ATMOSPHÈRE

Noos ne Toyons ce bâton qu'à l'aide de la lumière qui le frappe et qu'il renToie dans tons les sens ; mais celle qoi part de dessons l'eau n'arrive à nos yeux qu'en s'infléchîssant au sortir du liquide et s'écartant delà Terticale. Exercés par l'habitude à rapporter les objets dans la direction où la lumière nous arrive, nous ne tenons compte de sa déviation qu*en l'attribuaut à la partie plongée , que nous supposons à une place difiérente de celle qu'elle occupe. Cette suite de points n'étant plus dans le prolongement de la partie extérieure , nous jugeons que le bâton s'est brisé pour se rapprocher de la yerticale : l'illusion est complète, et il faut tout l'efifort de l'habitude pour détruire le prestige.

5* La lumière n'est point une substance simple; on la trouve composée d'un faisceau de mille rayons , dont chacun exerce sur nos yeux un mode d'action différent que nous désignons par le mot de coloration» On distingue sept couleurs principales :

Le rouge, l'orangé ^ le jaune, le vert, le bleu, l'indigo et le violet,

et en outre toutes les nuances intermédiaires. Le blanc est la sensation que nous éprouvons par la réunion de tous ces rayons ; le noir est l'absence de toute couleur, de toute lumière.

Les corps en réfléchissant la lumière , exercent sur elle une action plus ou moins variée j ils en absorbent une portion et nous renvoient le reste. La couleur résulte de la nature des rayons dominants, parmi ceux qui ne sont pas absorbés.

V Atmosphère est ce fluide gazeux qui nous environne , mélange do plusieurs substances, et cause de raille phénomènes; elle contient aussi de l'eau en vapeur, qui n'en trouble pas la transparence , ou de l'eau en suspension , sous la forme de nuages et de brouillards. Ce sont ces globules aqueux qui , réfléchissant la lumière après qu^elle les a traversés, la décomposent et en séparent les brillantes couleurs de Vjirc-eU'CieL

Les Halos sont des cercles lumineux dont le Soleil et la Lune paraissent entourés^ à de certaines époques, et plus fréquemment dans les laUludes élevées. Deux cercles dont les rayons sont d'environ 46» pour l'un , et M« pour l'autre, se dessinent autour de ces astres : oii a môme cru remarquer que ces courbes se façonnent en ellipse. On attribue ces tfetsà la réfraction de la lumière par des cristaux de neige flottants dans les hautes régions de l'air.

Les Aurores boréales sont des phénomènes de lumière qui paraissent dus à des causes électriques , puisqu'on remarque que la déclinaison ,

f90 ATMOSPHÈAF.

l'inclinaùon et rintenaité magnétiques des aiguilles en sont fortement infloencées. C'est principalement dans les régions polaires qu'on Toit ces beaux aros colorés et lumineux dont la cause est encore inoonnne^ mais qui ne sont nullement astronomiques.

Les Météareê lumineux qn^on voit Toltiger dans l'air, les éclairs , lo tonnerre^ etc. , sont des phénomènes électriques dont le séjour est dans Tatmosphère, et qui n'ont rien de commun arec lascienceqni nous occupe.

Nous ne pousserons pas plus loin cette rapide énumération.

1S8. Le 'mercure qui reste suspendu dans le tube barométrique, fait équilibre^ par son poids , à la pression de l'air ; la colonne de mercure varie ayec les lieux et les temps. L'air étant un fluide com-» pressible et élastique , a chacune de ses couchés comprimée par le poids de l'air qui est au-dessus ; sa densité , son ressort s'en accroissent, et c'est à cette cause qu'il faut attribuer l'éléyation variable du mercure dans le baromètre.

