ECLIPSE

ÉGLIPTIQUE.

cliptique, c.-à-d. soit voisine de son nœudk l'instant de l'opposition : si elle en est très-voisine, elle peut pénétrer tout entière dans le cône d'ombre de la terre, et l'éclipsé est totale; si au contraire elle en est à une certaine distance, elle ne pénètre qu'en partie dans le cône d'ombre, et l'éclipsé est partielle. — Pour qu'une éclipse de soleil se produise, il faut d'abord que la lune se trouve entre la terre et cet astre ; les éclipses de soleil ont donc lieu à l'époque de la conjonction ou de la nouvelle lune. Or, si l'on conçoit deux cônes, l'un formé par les tangentes extérieures menées aux globes du scleil et de la lune, et dont la partie située au delà de la lune par rapport au soleil prend le nom de cône d'ombre pure, parce qu'il n'y arrive aucun rayon du soleil ; l'autre formé par les tangentes intérieures, et dont la partie, située au delà de la lune prend le nom de cône de pénombre, parce que les points situés dans son intérieur ne reçoivent de rayons que d'une partie du soleil ; suivant que le premier ou le second de ces cônes atteindra un point de la terre, il y aura pour ce point éclipse totale ou éclipse partielle de soleil. Toutefois pour qu'il en soit ainsi, il faut non-seulement qu'il y ait conjonction, mais encore que le soleil, la terre et la lune soient sensiblement en ligne droite ; et, à cause de l'obliquité de l'orbite lunaire, ceci n'arrive que quand, à l'époque de la nouvelle lune, la lune est voisine de son nœud. Lorsque cette condition est remplie, le cône d'ombre et le cône de pénombre atteignant à la fois la terre, au môme instant certains points ont éclipse totale, tandis que d'autres ont éclipse partielle, et que d'autres n'ont pas d'éclipse du tout. D'ailleurs, même pour un point de la terre qui doit avoir éclipse totale, il y a, par suite du déplacement des deux cônes, d'abord éclipse partielle de plus en plus étendue, puis éclipse totale, puis de nouveau éclipse partielle, et enfin réapparition de la totalité du soleil. — Souvent il arrive que, toutes les conditions précédentes se trouvant, remplies, la distance de la lune à la terre est trop grande pour que le cône d'ombre pure puisse atteindre la terre. Dans ce cas il n'y a éclipse totale pour aucun point de la terre; mais les points qui se trouvent dans le prolongement du cône d'ombre voient alors le disque de la lune se projeter sur le disque du so leil sans en cacher les bords. Pour ces points l'éclipsé prend le nom d'éclipsé annulaire. L'éclipsé annulaire est centrale dans le cas très-rare où le centre du disque lunaire coïncide avec le centre du disque solaire. — L'éclipsé totale de soleil peut du rer au plus 5 minutes en un lieu donné.

Les éclipses de lune sont moins fréquentes, absolument parlant, que les éclipses de soleil; niai* comme elles sont visibles îi la fois pour tout un hémisphère, tandis que les éclipses de soleil ne le sont que pour une zone de la terre toujours assez étroite, il en résulte qu'en un lieu donné il y a plus d'éclipsés de lune que de soleil.

La connaissance exacte du mouvement de la terre et de la lune par rapport au soleil, et du déplacement du nœud, permet de prédire, un temps indéfini à l'avance, les éclipses soit de lune, soit de soleil, avec toutes leurs particularités. Mais il est un moyen plus simple d'arriver au même but. En effet, la pé-

de Saros, qui a une durée, de 18 ans 11 jours, impose de 19 révolutions Bynodiques du nœud et de 223 lunaisons ; elle ramène donc la lune dans une position identique par rap| on au soleil, à la terre et au nœud; en sorte, que les circonstances qui ont réalisé une éclipse avec certaines particularités d'é tendue, de durée, etc., la ramènent avec les même.

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imps un objet de terreur pour les hommes. \uj. cette crainte superstitieuse serait sans : ment, puisqu'il es: démontré que les éclipses, loin

d'être des manifestations de la colère céleste, sont au contraire des phénomènes assujettis à des lois régulières et revenant à des époques fixes.

