SIS TRAITÉ D'ASTR. ~ ÉCLIPSES DE SOLEIL ET DE LUNE. CHAPITRE YL

Inné comme deux luminaires indépendans , dont chacun se meut suivant des lois connues , et que nous voyons de la terre ; mais il est aussi instructif de considérer les éclipses en général comme provenant de l'ombre d'un corps jeté sur un autre par l'effet d'un luminaire beaucoup plus grand que les deux premiers. Ainsi , supposons (fig. 52) que AB représente le soleil , et CD un corps sphérique , la terre ou la lune , qui en soit éclairé. Si nous joignons et prolongeons AC , BD , puisque AB est plus grand que CD , ces lignes se rencontreront en un point E , plus ou moins éloigné du corps CD , selon sa grandeur , et dans l'espace CED (qui représente un cône, puisque CD et AB sont des sphères), il y aura une ombre complète , d'où un spectateur qui y serait placé ne pourrait voir aucune partie du disque du soleil. Au-delà de l'ombre sont deux espaces divergens (ou plutôt une portion d'un seul espace conique ayant K pour sommet ) ; et si un observateur y est placé , comme en M , il ne verra qu'une partie , AN , de la surface du soleil , le reste, BONP , étant intercepté par la terre. 11 ne verra donc qu'une partie du disque du soleil , qui sera d'autant plus grande, qu'il se trouvera plus près des bords extérieurs de ce cône que l'on appelle la pénombre , et au-delà de laquelle il verra le ?oleil entier. On peut se rendre parfaitement compte de ces circonstances en présentant un petit globe au soleil , et recevant son ombre à diverses distances sur une feuille de papier.

356. Dans une éclipse lunaire (représentée dans la figure 52) , on voit la lune entrer d'abord dans la pénombre , et , par degrés , s'envelopper dans l'ombre , la première entourant la dernière comme un brouillard. Vu le grand volume de la terre , le cône de son ombre se projette toujours beaucoup au-delà de la lune , en sorte que , si , au temps de l'éclipsé , la marche de la lune se trouve dans une direction convenable, elle ne manque pas de passer par l'ombre. Ce n'est point là , cependant , le cas pour les éclipses de soleil : d'après la combinaison du volume et de la distance de la lune , l'extrémité de son ombre tombe toujours près de la terre , mais tantôt elle l'atteint et tantôt elle n'y arrive pas. Dans le premier cas (représenté par la figure 55) , il se forme une tache noire , entourée d'une ombre faible , au-delà de laquelle il n'y a d'éclipsé dans aucune partie de la terre , mais dans laquelle il y en aura une , soit totale , soit partielle', le spectateur se trouvant dans l'ombre ou la pénombre. Lorsque l'extrémité de l'ombre tombera sur la surface, la lune paraitra, en ce point, pendant un instant , couvrir fout juste le soleil; mais lorsqu'elle n'y arrivera pas , il n'y aura éclipse totale dans aucune partie de la terre ; et un spectateur , situé près du prolongement de l'axe du cône, verra tout le disque de la lune sur le soleil , quoique d'une grandeur insuffisante pour le couvrir , c'est-à-dire qu'il sera témoin d'une éclipse annulaire.

557. L'accord assez remarquable qui règne dans les périodes de la révolution synodique de la lune et de celle de ses nœuds , fait que les éclipses reviennent , au bout d'un certain temps, presque dans le même ordre et de la même grandeur. Car 225 révolutions synodiques moyennes de la lune , ou lunaisons , comme on les nomme, emploient 6585). 52, et 19 révolutions synodiques complètes du nœud ne s'opèrent qu'en 6585i. 78. Ainsi, la différence dans la position moyenne du nœud , au commencement et à la fin de 225 lunaisons , est presque insensible ; en sorie que, dans cet intervalle, les mêmes éclipses doivent se reproduire. Cette période de 225 lunaisons , ou 18 ans et 10 jours, est donc très importante dans le calcul des éclipses. On croit qu'elle était connue des Chaldéens sous le nom de saros , le retour régulier des éclipses ayant été remarqué comme un fait physique depuis des siècles , avant que l'on en connût exactement la théorie.