La hauteur du fluide métallique dans le tube varie avec le ressort de l'air, la chaleur et l'état hygrométrique. Ces changements de' hauteur^ qui n'indiquent que des présages incertains de ceux de l'atmosphère , marquent avec rigueur son poids et son ressort. Or ce poids décroît i mesure qu'on s'élève; le mercure doit donc en même temps s'abaisser. Une grossière estimation porte à 1 ligne l'abaissement qni répond à 24 mètres d'élévation. A Paris , le mercure se soutient an terme moyen de 28 pouces : il ne s?élève qu'A 15 ou 16 au sommet du mont Blanc. Celte propriété a même 'conduit à divers moyens de mesurer les hauteurs^ et l'on a reconnu que la densité de Fair décroît en progr, par quotient lorsqu'on s'élève en progr. arithmét., c.*à-d. que les hauteurs sont les logarithmes des nombres de millimètres dont le mercure descend. La théorie de Laplace est d'une précision qui ne le cède pas aux procédés géodésiques les plus exacts ^ et l'on a des Tabieê hypsotnétriquet de M. Oltmanns, dont l'usage est d'une grande facilité pour dispenser de tous les calculs que suppose la formule de notre célèbre académicien (voy. l'^nnuaiW).

On conçoit maintenant la possibilité de conclure la hauteur totale de l'atmosphère de la loi de dégradation de sa densité {v<n/, p. 104). Quelque légères que soient les dernières couches d'air, elles sont ce-^ pendant retenues par Fattraction de notre globe ^ qui, dans son double mouvement , emporte l'atmosphère avec lui , comme il entraine les eaux qui sont à sa surface. La force centrifuge due à la

rotation de la Terre ^ donne A cette masie .aériforme la igared'on sphéraldd aplati ans pôleft, qae déforme sans cesse Faction du Soleil et edle de la Lune.

Au delà de l'atmosphère est le TÎde absolu ; c'est ce que nous arons d'abord quelque peine A admettre ^ parce que nous sommes exercés à Toir tout espace TÎde instantanément rempli par l'air qui y afflue^ lais ce n'est point par une qualité occulte , qui rend le vide en horreur à h nature f que le Tide ne peut exister autour de nous 3 un globule d'air ne reste en repos que lorsqu'il est également pressé de toutes parts. Qu'on rende plus actire la pression d'un cAté^ ou qu'on diminue celle de l'autre côté , le globule cédera à cette action et entrera en mouvement ayec toute la vitesse que loi donne son excessive mobilité* Ainii^ Alites le vide dans une partie , et la nécessité d'une égale pression en tons sens forcera l'air à s'y précipiter^ afin de rétablir l'équi-» libre. Chaque molécule d'air doit descendre par son poids et par celui des couches supérieures , et s'élever par son ressort élastique qu'elle doit à la chaleur : la température décroit en montant , et l'éqnilibre entre ces forces exige que la densité dimiaue sans cesse , et même jusqu'à léro. Au delà de l'atmosphère , le vide subsiste donc 1 si quelque substance surnageait à l'atmosphère; elle serait d'une ténuité infinie ; puisque sans cela elle s'abaisserait jusqu'à la couche d'air de même densité.

Quelques savants ont cru que l'immensité de l'espace était occupée par VÉtker, fluide impondérable et d'une excessive mobilité ; mais ce gas serait une cause retardatrice du mouvement des planètes^ et quelque ftiible qu'on la supposât^ dans la durée des siècles, son effet devrait être sensible. Pourquoi d'ailleurs admettre une matière subtile dans la région sur-atmosphérique? Si cette matière est sans effet, quelle preuve a-t-on de son existence , et qu'importe même qu'elle existe? Cette espace immense qui nous sépare des astres est donc vide et librement traversé par le calorique et la lumière. Cependant M. Encle a cru remarquer un ralentissement dans le mouvement de sa comète^ qui lui fait croire à la résistance de l'éther, et ce sentimwit a été partagé par plusieurs astronomes.

IM. L'air agit sur la lumière à la manière des corps transparents $ il la décompose^ la réfléchit et la réfracte : c'est ce qu'il importe d'expliquer.

