vu à l'horizon, après avoir rasé la surface de la lune, continuent leur route, en décrivant une courbe semblable à celle par laquelle ils y sont parvenus. Ainsi un second observateur placé derrière la lune, relativement à l'astre, l'apercevrait encore, en vertu de l'inflexion de ses rayons dans l'atmosphère lunaire. Le diamètre de la lune n'est point sensiblement augmenté par la réfraction de son atmosphère; une étoile éclipsée par cet astre, l'est donc plus tard que si cette atmosphère n'existait point, et par la même raison, elle cesse plus tôt d'être éclipsée; ensorte que l'influence de l'atmosphère lunaire est principalement sensible sur la durée des éclipses du soleil et des étoiles par la lune. Des observations précises et multipliées ont fait à peine soupçonner cette influence; et l'on s'est assuré qu'à la surface de la lune, la réfraction horizontale n'excède pas cinq secondes. Cette réfraction sur la terre, est au moins mille fois plus grande; l'atmosphère lunaire, si elle existe, est donc d'une rareté extrême et supérieure à celle du vide que nous formons dans nos meilleures machines pneumatiques. De là, nous devons conclure qu'aucun des animaux terrestres ne pourrait respirer et vivre sur la lune, et que si elle est habitée, ce ne peut être que par des animaux d'une autre espèce. Il y a lieu de penser que tout est solide à sa surface; car les grands télescopes nous la présentent comme une masse aride sur laquelle on a cru remarquer les effets et même l'explosion des volcans.

Bouguer a trouvé par l'expérience, que la lumière de la pleine lune est environ trois cent mille fois plus faible que celle du soleil: c'est la raison pour laquelle cette lumière rassemblée au foyer des plus grands miroirs, ne produit point d'effet sensible sur le thermomètre.

On distingue, surtout près des nouvelles lunes, la partie du disque lunaire, qui n'est point éclairée par le soleil. Cette faible clarté que l'on nomme lumière cendrée, est due à la lumière que l'hémisphère éclairé de la terre, réfléchit sur la lune; et ce qui le prouve, c'est qu'elle est plus sensible vers la nouvelle lune, quand une plus grande partie de cet hémisphère, est dirigée vers cet astre. En effet, il est visible que la terre offrirait à un observateur placé sur la lune, des phases semblables à celles que la lune nous

présente, mais accompagnées d'une plus forte lumière, à raison de la plus grande étendue de la surface terrestre.

Le disque lunaire présente un grand nombre de taches invariables que l'on a observées et décrites avec soin. Elles nous montrent que cet astre dirige toujours vers nous, à peu près le même hémisphère; il tourne donc sur lui-même, dans un temps égal à celui de sa révolution autour de la terre; car si l'on imagine un observateur placé au centre de la lune supposée transparente, il verra la terre et son rayon visuel se mouvoir autour de lui, et comme ce rayon traverse toujours au même point à peu près, la surface lunaire, il est évident que ce point doit tourner en même temps et dans le même sens que la terre, autour de l'observateur.

Cependant, l'observation suivie du disque lunaire, fait apercevoir de légères variétés dans ses apparences: on voit les taches s'approcher et s'éloigner alternativement de ses bords. Celles qui en sont très-voisines, disparaissent et reparaissent successivement, en faisant des oscillations périodiques que l'on a désignées sous le nom de libration de la lune. Pour se former une juste idée des causes principales de ce phénomène, il faut considérer que le disque de la lune, vu du centre de la terre, est terminé par la circonférence d'un cercle du globe lunaire, perpendiculaire à son rayon vecteur : c'est sur le plan de ce cercle que se projette l'hémisphère de la lune, dirigé vers la terre, et dont les apparences sont liées au mouvement de rotation de cet astre. Si la lune était sans mouvement de rotation, son rayon vecteur tracerait à chaque révolution lunaire, la circonférence d'un grand cercle, sur sa surface, dont toutes les parties se présenteraient successivement à nous. Mais en même temps que le rayon vecteur tend à décrire cette circonférence, le globe lunaire en tournant, ramène toujours à fort peu près, le même point de sa surface, sur ce rayon, et par conséquent, le même hémisphère vers la terre. Les inégalités du mouvement de la lune, produisent de légères variétés dans ses apparences; car son mouvement de rotation ne participant point d'une manière sensible, à ces inégalités, il est variable relativement à son rayon vecteur qui va rencontrer ainsi sa surface dans différens points; le globe lunaire fait donc par rapport à ce rayon, des oscillations correspondantes aux inégalités

de son mouvement, et qui nous dérobent et nous découvrent alternativement quelques parties de sa surface.

Mais le globe lunaire a une autre libration en latitude, perpendiculaire à celle-ci, et par laquelle les régions situées vers les pôles de rotation de ce globe, disparaissent et reparaissent alternativement. Pour concevoir ce phénomène, supposons l'axe de rotation perpendiculaire à l'écliptique. Lorsque la lune sera dans son noeud ascendant, ses deux pôles seront aux bords austral et boréal de l'hémisphère visible. A mesure qu'elle s'élevera sur l'écliptique, le pôle boréal et les régions qui en sont très-voisines disparaîtront, tandis que les régions voisines du pôle austral se découvriront de plus en plus jusqu'au moment où l'astre parvenu à sa plus grande latitude boréale, commencera à revenir vers l'écliptique. Les phénomènes précédens se reproduiront alors dans un ordre inverse; et lorsque la lune parvenue à son noeud descendant, s'abaissera sousl'écliptique, le pôle boréal présentera les phénomènes que le pôle austral avait offerts.

