OCCULTATIONS

L’occultation d'une étoile pour un point terrestre est sa disparition derrière la Lune, par rapport à ce point.

Les problèmes relatifs aux occultations sont identiques à ce que deviennent les problèmes relatifs aux éclipses de Soleil, lorsque

Rs=—="0.

Le commencement et la fin du phénomène sont respectivement l'emmersion et l’émersion. Il y a appulse lorsque le cône diurne de létoile n’est que tangent au cône visuel lunaire.

Graphiquement, en première approximation, les instants d’immersion et d'émersion se lisent sur un double diagramme de la distance angulaire V de Pétoile au centre de la Lune et du rayon apparent R; de celle-ci, en fonction du temps.

Par le calcul, l'équation VE

lie les coordonnées (4, @) de l’observateur et l'instant d’observaton de l'immersion ou de l’émersion. En notant cet instant, et en le substituant à £ dans équation, on obtient l’équation en (X, ®) de la courbe terrestre lieu des points où le phénomène s’observe à ce même instant. Si on connait la latitude æ, cette équation peut servir au calcul de la longitude X, ou inversement.

Parallaxe lunaire au moyen des occultations. — Les formules de prédiction des occultations renferment la distance de la Lune à la Terre ; inversement, on comprend que l’observation des instants d'immersion et d’émersion permette le calcul de la distance de la Lune. C’est ainsi que le passage de la Lune sur des groupes d'étoiles (les Pléiades, amas de Prœsépé) a fourni une des meilleures valeurs que l’on possède de la parallaxe lunaire à la distance moyenne : 572”,99.

Lorsqu'une opposition est suffisamment voisine d’un passage de la Lune à un nœud, il arrive que cet astre pénètre partiellement ou entièrement dans la portion d’espace limitée par le cône circonscrit, intérieurement ou extérieurement, au Soleil et à la Terre (fig. 2). On dit alors qu’il y a éclipse de Lune.

Lorsqu'un premier point de la Lune atteint le cône circonserit intérieur (L,), commence léclipse par la pénombre : ce point, recevant moins de rayons solaires, devient moins visible de la Terre.

Lorsqu'un premier point de la Lune atteint le cône circonserit extérieur (L,), commence l’éclipse proprement dite : ce point devient invisible de la Terre. À partir de cet instant, l’ombre portée par la Terre découpe dans le disque lunaire une échancrure de plus en plus grande.

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Lorsqu'un dernier point de la Lune touche le cône circonscrit extérieur, alors qu'aucun autre point n’en est encore sorti (L,), commence l’éclipse totale : la Lune entière devient invisible de la Terre.

La figure est dessinée comme si la droite des centres du Soleil et de la Terre appartenait au plan de l’orbite lunaire à l’époque

du phénomène. Comme il n’en est généralement pas ainsi, l’éclipse peut n’être que partielle. Elle peut aussi n’être qu’une éclipse par la pénombre.

Contrairement à ce qui a lieu pour une éclipse de Soleil, une éclipse de Lune est visible en même temps et de la même façon de tous les points de la Terre qui ont la Lune au dessus de leur horizon.

La forme circulaire de la ligne de séparation de lumière et d'ombre dans les éclipses de Lune est la preuve essentielle de la quasi-sphéricité de la Terre.

Saros. — On appelle saros une période de 2%3 lunaisons (48 ans et 11 jours) pendant laquelle les éclipses de Soleil et de Lune se produisent à peu près dans le même ordre et au bout des mêmes intervalles. Un saros renferme en moyenne 41 éclipses de Soleil et 29 éclipses de Lune.

Les éclipses de Soleil sont donc plus nombreuses que les éclipses de Lune ; mais, pour un lieu terrestre déterminé, sept échipses de Soleil sur dix, en moyenne, sont inobservables, et, ainsi, Îles éclipses de Lune paraissent bien plus fréquentes.