1** L'ainr dont le ciel nous semble teint est la couleur de l'atmo* iphère : le ciel ne peut ni envoyer^ ni réfléchir aucune couleur ; mais

l'aîr agit anr ki lumière qui le traverse^ et elle ooiu est irantmiftc avec une nuance bleue. Cette couleur n'est sensible qu'à raison de l'épaisseur de l'atmosphère , parce qu'elle a trop peu d'intensité : aussi s'affaiblit-elle à mesure qu'on s'élève , et le ciel paraîtrait noir à celui qui serait an delà de l'atmosphère. C'est encore l'air, c'est Tean qui s'y trouTC en Tapeurs et en gouttelettes, qui parent l'horiion de ce pourpre éclatant dont il semble embrasé an lerer et an coucher du Soleil.

Une partie de la lumière solaire s'affaiblit dans son passage à tra- TersTair^ les brumes de l'horizon accroissent cet effet; et les objets terrestres éloignés semblent obscurs et teints de la couleur bleoAtre

du ciel *»

Quelquefois l'atmosphère fait jouer la lumière de manière A produire des illusions curieuses : tantôt elle aplatit les astres en apparence , tantôt elle en double les images. C'est ainsi qu'on explique les parkèlieê et les pamsé/éfies, phénomènes qui, dans certaines circonstances , nous montrent ensemble plusieurs Soleils et plusieurs Lunes , embellis de feux et de couleurs extraordinaires. Ces effets purement physiques sont étrangers à l'Astronomie, aussi bien que les cercles Taporeux et nuancés de couleurs nommés halo$, qu'on voit souTcnt autour de ces deux astres, ainsi que cela a déjà été exposé.

2° La lumière éprouye des réflexions multipliées en traversant l'atmosphère ; son action oblique sur des couches de différentes doisités , sa rencontre avec les corps opaques et les globules aqueux , distribuent ses rayons dans une multitude de lieux où sa direction primitive ne l'aurait pas fait pénétrer; c'est ainsi que l'image solaire se réfléchit à la surface de l'eau , et cependant la pénètre en partie. Sans l'atmosphère, nous ne recevrions aucune lumière lorsque les rayons ne seraient pas directs, et la nuit, le jour, se succéderaient brusquement. C'est à l'atmosphère que nous devons le bienfait de ce jqur faible et croissant qui précède le lover du Soleil et suit son cou-

* La ditUDoe mffit pour aflFiibiir la clarté, et cet effet a de même lien dans le vide. Prenons «n cdne de lumière émise par un corps; deux plant qui coupeot ce cAoe perpendiculairement à son axe reçoivent la même quantité de fluide lumineux, qui se disperte ainsi tor les airet de cerclet inégaux. Une aire tracée dans le grand* cercle et prise égale an petit, ne recevra pas la même clarté. Si, par exemple, Tun de ces cerclet est quadruple de Tautre, la nème lumière, dispersée sur une surface quatre fois plus grande , n'en donnera que le quart sur chaque quartier. Or, ces cerclet sont comme les carrés de leurs rayons, et par conaéquent comme les carrés de* distances des plans au sommet du cène. Ainsi la lumière décroît d*inlensifé dans le rapport des carrés des distances au corps lumineux ; Téclat que réfléchissent les corps opaques suit la même loi de dégradation, et Tintcrposilion de ratmotpbèrc et des vapeurs qui en troublent la traosparc^nce ajoutent puissamment à cet effet.

cher. Imaginons on cerole parallèle à l'horiion et i 18« an-dessos do ce plan , rexpërience montre que c'est lorsqae le Soleil atteindra ce cercle que commencera Vj^urore, ou que le Crépuscule finira.

L'astre ne parait pas encore , et déjà le jour commence à poindre ; le Soleil Tient de se coucher^ et la clarté subsiste quelque temps après : le ciel est paré des plus brillantes couleurs produites par les diffractions de la lumière dans la couche épaisse d'air qu'elle traverse. La durée de l'anrûre et du crépuscule varie avec les saisons et les lieux 3 à Paris , an solstice d'été , l'un suit immédiatement lautre , et il n'y a pas de nuit Térîtable *. Yers le pôle , le jour doit parahre un mois | avant que le Soleil soit sur l'horizon , et on mois { après qu'il est disparu^ ce qui réduit à environ trois mois la nuit à laquelle est condamnée cette région : elle a donc nn jour de 9 mois et une nuit de 8.

