LES ÉCLIPSES

y a simultanément éclipse pour chacun des trois astres en question, comme il est aisé de s'en rendre compte.

Qu'arrive-t-ily en effet, dans le premier cas?

Pour un observateur qui serait situé dans le Soleil, la Lune paraîtrait projetée sur la Terre, dont elle masquerait une partie de la surface. Il est vrai que les deux disques superposés, lumineux tous deux, ne laisseraient voir aucun obscurcissement sur la surface du globe terrestre. Pour un observateur placé dans Thémisphère obscur de la Lune, il y aura éclipse de Terre, c'est-à-dire obscurcissement successif de toutes les réglons de notre globe,, pour lesquelles a lieu réclipse de Soleil. Enfin, dans le cas d'une éclipse de Lune pour la Terre, il y a aussi éclipse de Lune pour le Soleil, tandis que c'est une éclipse de Soleil pour l'hémisphère lunaire tourné vers nous.

Les éclipses peuvent être encore envisagées et expliquées d'une autre façon.

La Terre et la Lune sont deux corps sphériques, opaques, dont une moitié est constamment éclairée par les rayons du Soleil, tandis que l'autre moitié est dans 1 ombre. Le corps éclairant est lui-même une sphère de dimensions beaucoup plus considérables. Non-seulement la Lune et la Terre ont toujours un de leurs hémisphères obscurs; mais encore chacun de ces deux astres projette derrière lui, c'est-à-dire à l'opposé du Soleil, une ombre en forme de cône, dont la longueur et l'épaisseur dépendent et de la distance du corps éclairant et du diamètre du corps éclairé.

Ge cône d'ombre contient tous les points de l'espace qui, à cause de l'interposition du corps opaque, ne reçoivent du Soleil aucun rayon de lumière. Au delà du sommet de ce cône d'ombre pure et dans son prolongement, se trouvent tous les points de l'espace qui voient une partie du Soleil, sous la forme d'un anneau lumineux débordant le disque obscur du corps opaque.

Enfin, ces deux régions sont elles-mêmos environnées de ce qu'on nomme la pénombre. Tout point de l'espace situé dans la pénombre, ne reçoit de lumière que d'une partie du Soleil, dont le disque lumineux paraît échancré par le disque

obscur da corps opaque. L'obscurcissement produit par là pénombre est d'ailleurs d'autant plus intense, que le point dont il s'agit est plus voisin de l'ombre pure.

La Lune et la Terre, dans leurs mouvements, emportent avec elles leurs cônes d*ombre et de pénombre, et c'est quand Tune projette sur l'autre son propre cône d'ombre que se produisent les phénomènes des éclipses. '

Maintenant, si l'on jette les yeux sur la figure 89 on verra tout de suite qu'une éclipse de Soleil a toujours lieu au moment de la Lune nouvelle, et qu'une éclipse de Lune n'est possible, au contraire, qu'à l'époque où notre satellite est en opposition, c'est-à-dire pendant la pleine Lune. Dans toutes les autres positions de notre satellite, c'est-à-dire pour toutes les autres phases d'une lunaison, le cône d'ombre lunaire se projette dans l'espace sans atteindre la Terre, et le cône d'ombre terrestre prolongé ne rencontre pas non plus la Lune

C'est ce que constatent toutes les observations d'éclipsés.

Maintenant, est-ce à dire qu'il y ait éclipse à chaque pleine Lune, à chaque Lune nouvelle? Non. Et la raison en est aisée à comprendre. .

Il y aurait réellement deux éclipses dans chaque mois lunaire, l'une de Soleil, l'autre de Lune, si l'orbite de la Terre autour du Soleil et l'orbite de la Lune autour de la Terre se trouvaient décrites dans le même plan. Alors, à l'opposition comme à la conjonction, les centres des trois astres seraient en ligne droite.

