec la pesanteur, lui fait décrire son orbite, venait à être subitement anéantie. Au bout de 6 jours 5 heures 40 minutes et 13 secondes, la catastrophe, dont nous n’avons pas besoin de décrire les épouvantables conséquences, serait consommée.

La Terre étant supposée immobile dans l’espace, la Lune décrit autour d’elle une ellipse dont le développement est de 2413175 kilomètres ou de 603 543 lieues; la vitesse avec laquelle elle parcourt cette courbe est variable, mais en moyenne elle est de 1 022 mètres par seconde. .

En réalité l’orbite lunaire est beaucoup plus compliquée, puisque notre planète en*se mouvant autour du Soleil, entraîne la. Lune avec elle dans l’espace. C’est ainsi qu’une personne, placée sur le pont d’un navire en marche, en tournant autour du mât croit se mouvoir dans un cercle, tandis que la ligne qu’elle décrit à la surface de la mer est une courbe sinueuse, dont la forme est analogue à celle de l’orbite réelle de la Lune. Eu réalité, le chemin que parcourt alors

cette personne est encore plus compliqué, et pour en

Fig. 41. Courbe décrite en une année par la Lune • autour de la Terre.

dessiner la véritable forme, il faudrait tenir compte à la fois de son propre mouvement, du mouvement du navire sur la mer, et du double mouvement de rotation et de révolution de la Terre elle-même. On verra plus tard que le Soleil se meut aussi dans l’espace, en-

traînant avec lui la Terre, les autres planètes et leurs satellites , d’où résultent , pour les orbites de tous ces corps, des formes sinueuses dont le degré de complexité varie avec le nombre des mouvements divers dont ils sont animés.

La figure 42 donnera une idée de la courbe sinueuse que décrit la Lune, pourvu qn’on y rétablisse par la pensée les proportions vraies des distances de la Terre à la Lune et du Soleil à la Terre.

En outre , la courbe ci-dessus parait, tantôt convexe , tantôt

concave du côté du Soleil ; en réalité, elle est toujours concave.

Enfin, la Lune n’est pas toujours située dans le plan de l’écliptique, ou de l’orbite terrestre. Le plan de sa propre orbite est incliné d’une façon à peu près constante sur le premier (de 5* 9' environ). Il en résulte que notre satellite est tantôt au-dessus, tantôt au-dessous du plan de la figure, par lequel il passe deux fois par révolution. Chacune de ces deux positions particulières se nomme un nœud; c’est le nœud ascendant , quand la Lune passe du sud au nord, et le nœud descendant , lorsqu’elle passe du nord au sud de l’écliptique.

Deux nœuds consécutifs n’occupent pas sur l’ellipse lunaire des positions diamétralement opposées, et ces positions varient elles-mêmes d’une révolution à l’autre. Ce n’est qu’après un intervalle de dix-huit ans et huit mois que les nœuds se retrouvent dans les mêmes situations relatives. C’est là une des raisons qui empêchent les éclipses de Soleil et de Lune de se renouveler à chaque lunaison.

Le mouvement de la Lune offre bien d’autres inégalités, qu’on est parvenu à reconnaître et qui en rendent l’étude extrêmement compliquée. Cette étude même eût été impossible, si la théorie de la gravitation universelle, en permettant de démêler les causes de ces inégalités, l’avaient rendu les observations comparables aux résultats du calcul- Mais on comprendra qu’il nous est impossible, dans cet ouvrage, d’aborder même indirectement des questions aussi ardues.

Égalité de durée des deux mouvements de rotation et de révolution de la Lune. — Pôles et équateurs lunaires.

La Terre tourne sur elle-même dans l’intervalle d’un jour sidéral : le mouvement diurne des étoiles et des autres astres d’Orient en Occident témoigne à nos yeux de la réalité de sa rotation en sens inverse. Les taches du Soleil, celles qu’on aperçoit sur le disque de la planète Mars, sur celui de Jupiter, les échancrures des croissants de Mercure et de Vénus ont depuis longtemps montré que tous ces astres sont aussi soumis à des mouvements du môme genre, qui s’effectuent dans le même sens, mais dont les périodes sont de durées fort différentes.