L'axe de rotation de la lune n'est pas exactement perpendiculaire à l'écliptique; et son inclinaison produit des apparences que l'on peut concevoir en supposant la lune mue sur le plan même de l'écliptique, de manière que son axe de rotation reste toujours parallèle à lui-même. Il est clair qu'alors, chaque pôle sera visible pendant une moitié de la révolution de la lune autour de la terre, et invisible pendant l'autre moitié, ensorte que les régions qui en sont très-voisines seront alternativement découvertes et cachées.

Enfin, l'observateur n'est point au centre de la terre, mais à sa surface c'est le rayon visuel mené de son œil au centre de la lune, qui détermine le milieu de son hémisphère apparent; et il est clair qu'à raison de la parallaxe lunaire, ce rayon coupe la surface de la lune, dans des points sensiblement différens suivant la hauteur de cet astre sur l'horizon.

Toutes ces causes ne produisent qu'une libration apparente, dans le globe lunaire; elles sont purement optiques, et n'affectent point son mouvement réel de rotation. Ce mouvement peut cependant être assujéti à de petites inégalités; mais elles sont trop peu sensibles pour avoir été observées.

Il n'en est pas de même des variations du plan de l'équateur lunaire. L'observation assidue des taches de la lune fit reconnaître à Dominique Cassini, que l'axe de cet équateur n'est point perpendiculaire à l'écliptique, comme on l'avait supposé jusqu'alors, et que ses positions successives ne sont point exactement parallèles. Ce grand astronome fut conduit au résultat suivant, l'une de ses plus belles découvertes, et qui renferme toute la théorie astronomique de la libration réelle de la lune. Si par le centre de cet astre, on conçoit un premier plan perpendiculaire à son axe de rotation, plan qui se confond avec celui de son équateur; si de plus, on imagine par le même centre, un second plan parallèle à celui de l'écliptique, et un troisième plan qui soit celui de l'orbe lunaire, en faisant abstraction des inégalités périodiques de son inclinaison et des nœuds; ces trois plans ont constamment une intersection commune; le second situé entre les deux autres, forme avec le premier, un angle d'environ 1o,67, et avec le troisième, un angle de 5o,7155. Ainsi, les intersections de l'équateur lunaire avec l'écliptique, ou ses noeuds, coïncident toujours avec les nœuds moyens de l'orbe lunaire, et comme eux, ils ont un mouvement rétrograde dont la période est de 67931,39081. Dans cet intervalle, les deux pôles de l'équateur, et de l'orbe lunaire, décrivent de petits cercles parallèles à l'écliptique, en comprenant son pôle entre eux, de manière que ces trois pôles soient constamment sur un grand cercle de la sphère céleste.

Des montagnes d'une grande hauteur s'élèvent à la surface de la lune leurs ombres projetées sur les plaines, y forment des taches qui varient avec la position du soleil. Aux bords de la partie éclairée du disque lunaire, les montagnes se présentent sous la forme d'une dentelure qui s'étend au-delà de la ligne de lumière, d'une quantité dont la mesure a fait connaître que leur hauteur est au moins de trois mille mètres. On reconnaît par la direction des ombres, que la surface de la lune est parsemée de profondes cavités semblables aux bassins de nos mers. Enfin cette surface paraît offrir des traces d'éruptions volcaniques; la formation de nouvelles taches, et des étincelles observées plusieurs fois dans sa partie obscure, semblent même y indiquer des volcans en activité.

CHAPITRE V.

Des Planètes, et en particulier, de Mercure, et de Vénus.

Au milieu de ce nombre infini de points étincelans dont la voûte céleste est parsemée, et qui gardent entre eux une position à peu près constante; dix astres toujours visibles quand ils ne sont point plongés dans les rayons du soleil, se meuvent suivant des lois fort compliquées dont la recherche est un des principaux objets de l'astronomie. Ces astres auxquels on a donné le nom de Planètes sont Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne, connus dans la plus haute antiquité, parce qu'on peut les apercevoir à la vue simple; ensuite, Uranus, Cérès, Pallas, Junon et Vesta, dont la découverte récente est due au télescope. Les deux premières planètes ne s'écartent point du soleil au-delà de certaines limites; les autres s'en éloignent à toutes les distances angulaires. Les mouvemens de tous ces corps sont compris dans une zône de la sphère céleste que l'on a nommée zodiaque, et dont la largeur est divisée en deux parties égales par l'écliptique.

Mercure ne s'éloigne jamais du soleil, au-delà de trente-deux degrés. Lorsqu'il commence à paraître le soir, on le distingue à peine dans les rayons du crépuscule : les jours suivans, il s'en dégage de plus en plus, et après s'être éloigné d'environ vingt-cinq degrés du soleil, il revient vers lui. Dans cet intervalle, le mouvement de Mercure rapporté aux étoiles, est direct; mais lorsqu'en se rapprochant du soleil, sa distance à cet astre n'est plus que de vingt degrés, il paraît stationnaire, et son mouvement devient ensuite rétrograde. Mercure continue de se rapprocher du soleil, et finit par se replonger le soir, dans ses rayons. Après y être demeuré pendant quelque temps invisible, on le revoit le matin,