CHAPITRE L

Phénomènes généraux de la Lune.

iSo. X-ies Lunes forment une cluM particulière des corps célestes: ee sont des planètes secondaires, qui se distinguent des planètes principales, par ce que le corps central de leurs orbites n'est pas le soleil, mais une pla> nète qu’elles accompagnent dans sa route, ensorte qu’elles ne circulent que médiatement autour du soleil: c'est pour cela qu'on les a appelées Planètes se* eondaires ou Salel/iles. La C>xloîde que ces corps décrivent dans Pespace absolu, est d'un degré plus compliquée que celle des planètes, et la plus compliquée de tontes, aatant que le système solaire est connu jusqu'è présent. On ne connaît que quatre planètes , entourées de satellites , et la terre que nous habitons, est une de ce petit nombre distingué. Mars et les planètes inférieures n’ont point de satellites: car la découverte d’un satellite de Vénus,’ que quelqees astronomes modernes croyaient avoir faite, ne s’est pas confirmée. Jupiter, Saturne, et Uranus, sont entourés de plusieurs satellites. ‘

La lune est , après le soleil , l’astre le plus intéressant pour les habtr Uns de la terre. Sa huttière douce et bienfaisante conduit le voyageur au

»«4 ASTRONOMIE RATIONNELLE travers des déserts et des forêts, trace au navigateur sa roule sur des mers inconnues, et donne aux nuits des cliarmes qui inspirent au philosophe et au porte des idées et des senliniens plus sublimes, qtie le plus beau jour. Des millions de corps célestes partagent peut-être avec nous la lumière et la chaleur du soleil, mais la lumière de la lune est notre propriété exclusive: elle est notre compagne inséparable, qui nous console sur la perte du soleil, lorsqu'il va verser ses bienfaits sur d'autres pays: c’est un bien inappréciable pour les habilans de la zone glaciale, dont les longue» nuits sont éclaiiées par la lune.

Ce fut sans doute la June. qui la première apprit aux hommes Tes ditisions grossières du tems, ou le calendrier: on n’eut pas besoin des mathématiques, pour observer la première apparition de la nouvelle lune, qui devint ainsi la mesure du tems la plus simple. Son petit éloignement de la terre, ta rapidité de son mouvement qui employé moins de deux heures à décrire un degré, aiusi que les inégalités de son orbite, ont occupé les astronomes plus qu'aucun autre corps céleste, et ont oouronné leurs recherches des découvertes les plus importantes, dont les fruits sont recueillis par le navigateur, t^dis que le philosophe trouve une récompense plus noble dans la dëcou- Tcrte des grandes ^loix de la nature. De toutes les actions physiques de lo lune la plus importante est son attraction , qui se manifeste le plus clair» ipent par le flux et le reflux de l'océan t mais il est possible que ce satellita exerce beaucoup d’autres actions, qui seront tou)ours inconnues.

5. 181. Un des premiers phénomènes qui devaient frapper les bon» mes, furent sans doute les Phases de Ta lune, ou les di/Iérentrs formes qu’ell» nous présente dans les dillérentes parties de son orbite. Après avoir été invisible pendant quatre jours , elle reparaît ao* à io* à l'prient du soleil sou»

In forme d’un filet d’argent courbé, ou d’un eroissoBt dont les pohttes ou le» tomes sont vers l’orient, à l’opposite du soleil. La largeur de ce croissant augmente de plus en plus, à mesure que la lune s'éloigne du soleil vers l’o- / lient, et l’on voit très-distinctement le reste du disqua lunaire, sur lequel est répandue une lumière beaucoup plus faible qu’on appelle la lumière cendrée.

A)ti bout de cinq jours la, largpui du croisiaat est telle , que la lun» ^ ci»

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TtBue nn demi-cercIc [dichoiomè), étant éloignée de 90° vers l'orient du soleil; -c’est son l’n-mier Quoiiier. Sa partie visible est alors terminée vers l'occidcut par la denii-ciiconrérence d’un cercle, et à l’orient par son diamètre. Cette ligne droite prend peu après la courbure d’un arc elliptique, la |iarlie lumineuse devient plus grand qu’un demUcercle, elle va en augmentant, à mesure que la lune s’éloigne du soleil; et au bout de i a jours la lune, étant directement opposée au soleil, parait tout-à-lait circulaire, son disque entier brille d’un grand éclat : c’est la Pleine Lune, La lune continuanL à parcourir sa roule > vers l’orient, elle commence à se rapprocher du soleil, dont elle est éloignée vers l’occident de moius de son bord occidental reprend la forme d’un >

