CHAPITRE Vin

Rotation de la lune.

§. 218. X<a surface do la lune est constaimnotit couverte de taches pins ou moins j^andes, i|u’un rcrunnail aisément à la vue simple. Peu de letns apiës l'invenlioti des luneircs on dressa des caries de la lune qui, étant compaiécs arec d*s observalioiis posiérieui es, foumiient le moyen de parvenir à une roiiiiaissance exacte du chanpemeni des taches. On aperçut sans peine, qu'en faisaiil ahsiiaciion de (pielqiies esceptions peu con.sidérabics, les taches sont invaiiables, et que leur situation relativement à l’oeil ne change peint, ensorte qu'on voit constamment tes mêmes taches, et que la lune nous présente toujours la même face. Si c'était vrai à la rigueur, il en résulterait que la lune, dans le lems d'une révolution autour de la terre, tourne une fois sur un axe, perpendiculaire au pian de son orbite, et qne les vitesses angulaires de ces deux mouvemens sont exactement égafes: car dans aucun autre cas U n'est possible, que nous voyions constamment la même partie de la lune. Mais des observations plus détaillées ont prouvé, que cela est sujet à quelques exceptions. Des taches qu'on voit très-près du bord de la lune, sortent du disque visible, après s'élre approchées du bord, tandis qu'au bord opposé d’autres taches entrent dans le disque. Ce phénomène arrive tantôt au bord oriental et occidental, tantôt au bord boiéal et austral^ et celte inégalité apparente de la rotation de la lune eat appelée sa libration: il est aisé de l’expliquer de la manière suivante. Toutes tes rotations des corps célestes, que nous pouvons observer, étant parfaitement uniformes, il faut supposer qu’il en est de même de celle de la lune; et les observations l'ont confirmé. Mais le mouvement 4e la lune dans son orbite étant très-inégal, il en résultera qu’en général

ASTRONOMIE RATIONNELLE

la lane nous présentera toujours la même face, si la période de sa rotation est égale au mois sidéral; mais les taches sur le bord oriental ou occidental dis[>arattront , si le mouvement de la lune dans son orbite 'est plus ou moins vite que le mouvement moyen. D'ailleurs, si l’axe de rotation n'est pas exactement perpendiculaire au plan de l'orbite, les taches au bord supérieur on inférieur disparaîtront, à mesure que la lune s'éloigne du noeud ascendant ou descendant de son équateur. Il faut y ajouter deux autres causes, dont l'une est purement optique comme les précédentes, au lieu que l'autre est physique. Quand même la lune dirigerait constamment la même moitié versie centre de la terre, ensorte que la droite joignant les centres de la lune et de la terre rencontrât toujours le disque lunaire dans le même point; l’ocil placé sur fa surface de la t^rre, se trouverait tantôt d'un côté de cette ligne, tantôt de l'autre, h cause du mouvement diurne de la terre, ensorte que la lune lui paraîtrait. faire, dans une journée, des oscillations dans le sens de la rotation de la terre; et il est aisé de voir que cet eflét n'est autre chose que la parallaxe. Enfin, si la lune n'est pas une sphère homogène, ses parties plus élevées ou plus denses seront attirées plus fortement par la terre, d'où il résultera des inégalités réelles de sa rotation. Ainsi les oscillations de la lune sont de quatre espèces, dont la dernière est un ellèt physique, ou une inégalité réelle; les trois autres, n'étant qu’apparentes, sont composées de la libration diurne, la libration en longitude et en latitude, la période des deux dernières étant le mois.

$. a 19. Les élcmens de la rotation de la lune, ou la position de son équateur, c'est-à-dire, les points où il traverse l'écliptique, les noeuds, et l'angle formé par ces deux plans, l'mcô'noison, se trouvent par les mêmes méthodes qui ont été employées pour le soleil ($. 162. suivi). Mais comme ces méthodes ne donnent pas une par&ite précision, on fera mieux d’employer une approximation. Il est aisé de s'assurer par les méthodes précédentes, que l'inclinaison de l’équateur lunaire sur l’écliptique est on très-petit angle, et que le noeud descendant de l’équateur lunaire, où il s'abaisse au dessous de l’éclipti* que, coïncide à peu près avec le noeud ascendant de son orbite, où elle s'élève vers le nord de l'écliptique. E» faisant donc