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Or, le rayon du soleil est d’environ 1 12 rayons terrestres et sa distance à la terre 24 000 fois la môme distance ; on a donc pour la distance TO un nombre de

rayons terrestres égal au quotient de 24 000 par 1 1 1 , c’est-à-dire 216, quantité bien supérieure à la distance de la terre à la lune égale à environ 60 rayons terrestres.

On peut s’assurer, en outre, que l’éclipse peut être totale; car si on calcule l’angle que sous-tend le diamètre du cône d’ombre à la distance de 60 rayons terrestres, on trouve 1“ 24' environ, tandis que le diamètre apparent de la lune n’est que de 30'; celle-ci peut donc être contenue en entier dans le cône d’ombre; en le traversant avec la vitesse qui lui est propre, elle peut y rester immergée pendant un certain temps qui sera, du reste, toujours peu considérable.

Lorsque l’éclipse commence, l’apparence que présente la lune est cellequ’indique la fig. 836.0n voitsurledisqce lumineux de la lune s’avancer une partie obscure limitée par l’arc de cercle abc. Cet arc n’est en réalité autre chose que le profil de l’ombre portée par la terre, et c’est là précisément une preuve de la rondeur de celle-ci (voyez Figure de la terre).

Quand l’éclipse est totale, on ne perd jamais complètement la vue de la lune; elle apparaît toujours comme un disque rougeâtre et encore assez lumineux. Cet effet doit être attribue i à la réfraction. Les rayons lumineux qui rasent la terre ^ sont déviés par l’atmosphère et viennent, après s être réfléchis, tomber sur la lune. Il en résulte un éclaircmen assez faible, mais suffisant toutefois pour que le contour du disque lunaire soit nettement aperçu.

Fig. 833. — Éclipse de lune.

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I! faut remarquer que le commencement de l’éclipse n’a pas toute la netteté qui semblerait résulter des explications précédentes. Outre l’ombre, il y a, en effet, la pénombre, ainsi que l’indique la figure. L’entrée dans la pénombre est accompagnée d’un décroissement graduel

Fig. 837. — Ombre et pénombre de la terre.

dans l’intensité de la lumière, ce qui donne un peu d’incertitude pour apprécier l’instant où la lune commence réellement à entrer dans le cône d’ombre.

Les conditions de possibilité qui ont été indiquées plus liant se vérifient constamment et, par suite, il devrait y avoir une éclipse de lune à chaque lunaison. En réalité, il n’en est pas ainsi à cause de l’obliquité de l’orbite lunaire sur le plan de l’écliptique, obliquité qui est représentée par un angle d’environ 7®. On conçoit, en effet, qu’au moment où l’éclipse pourrait se produire, la lune se trouve d’un côté ou de l’autre du plan de l’écliptique, à une distance supérieure à l’épaisseur du cône d’ombre. U faut donc, pour que l’éclipse puisse avoir lieu, que la

Fig. 838. — Théorie des éclipses de soleil.

Fig. 839. — Éclipse partielle de soleil

ÿstance de la lune à l’écliptique, c’est-à-dire la latitude de la lune, soit assez petite et, par suite, qu’elle soit voi-

Fig. 840. « Aspect ou soleil dans l’éclipse partielle.

Fig. 841. — Aspect du soleil dans l’éclipse annulaire.

sine de la ligne des nœuds. En discutant les diverses po-