558. Le commencement , la durée et la grandeur d'une éclipse de lune , se calculent beaucoup plus aisément que ceux d'une éclipse de soleil , vu qu'ils sont indépendans de la positiqp du spectateur sur la surface de la tene . et qu'ils

KÉVOLUTION DES APSIDES DE Lk LLÎSE. 14^

sont les mêmes que si l'on se tenait à son centre. Le centre commun de l'ombre et de là pénombre est toujours dans l'écliptique, en un point opposé au soleil, et le chemin parcouru par la lune en y passant est sa vraie orbite, telle qu'elle existe au moment de la pleine lune. Sa position dans cette orbite , à chaque instant est connue d'après les tables lunaires et les éphéméridesj et tout ce que nous avons, en conséquence, à déterminer , c'est le moment où la distance entre le centre de la lune et celui de l'ombre est exactement égale à la somme des demidiamètres de la lune et de la pénombre , ou de la lune et de l'ombre, pour savoir lorsqu'elle y entre et qu'elle les quitte respectivement.

359. Pour connaître les dimensions de l'ombre, à l'endroit où elle traverse l'orbite de la lune , il faut savoir quelles sont les distances du soleil et de la lune à la terre dans ce moment. Ces distances sont variables j mais elles sont calculées et consignées , aussi bien que leurs demi-diamètres , pour tous les jours , dans les éphémérides , en sorte qu'il ne manque aucune donnée. La distance du soleil se calcule aisément d'après son orbite elliptique j mais celle de la lune présente plus de difficulté, par un motif que nous allons expliquer.

360. L'orbite de la lune, comme nous l'avons déjà dit , n'est pas , rigoureusement parlant, une ellipse rentrant sur elle-même, à cause de la variation du plan dans lequel elle se trouve , et du mouvement de ses nœuds ; et quand on écarterait cette considération , le grand diamètre de l'ellipse change lui-même continuellement de direction dans l'espace, comme nous l'avons déjà observé à l'égard de l'ellipse du soleil, mais beaucoup plus rapidement, faisant une révolution complète , dans la même direction que le mouvement propre de la lune , en 5232 J. 5753 solaires moyens, ou environ 9 ans, à raison de 5° environ de mouvement angulaire dans toute une révolution de cet astre. C'est le phénomène connu sous le nom de révolution des apsides de la lune. La cause en sera expliquée ciaprès. Son effet immédiat est de produire, dans la distance de la terre à la lune, une variation qui n'est pas comprise dans les lois d'un mouvement elliptique précis. Pour une seule révolution de la lune , cette variation de distance est fort légère^ mais dans le cours d'un grand nombre elle devient considérable , comme on peut le voir aisément , si nous considérons que dans quatre ans et demi la position de l'axe sera complètement renversée , et que l'apogée de la lune arrivera lorsqu'avait lieu le périgée auparavant.

561. Xe meilleur moyen de se former une idée claire du mouvement de la lune, c est de la regarder comme décrivant une ellipse autour de la te rre comme foyer , et en même temps de considérer cette ellipse elle-même comme étimt dans un double état de révolution, 1°. dans son propre pian, par un progrèo ctM tinueî de son axe dans ce planj et T. par un mouvement continuel d'oscrllativm du plan lui-même, exactement semblable à celui de l'équatcur de la terrî pi >duit par le mouvement conique de son axe décrit à l'article 266, mais beauccïp plus rapide. ^