Puisque le jour commence quand le Soleil arrive à 18° sous l'horiion , ses rayons , rasant la surface terrestre , se réfléchissent dans la couche atmosphérique^ qui a une assez grande densité pour nous renvoyer une lumière sensible. En livrant ces données au calcul , ou a trouvé que celte couche est placée à' environ 86000 toises d'élévation. On est du moins certain que^ si l'on s'élève seulement de 40000 toises^ l'air y est si rare, que la pression n'y peut soutenir le mercure à -^ de ligne de hauteur dans le tube: c'est assurément le plus grand vide qu'on puisse produire sous la machine pneumatique. L'atmosphère ne doit pas s'étendre beaucoup au delà, ce qui suppose qu'elle a environ 16 lieues d'épaisseur. Cependant , si Ton voulait ajouter foi à des relations de quelques météores , il faudrait admettre qu'à 20 lieues de hauteur, il y a encore des substances gazeuses susceptibles d'inflammation , et même de détonation.

En admettant que l'atmosphère ait 16 lieues ~ de hauteur, elle forme une sphère creuse infiniment peu épaisse comparativement au rayon terrestre : son volume est le 29" de celui de notre globe, sou poids n'en est que les 48 millièmes , en supposant à la Terre 8 fois 7 la densité de l'eau.

S<* Qu'un astre nous envoie un rayon VLm (fig 7) , la direction Hm ne se conservera plus rectiligne à son entrée dans l'atmosphère, attendu que l'attraction exercée par l'air, sur ce rayon, le fera dévier

* Ceit arrive quand le cercle ^^' (fig. 3), que le Soleil décrit à cette époque, est tout entier au-detsus de celui qui, à i8« tous ITiorizoOt^narque le commenceoient de Taurore, ou quand Tare D^est au plus de 18". Or, à Paris, la latitude, ou l'arc PD a hauteur de pdlo » 49° i la distaoceT^' du p6Ie au tropique gg', est de 66» ir- Ainsi, au solstice d^ëtë, le Soleil drivant ce tropique. Tare D^ Q*est que de 6&> 7 — 49° =3 j 7''] , moindre que 18'». Donc,etc

VlAllO«lArAU« IS

194 REFRACTION.

d'antant plas que la ciensilé oroUra davantage. Si l'on conçoit l'épaiiisenr mO de l'air partagée eu tranches eoncentriqaes de deufitës oroissantés ^ ce rayon éprouvera des dévîntions continuelles qui le rapprocheront de la yerlicalc (n** IH^, 4"*) dans le passage de chaque coaohc à la suivante, et suivra la ligne courbe mO concave vers la Tcrre« Accoutumés a rapporter les objets dans la droite où arrive la lainière , nous jugeons l'astre en M', dans la direction OH' de la tangente i celle courbe iiiO. Cette réfraction nous conduit donc a attribuer aux astres une place différente de celle qu'ils occupent : et puisque le corps 1 nous semble élevé en M', l'effet de la réfraction aimospKériqueê'esercê ver- Ocalemeut, et accroU la hauteur des astres, en lee rapprochani du Umith.

Plus le rayon est oblique, et plus la réfraction est forte (n** ISS , 4^, la plus grande déviation est produite au lever de l'astre, oA die est de S8'; l'effet décroît graduellement jusqu'au sénith , où il est nul , la réfraction n'ayant plus lieu lorsque le rayon incident est perpendiculaire à la surface qui sépare les milieux. Le bâton plongé dans l'eau ne semble plus brisé lorsqu'il est vertical ; et plus il est oblique , plus la fracture apparente esi forte.

C'est à la réfraction qu'on doit l'avantage de jouir plus longtemps de la présence du Soleil sur l'horison. Si Ton conçoit un plan i W audessous de l'horizon , les astres nous paraissent se lever et se coucher dès qu'ils atteignent a ce plan. Le temps dont le lever réel précède le moment où le Soleil arrive à l'horizon, dépend de l'étendue de l'arc que décrit l'astre entre ces deux plans , c'est-à-dire de sa déolinaison et de la latitude du lieu. Ainsi, aux solstices, le Soleil se lève i Paris 4' 6" avant d'être réellement arrivé à l'horixon.

