LES ÉCLIPSES

Tu me reproches, ma chère Laure, de ne t*a-

'^'^oir parlé ni des perturbations que la Lune

éprouve dans sa révolution autour de la Terre,

^tquî Vont fait surnommer capricieuse^ bizarre^

^ide la lumière cendrée, deux choses que tu n'as

jamais pu comprendre, dis-tu. Tu vas voir que

t:ules aurais comprises si tu avais lu ton traité

d'astronomie avec la même attention que tu ac-

cordes à mes cahiers, et tu vas voir, de plus, que tu sais une partie au moins de ces choses*Ià.

a Quand la Lune est nouvelle ou en conjonction^ elle se trouve naturellement beaucoup plus près du Soleil que dans aucune autre de sçs phases, et, naturellement aussi, l'attraction solaire s'exerce sur elle avec plus d'intensité, et la distance de la Lune à la Terre est augmentée. Lorsqu'au contraire la Lune est en opposition, la Terre, plus fortement attirée par le Soleil, se trouve plus éloignée de son satellite. Dans les quadratures, c'est l'action de la Terre qui prédomine. L'effet immédiat de ces alternatives est d'influer sur la vitesse du mouvement de la Lune; il se ralentit en effet de la conjonction à la première quadrature et il s'accélère de cette première quadrature à l'opposition , pour diminuer de nouveau jusqu'à la seconde quadrature, puis, pour augmenter de nouveau jusqu'à la conjonction.

Ces inégalités ont reçu le nom de variations. »

Voilà, il me semble, des choses dont tu peux te rendre compte clairement, et que tu peux clairement comprendre par conséquent.

. « Mais la Lune accompagne la Terre dans le mouvement de celle-ci autour du Soleil ; la Terre, d^ns ce nmouveinent, s'approche plus ou moins de cet astre; ce changement dans les distances doit apporter des modifications aux variatipns qujB nous venons de décrire ; cette nouvelle espèce d'inég^U*^^ ^ reçu le nom ^'équation artr nuelle.

ET MÉTËOftOLOGIE. 256

(c I^fi force d'attraction que la Terre exerce sur son satellite varie encore d'infeo^itë selon qpe la fiune est; apogée on périgée, et laisse par icpnséqneqt p)us ou ipoins d'inQuence à Fattraotjpn solaire. De là des alloQgeiqents qu des rao courcissenoenfs d^ns Fprbe lunaire, inég^litea qu'on appelle élections.

<3c Enfin , le jfnpuvemeut rétrograde des poeuds et le chaugeipent d'inclinaison de l'orbite luu^irp sur 1 epliptique s'expliquent encore par Fattraption. Ce mouvement des nœuds de l'orbe lunaire, a dit M. Arago, et les variations de son inclipaispp sur récliptique, sopt dus à Faction du Soleil. En effet, lorsque la Lune, dans son mouvement autpur de la Terre, se rapproche du plan de Fécliptique, la force d'attraction du Soleil 1^^ fait descendre, et devance ainsi le mouvement où elle doit couper le plan de Fécliptique.» (Louvet.)

De nouvelles inégalités ont été découvertes; il en est une qu'pn nomme Y équation séculaire ; les autres ont reçu le nom de perturbations.

Tu vois que les caprices et les bizarreries de de la Lune sont tout à fait en dehors de sa volonté j qu'elle n'y entre pour rien, et qu'il ne dépend point d'elle de s'en corriger. Elle n'est pas la seule, au reste, à éprouver des perturbations; voici ce que dit à ce sujet notre immortel Laplace: (^Si les planètes n'obéissaient qu'à Faction du Soleil , elles décriraient autour de lui des orbes elliptiques ; mais elles agissent les unes sur les

autres ; elles agissent également sur le Soleil, et, de ces attractions diverses, il résulte, dans leurs mouvements elliptiques, des perturbations que les observations font entrevoir et qu'il est nécessaire de déterminer pour avoir des tableaux exacts des mouvements des planètes, d

Ainsi donc ces corps célestes, que nous croyons indépendants les uns des autres, ne le sont pas, tu le vois ; ainsi donc la loi de l'attraction ou pesanteur agit du plus grand au plus petit et du plus petit au plus grand, et avec une telle mesure que les perturbations ne vont jamais au delà de ces limites d'où résulte la plus admirable harmonie!... Mais nous reviendrons sur ce magnifique sujet; il mérite toute notre attention et toute notre admiration.