362. La constitution physique de la lune nous est mieux connue que celle de tout autre corps céleste. A. l'aide de télescopes, nous distinguons des inégalités à sa surface , qui ne peuvent être que des montagnes et des vallées , par cette raison bien simple que nous voyons les ombres projetées par les montagnes dans 1 exacte proportion, quant à la longueur , qu'elles doivent avoir, d'après l'inclmaison des rayons du soleil sur cette partie de la surface de la lune où ees inégalités se trouvent. La ligne convexe du disque tournée vers le soleil est toujours circulaire , et , à très peu de chose près , unie ; mais le bord opposé de la partie éclairée , qui (si la lune était une sphère parfaite) devrait être une ellipse exacte et bien tranchée , se trouve toujours extrêmement raboteux . et coupé de profondes cavités et de proéminences. Les montagnes près de ce bord jettent des ombres longues et épaisses , comme cela doit être , si nous considérons que le

418 TRAITÉ D'ASTRONOMIE. - CONDITION PHYSIQ13E DE LA LUNE. CHAPITRE VI.

soleil est dans l'action de se lever ou de se coucher pour les parties de la lune ainsi placées. Mais à mesure que le bord éclairé dépasse ces parties, c'est-à-dire à mesure que le soleil s'élève à leur égard , leurs ombres se raccourcissent ; et, k la pleine lune , où toute la lumière tombe selon notre ligne de vision , on ne voit d'ombre en aucun point de sa surface. D'après des mesures micrométriques des longueurs des ombres de plusieurs des montagnes les plus apparentes, prises au milieu des circonstances les plus favorables, l'on a calculé les hauteurs d'un grand nombre d'entre elles ; il en résulte que la plus grande hauteur perpendiculaire est d'environ un mille trois quarts anglais ( 281 6 mètres). L'existence de pareilles montagnes est encore constatée par l'aspect qu'elles présentent de petits points ou îlots de lumière au-delà de l'extrême bord de la partie éclairée, qui sont leurs sommets , et qui reçoivent les rayons du soleil avant la plaine intermédiaire ; et à mesure que la lumière avance on voit ces îlots à ce bord et y former des bosses.

365. Les montagnes de la lune présentent en général un aspect d'une unifor" mité et d'une singularité frappantes. Elles sont étonnamment nombreuses, occupent beaucoup plus de la moitié de la surface , et sont presque universellement d'uhe forme exactement circulaire ou de celle des coupes , rétrécies cependant en ellipses vers le bordj mais les plus grandes ont ordinairement des fonds plats, d'où s'élève centralement une petite colline escarpée et conique. Elles offrent , enfin , au plus haut degré de perfection , le véritable caractère volcanique, tel qu'on peut le voir dans le cratère du Vésuve , et sur une carte des districts volcaniques des Campi Phlerjrxi ou du Puy-de-Dôme. Dans quelques-unes des principales , on peut même , au moyen de puissans télescopes , découvrir des marques décisives de stratification volcanique, provenant de dépôts successifs des éruptions de matières. Ce qui , du reste , est extrêmement singulier dans la géologie de la lune , c'est que, quoique l'on ne puisse rien y découvrir qui ait le caractère de mers (car les taches sombres que l'on appelle ordinairement de ce nom, présentent, lorsqu'elles sont bien examinées, des apparences incompatibles avec la supposition d'une eau profonde) , il y a de vastes régions parfaitement unies , et qui semblent décidément être le produit des alluvions.

364. La lune n'a ni nuages ni d'autres indications d'une atmosphère. S'il y en avait , on ne pourrait que s'en apercevoir dans les occultations des étoiles et les phénomènes des éclipses de soleil. Aussi, son climat doit-il être fort extraordinaire , et subir la condition d'avoir alternativement un soleil d'une chaleur plus accablante que celle d'un midi équatorial , pendant une suite non interrompue de quatorze jours , et l'hiver le plus rigoureux , surpassant de beaucoup celui de nos pôles , pendant le même espace de temps. Un tel état de choses doit produire une translation constante de tout ce qui peut exister d'humidité sur sa surface , du point placé au-dessous du soleil à celui opposé , par la distillation dans le vide selon le procédé du petit instrument appelé cnjophore. 11 doit en résulter une aridité absolue au-dessous du soleil vertical , une agglomération constante de çélée blanche dans la région opposée , et , peut-être , une zone étroite d'eau vive aux bords de l'hémisphère éclairé. Il est donc possible que l'évaporation d'un côté , et la condensation de l'autre , maintiennent , jusqu'à un certain point , un équilibre de température , et adoucissent l'extrême rigueur des deux climats.

