LIVRE XXII. — ÉCLiPSKà ET OCCULTATIONS

Il Âè suffira donc pas, pour qu*tihè êfclipsé sfe irëprodiiîfefe , qùMl Sé éoit écoiilê entré la première datb et là secondé un nothbre exact dé (oh 29J.SS, il fâtidra de plus que lé Sôleîl soîl hevenu à là mênie poâitîbh félâtivemeht aui hœiids de To^bite lunaire. Ôi*, le teinpâ qtië le Sdîfeil eniploie à t-etehli- ali mêtUe nœud est de 546^:82; à càilsë dû déplàfeement cotisidérâble de cha^tie iibeud d'oriehteti <5cbident (llv: x*ï, ëhàp. i, p. 378). Ce Seirà dbhc après des ttiulliplès exacts de 846^:62 que le Solëî! s'é hJtrôtivfera ddfag dés {Positions bu, tiilë pfèniîëi'e fois, des étlî^ses étaient artivées.

Ainsi , eti résumé , deux condîtîriris sont nécessaires ^our que les éclipses, observées dans une certaine période, se reproduisent : il faut que l'intervalle écoulé entre ces deux périodes soit ti'utife pàft égal à un certain nombre exact de fois 29^.53, et de l'autre, qu'il se soit écoulé un nombre rond de fois 346^.62.

Eh bien, en faisant ce calcul numérique, on trouve que 223 fois 29^.53 font 8,585,19 ; qiie 19 fois 346^:^2 donnent 6,585.7^; divisons mëmlenallt 6,505^.19 durée de 2S53 mois lunaires par 3fe*.^422, durée dé l'atitiée solaire, noué trouvons poUr qUotîent 18, tionc, k là suite de dix-huit années solaires, le Soleil se retrouve soit en oppositlôil , soit en tohjonctiôii , à là même distancé aes nœuds dé l'orbite de la Lune où il était placé & î'drlgirie de la période; les éclipses à|)rës dîx-hiiit aUs doivent se reproduite dans îe même ordre aux mômes jours de l'ailnée et dans lés mêmes Conditions de ^taridëùr. tl suffit donc d'avoir obsei-Vé les étlipseS pendant Une J)êriod^ de dix -huit ans JDour pôuvoii" ptédire celles qui auront

nos ASTRONOMIE POPULAIRE.

lieu dans une seconde, dans une troisième, dans une quatrième période de même durée. C'est ce moyen que les Chaldéens employaient pour prédire les éclipses ; cette période de dix -huit ans, qu'ils appelaient Saros , n'est pas parfaitement exacte, les perturbations que la Lune éprouve dans son mouvement autour de la Terre Tempêchent d'être rigoureuse; les calculateurs modernes y ont cependant recours pour trouver d'avance quelles sont les conjonctions ou les oppositions qui peuvent devenir écliptiques, et sur lesquelles ils doivent porter leur attention pour déterminer les effets de la parallaxe lunaire et de l'inclinaisbâ de l'orbite relativement à la grandeur de l'éclipsé.