Reprends à présent mon dernier cahier et suis, en regardant la figure qu'il contient, l'explication de la lumière cendrée.

La Lune nous renvoie les rayons réfléchis du Soleil ; la Terre doit envoyer à la Lune les rayons . réfléchis du Soleil, et, comme sa surface est près de seize fois plus grande que celle delà Lune, cette lumière doit être beaucoup plus intense. La nouvelle lune, en A^ est en conjonction avec le Soleil, la Terre est, au contraire, en opposition; la Lune sidoncpleine terre au moment où la Terre a nouvelle lune ; elle est donc éclairée par les rayons que réfléchit la Terre, à laquelle elle renvoie ces mêmes rayons qu'elle réfléchit à son tour, et qui

nous reviennent fort alïaiblis. Dès que la conjonction de la Lune cesse, elle ne reçoit plus qu'une partie des rayons réfléchis par la Terre, comme en Bj comme en C; partie qui va toujours en diminuant, puisqua mesure que Fâge de la Lune augmente, la Terre lui présente une moindre portion de sa partie éclairée. Ce sont donc les rayons terrestres (nous pouvons bien nous servir de cette épithète, puisque nous nous servons de celle de rayons lunaires) qui produisent le phénomène appelé lumière cendrée y lumière qui nous rend visible l'hémisphère entier de notre satellite pendant le crépuscule, le matin surtout.

Pourquoi le matin plutôt que le soir.^ diras-tu peut-être.'^

«La Terre n'est pas homogène; il y a plus d'eau que de continents. L'eau absorbe une grande partie des rayons lumineux, le sol les réfléchit davantage. Quand le globe présente vers la Lune sa partie solide , qui sont les continents d'Europe, d'Asie, d'Afrique, la lumière cendrée est plus intense; c'est le matin que la Terre est ainsi disposée, ce qui explique pourquoi la lumière cendrée est plus sensible le matin que le soir. Lorsqu'au contraire la Terre présente vers la Lune sa partie aqueuse, la lumière cendrée est plus faible. » (M. Arago.)

M. Arago a dit encore, dans l'une de ses dernières leçons , que le plus ou moins d'éclat de la

lumière cendrée, le matin, peut nous donner des nouvelles de Xétat atmosphérique de l'Europe, de l'Asie, de l'Afrique. En effet , si l'atmosphère de ces continents se trouve chargée de nuages, la lumière cendrée doit être plus faibk qu'alors que l'atmosphère est pure, puisque cette lumière cendrée n'est autre chose que les rayons réfléchis sur la Lqne par la Terre même- Voilà une manière ingénieuse et prompte de savoir s'il fait beau ou s'il pleut dans les continents d'Eu^ rope, d'Asie et d'Afrique.

Passons maintenant aux éclipses de Lune et de Soleil.

<c Les éclipses de Lune n'arrivent jamais que lorsque la Lune est dans son plein. Comme les anciens Chaldéens l'avaient eux-mêmes remarqué, la Terre est un corps opaque qui, quand il est frappé d'un côté par la lumière solaire , projette de l'autre un cône d'ombre, où cette lumière ne pénètre pas. Ce cône d'ombre dont la base est le diamètre de la Terre, base connue, peut-il aller jusqu'à la Lune dont la base est aussi connue.^ La géométrie et le calcul fournissent les moyens de s'assurer qu'il peut aller beaucoup ^u delà. (Oui, sans doute, ma sœur, puisque ce cône d'ombre atteint la distance de 3oo mille lieues; et la Lune, tu le sais , est à la distance de g5 mille lieues seulement).

<c II semblerait qu'il dût y avoir une éclipse tons les mois, puisque tous les mois la Terre se

troave en opposition avec le Soleil. Cela n'arrive pourtant pas ainsi. C'est que le plan de Torbite de la Lune ne coïncide pas avec celui de récliptique ; mais il en est à 5^, de sorte que les trois corps ne sont pas toujours sur la mêm6 ligne à Tépoque de la pleine Lune. Ce sont les distances de la Lune à Técliptique qui déterminent s'il y aura ou s'il n'y aura pas éclipse de Lune. Si, à la pleine Lune, cette distance est plus petite que la demi-épaisseur du cône d'ombre de la Terre, il y aura éclipse.