arc elliptique, en se rétrécissant de plus ea plus; et la partie lumineuse, en se rapprochant du soleil, diminue par les mêmes nuances, par lesqueUes elle avait augmenté dans la preiqiëre moitié du l’orbite. Au bout de 19 ou ao jours elle parait comme un demi-cercle, dont le diamètre est dirigé vers l'ouest, à l'opposite du soleil: c’est ^ Dentier Quartier, la lune étant éluignée du soleil go° vers l’ouest ou 270* vers l'est. La partie visible continue à di- ' minuer, et au bout de a4 jours, la lune n’éianl distante que ao° à do’ du soleil, elle parait, comme au commencemeat, sous la forme d'un croissant oafilet, dont les cornée sont dirigées vers Toccident, è l’opposite du soleil. Alors. ' elle se perd dans les rayons du soleil, dont elle se rapproche davantage; et au bout de quatre ou cinq jours, elle reparaît à l’orient du soleil, et les phénomènes piécèdens arrivent dans le même ordre. Il est clair que dans cet intervalle, où la lune éUit invisible, elle a passé entre le soleil et la terre , ou qu’elle a été cm conjonction avec le soleil : c'est ce qu’on appelle la KouvaUe Lune, - ' ,

S. i8a. Pour peu' qu’on ,rélléchiase sur ces phénomènes, or en con- ' dura , que la lune est un eorps opaque qui reçoit du soleil la lumière qu'il ' nous renvoie : vérité dont lee , anciens astronomes n’eurent pas le moindre doute ('). Les phases de la lune prouvent, qu’à chaque révolution elle perd sa> lumière en. partie, et .même en entier li la nouvelle lune. La limite elli-

(I) «,La ione> n’a d*autr« iuiHÎfrr tjuv cetie qii'vUc du loicii.** X^b. Jy , Cop- %•

ASTRONOMIE RATIONNELLE

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ptique de la lumière, qui se rëtrécil el s'ëlargit, prouve que la lune, ou du moins sa partie dirigée vers la terre, est un corps spliériqve, sur lequel le cercle terminateur de la Jumière paraît comme une ellipse (§. •jgX ‘On a vu, que la partie lumineuse de la lune est toujours dirigée vers le soleil, et que son accroissement et décroissement se règlent exactement sur sa distance au so- .leil: d'où il suit, qu’elle reçoit cette lumière du soleil. Mais il y a des phénomènes qui le prouvent d'une manière encore plus frappante. Les observations des longitudes et latitudes de la lune vere le lems qaelle approche de SS conjonction avec le soleil, donneront les changemens de sa position, d'oà l’on peut calculer l’instant de la conjonction , *et la latitude de la lune dans cet instant. Cela posé, on apercevra que, si cette latitude est moins grande que la somme des diamètres du soleil et de la lune, il arrivera une edtpse s<y loin: -on verra -un disque noir qui, passant sur le' soleil d’ouest à l’est, le couv-re «a partie ou entièrement. La direct’ton, la vitesse, et la grandeur de ce disque, qui sont par-fùilement «onformes eu mouvement et «u diamètre de la lune, ainsi -que fëpoque -de la nouvelle lune., prouvent évidemment , que ce -corps opaque «st 4s lune elle-même qui, en passant entre le soleil et la terrtt, noua présente la moitié qui est obscure, paroequ’elle ne peut recevoir aucune lumière du soleil; d’où il suit que la lune n’a point de lumièie par ellemême. Il est aussi aisé de voir que, lorsque la lune Ml en conjonction avec le soleil, la terre est -pour elle «n opposition, ou pleine terre, et qu’étant plus grosse, elle répandra beaucoup plus de lumière sur la lune, qu’elle n’en reçoit par la pleiiK! lune. Nous aperoevrions donc la nouvelle lune entièrement éclairée pa'r la Jumière réfléchie de lï terre, «i celte faible lueur n’était absorbée par 1rs rayons du soleil. Mais lorsqu’au bout de quelques jours, la lune est assés éloignée du soIeH, pour être yisib’le le soir, on aperçmt distinctement la lumière cendrée i8r.), que la terre réfléchit vert la lune.

Les observations des taches de la lune viennent i l’appui de cette vérité. Nous voyons toujours les rnémet tachM, même dans la partie obscure, quand la lumière cendrée les rend 'visibles; la même partie de la lune est donc tantôt obscure, tantôt illuminée; d’où il suit que ce n'est pas une propriété de la lune. Ce corps est couvert d’aspérités et d’dlevatioas qui, li l’iD'

t r V R E rv, C H A P. c af>7.

«far tîes- volcan* creusés par le feu,- renferment, de* cavités profondes. Au' tema de 1*' pleine lune, qui est diamétralement apposée au soleil, on voii ces cavités éclairées, dans- toute leur profondeur, parceque les rayons du soleil y tombent verticalement. Dans tout autre tems, les remparts dont elles sont entourées, projettest dés ombres,, dans l'intérieur des volcans aussi- bien qtre' sur la partie extérieure du' disque lunaire: ces- ombres, toujours à l'opposite du soleil, se prolongent à' mesure que la- situation de U lune est pliM oblb que par rapport au- soleil.

