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 différents 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 nœud ascendant, ses deux pôles seront aux bords austral et boréal de l'hémisphère visible. A mesure qu'elle s'élèvera sur l'écliptique, le pôle boréal et les régions qui en sont très voisines disparaitront, 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 hauteur boréale, commencera à revenir vers l'écliptique. Les phénomènes précédents se reproduiront alors dans un ordre inverse, et lorsque la Lune, parvenue à son nœud descendant, s'abaissera sous l'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 luimême. 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, en sorte 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 différents 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 assujetti 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

OEuvres de L. — VI.

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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 1°,67, et avec le troisième un angle de 5o,7155. Ainsi les intersections de l'équateur lunaire avec l'écliptique, ou ses nœuds, coïncident toujours avec les nœuds moyens de l'orbe lunaire, et, comme eux, ils ont un mouvement rétrograde dont la période est de 6793, 39108. 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 3000m. 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 parait 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 étincelants 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 mouvements de tous ces corps sont compris dans une zone 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 32°. Lorsqu'il commence à paraître le soir, on le distingue à peine dans les rayons du crépuscule; les jours suivants, il s'en dégage de plus en plus, et après s'être éloigné d'environ 25o 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 20°, 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, sortant de ces rayons et s'éloignant du Soleil. Son mouvement est rétrograde, comme avant sa disparition; mais la planète, parvenue à 20° de distance, est de nouveau stationnaire, et reprend un mouvement direct; elle continue de s'éloigner du Soleil, jusqu'à la distance de 25°; ensuite elle s'en rapproche, se replonge le matin dans les rayons de l'aurore et reparait bientôt le soir, pour reproduire les mêmes phénomènes.

L'étendue des plus grandes digressions de Mercure ou de ses plus grands écarts de chaque côté du Soleil varie depuis 18o jusqu'à 32o. La durée de ses oscillations entières ou de ses retours à la même position relativement au Soleil varie pareillement depuis 106 jusqu'à 130 jours. L'arc moyen de sa rétrogradation est d'environ 15°, et sa durée moyenne est de 23 jours; mais il y a de grandes différences entre ces quantités dans les diverses rétrogradations. En général le mouvement de Mercure est très compliqué; il n'a pas lieu exactement sur le plan de l'écliptique; quelquefois la planète s'en écarte au delà de 5o.

Il a fallu sans doute une longue suite d'observations pour reconnaitre l'identité de deux astres que l'on voyait alternativement le matin et le soir, s'éloigner et se rapprocher alternativement du Soleil; mais, comme l'un ne se montrait jamais que l'autre n'eût disparu, on jugea enfin que c'était la même planète qui oscillait de chaque côté du Soleil.

Le diamètre apparent de Mercure est variable, et ses changements ont des rapports évidents à sa position par rapport au Soleil et à la direction de son mouvement. Il est à son minimum quand la planète se plonge le matin dans les rayons solaires ou quand le soir elle s'en dégage; il est à son maximum quand elle se plonge le soir dans ces rayons ou quand elle s'en dégage le matin. Sa grandeur moyenne est de 21",3.

Quelquefois, dans l'intervalle de sa disparition le soir à sa réapparition le matin, on voit la planète se projeter sur le disque du Soleil, sous la forme d'une tache noire qui décrit la corde de ce disque. On la re