THÉORIE DES ÉCLIPSES

P&EMIEHS ÉLÉMENTS.

L’éclipse est la disparition momentanée d’un corps céleste ou d’une partie d’un corps céleste caché par un autre.

Il ne peut y avoir d’éclipse qu’au moyen des satellites qui éclipsent ou qui sont éclipsés. Ils ne peuvent éclipser que le soleil , et cette éclipse n’est que pour leur planète ; mais ils peuvent être éclipsés pour tout le système planétaire. Donc une éclipse de soleil peut avoir lieu pour chacune des planètes qui ont des satellites, parce que cés satellites , gravitant autour de leur planète, peuvent se trouver fentre elle et le soleil dans une position telle , qu’ils doivent dérober à leur planète la vue du soleil * ou d’une partie du soleil.

Une éclipse de satellite peut avoir lieu pour tout le système planétaire * parce que ce satellite peut se trouver dans une position telle que la iutnière du soleil ne lui parvienne pas, sa planète l’interceptant.

Ainsi le soleil peut être éclipsé pour Jupiter par un satellite de Jupiter , si ce satellite est dans une droite du centre du soleil au centre de Jupiter, en remplissant une condition que l’on verra plus bas.

Le soleil peut donc être éclipsé pour la terre , si

-Digiti?ed by Ç^QDgle

ASTRONOMIE. 5ç)

le satellite de la terre est dans une certaine position entre le soleil et la terre.

Un satellite de Jupiter sera éclipsé, si ce satellite, dans un certain cas , se trouve placé dans une droite tirée de lui au soleil, passant par Jupiter.

Ainsi la lune, satellite dé la terre , seta éclipsée, si, dans un certain cas , elle se trouve placée sur une droite, d’elle au soleil, passant par la terre.

11 ÿ a donc deux points dans lesquels les éclipses peuvent avoir lieu i ce sotit les conjonctions et les oppositions.

Le soleil peut être éclipsé dans les conjorictions , et le satellite dans les oppositions ; mais comtrte toutes les sciences ont leurs expressions propres , on observera qu’en théorie d’éclipses le mot opposition n’est pas employé; on dit: conjonction supérieure. La conjonction prend la dénomination d’inférieure ; c’est-àdire que, dans cette théorie, on envisage les planètes comme vues du soleil : alors il n’y a point d’opposition, mais deux conjonctions, l’une en A ( fig. 6), au-delà de la planète P ; c’est la supérieure ; l’autre en B, entre la planète et le soleil; c’est l’inférieure. Il est évident que le soleil ne peut être éclipsé pour une planète que par un des satellites de cette planète , et cette éclipse ne peut avoir lieu que dans une conjonc^ tion inférieure.

Un satellite peut être éclipsé pour sa planète et pour toutes les autres, et cela ne peut avoir lieu que dans une conjônction supérieure.

D’où nous concluerons que les éclipses de lune ou des satellites sont universelles , et que les éclipses de

6o GÉOGRAPHIE PHYSIQUE.

soleil ne se font que pour la planète à laquelle appartient le satellite en conjonction; et de plus, l’éclipse du soleil peut ne se faire que pour certains points de la planète , surtout si le satellite est peu gros , c’est-à-dire si la planète est grosse par rapport à son satellite. Quelle est donc la condition qu’il faut qu’un satellite remplisse pour qu’il y ait éclipse ?

Il faut qqe son centre, celui de sa planète et celui du soleil , soient dans une droite traversant son orbite autour de sa planète , et l’orbite de sa planète autour du soleil , c’est-à-dire , passant par les points d’intersection du plan de son orbite et de celui de sa planète. En un mot , il faut que la conjonction se fasse dans les nœuds , parce qu’il ne peut y avoir d’éclipse que dans l’écliptique.

Mais il n’est pas nécessaire que le satellite soit rigoureusement dans ses nœuds pour qu’il y ait éclipse , même éclipse totale : il suffit qu’il en soit à une petite distance. Cette petite distance se nomme la limite de l’éclipse; et dans cette limite, l’éclipse peut être totale ou partielle, suivant que le satellite est plus ou moins éloigné de l’écliptique.

Ainsi une éclipse, de satellite est totale, et une éclipse de soleil est centrale, lorsque le centre du satellite en conjonction est dans son nœud, ou à très-peu de chose près. Le premier cas a lieu dans la conjonction supérieure, le second dans la conjonction inférieure.

L’éclipse est partielle si le satellite a une latitude quelconque moindre que la limite de l’éclipse , mais trop grande pour que l’éclipse soit totale ; et cette éclipse aura plus ou moins de doigts écliptiques, selon

ASTRONOMIE

(il

que la latitude sera moindre ou plus forte, mais toujours plus petite que la limite de l’éclipse. Le doigt écliptique est le douzième du diamètre de l’astre éclipsé; chaque doigt se divise en 60 minutes.

La limite de l’éclipse est une portion du cercle de latitude égale au demi-diamètre du satellite, plus le demi-diamètre de l’ombre de la planète.

L’éclipse est totale quand le demi-diamètre de l’ombre, moins le demi-diamètre du satellite, est plus grand que la latitude.

La grandeur du demi-diamètre de l’ombre, à l’endroit où se trouve le satellite, est égale à la parallaxe horizontale du soleil, plus la parallaxe horizontale du satellite vu de sa planète , moins le demi-diamètre du soleil vu de la planète.

Les éclipses des satellites étant universelles, peuvent être vues de toutes les planètes, et de beaucoup de parties de la même planète, mais à des heures différentes , quoiqu’au même moment. D’où il suit qu’elles peuvent servir à déterminer la différence entre les méridiens; et en effet, leur observation sert souvent à conclure les longitudes terrestres.

On nomme immersion le point et le moment où l’astre éclipsé entre dans l’ombre , et émersion le moment où il en sort.

Voyons maintenant comment «la limite de l’éclipse est égale au demi-diamètre de l’ombre, plus le deinidiainètre du satellite vu de sa planète.

Soit Ale soleil (fig. y ), B la planète, G le satellite, ABI la ligne des nœuds. La conjonction est supérieure. L’ombre jetée par le soleil est un cône dont les côtés

sontHG et EC; donc le demi-diamètre de l’ombre est ^ CI sur l’orbite DF du satellite C.

Au demi-diamètre CI de l’ombre, si l’on ajoute le demidiamètre du satellite C, on aura Cl plus le demi-diamètre C pour limite de l’éclipse : car lorsque le centre du satellite arrivera en C, son bord supérieur entrera dans l’ombre; et lorsque son centre arrivera à l’ombre , il aura déjà six doigts d’éclipsés.

Mais avant d’arriver dans l’ombre, le satellite est trèssensiblement obscurci: car il n’a pas plus tôt dépassé le point D, qu’il perd de vue une partie du disque du soleil, par conséquent de sa lumière, puisque cette lumière entière doit lui arriver suivant la tangente HD; et cette lumière s’affaiblit toujours de plus en plus jusqu’en C, où elle cesse tout-à-fâit, parce qu’il est alors dans l’ombre. L’arc DC de l’orbite du satellite se nomme pénombre, du mot latin penè , presque.