présentera tantôt l’un des poles, & tantôt l’autre. De sorte que l’observateur, placé sur la surface de la terre, ne verra pas toujours exactement un hémisphere terminé par un plan qui passe par l’axe de la lune, mais l’axe se trouvera presque toujours tantôt d’un côté de ce plan, tantôt de l’autre ; ce qui fait qu’il paroît avoir une espece d’ondulation ou vacillation.
Causes physiques du mouvement de la lune. Nous avons déja observé que la lune se meut autour de la terre suivant les mêmes lois & de la même maniere que les autres planetes se meuvent autour du soleil ; & il s’ensuit de-là que l’explication du mouvement lunaire en général retombe dans celle du mouvement des autres planetes autour du soleil. Voyez Planete & Terre.
Quant aux irrégularités particulieres au mouvement de la lune, & auxquelles la terre & les autres planetes ne sont point sujettes, elles proviennent du soleil qui agit sur la lune, & trouble son cours ordinaire dans son orbite, & elles peuvent toutes se déduire méchaniquement de la même loi qui dirige le mouvement général de la lune, je veux dire de la loi de gravitation & d’attraction. Voyez Gravitation.
Les autres planetes secondaires, par exemple les satellites de Jupiter & de Saturne sont sans doute sujets aux mêmes irrégularités que la lune, parce qu’ils sont exposés à cette même force d’action du soleil sur eux, qui peut les troubler dans leur cours ; aussi apperçoit-on dans le mouvement de ces satellites de grandes irrégularités. Voyez Satellite.
Astronomie de la lune. Premier moyen de déterminer la révolution de la lune autour de la terre ou le mois périodique, & le tems compris entre une opposition & la suivante ou le mois synodique.
Puisque la lune, dans le milieu d’une éclipse lunaire est opposée au soleil, voyez Eclipse, calculez le tems compris entre deux éclipses ou oppositions, & divisez-le par le nombre des lunaisons qui se sont écoulées dans cet intervalle, le quotient sera la quantité du mois synodique. Calculez le mouvement moyen du soleil durant le tems du mois synodique, & ajoutez-y le cercle entier décrit par la lune, après quoi vous ferez cette proportion : comme la somme trouvée est à 360 secondes, de même la quantité du mois synodique est à celle du périodique. Ainsi Copernic ayant observé à Rome en l’an 1500, le 6 Novembre à minuit, une éclipse de lune, & une autre à Cracovie le premier Aout 1523, à 4 heures 25 secondes, il en conclut de cette sorte la quantité du mois synodique de 29 jours 12heures 41 min. 9 sec. 9 tierces.
Le même auteur, au moyen de deux autres éclipses observées, l’une à Cracovie, l’autre à Babylone, a déterminé encore plus exactement la quantité du mois synodique qu’il a trouvée par-là,
| De 29 jours, | 11 heures | 43′ | 3" | 10‴. | |
| Moyen mouvement du soleil en même tems, | 29° | 6′ | 24" | 18‴. | |
| Mouvement de la lune, | 389° | 6′ | 24" | 18‴. | |
| Quantité du mois périodique, | 27 jours, | 7 heures | 43′ | 5″. |
D’où il s’ensuit 1°. que la quantité du mois périodique étant donnée, on peut trouver par la regle de trois le mouvement diurne & horaire de la lune, &c. & de cette sorte construire des tables du moyen mouvement de la lune.
2°. Si on soustrait le moyen mouvement diurne du soleil du moyen mouvement diurne de la lune, le restant donnera le mouvement diurne de la lune au soleil ; ce qui fournira le moyen de construire une table de ce mouvement diurne.
3°. Puisqu’au milieu des éclipses totales, la lune se trouve dans le nœud, il s’ensuit de là que si on cherche le lieu du soleil pour ce tems, & qu’on y ajoûte six signes, la somme donnera le lieu du nœud.
4°. En comparant les observations anciennes avec les modernes, il paroît, comme nous l’avons déja dit, que les nœuds ont un mouvement, & qu’ils avancent in antecedentia, ou contre l’ordre des signes, c’est-à-dire, de taurus à aries, d’aries à pisces, &c. Si l’on ajoûte donc au moyen mouvement diurne de la lune le mouvement diurne des nœuds, la somme sera le mouvement de la lune par rapport aux nœuds ; & on pourra conclure de là, au moyen de la regle de trois, en combien de tems la lune parcourt 360°, à compter du nœud ascendant, ou combien de tems elle met à revenir à ce point depuis qu’elle en est partie, c’est-à-dire la quantité du mois dracontique.
Moyen de trouver l’âge de la lune. Ajoûtez au jour du mois, l’épacte de l’année, & les mois écoulés depuis Mars inclusivement, la somme, si elle est au-dessous de 30, & si elle est au-dessus, son excès sur 30 sera l’âge de la lune ; en supposant que le mois ait 31 jours, & si le mois n’a que 30 jours, sera l’excès sur 29.
La raison de cette pratique est 1°. que l’épacte de l’année donne toujours l’âge de la lune au premier Mars. 2°. Que comme l’année lunaire est plus courte de 11 à 12 jours que l’année solaire (voyez Epacte), & que l’année a 12 mois, la nouvelle lune anticipe ou remonte à-peu-près d’un jour chaque mois, en commençant par Mars. Au reste cette pratique ne donne l’âge de la lune que d’une maniere approchée ; la seule maniere de connoître exactement l’âge de la lune, c’est d’avoir recours aux tables astronomiques.
Pour trouver le tems où la lune passe au méridien, on remarquera 1°. que le jour de la nouvelle lune, la lune passe au méridien en même tems que le soleil. 2°. Que d’un jour à l’autre, le passage de la lune au méridien retarde d’environ trois quarts d’heure (voyez Flux & Reflux), ainsi prenez autant de fois trois quarts d’heure qu’il y a de jours dans l’âge de la lune, & vous aurez le tems qui doit s’écouler entre l’heure de midi d’un jour donné, & le passage de la lune au méridien qui doit suivre. Cette seconde pratique n’est encore qu’approchée, & seulement pour un usage journalier & grossier. Le véritable tems du passage de la lune au méridien, se trouve dans les tables astronomiques, dans les éphémérides, dans la connoissance des tems, &c. Voyez Ephéméride, &c.
Quant aux éclipses de lune, voyez Eclipse ; sur la parallaxe de la lune, voyez Parallaxe.
Théorie des mouvemens & des irrégularités de la lune. Supposons qu’on demande, dans un tems donné, le lieu de la lune dans le zodiaque en longitude, nous trouverons d’abord dans les tables le lieu où la lune seroit, si son mouvement étoit uniforme, c’est ce qu’on appelle son mouvement moyen, lequel est quelquefois plus prompt, & quelquefois plus lent que le mouvement vrai. Pour trouver ensuite où elle doit se rencontrer en conséquence de son mouvement vrai, qui est aussi l’apparent, nous chercherons dans une autre table à quelle distance elle est de son apogée, car cette distance rend plus ou moins grande la différence entre le mouvement vrai & le mouvement moyen, & les deux lieux qui correspondent à ces deux mouvemens. Le vrai lieu trouvé de la sorte n’est pas encore le vrai lieu, mais il en est plus ou moins éloigné, selon que la lune est plus ou moins éloignée & du soleil, & de l’apogée du soleil ; & comme cette variation dépend en même tems de ces deux différentes distances, il faudra les
