CALCUL DES PHASES D*UNE ÉCLIPSE DE SOLEIL

pénombre vient toucher la surface de la Terre, et le momeDt de Téclipse totale ou annulaire commence au moment où le c^ne d'ombre pure est tangent à la Terre. La fin de Téclipse partielle et la fin de Véclipse totale ou annulaire arrivent au moment où le cône de pénombre ou le cône d'ombre sont tangents sur la génératrice opposée à celle du commence^ ment de F éclipse.

Au moyen de la figure 154;. on comprend que les éclipses de Soleil doivent être plus fréquentes pour la Terre que les éclipses de Lune.

Mais on voit en un lieu déterminé plus d'éclipsés de Lune que d'éclipsés de Soleil. En efiet^ une éclipse de Lune est visible de plus d'un hémisphère de la Terre; une éclipse de Soleil n'fest visible, au contraire, que dans une partie assez restreinte de notre globe. On comprend, d*après cela, que les éclipses totales de Soleil sont très-rares dans chaque lieu, en raison de la petitesse de Tombre projetée par la Lune sur la Terre.

CALCUL d'une éclipse DE SOLEIL.

27i. D'après ce que nous venons de dire, on voit que le calcul d'une éclipse de Soleil est beaucoup plus complexe que celui d'une éclipse de Lune, puisque cette dernière sorte d'éclipsé est instantanée pour tous les lieux d'au moins un hémisphère de notre globe ; tandis qu'une éclipse de Soleil n'est mémo pas instantanée pour les quelques lieux de la Terre qui peuvent l'apercevoir.

Nous diviserons le calcul d'une éclipse de Soleil en trois parties principales :

i* Calcul des différentes phases du phénomène général; (fest-à-dire détermination des heures r. M. de Paris auxquelles la Lune entrera dans le cône tangent au Soleil et à la Terre; sera complètement entrée dans ce cône; sera au moment d'en sortir et enfin en sera complètement sortie;

2* Détermination de la latitude et de la longitude des lieux de la Terre qui verront P éclipse plus ou moins;

3* Calcul des heures des différentes phases de Péclipse pour un de ces lieux.