La Lune n’échappe pas à cette loi qui semble commune à tous les corps célestes. En même temps qu’elle effectue autour de la Terre sa révolution mensuelle, elle tourne aussi sur elle-même autour d’un axe invariable ; et, circonstance singulière, la tl urée de sa rotation est précisément égale à celle de

son mouvement de révolution. Comme la Terre, la Lune a donc des pôles, un équateur, des cercles méridiens et parallèles.

De là, les phénomènes que nous avons étudiés déjà, et qui font que chaque point du globe lunaire possède une nuit et un jour, selon que la lumière du Soleil le laisse plongé dans l’ombre ou l’illumine de ses rayons. Comme sur la Terre, il y a lieu de distinguer sur la Lune deux jours différents inégaux en durée : le jour sidéral , qui s’écoule entre deux rotations successives et dont la durée est de 27 jours 7 heures 43 minutes et 1 1 secondes ; et le jour solaire, intervalle compris entre deux retours du Soleil au même méridien, et dont la durée égale celle d’une lunaison entière, c’est-à-dire, de 29 jours, 12 heures, 44 minutes, 3 secondes.

La différence entre le jour sidéral lunaire et le jour solaire, on le voit, s’élève à 53 heures, 51 minutes; tandis que le jour sidéral et le jour solaire terrestre ne diffèrent pas de 4 minutes (3“ 56'). La cause est cependant la même et se trouve tout entière dans cette circonstance, que chacun des deux astres, Terre et Lune, en même temps qu’il tourne sur lui-même, est emporté dans l’espace et décrit un arc autour du Soleil. Mais la durée réelle de la rotation de la Lune étant plus de 27 fois aussi grande que celle de la rotation terrestre, il en résulte pour les différences des | jours sidéraux et solaires des deux astres une inégalité doublement proportionnelle.

Comment se manifeste à nos yeux le mouvement de rotation de la Lune? Voit-on, sur son disque, les taches se mouvoir d’un bord à l’autre, comme il ar-

rive pour les taches du Soleil, et celles des autres planètes? Non pas; nous savons au contraire que la Lune présente toujours la même face à la Terre, abstraction faite des légères oscillations périodiques qui découvrent, tantôt au nord et au sud, tantôt à l’ouest et à l'est, certaines régions de l’hémisphère invisible.

Il semblerait donc, au premier abord, que la Lune ne tourne pas sur elle-même, et qu’à la différence des autres astres, elle est privée de tout mouvement de rotation. C’est en effet ce qu’on a prétendu; c’est ce que prétendent encore quelques savants 1 qui ne se rendent pas bien compte des conditions géométriques de la question.

Sans doute, si la Lune et la Terre formaient un système immobile dans l’ e space, et si la première n’avait pas de mouvement de translation autour de la seconde, la rotation de la Lune se manifesterait par un déplacement d’ensemble de ses taches que nous verrions se mouvoir parallèlement sur son disque. Sans doute aussi, la permanence de la même face serait un indice évident de son immobilité, de l’absence de tout mouvement de rotation. Mais d’une part, la Terre se meut autour du Soleil , entraînant la Lune avec elle; et d’autre part, celle-ci effectue de continuelles révolutions autour de notre planète.

Dans ces conditions, la rotation de la Lune est une

1. Une revue scientifique anglaise The astronomical register a publié sur ce sujet, dans ses numéros de 1864, une série d’articles où les arguments pour ou contre la rotation lunaire ont été largement développés en vers et en prose. La discussion, The moon coiitroversy, menaçant de devenir interminable, l’éditeur s’est vu dans la nécessité de couper court à la ténacité toute britannique des interlocuteurs.

conséquence même du fait qui lui semble contraire, de la permanence de ses taches visibles, et cetle permanence ne prouve qu’une chose, à savoir que la durée de la révolution et la durée de la rotation sont rigoureusement égales.

Qu’est-ce en effet, qu’un mouvement de rotation? Comment reconnaît-on qu’un corps, une sphère, par exemple, a exécuté autour d’un de ses diamètres une rotation entière?

Évidemment, lorsque la sphère a présenté successivement l’une de ses faces à tous les points de l’es-

Fig. 43. Mouvement de rotation d'une sphère supposée immobile.

pace qui l’entoure. Si l’on divise la rotation entière en quatre périodes, la figure 43 montre comment la sphère se présenterait, an début de chacune de ces périodes, à un observateur immobile.