Mais on a vu qu'il n'en est pas ainsi dans la réalité, que l'orbite de la Lune est inclinée sur le plan de l'écliptique, de sorte qu'il arrive le plus souvent, à la nouvelle Lune, que notre satellite projette son cône d'ombre au-dessus ou audessous de la Terre. De même à l'époque de l'opposition, la Lune, par sa situation en dehors du plan de l'écliptique, passe tantôt au-dessus, tantôt au-dessous du cône d'ombre terrestre. Toutes les fois qu'il en est ainsi, il n'y a pas d'édipse.

Examinons donc quelles conditions sont nécessaires pour qu'une éclipse de Soleil ou de Lune soit possible.

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Fig. 88. Théorie générale des éclipses.

L'orbite de la Lune fait avec le plan de Técliptique un angle à peu près constant. Il en résulte qu'une moitié de la révolution mensuelle s'effectue au-dessus de ce dernier plan, tandis que l'autre moitié s'accomplit au-dessous. La Lune passe donc par l'écliptique deux fois, à chaque lunaison, en deux points qui, nous l'avons vu plus haut, se nomment ses nœuds. Si les nœuds restaient invariables dans les

Sositions qu'ils occupent relativement au Soleil, il arriverait, e deux choses Tune, ou qu'il n'y aurait jamais d'éclipsés, ou qu'il se présenterait deux éclipses à chaque mois lunaire. Mais nous savons aussi que les nœuds se déplacent d'uDe lunaison à Tautre, et il est aisé de comprendre que l'éclipsé aura lieu toutes les fois qu'ils coïncideront avec les phases de pleine et de nouvelle Lune, avec les syzygies. Cette coïncidence n'a pas besoin d'être parfaite : il suffit que les nœuds soient assez voisins de ces phases, pour que la largeur des cônes d*ombres rende possible l'immersion soit de la Lune, soit de la Terre.

Telle est la première condition générale de possibilité de Zes phénomènes. Il en est d'autres encore qui sont propres à chaque genre d'éclipsé, et dont nous allons dire un mot, en décrivant séparément les éclipses de Soleil et les éclipses de Lune.

LES ÉCLIPSES DE SOLEIL. — DISTINCTION DES ÉCLIPSES DE SOLEIL EN TO- TALES , ANNULAIRES ET PARTIELLES. — CONDITIONS PARTICULIÈRES DES ÉCLIPSES DE SOLEIL. — TRACES DES CÔNES D'OMBRE ET DE PÉNOMBRE A LA SURFACE DE LA TERRE. — MARCHE ET DURÉE D'uNE ÉCLIPSE TOTALE. — PHÉNOMÈNES OBSERVÉS PENDANT LES ÉCUPSES TOTALES DE SOLEIL ; COU- RONNE LUMINEUSE ET PROTUBÉRANCES ROWGKATRES. — INFLUENCE SUR LES VÉGÉTAUX ET LES ANIMAUX.

On distingue trois espèces d'éclipsés solaires. Les unes sont totales : le disque obscur de la Lune recouvre alors entièrement la surface apparente de l'astre radieux. Les autres sont partielles : c'est quand une portion seulement, plus ou

moins grande d'ailleurs, du disque solaire est échancrée. Enfin, il y a des éclipses de Soleil annulaires : ces éclipses ont lieu, quand le disque de la Lune n'est pas assez grand pour recouvrir entièrement celui du Soleil, et qu'un anneau lumineux d'une certaine largeur déborde, tout autour, l'hémisphère obscur de la Lune.

La Lune étant considérablement plus petite que le Soleil, on comprend que c'est sa faible distance relative qui nous montre son disque avec des dimensions apparentes égales à celles du dique solaire, et même plus grandes. Cette distance varie en raison de la forme elliptique de son orbite, et c'est pourquoi les dimensions du disque lunaire se trouvent tantôt plus grandes, tantôt plus petites que celles du Soleil, quelquefois égales.

Gela revient à dire que le cône d'ombre pure projeté par la nouvelle Lune vers la Terre, atteint ou n'atteint pas la surface de notre globe. S'il atteint cette surface, il y a éclipse totale pour tous les points de la Terre qui s'y trouvent plongés ; éclipses partielles pour toutes les régions atteintes seulement par la pénombre. C'est ce que fait voir la figure suivante :

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Fig. 89. Éclipse totale de Soleil.