Les premières observations d'éclipsés sont dues aux Chinois: on en trouve une mentionnée dans leur histoire à l'année 2155 av. J.-C. Après eux,les Chaldéens avaient, dès l'an 720, fait des observations d'éclipses, dontPtoléméese servitdans ses calculs. Chez les Grecs, on attribuait à Thaïes la prédiction d'une éclipse, vers 640, et à Anaxagore l'explication scientifique de ce phénomène ; mais, avant Hipparque et Ptolémée, les astronomes grecs n'étaient guère en état de prédire les éclipses. Durant le moyen âge, on ne trouve, en Occident, quelques observations d'éclipsés de soleil et de lune que dans les annales du règne de Louis le Débonnaire, écrites par un moine anonyme : encore sont-elles fort incomplètes. Depuis l'invention du télescope, l'étude des éclipses s'est considérablement perfectionnée, et ce genre de phénomène est devenu, entre les mains des astronomes, une source de découvertes intéressantes et d'applications utiles. Ainsi les éclipses ont appris à l'astronome que la lune est un corps opaque, et que la terre est sphérique. C'est pendant les éclipses totales de soleil qu'un aperçoit ces fameuses protubérances roses dont l'observation attentive permettra de mieux connaître la constitution physique du soleil. Les géographes et les navigateurs se sont servis des éclipses pour déterminer la longitude des lieux terrestres. On en a fait aussi un heureux usage en chronologie pour fixer avec précision la date des événements passés.

Les satellites de Jupiter subissent des éclipses comme la lune, lorsqu'ils pénètrent dans le cône d'ombre projeté par la planète derrière elle. Mais comme ils sont beaucoup plus petits et beaucoup plus voisins de leur planète, ils s'éclipsent à toutes leurs révolutions. Ces éclipses ont de l'importance en Astronomie ; l'heure en est en effet calculée plusieurs années à l'avance et indiquée en temps de Paris, dans le Traité de la connaissance des temps, et sert aux marins à vérifier ou à régler la marche des chronomètres. — C'est l'observation des éclipses du 1er satellite de Jupiter qui a permis à Rœmer connaître que la lumière se meut dans l'espace avec une vitesse de 75,000 lieues par seconde.

ÉCLIPTIQUE, grand cercle de la sphère cél Bte suivant la circonférence duquel le soleil accom] révolution apparente annuelle autour de la terre. H a été ainsi appelé de ce que les éclipses n'ont lieu que lorsque la lune est dans ce plan ou dans son voisinage. Le plan de l'écliptique fait avec celui de IVquateur un angle de 23° 28'; il le coupe suivant un diamètre de la sphère céleste qu'on appelle la ligne des èquinoxes ; les extrémités de ce diamètre s'appellent elles-mêmes points équùtoxiaux, parce que, lorsque le soleil arrive en ces points, le jour es à la nuit pour tous les lieux de la terre. I B

de la circonférence de l'écliptique situés à M* points équinoxiaux s'appellent points solsi son- les points où la déclinaison du soleil est maximum ou minimum.

Dans le système de Ptolémée le mouvement apparent annuel du soleil est un mouvement réel, et tandis que la terre est immobile dans l'espace, le soleil décrit d'occident en orient la circonférence de l'écliptique, ou tout au moins une courbe s m plan, et parcourt ainsi annuellement les o huions zodiacales Voy. Zodiaqoi . Dans le système de Copernic, au contraire, le mouvement «lu

n'est qu'une apparence ; et tandis «pie cet

immobile dans l'espace, la terre tourne autour de lui

d'occident en orient, de manière à accomplir une révolution complète en une année, dansée même plan île l'écliptique. Ce dernier s\ stemo est auj. universellement adopté. Les raisons qui en prouvent rite sont : 1" sa simplicité, opposée à la complication du m -teme de Ptolémée; a0 l'analogie : tout - tournant autour du S »lcil, 1 l

ÉCOBUAGE.