Or, que la sphère, pendant le tenips précis qu’elle met à effectuer cette rotation autour d’un axe, exécute un mouvement de révolution autour de l’observateur immobile ou non, il n’en est pas moins évident que la rotation entière se sera effectuée si la face dont le point A forme le centre apparent s’est successivement montrée à toutes les régions de l’espace. Or, tel est précisément le cas de la Lune, après qu’elle a effectué une révolution complète sur son or-

bite. La comparaison des figures 43 et 44 le démontre sans réplique,. On voit dans la seconde le point A marquer le centre du disque lunaire tourné vers nous, à l’époque de la pleine Lune, prendre les mômes positions aux phases successives que le point A de la première figure, jusqu’à l’époque de la pleine Lune suivante; et cela sans cesser d’être le point central du disque par rapport à la Terre.

Fig. 44. Mouvement de relation de la Lune.

La figure 44 prouve aussi que la rotation complète est effectuée avant que la lunaison soit intégralement achevée, ce qui explique la durée de 27 jours 1/3 assignée à la rotation et à la révolution lunaires, au lieu des 29 jours 1/2 nécessaires pour ramener notre satellite à la même phase.

En comparant la durée de la rotation lunaire à celle de la Terre, on trouve que la première est 27 fois et 4 dixièmes environ aussi grande que la seconde. Cette lenteur explique parfaitement comment il se fait qu’on n’a pu constater d’aplatissement sen-

sible aux pôles de la Lune, puisque c’est la force centrifuge développée par le mouvement de rotation qui est la cause du renflement équatorial des corps célestes.

La vitesse angulaire est la même pour tous les points d’un globe qui tourne autour d’un axe; mais le chemin décrit par chacun d’eux dépend de sa plus ou moins grande distance à l’axe : nulle aux deux pôles, elle va en croissant à mesure que les points ont une plus faible latitude, jusqu’à l’équateur où elle atteint sa plus grande valeur. Un point de l’équateur lunaire ne parcourt ainsi que 16 kilomètres 650 mètres par heure; c’est-à-dire 4 m 6 environ par seconde. C’est une vitesse 100 fois moindre que celle d’un point de l’équateur de la Terre, laquelle est de 464 mètres.

Comme la vitesse de translation de la Lune dans son orbite est de 1022 mètres par seconde, plus de 200 fois supérieure à sa vitesse de rotation, il en résulte que la Lune glisse dans l’espace « comme une roue enrayée par un point se déplaçant lentement sur la circonférence, * selon l’expression deM. Saigey.

Mais il ne faut pas oublier, si l’on veut avoir une idée juste du mouvement de la Lune dans le ciel, qu’elle participe en même temps au mouvement qui entraîne la Terre autour du Soleil. Sa vitesse effective est donc tantôt égale à celle de notre planète (près de 30 kilomètres par seconde), tantôt supérieure, tantôt un peu plus faible, selon les directions relatives des deux mouvements.

L’axe de rotation de la Lune est presque perpendiculaire au plan de son orbite ; mais comme ce plan

ne coïncide pas avec celui de l’orbite terrestre (il forme avec lui un angle de 5° 8'), il en résulte que, suivant les positions relatives des deux astres nous apercevons tantôt le pôle nord, tantôt le pôle sud du globe lunaire. Le pôle boréal est un peu au delà d’un cratère appelé Gioja; et le pôle austral occupe une position très-voisine des monts Dœrfel qui s’étendent un peu à l’est de ce point. Enfin le méridien moyen, qui donne la direction de l’axe polaire, traverse le disque suivant une ligne qui ne s’écarte jamais beaucoup pour la Terre d’une ligne droite, laissant Tycho à l’est, rasant le rempart occidental de Ptolémée, traversant le golfe du Centre, coupant les Apennins, les Alpes, et la tuer de Froid, à 'peu de distance du cirque toujours sombre de Platon.

Quant à l’équateur de la Lune, sa position est déterminée par un diamètre perpendiculaire à la ligne des pôles : partant, au bord oriental, du cratère Riccioli, l’équateur traverse l’Océan des Tempêtes et la Mer des Nuées, en laissant un peu au nord les cirques rayonnants de Copernic et de Képler, passe comme la ligne des pôles par le Golfe du Centre, sépare la Mer de la Tranquillité de celle du Nectar, et se termine à l’ouest dans la Mer de la Fécondité.