Le cône d'ombre pure de la Lune n'atteint-il pas la Terre, il y a éclipse annulaire pour tous les points que rencontre le prolongement de ce cône ; éclipse partielle pour ceux qui se

trouvent seulement dans la pénombre. C'est le cas représenté par cette autre figure :

Fig. 90. Éclipse annulaire de Soleil.

Ainsi y les conditions de possibilité des éclipses totales de Soleil sont les suivantes :

La Lune doit être en conjonction, c'est-à-dire nouvelle ;

Elle doit être en même temps dans le voisinage d^ Tun de ses nœuds;

Enfin, sa distance à la Terre doit être moindre que la longueur du cône d'ombre pure projeté par elle dans l'espace*

Les mêmes conditions, sauf la dernière, sont celles des éclipses annulaires de Soleil.

Les éclipses de Soleil ne sont visibles que pour une portion limitée de la surface de la Terre. Il est d'abord l3ien

1. Le cône d'ombre projeté par la Lune dans l'espace a une longueur qui varie entie 57 et 59 rayons de la Terre. D'autre part, on a vu que la distance entre les centres de la Terre et de la Lune varie aussi entre 57 et 64 rayons terrestres. Du centre de la Lune au point le plus voisin de notre globe, il y a donc de 56 à 63 de ces rayons. Ainsi le cône d'ombre pure peut atteindre la surrace de la Terre , dans toute l'étendue de l'hémispbère tourné vers la Lune : de là, éclipse totale. S'il n'atteint pas cette surface, réclij)se est seulement annulaire. Il peut arriver encore que la pénombre seule rencontre la Terre, le cône d'ombre et son prolongement passant alors au-dessus de notre globe. L'éclipsé de Soleil peut donc encore n'être que partielle, quel que soit le lieu que l'on considère.

évident que le phénomène est complètement invisible dans tous les lieux de la Terre pour lesquels le Soleil reste couché pendant la durée entière de Téclipse. Mais cela n'est pas moins vrai pour beaucoup d'autres points de la surface de la Terre, et il est aisé d'en comprendre la raison.

La Lune, en effet, a un diamètre près de quatre fois inférieur à celui de la Terre. Son cône d'ombre, dans sa plus grande largeur, est beaucoup trop étroit pour que la Terre puisse y être entièrement plongée; et vers les extrémités, ses dimensions sont assez petites pour ne produire sur la surface de notre globe qu'un petit cercle noir de 22 lieues au plus de largeur. Une éclipse de Soleil n'est donc totale, à un même instant physique, que pour' un cercle de cette dimension. Seulement les mouvements combinés de la rotation terrestre et de la Lune font que le cône d'ombre se promène en réalité sur une assez grande étendue de la surface de la Terre, en décrivant une courbe obscure sur cette surface.

Les mêmes observations s'appliquent à la pénombre. Nous avons dessiné nous-même une carte reproduisant toutes les circonstances d'une éclipse totale, de celle qui a eu lieu le 18 juillet 1860, d'après les indications de la Connaissance des temps et du Nautical almanach.

Une courbe en forme de 8 marque les points du globe où l'éclipsé a commencé ou fini au lever ou au coucher du Soleil. Une autre ligne, qui coupe la première en deux parties, passe par les lieux de la Terre qui n'ont vu que la moitié de l'éclipsé, parce que le milieu du phénomène coïncidait pour eux, soit avec le lever, soit avec le coucher de l'astre radieux. Un trait plus noir et d'une certaine largeur marque les points où Téclipse était totale et centrale. Parallèlement à ce trait, d'autres lignes qui ne sont pas marquées sur le dessin indiqueraient tous les points où l'éclipsé partielle s'est montrée sous des phases^ de plus en plus petites, jusqu'à

1 . Les astronomes comptaient autrefois la largeur des phases par le nombre de doigts : le doigt est la 12* partie du diamètre du disque solaire. L'éclipsé est de trois doigts, de six doigts , quand le disque obscur de la Lune, par son échancrure, pénètre jusqu'au 3/12, aux 6/12, u si l'on veut au quart, à la moitié du diamètre du Soleil.

celle qui limite le phénomène, en passant par tous les lieux où l'éclipsé se réduisait à un simple contact des disques de la Lune et du Soleil.