<c L'atmosphère terrestre réfracte les rayons lumineux. Chacun a pu voir que la Lune et le Soleil à l'horizon sont plus rouges qu'au zénith. Les rayons lumineux sont rouges, lorsqu'ils ont traversé une grande étendue d'air. Aussi la lumière cendrée de la Lune paraît-elle rouge dans les éclipses de Lune périgée , et non dans les éclipses de Lune apogée.

« Quand la Lune est périgée, son diamètre est vu de la Terre sous un angle plus ouvert que le diamètre du Soleil ; alors, si les centres des deux astres se corresponden t, et que la Lune soit en conjonction, comme elle paraît plus grande que lui, s'il y a éclipse de Soleil, elle sera totale. Si la Lune est apogée et si les centres du Soleil, de la Lune et de la Terre sont sur une même ligne, l'éélipse du Soleil sera annulaire ; elle sera partielle, si les centres ne se correspondent pas exactement, et que la Lune soit apogée.

<c Dans 1 éclipse annulaire, la Lune paraît comme une plaque noire sur le milieu du dis^ que solaire.

<( L'ëclipse totale ne produit pas une obscurité complète, parce qu'il reste toujours autour de la Lune une espèce d'auréole lumineuse, qui permet de voir les étoiles de première et de seconde grandeur.

a Halley et le chevalier de Bouville ont cherché à expliquer cette auréole en prétendant avoir vu, sur le disque lunaire, une quantité de feux répétés avec fréquence comme des éclairs, d'où ils ont tiré la conséquence que les rayons solaires éprouvent une certaine inflexion autour de la Lune, ce qui, dans leur opinion, indiquerait la présence d'une atmosphère lunaire.

« Quoique l'obscurité ne soit pas complète dans une éclipse totale, cependant cette obscurité succède subitement à la lumière, et elle sufBt pour effrayer les animaux; les poules vont se coucher ; les chevaux et les bœufs effrayés refusent de continuer leurs travanx et s'arrêtent tout court.

« Il y a celte différence entre les éclipses de Lune et celles de Soleil, que celles de Lune sont visibles de tous les points de la terre pour lesquels la Lune est à l'horizon. T^a lumière est éteinte dès que le satellite est entré dans le cône d'ombre de la Terre, et elle disparaît de la même manière pour tons les observateurs, quelle que

ET MÉIÉOKOLOGIE. 2%i

soit leur position sur la Terre; au lieu que lorsque le Soleil est éclipsé, Fabsenee ou la diminution de la lumière qu'il nous envoie est dépendante de la position des différents points du globe relativement à la Liine qui la cache, parce qu'il ne se présente pas de la même manière à ces différents points. On sait, par exemple, qu'il est midi à Vienne une heure avant qu'il soit midi à Paris. L'éclipsé de Soleil peut donc commencer plus tôt à Constantinople et à Vienne qu'à Paris. Ainsi l'éclipsé solaire de 1820, qui était partielle à Paris, a été vue annulaire à Dresde et à Strasbourg. Le corps opaque qui s'interpose entre le Soleil et nous peut le masquer plus ou moins, selon la position des lieux de la Terre oii est l'observateur. » (M. Arago.)

Voici, ma sœur, deux figures (i) qui te montreront que le cône d'ombre \yorté par la Terre, et que le cône d'ombre porté par la Lune, sont accompagnés d'une pénombre. C'est dans la pénombre que pénètre d'abord la Lune, et 1 éclipse de Lune commence. La lumière de notre satellite, à son entrée dans la pénombre, se trouve sensiblement affaiblie; cet affaiblissement augmente à mesure qu'il approche du cône d'ombre, et la Lune disparait enfin totalement lorsqu'elle s'y est plongée. L'éclipsé a lieu au même moment, tu dois le concevoir, pour tous les observateurs situés sur

(I) Planche viii.

