PÉRIODES ASTRONOMIQUES. A

tance au cycle de Méton pour la fixation de leurs fêtes, avaient décidé que la découverte de cet astronome serait inscrite en lettres d’or sur leurs monuments publics. En 1853, le nombre d’or est 44; cela veut dire que l’année 1853 est la 41e d’une de ces périodes de 49 ans dont nous venons de parler.

Un année commune de 365 jours renferme 52 semaines et 4 jour. Il en résulte que, d’une année à l’autre, les jours de même date n’occupent pas la même place dans la semaine dont ils font partie. Ainsi le 4° janvier 4850 étant un mardi, le 4€ janvier 4854 a été un mercredi, et le 4® janvier 4852 un jeudi. Si toutes les années étaient de 365 jours, il arriverait qu’au bout de 7 ans les jours de même date reprendraient chacun dans la semaine la même place qu’au commencement. L’intercallation des années bissextiles vient troubler ce résultat, et c’est tantôt au bout de 6 ans, tantôt au bout de 5 ans que cela arrive, suivant que, dans cet intervalle de temps, il y a une ou deux années bissextiles. Mais, en prenant un intervalle de 28 ans, qui, dans le calendrier Julien, renferme toujours 7 années bissextiles, et qui par conséquent se compose dans son ensemble d’un nombre exact de semaines, on est sûr qu’au bout de ce temps, et pendant une nouvelle période de même durée, les divers jours des semaines successives arriveront tous aux mêmes dates que pendant les 28 premières années. Cette période de 28 ans se nomme cycle solaire. Les années sont également répärties en groupes de 28 ; et dans chacun de ces groupes, elles portent des numéros d'ordre de 4 à 28. Ainsi, dans les calendriers pour 4853, on trouve l'indication suivante : cycle solaire, 14. Cela signifie que l’année 4853 est la 44e d’un de ces groupes de 28 ans. L'usage du cycle solaire se trouve un peu modifié, lorsqu'on suit le calendrier Grégorien, chaque fois qu’on passe par une année séculaire qui n’est pas bissextile.

Le cycle des indictions romaines est une période de 45 ans, qui a été adoptée du temps des empereurs romains, et qui n’est liée à aucun phénomène astronomique. Chaque année porte un numéro relatif à ce cycle, comme pour chacun des deux précédents. Ainsi, en 4853, l’indiction romaine est 11.

Les trois nombres 49, 28, 45, qui représentent les durées des périodes relatives au cycle lunaire, au cycle solaire, et au cycle des indictions romaines, sont premiers entre eux deux à deux. Il eu résulte que, dans l’espace de 7980 années consécutives (7 980 est égal à 19 KX 28 X 15), il n’y a pas deux années qui aient le même nombre d’or, le même cycle solaire et la même indiction romaine. En sorte que, dans un pareil intervalle de temps de 7980 ans, la

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connaissance des trois numéros que porte une année quelconque, relativement aux trois cycles dont il est question, suffit pour distinguer cette année de toutes les autres. Cette considération a conduit à adopter une nouvelle période, comprenant 7980 ans, à laquelle on donne le nom de période julienne. On a pris pour la première année de cette immense période, celle qui porte le numéro 1 dans chacun des trois cycles composants, et on a trouvé que cette première année de la période julienne qui comprend l’époque actuelle, est l’année 4713 avant J.-C. La même période, commençant à cette époque reculée, ne se terminera qu’en l’an 3 267 ; elle s’étend donc à tous les temps historiques et se prolongera encore longtemps dans l'avenir : en sorte que, pour l'indication des dates dont nous pouvons avoir à nous occuper, il est entièrement inutile de considérer les périodes qui l'ont précédée ou qui la suivront. La première année de cette période julienne forme ainsi une ère particulière, à laquelle on rapporte toutes les autres, pour les comparer. L'année 1853 est la 6566€ à partir de cette ère. D’après la manière dont la première année de la période a été choisie, si l’on divise le nombre 6566 successivement par chacun des nombres 419, 28, 45, on doit trouver pour restes de ces trois divisions les nombres 41. 44, 14, qui sont le nombre d’or, le cycle solaire, et l’indiction romaine relatifs à l’année 4853 ; c’est ce qui a lieu en effet, .comme on peut le vérifier.

$ 226. Il arrive de temps en temps que le disque du soleil perd pendant quelques heures la forme circulaire que nous lui connaissons. Ce disque s’échancre d’un côté ; l’échancrure augmente progressivement d’étendue ; puis bientôt elle diminue peu à peu, et finit par s’anéantir, en laissant le disque de l’astre tel qu’il était avant le commencement de ce singulier phénomène. Quelquefois l'échancrure du disque s'étend à un tel point qu’elle finit par le couvrir complétement, et que le soleil disparaît pendant quelques minutes ; au bout de ce temps, l’astre reparaît en passant successivement, et en sens inverse, par les diverses phases qu'il avait présentées avant sa disparition.