La ligne noire de l'éclipsé centrale n'est en réalité que la

Fig. 01. Éclipse totale du 18 juillet 1860. Marcne ce lombtQ et ae la pénombre à la surface de la Terre.

trace de Tombre que la Lune a promenée sur la surface de la Terre, comme la figure totale représente la marche de la pé* nombre sur la même surface.

La durée d'une éclipse de Soleil est variable. Mais il faut

distinguer évidemment entre la durée totale du phénomène pour la Terre entière,, et la durée pour un point donné àii globe. Voici, d'après les calculs de Dionis du Séjour, rapportés par Arago, quelques nombres relatifs à cette dernière durée :

Pour la plus grande durée j le long de PEquateur.. 44'' 29" 44* possible d'une éclipse totale. . . ( sous la latitude de Paris â** 26"* 32'

Pour la plus grande durée lie long de l'Equateur.. 12"* 45* possible de la phase annulaire, j sous la latitude de Paris 9" 56'

Pour la plus grande durée j le long de l'Equateur. . T" 58'

possible de l'obscurité totale, ) sous la latitude de Paris 6" 10*

. Les éclipses totales de Soleil sont, au point de vue des particularités physiques qu'elles offrent à l'observation, des phénomènes très-remarquables. Décrivons sommairement quelques-unes des principales.

Quelques instants avant la totalité , c'est-à-dire avant le

Fig. 02. ÉGlipse de juillet 1860. Gloire et auréole.

moment où le disque du Soleil est complètement recouvert, pendant toute sa durée et même un peu après^ une couronne lumineuse entoure le disque obscur de la Lune, et projette en tans sens des rayons de lumière, séparés par des inter-

yalles plus obscurs en forme de gloire. Dans plusieurs éclipses totales, indépendamment de cette auréole régulière, on a remarqué des aigrettes ou appendices irrégulièrement placés sur son contour, et dont les rayons avaient des directions plus ou moius excentriques. La couleur de la couronne lumineuse qui entoure immédiatement le disque obscur a semblé, tantôt d'un blanc de perle ou argenté, tantôt jaunâtre et même rouge. L'explication généralement adoptée de cette auréole et de la gloire qui l'environne, est que le premier de ces phénomènes accuse l'existence d'une atmosphère solaire, enveloppant l'astre radieux à une hauteur d'environ un dixième du diamètre de l'astre, c'est-à-dire de 35 à 40 mille lieues. Quant aux rayons formant la gloire^ on les regarde comme un phénomène purement optique, dû à la diffraction de la lumière sur les aspérités du contour de la Lune.

Fig. 9i. Eclipse de juillet 1851. Protuoérances rooge&tres.

Venons maintenant à un phénomène d'un grand intérêt signalé pour la première fois daus Téclipse totale de juillet 1842, et observé depuis dans plusieurs éclipses.

Des protubérances de formes diverses, et d'une couleur

rougeâtre, se sont montrées sur le contour du limbe obscur de la Lune, pendant la période delà totalité. Les unes affectaient la forme de pics dentelés pareils à des montagnes ; d'autres s'élevaient normalement au disque pour se recourber à angle droit; quelqpies-unes enfin ont paru complètement détachées du contour du disque, semblables à des nuages flottants. Leur teinte était tantôt d'un rouge vif, tantôt rosacée et nuancée en quelques points d'un bleu verdàtre. Ârago inclinait à regarder cette dernière couleur comme un simple effet de constraste.

Fig. 94. Éclipse annulaire de mai 1836. Dentelures de Baily.