Let eclipses'lunaires en sont' encore' une preuve. Le soleil et- là terre' étant toujours dans l’écliptique, la dernière doit', nécessairement projetter dans oe plan une ombre conique' à l'opposite du soleil;' il s’en suit que, si In lune reçoit' sa lumière du soleil,. U pleine lune sera obscorcie, lorsque sa Itctitude est assés petite;: et c'eat précisément ce qui arrive. Si la pleine lune est près d’un de ses- noeuds, elle perd sa lumière entièrement ou en partie, et l’ombre passe sur le disque lunaire dé gauche è droite, parceque Itklune entre- dana l’ombre de la terre de droite è' gauche. Les -particularités doees éclipses ne laissent aucun doute,, que- l’ombre de là terre' ne soit lemr véritable cause.'- Dans' tour les lieux de la- terre,- où la lune édipsée-s^sl là-- Vée, oe phénomène est absolument lé même,- et parait da'n» le même instanf: ee qui prouve,. qu’il>n’est pas> produit par un corpn placé entre là lune et la terre, paroequ’alors , à cause de la parallaxe des deux corps,, le tems et làgiandeur de l'éclipse seraient dilTérens pour divers lieu ,i de la’ terre; c'est sionc une vérilablo éclipse,- une obscurité ou ombre qui couvre là lime.- Eanème partie de la lune qui- naguères' brilla d'un^ vif éclat,- est entièrement obsAiroie,, et denrient' même invisible, lorsque lé terre ‘ vient s0 plàcèr entre elle et le soleil',, et l'on voit-less taches de- la: lune entrer l'une après ‘l’autre dans l'ombre. Les éclipies-solaires^ au' contraire',- paraissent, d'une manière dilTérenle à di U ère ns -pays; ellessont totales dans un lieu, et-nulies' dans un autre; dana les- payr occidentaux- on les voit plutôt que dans les pays orientaux, etc.. Cet- eiTét- des- paraila-xet’ prouve*,- que ce n'est pas le'suleil même qui perd sa- lumière, mais qu’un corps', qui doit être beaucoup plus près dè la te/re qyie du. soleil,- couvre cei aalie: et l’on a vu, qae cést la lune.

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$. i83. Les éclipses nous donnent une idée générale de la nature de rorh'ile lunaire. Dans les éclipses de soleil la lune est placée entre le soleil et la terre; dans celles de lune, elle est opposée au soleil: ce n'est donc ni une planète supérieure, ni inférieure, et son orbite renfeiTOe la terre, mais

non le soleil. La parallaxe delà lune est d'environ un degré (I.^. aa3.); d'où il

suit, que la lune est à peu près 4<>n fois plus près de la terre que le soleil, et que la terre est le point central de son orbite, pareeque la parallaxe n'éprouve que de petits changemens qui viennent du mouvement elliptique. On peut aussi conclure la distance de la lune, de tes éclipset. La grandeur et la distance du soleil et de la lerre détermine le cône d'ombre que la terre projette. La latitude de la lune durant fédipse donne sa dtilance ù l’axe de ce cône; et l'obaervaiioa de l'éclipse fait connaître la corde de U section de l'ombre, que la lune a parcourue, laquelle, étant comparée arec la latitude de la lune, donnera le diamètre de l'ombre, et par conséquent la distance de la lune è la terre. On trouvera ainsi, que dans toetes les éclipses la distance de la lune est à peu près la même; ce qui est encore plus évident par la grandeur de la lune, qui parait toujours ù peu près la même. La terre est donc le vrai point central de l'orbite lunaire: les observations nous donnent immédiatement le vrai nioiivement de la lune: et Pon n'a pM besoin de tous ces calculs qui rendent si compliquée la théorie des planètes, pareeque nous ne les voyons pas du centre de leurs orbites. Mais les iivégolarUés du mouvement de la lune, produites par faction du soleil, exigent des calculs encore plus compliqués, qui seront exposés dans l’astronomie physique.

5. i84- Dn a rti précédemment (§. 80.), comment on trouve la flhase du disque illuminé, quelle que soit la position du soleil, de la terre, et de la lune. Si S, T, V, ^fig. ao.) sont ces trois corps, la lùtille <fillumtnation est une ellipse, dont le petit axe est au grand, comme-cos SVT est à f unité. Dans le triangle SVT, TS=:a est toujours donné: connsissant donc TV=r, ce qui est ù peu près =: ($■ i83.), félongation de la lune du soleil Sl'V

donnera l'angle SVT, et par conséquent la limite ^d’illumination. Le même triangle lournit le moyen, de trouver la uislauce de la lune, celle du soleil