La lune éprouve aussi de temps à autre des modifications analogues dans la forme de son disque, modifications qui, tout en ayant une certaine ressemblance avec les phases de cet astre ($ 495), ne doivent pas être confondues avec elles, tant à cause de leur durée qui n’est jamais que d'une fraction de jour, qu’en raison de la gran-

ÉCLIPSES DE LUNE. h13

deur et de l’irrégularité des intervalles de temps compris entre les époques auxquelles on les observe.

Ces phénomènes remarquables, qui ont été pendant longtemps une cause de frayeur pour les hommes, et qui maintenant ne font ‘plus qu’exciter la curiosité, sont ce qu’on nomme des éclipses. Les éclipses de soleil arrivent toujours au moment de la nouvelle lune, et les éclipses de lune, toujours au moment de la pleine lune. Cette circonstance a depuis longtemps fait connaître la cause à laquelle on devait les attribuer. Au moment de la nouvelle lüne, la lune, passant entre. la terre et le soleil, peut dérober à nos regards une portion plus ou mois grande de cet astre : c’est ce qui produit les éclipses de soleil. Au moment de la pleine lune, la terre se trouve entre le soleil et la lune: elle peut donc empêcher les rayons solaires d'arriver sur la surface de ce dernier astré, qui cessera dès lors de présenter l'aspect brillant sous lequel on le voyait quelque temps auparavant, et il en résultera une éclipse de lune.

Si la lune, dans son mouvement autour de la terre, restait toujours dans le plan de l'écliptique, il est clair qu'il y aurait une éclipse de soleil à chaque nouvelle lune, et une éclipse de lune à chaque pleine lune. Nous savons qu’il n’en est pas ainsi : les éclipses sont beaucoup plus rares qu’elles ne le seraient dans ce cas. Cela tient à ce que la lune se meut dans une orbite inclinée par rapport au plan de l'écliptique ; elle se trouve tantôt d’un côté de ce plan, tantôt de l’autre côté, et à une distance qui varie d’un instant à un autre : en sorte que, au moment des syzygies, elle passe ordinairement assez loin de la ligne qui joint le centre du soleil au centre de la terre, pour qu'il n’y ait pas d'éclipse. Il ne peut y avoir d'éclipse, qu’autant qu’au moment de la nouvelle lune ou de la pleine lune, le centre de la lune se trouve dans le plan de l’écliptique ou suffisamment près de ce plan. C’est de là que vient le nom d’écliptique donné au plan de l'orbite apparente du soleil autour de la terre, ou de l'orbite réelle de la terre autour qu soleil.

Nous allons entrer dans quelques développements relativement aux circonstances que présentent les éclipses de soleil et de lune, et aux moyens que l'on emploie pour en prédire le retour. Nous commencerons par les éclipses de lune, qui sont de beaucoup les plus simples.

$ 227. Éclipses de lune.— Nous venons de dire que les éclipses de lune sont dues à cé que la terre, en s’interposant entre le soleil et la lune, empêche les rayons solaires d'arriver sur la surface de ee dernier astre. Cherchons d’abord à reconnaitre s’il est possible qu’il en soit ainsi.

ht ÉCLIPSES ET OCCULTATIONS.

Le soleil envoie des rayons de lumière dans toutes les directions. Ceux de ces rayons qui sont dirigés vers la terre, sont arrêtés par la présence de ce corps opaque; et il en résulte que, au delà de la terre, une portion de l’espace se trouve dans l'ombre. Imaginons un cône À OA’, fig. 282, qui enveloppe complétement le soleil S et

la terre T, en toûchant leurs surfaces sur tout son contour. Il est aisé de voir qu'aucun rayon solaire, en supposant qu'il conserve constamment sa direction rectiligne, ne pourra pénétrer dans la portion de ce cône qui est comprise entre son sommet et la terre ; tandis que, si l’on prend un autre point quelconque de l’espace, cn verra qu'il peut toujours y arriver des rayons provenant, sinon de la totalité, au moins d’une partie de l’hémisphère solaire qui est tourné vers ce point. C’est donc la portion BOB’ du cône qui constitue l'ombre produite par la terre du côté opposé au soleil.

Pour que la lune puisse s’éclipser, il faut qu’elle puisse pénétrer dans le cône d'ombre. Voyons donc quelle est la longueur de ce cône. Si, par le point T, nous menons la ligne TC parallèle à O A, nous aurons deux triangles semblables O BT, TCS, qui nous donneront la proportion