262 ÀSTKOKQMIt:

Fhéoii^phère terrestre qui, au moment de Féclipse, est privé de lumière; et ceci achève de prouver que la Lune n'est point un corps lumineux par lui-même; quelle n'est en effet qu'un miroir dans lequel se réfléchissent les rayons du Soleil.

Mais, me diras-tu peut-être, d'où vient-elle

cette pénombre, et comment se fait-il que le cône

d'ombre de la Terre ne soit pas nettement tranché?

Je te répondrai : m Une ombre n'est autre chose que l'obscurité produite sur une surface donnée par l'intervention d'un corps opaque qui eqnpêche les rayons de lumière d'atteindre la portion de l'espace placée derrière ce corps. »

Ainsi la Terre Tj fig. a, intervient entre le Soleil S et la Lune L qui se trouve dans l'espace placé derrière la Terre, n'est-il pas vrai ? Les rayons du Soleil ne peuvent donc pas atteindre la Lune, et la Lune est éclipsée.

(c Mais le passage entre la partie obscure et la partie parfaitement éclairée ne se fait pas d'une manière tranchée : la portion de l'espace qui ne reçoit qu'une partie de la lumière est appelée pénombre. »

C'est ce que te présente cette fig. 2. La portion de l'espace PP reçoit une partie de la lumière que donnent les rayons du Soleil, qui se dirigent et se croisent dans tous les sens, et non pas seulement dans le sens indiqué par les rayons RH^ et, de chaque côté du cône d'ombre est une pé-

nombre qui va ea s'élargissant à mesure que le diamètre du cône d ombre diminue.

Le même effet se trouve produit dans la fig. 3, qui te présente une éclipse de Soleil. Le cône d'ombre de la Lune est aussi accompagné d une pénombre ; mais le cône d'ombre et sa pénombre ne sont pas ce qui éclipse le Soleil ; c'est le corps même de la Lune qui nous le cache. Cette figure 2 te montre en outre comment Téclipse de Soleil ne peut être totale qu'en un point du globe et comment elle doit être partielle ou même invisible pour tous les autres points.

« La Lune et le Soleil n'étant pas à une égale distance de la Terre, des observateurs diversement placés ne projettent pas les deux astres sur les mêipcs points du ciel. Voilà comment il arrive qu'une éclipse totale, en certains lieux, est seiile-^ ment partielle dans d'autres; voilà comment Paris, par exemple, n'a vu quelquefois aucune trace de telle éclipse partielle de Soleil qui a été apparente à Toulouse, et réciproquement. — Les tables du Soleil et de la Lune prouvent que, terme moyen, on peut observer sur toute la Terre 70 éclipses en dix-huit ans; 39 de Lune et 4i àa Soleil.

a Jamais , dans une année, il ny a plus de sept éclipses, et jamais il ny en a moins de deux. Quand le nombre des éclipses est réduit à deux dans une année, elles sont toutes les deux de Soleil.

ce Dans chaque période de dix-huit ans, il y a,

terme moyen, 28 éclipses de Soleil centrales^ c'est-à-dire susceptibles de devenir, snivant les circonstances, annulaires ou totales : mais comme la zone terrestre, le long de laquelle Téclipse peut avoir l'un ou l'autre de ces deux caractères, est très-étroite, dans un lieu donné les éclipses totales ou annulaires sont extrêmement rares.

« Halley trouvait, en 1716, qu'à partir du 20 mars i i4o, c'est-à-dire dans une période de 676 jEins, il n'y avait pas eu, à Londres, une seule éclipse totale de Soleil. Depuis l'éclipsé de ï 7 1 5, Londres n'en a vu aucune autre. A Montpellier, beaucoup mieux favorisé par la combinaison des éléments divers qui concourent à la production du phénomène, nous trouvons des éclipses totales : le i^^ janvier i385; le 7 juin i4i5; le 12 mai 1706; le 8 juillet 1842.

ce A Paris, pendant le X VHP siècle , on n'a vu qu'une éclipse totale de Soleil, celle de 172^; dans le XIX^ siècle, il n'y en a pas eu encore et // n'y en aura pas.

c( La plus grande durée possible d'une éclipse est de 4 heures 29^44 ^ 1^ loi^g d^ l'équateur, et, sous le parallèle de Paris , elle est de 3 heures 26^82'^ » (Notice sur W. Herschel.)

