Particularité des éclipses

1° — Lorsque la Lune est apogée lors de l’éclipse, que par suite elle traverse le cône d'ombre plus près du sommet, elle paraît plus rouge et plus lumineuse que lorsqu'elle est périgée. Dans ce dernier cas, les rayons diffusés ou réfractés par l'atmosphère ne peuvent pas atteindre | le centre de l’ombre, 40

Pour certaines éclipses périgées, la Lune a disparu entièrement; mais le phénomène est rare.

2° — Les éclipses de Lune ont servi longtemps à déterminer les longitudes. En effet quand la Lune plonge dans l'ombre, sa lumière Ditarait de quelque point de la Terre qu’on la regarde: c’est done un signalcéleste que tous les observateurs voient au même instant (comparer à ce que nous disons des satellites de Jupiter, $ 218). Malheureusement le phénomène manque de netteté; la pénombre rend incertaines l'entrée et la sortie. On a tenté de perfectionner la méthode en marquant les instants où disparaissent et reparaissent des points caractéristiques de la surface lunaire; ainsi l’on multiplie les observations pour une même éclipse sans les rendre plus précises. La vertu contestable des moyennes n'arrive pas à faire excellente une méthode mauvaise en soi.

330. Méthode d'Hipparque pour déterminer la parallaxe solaire.

1° — Nous avons démontré la proposition suivante ($ 395) : le demi- ‘diamètre apparent o de la section du cône d'ombre formé par la Terre à la distance de la Lune, section vue de la Terre, est égal à la somme p—+P des parallaxes horizontales solaire et lunaire, moins le demidiamètre apparent A du Soleil vu de la Terre :

Nous connaissons A; P est déterminable par une triangulation directe ($S 237); si nous mesurons 0, nous aurons D.

Telle est la méthode d’Hipparque pour déterminer la parallaxe solaire à partir des éclipses de Lune. La mesure du diamètre apparent 2 de la section du cône d'ombre peut être déduite du temps que la Lune met à la traverser.

La méthode ne vaut rien. C’est évident si l’on remarque que p (dont la valeur est 8”,80) est déduit de la différence de deux quantités dont l'ordre de grandeur est 2400” ($ 325) et dont l’une n’est déterminable que grossièrement en raison de la pénombre, de la réfraction et de l'absorption par notre atmosphère.

2° — Pour fixer les idées du lecteur, voici les nombres que Ptolémée introduisit dans la formule (4).

Il prenait pour diamètre apparent solaire : 31°20", d'où A — 940".

Il croyait avoir trouvé

Enfin mettant la Lune à 64,16 rayons terrestres, il avait pour parallaxe lunaire : 53-35" —3 2157.

D'où p — 169", valeur près de 20 fois trop grande.

Cependant aucune de ces données n’est très mauvaise; mais la paral-

laxe est si petite qu'elle ne peut sortir exactement de la combinaison de nombres qui sont d’un autre ordre de grandeur.

D'après ces mesures le Soleil se trouvait à 1 200 rayons terrestres au lieu de 24 000 environ.

Copernic croyait le Soleil encore plus près de nous que Ptolémée : ce qui prouve combien peu importe la connaissance exacte de la distance sclaire ($ 249). Copernic s'en passait : mais nos professeurs ne sont pas des Copernic : il leur faut des renseignements précis et du dernier bateau. Ils croient dur comme fer au 9 du nombre 23 439,2

Que dis-je! ils prennent au sérieux le 2 qui le termine.

Je les scandalise en leur affirmant que rien n’est moins sûr que le 3, pour ne pas déclarer le 4 douteux.

Éclipses de Soleil.