Il paraît prouvé que ces protubérances sont des objets réels, qui appartiennent au globe solaire et non pas à la Lune, comme on Tavalt d'abord supposé. Mais il n'est pas moins certain qu'elles ne sont point adhérentes au corps même de l'astre, puisqu'on en a observé plusieurs se détachant nettement du contour du disque. Ce sont sans doute des nuages immenses flottant dans l'atmosphère dont la couronne-lumineuse a révélé l'existence. Leurs dimensions sont quelquefois considérables. Warren de la Rue a mesuré la

hauteur d^nne protubérance en forme de pic qui s'élevail verticalement à près de 18 000 lieues.

L'ëclipse annulaire du 15 mai 1836 a offert un phénomène curieux. Au moment où le disoue sombre de la Lune allait toucher le bord intérieur du Soleil, la- portion de l'anneau lumineux voisine du point de contact se divisa en un grand nombre de points lumineux détachés (fig. 94). On nomme ces points dentelures ou chapelet de Baily, du nom de Tastronome qui les observa.

Pendant la durée entière des phases d'une éclipse totale, rintensité de l'illumination de l'atmosphère va naturellement en diminuant , depuis l'origine jusqu'au commencement de la totalité, pour reprendre ensuite graduellement son intensité primitive. L'obscurité , pendant la phase d'obscuration totale, est cependant loin d'être complète. Aussi ne voit-on guère alors que les étoiles les plus brillantes, rarement des étoiles de seconde grandeur. Les planètes Vénus et Mercure, Jupiter, Mars et Saturne ont été vues pareillement.

Les objets terrestres prennent peu à peu une teinte livide : ils se colorent de diverses nuances, parmi lesquelles le vert olive prédomine. Le jaune orangé, le rouge vineux, des teintes cuivrées donnent aux paysages une physionomie singulière, qui, jointe à un abaissement très -sensible de température, contribue à produire une impression profonde sur tous les êtres animés.

Ârago raconte en ces termes quelle fut l'attitude d'une population tout entière on présence du magnifique et solenuel spectacle offert par l'éclipsé totale du 8 juillet 1 842.

« Â Perpignan, les personnes gravement malades étaient seules restées dans leurs chambres. La population couvrait, dès le grand matin, les terrasses, les remparts de la ville* tous les monticules extérieurs, d'où l'on pouvait espérer de voir le lever du Soleil. A la citadelle, nous avions sous les yeux, outre des groupes nombreux de citoyens établis sur les glacis, les soldats qui, dans une vaste cour, allaient être passés en revue.

c L'heure du commencement de l'éclipsé approchait. Près de vingt mille personnes examinaient, des vers enfumés à la

main, le globe radieux se projetant snr un ciel d'azur. A peine, armés de nos fortes lunettes, commencions-nous à apercevoir la petite échancrure du bord occidental du Soleil, qu'un cri immense, mélange de vingt mille cris différents, vint nous avertir qtie nous avions devancé seulement de quelques secondes, l'observation faite à l'œil nu par vingt mille astronomes improvisés, dont c'était le coup d'essai. Une vive curiosité, l'émulation, le désir de ne pas être prévenu semblaient avoir eu le privilège de donner à la vue naturelle une pénétration, une puissance inusitées.

c Entre ce moment et ceux qui précédèrent de très-près la disparition totale de l'astre, nous ne remarquâmes rien dans la contenance de tant de spectateurs qui mérite d'être rapporté. Mais, lorsque le Soleil, réduit à un étroit filet, commença à ne plus jeter sur notre horizon qu'une lumière trèsaffaiblie, une sorte d'inquiétude s'empara de tout le monde ; chacun éprouvait le besoin de communiquer ses impressions h ceux dont il était entouré. De là, un mugissement sourd, isemblable à celui d'une mer lointaine après la tempête. La rumeur devenait de plus en plus forte, à mesure que le croissant solaire s'amincissait; le croissant disparut enfin, les ténèbres succédèrent subitement à la clarté, et un silence absolu marqua cette phase de l'éclipsé, tout aussi nettement que l'avait fait le pendule de notre horloge astronomique. Le phénomène, dans sa magnificence, venait de triompher de la pétulance de la jeunesse, de la légèreté que certains hommes prennent pour un signe de supériorité, de l'indifférence bruyante dont les soldats font ordinairement profession. Un calme profond régna aussi dans l'air : les oiseaux avaient cessé de chanter.