Je terminerai ce cahier, ma chère Laure, par une citation qui te sera agréable puisqu'elle te fera entrevoir du moins comment il est possible de prédire, avec la dernière certitude, le moment précis d'une éclipse.

« Les éclipses, si longtemps l'objet de la frayeur des hommes^ n excitent plus aujourd'hui que leur curiosité. Dans les temps les plus reculés de l'antiquité , une éclipse était regardée comme une alarmante déviation des lois de la nature 9 et les philosophes eux-mêmes partageaient ces idées superstitieuses. Ânaxagore est le premier qui ait écrit, au temps de Périclès, sur les différentes phases de la Lune et sur les éclipses. Hérodote dit bien que Thaïes annonça une éclipse de Soleil, mais ce ne fut pas sans doute par un moyen astronomique; ce fut probablement par le moyen de la période chaldéenne de i8 ans et 1 1 jours, qui ramenait les éclipses de Soleil et de Lune dans le même ordre et qui était probablement connue de ce fondateur de l'école ionienne.

<c Avant Hipparque^ les astronomes étaient peu capables de prédire les éclipses. Néanmoins les tentatives de l'astronomie pour expliquer ce phénomène et en prédire le retour, remontent à une époque fort ancienne dansl'histoire. Partout la découverte des véritables causes des éclipses de Soleil a précédé la connaissance de celles de la Lune.

« Ce qu'il faut surtout admirer, ce sont les ingénieuses méthodes qui furent employées par les premiers astronomes pour arriver à ce but. La Chine, ce berceau de la science astronomique, avait eu, avant tous les autres peuples, connaissance du retour des éclipses, car on lit dans

le8 historiens (|iia , sous le règne de Tohong- Kang, il y eut, à l'approche de Féquinoxe d'automne 9 une éclipee de Soleil, et que les astro^ nomes Ho et Hi furent condamnés à mort, pour ne l'avoir pas prévue, comme la loi leur en faisait un devoir.

<c Les plus anciennes observations d'éclipsés rapportées par Ptolémée sont trois éclipses de Lune observées à Babylone, dans les années 719 et 720 avant Tère vulgaire.

« Les peuples regardaient tout ce qu'ils appelaient les prédictions des astronomes relativement aux éclipses, comme des opérations tenant du prodige. On lit dans Plutarque qu'Hé- Ikon de Cyzique, ayant annoncé une éclipse de Soleil à Denys, tyran de Syracuse, et ce phénomène ayant eu lien aux jour et heure indiqués j reçut de oe prince un talent, ou 5,4oo francs de notre monnaie. Tite-Live rapporte, sous la date du 3 septembre, an 4oi avant J.-C, que le peuple romain regardait comme prodige l'annonce d'une éclipse de Lune faite par Gains Sulpicius Gallus. Ce phénomène devait avoir lieu dans la nuit qui précéda le jour où Paul-Emile défit Per^ sée. Gallus l'annonça aux soldats et leur en expliqua les causes ; il dissipa ainsi la frayeur que cet événement imprévu aurait pu leur causer. » (L. vicomte de Pontécoulant.)

Aujourd'hui , ma sœur , chaque prédiction d'éclipsé ne vaut pas à son auteur un talent;

mais elle lui vaut, de la part des iguorants, la même admiration stupide que du temps de Denys le tyran, et, de plus, celle, fort digne d'envie, des gens instruits. Ceux-ci savent combien les travaux de plusieurs siècles ont apporté de certitude en ce qui touche les mouvements des corps célestes, et aussi de combien de travaux encore ces mouvements sont toujours l'objet. M. de Pontécoulant a donc pu dire aux demi-savants y c'est-à-dire à ceux qui se contentent de parcourir leurs livres d'études sans étudier sérieusement et qui osent douter, pourtant, de vérités si bien établies : « La précision avec laquelle on est parvenu à calculer et à prédire la durée, l'étendue, l'instant des éclipses, doit convaincre de toute l'exactitude aes tables astronomiques, ces circonstances dépendant de la situation relative du Soleil, de la Lune et de le Terre , de leur volume, de leur vitesse et de leurs parallaxes. »

VINGl -TROISIÈME CAHIER.