Un phénomène qui déplace ainsi les astres ne pouvait être Q^Ugé dans les calculs astronomiques. On a dit, page IZ, qu'il faot, pour obtenir la latitude du lieu et la distance polaire d'une étoile , nasurcr les hauteurs méridiennes ï>b, Du (6g. S) d'une circompolaire • ; la latitude PB est la demi-somme , la distance polaire Pa est la demi-diffÀrenée de ces hauteurè vraies, c."à*d. dégagées de la réfraction qui les affecte. Qu'on observe la polaire a, dont la réfraction est sensiblement constante dans tout le petit cercle ia qu'elle décrit; comme tout a*ac* corde à donner IQf' pour valeur de cette réfraction à Paris, U ktitudede cette ville sera connue. D'un autre côté, au zénith Z, la réfraction est nulle, et l'on sait que près du lénith, en A, elle est d'autant de secondes que la dîstanoe zénithale AZ a de degrés (6" pour 6^, 10" pour 10». . .); ainsi , l'on obtiendra la distance zénithale de cette étoile yil. Or, rien n'est plus facile que de calculer « tout

moment la hanlear Traie d'une étoile dont on a la déclinaison , quand la klitade du lieu est connue ; on pourra mesurer des hauteurs sno*cessivea de notre étoile et comparer les résultats aTCC ceux du calcul^ la réfraction en est la dijBFérence. On pourra donc former des tables de réfraoUoil pour toutes les hauteurs , avec toute l'exactitude qui convient à CM genre de recherches. C'est ainsi que le célèbre Piazzi^a cpéfé.

Geaproeddésy purement empiriques, ne font connaître qu'impar* faitement les réfractions , parce qu'elles yarient avec la constitution del'atfiKiaphèrei o'est-i-dire dépendent de la température et de la deosilé de l'air. La loi suirant laquelle cet effet est lié a ses causes a été étudiée aTcc soin , et c'est un des plus bsaux travaux de Laplace, Ce qui rend cette théorie si curieuse , c'est qu'elle s'accorde parfaitement avec les résultats de l'observation , du moins quand l'astre est élevé de plus de 9 à 10^; car au-dessous de ce terme , les vapeurs de l'horiion influent de manière à laisser quelque légère incertitude* Les beaux mémoires de Ml. Ivorys, Kramp^ Dessel {Tabulœ Regiomonr tanm)f donnent des résultats d'une extrême précision.

126. Lorsqu'on a observé la hauteur du bord du Soleil ou de lu Lune y il faut y apporter trois corrections :

1^ On ajoute ou l'on retranche le demi-diamètre de l'astre > afin d'avoir la hauteur apparente du centre.

2^ On ajoute la parallaxe de hauteur dont l'effet est d'abaisser l'astre (n° 20) relativement à l'observateur placé au centre de la Terre, pour lequel les tables astronomiques sont composées, ainsi que nous l'avons déjà dit*

Lorsque l'astre observé est une étoile, il n'y a ni diamètre apparent, ni parallaxe ; ces deux corrections n'ont pas lien.

3* On retranche la réfraction de la hauteur; on l'ajoute au contraire à la dislance sénilhale apparente : la parallaxe de hauteur et de réfraction sont deux corrections qui se font toujours en sens contraire TuDe de l'autre^

L'effet de la réfraction sur le diamètre du Soleil et de la Lunci est défaire paraître ces astres aplatis dans le sens vertical, parce que la réfraation élève inégalement les deux bords , Vipfériear plus que le snpérieur. La différence de ces élévations n'est sennble qu'auta&t que l'astre est près de l'horizon , parce que ce n'est qu'alors qu'un demidegré de plus en hauteur suffit pour produire des effets sensiblement inégaux^ & raison de la rapidité avec laquelle les réfractions croissent,

iM LUMIÈRE.

Antti ne mesoro-t-on jamab que le diamètre horitontal , par la dorée du passage des deux bords latéraux derant un fil plaeé Terticalement dans la lunette méridienne.