365. Un cercle d'une seconde de diamètre , vu de la terre , sur la surface de la lune , contient environ un mille carré ( 2589894 mètres carrés ). Il faut, par conséquent , que l'on perfectionne encore beaucoup les télescopes , pour que nous puissions espérer de voir des signes d'habitans , révélés par des édifices ou par des changemens sur la surface du sol. Il faut toutefois observer que , vu le peu de densité des matériaux de la lune , et la gravitation comparativement faible des corps placés à sa surface, la force musculaire y serait six fois aussi puis»

LIBRAÏION DE L\ LUNE:

saute que snr la terre pour soulever le poids des matériaux. Comme , cependant , il n'y a pas d'air , il semble impossible qu'aucune espèce d'être animé , analogue à ce qui existe sur la terre, trouve moyen d'y subsister. On ne peut distinguer nulle part rien qui ressemble à la végétation ou à la plus légère variation de la surface , pour en conclure raisonnablement le moindre changement de saison.

366. L'été et l'hiver lunaires proviennent, en fait, de la rotation de la lune sur son axe. La période de cette rotation est exactement égale à celle de sa révolution sidérale autour de la terre , et s'accomplit dans un plan incliné de 1 ° 50' 1 1 " sur l'écliptique, en sorte que ce plan coïncide presque avec sa propre orbite. Voilà pourquoi nous voyons toujours le môme hémisphère de la lune , et ne connaissons point l'autre. Cette coïncidence remarquable de deux révolutions , qùi , au premier abord , sembleraient devoir être tout-à-fait distinctes, n'est, dit-on, que la conséquence des lois que nous expliquerons ci-après.

367. La rotation de la lune sur son axe est uniforme; mais puisque son mouvement dans son orbite (comme celui du soleil) ne l'est pas , nous sommes en état de voir quelques degrés de ses parties équatoriales en outre de la demi- circonférence , du côté oriental ou de celui occidental , selon les circonstances j ou , en d'autres termes , la ligne qui joint les centres de la terre et de la lune oscille un peu dans sa position , en s' écartant de son intersection moyenne avec sa surface vers l'orient ou vers l'occident. Et, de plus, puisque l'axe autour duquel elle tourne n'est pas exactement perpendiculaire à son orbite, ses pôles se présentent alternativement à la vue dans un petit espace aux bords de son disque. Ces phénomènes sont connus sous le nom de Ubrations, la première de longitude , la seconde de latitude. En conséquence de ces deux espèces distinctes de librations , le même point identique de la surface de la lune n'est pas toujours le centre de son disque , et nous obtenons , par conséquent , la vue d'une zône de quelqiies degrés de largeur de tous les côtés du bord, au-delà d'un hémisphère exact.

368. S'il y a des habitans dans la lune , la terre doit leur offrir l'aspect extraordinaire d'une lune d'environ 2" de diamètre , présentant les mêmes phases que nous voyons dans la nôtre, mais fixée d'une manière immobile dans leur ciel (ou, du moins , ne changeant de lieu apparent que de la petite quantité de la libration ) , tandis que les étoiles doivent leur sembler passer lentement à côté et derrière elle. Elle paraîtra couverte de taches variables , et ceinte de zônes équatoriales et tropicales correspondantes à nos vents alisés; et il est douteux que, dans leurs perpétuels changemens , les configurations de nos continens et de nos mers puissent jatnais être clairement distinguées.