1S6. Si la Lune arait comme la Terre une atmosphère, la lomièra des étoiles devrait s'y réfracter en la traversant. Soit GAOG' (fig. 7) le globe lunaire > l'étoile Q enverrait le rayon QO qui , lors de roconltation, s'infléchirait en rasant la snrface* A la sortie de cette atmosphère^ une seconde déviation donnerait au rayon la direction OP, qui^ arrivant à nos yeux , nous ferait attribuer a l'étoile la place indiquée par cette dernière ligne. Cet astre nous semblerait aimd déplacé d'un angle double de QOI ; à la fin de roccultation*, une réfraction semblable donnerait un effet analogue de l'autre côté du globe lunaire, effet qui doublerait le premier. L'étoile aurait donc paru reculer devant la Lune , et la fuir ensuite rapidement. On' peut même concevoir une atmosphère ass« dense pour que l'astre ne soit jamais occulté et passe brusquement d'un côté de la Lune à l'autre. Ainsi la durée de l'occultation , s'il y avait une atmosphère à ce globe, serait moindre que le temps nécessaire pour le traverser, d'après son mouvement horaire ; d'ailleurs la distance des étoiles doubles devrait varier à l'approche des occultations par la Lune. Mais on n'observe rien de semblable, et l'effet, bien que quadruplé , n'est nullement sensible ; au contraire , on a vu quelquefois des astres , après leur contact avec la Lune, paraître encore quelques secondes sur le bord de son disque. Cet effet est-il dû aux montagnes lunaires , ou est-il une simple illusion d'optique? il ne s'ensoit pas moins que la Lune n'a pas d'atmosphère, et par conséquent ni air, ni eau, ni nuages, ni pluies , etc. (page 96).

127. Calculons la vitesse avec laquelle la lumière se propage. Pour acquérir l'idée d'une vitesse , on compare l'espace décrit au temps employé. L'espace parcouru pendant l'unité de temps est ce qu'où nomme la vitesse : plus celte longueur est grande, et plus le mouvement est rapide.

Servons-nous d'une comparaison : lorsqu'on entend de loin le bruit du canon, et qu'on voit l'éclair de l'explosion , on remarque un -temps très-sénsible entre la flamme et le bruit , et la durée s'aocroit ayec k distanoe. Le son court donc moins vite que la lumière. Dans la petite étendue où cette expérience peut être faite , l'impression de la clarté est instantanée : cette durée, comparée a la distance, donnedoncla

TÎtesse da son. Qu'il soit grare ou aigu ^ fort ou Faible , on trouye qae dans un air calme le son parcourt 1040 pieds (SST'^^S) par seconde, on 10400 toises par minute. Si quelque explosion ayait lieu dans la Lune j et qne le son pût nous amver avec la Titesse que nous Tenons (l'indiquer, il mettrait IS jours a se faire entendre : comme le Soleil est 400 fois plus loin que ce satellite ^ nous n'entendrions une explosion qui aurait lieu dans cet astre que 14 ans ^ après son éruption. Du reste, la force et la direction des vents altèrent cette vitesse de 1040pieds par seconde ; il faut décomposer cette force dans le sens où le son est transmis, et ajouter cette composante à 1040 pour avoir la vitesse réelle.

La rapidité de la lumière passe toute idée ; aussi , pour la mesurer, faut-il prendre une échelle dans l'immensité des cieux. Si la Terre est en T (fig. IS) et qu'un astre B soit du même côté de l'orbite, la laroière de cette étoile mettra moins de temps à nous arriver que si nous étions en I au point opposé : la différence est le temps que la lumièce met à traverser l'écliptique, c'est*à-dire à parcourir son axe AP de 70 millions de lieues. Lorsque le premier satellite de Jupiter passe dans le cône d'ombre de cette planète, il s'éclipse pour reparaître un peu an delà : nous savons (u? 88) que ce phénomène a lieu toutes Ica 42^19'. Si la progression de lumière était instantanée, le temps qui sépare deux éclipses serait d'autant de fois 42^29' qu'il y a eu de révolutions de satellite autour de Jupiter ; mais il n'en est pas afnsi. Soient T la Terre , S le Soleil , B Jupiter en opposition : si , à dater de cet instant , on observe une immersion du 1«' satellite , on trouvera que chacune des suivantes retardera de plus en plus à mesure que la Terre s'éloignera vers À, H, 1 ; et ces relards, accumulés jusqu'à la conjonction I, iront à 16' 26",4. La Terre continuant son cours, se rapprochera de Jupiter^ et l'instant de l'immersion avancera au contraire de plus en plus : tout sera compensé au retour à l'opposition 3 et il se sera écoulé, depuis la première éclipse , précisément autant de fois 42a 29^ qu'il y aura eu de révolutions du satellite.

La présence de l'atmosphère ne change rien à ces mesures, à raison de son peu d'épaisseur. Nous avons en outre fait abstraction de l'excentricité de l'écliptique , et de quelques autres circonstances peu influentes. On a répété les expériences avec la plus grande précision sur les autres satellites de Jupiter : toutes se sont accordées à établir que là lumière n'emploie que 16' 26", 4 à traverser l'écliptique, ce qui donne 8' 1S",2 pour le temps qu'elle met à nous venir du Soleil à la distance moyenne. Elle parcourt donc, par minute, 2917 rayons terrestres (environ 70 mille lieues par seconde). Cette vitesse prodigieuse,

198 LUMlfiRE.

qa'il n'est pas permis de rëToqoer en dontOi est 400 mille fois plus grande que celle â*an boulet de canon , et 10 mille fois pins que cdie de la Terre. M. Herschell remarque que Toisean dont le toI eat le pins rapide mettrait près de trois semaines à faire le tour entier de la Terre, sans prendre aucun repos : la lumière franchit le même espaee eu beaucoup moins de temps qu'il n'en faut à Poisean pour exéooter on simple battement d'aile.

Au lever du Soleil, nous ne recevons les premiers rayons de cet astre que fy 19" après leur émission > il y a donc 8' 18'' que l'astre est levé lorsque nous commençons à le voii*. Nous le voyons de même au méridien après qu'il y a passé ; enfin, il est déjà couché que nous le voyons encore. Quand la Lune s'interpose entre nous et le Soleil, elle n'arrête pas les rayons lumineux qui Tont déjà dépassée; et s'il faut 1",S à la lumière pour nous venir de la Lune , le bord du Soleil est déjà éclipsé depuis V\t lorsqu'il commence à disparaître : l'éclipsé uons semble aussi finir r',9 plus tard , et sa durée demeure la même. Tant que les effets vrais et apparents présenteront ainsi des différences constantes ,l'erreur se rencontrant dans toutes les observations, nous n'aurons aucun moyen de la constater et de la corriger ; nous n'aurons même aucun intérêt à la reconnaître , et nos tables seroilt toujours d'accord avec les faits observés. Mais si quelque circonstance vient troubler cet accord, ainsi qu'il arrive dans les éclipses des satellites de Jupiter, il deviendra nécessaire de mesurer l'erreur et d'en tenir compte dans les calculs^ et c'est ce qui nous force à analyser tous les effets du mouvement de la lumière pour en distinguer les influences diyerses.

On a calculé qu'une bougie d'un pouce de longueur est divisée, par la combustion , en un nombre de particules exprimé par S7 suivi de 47 aéros : à chaque seconde , il s'est dégagé de la bougie allumée un nombre de parcelles exprimé par 41 suivi de 48 zéros, c'est-à^iie plus de mille millions de fois le nombre des grains que fournirait la masse entière de la Terre convertie en sable. Cependant une immense portion de la bougie a été bien plus grossièrement divisée que la lumière ] quelle est donc la prodigieuse ténuité de ses particules ! Et si la vitesse d'un corps lancé croit quand sa masse diminue , est-il «i étonnant qae la lumière ait tant de rapidité ? l'est-il que ses molécules ne se heurtent pas en se croisant de mille manières ? enfin l'est-il que cette déperdition continuelle ne diminue pas sensiblement le Tolome des corps célestes? {Foy. page 74.)

Au reste^ combien de choses incompréhensibles et qui n'en sont pas pour cela moins certaines I