« Après une attente solennelle d'environ deux minutes, des transports de joie, des applaudissements frénétiques saluèrent, avec le même accord, la même spontanéité, la réapparition des premiers rayons solaires. ... »

Les animaux témoignent ordinairement, par des mouvements et des gestes non équivoques, de la sensation instinctive que produit sur eux le phénomène. Les végétaux mêmes subissent une influence. En 1842, les feuilles de cer-

taines plantes se fermèrent. Pendant Téclipse de juillet 1860, M. Laussedat, qui observait en Algérie, rapporte ce fait : c Les plantes, dit-il, montrèrent combien est rapide Faction de la lumière qu'elles reçoivent comme par une sorte de sens diffusé dans leurs corolles, car, malgré la courte durée de l'obscurité, on vit les daturas, les volubilis, les pavots, les belles-de-nuit, qui s'étaient tenus fermés au Soleil, se rouvrir à demi pendant l'éclipsé totale. »

ÉCLIPSES SE LUNE. — LES ÉCLIPSES DE LUNE SONT VISIBLES DANS ONE PLUS GRANDE ÉTENDUE DE PATS QUE CELLES DE SOLEIL. — CONDITIONS PARTICULIÈRES DE POSSIBILITÉ. — ÉCUP8ES PARTIELLES, TOTALES, — MARCHE DU PHÉNOMÈNE; ENTRÉE DE LA LUNE DANS LA PÉNOMBRE. -* COLORATION ROUOEATRE DU DISQUE ÉCLIPSÉ. — PÉRIODES DES ÉCLIPSES ; PÉRIODE DE SAROS. — FRÉQUENCE RELATIVE DES ÉCLIPSES DB SOLEIL ET DE LUNE.

Gomme les éclipses de Soleil, les éclipses de Lune peuvent être partielles ou totales. Mais elles ne sont jamais annulaires, le cAne d'ombre de la Terre ayant toujours, aux plus grandes distances de notre satellite, des dimensions beaucoup plus considérables que le disque lunaire lui-même.

En outre, une distinction capitale entre les deux phénomènes est celle-ci : tandis qu'une éclipse de Soleil n'est visible que pour une fraction de l'hémisphère terrestre qui voit cet astre sur l'horizon, l'éclipsé de Lune est toujours visible de tous les points de la Terre pour lesquels l'astre n'est pas couché. Bien mieux : ce n'est que successivement que réclipse de Soleil a lieu aux différentes stations, à mesure que l'ombre et la pénombre de la Lune se promènent sur la surface de notre globe. Au contraire, l'obscurcissement du disque lunaire commence et se termine partout, non pas aux mêmes heures, puisque l'heure varie selon le méridien du lieu de l'observation, mais aux mêmes instante physiques.

La raison de cette différence est tonte simple : dans Tëclipse solaire, la surface de Tastre radienx n'est pas réellement obscurcie, mais seulement cachée par le disque obscur de la Lune , de sorte que cette interposition est un effet de perspective variant selon la position respective de l'observateur, de la Lune et du Soleil. L'éclipsé lunaire est au contraire produite par une déperdition réelle de lumière de notre satellite, et Tobscurcissement qui en résulte est visible au même instant, partout du moins où le disque de la Lune est audessus de l'horizon.

Les éclipses de Lune ne peuvent avoir lieu qu'à l'époque de l'opposition ou de la pleine Lune, pourvu d'ailleurs que la Lune soit à l'un de ses nœuds ou à une faible distance. En définitive, pour que le phénomène ait lieu, il faut que le globe lunaire traverse les cônes d'ombre et de pénombre que la Terre projette dans l'espace, cônes dont Taxe commun coïncide nécessairement avec le plan de Técliptique.

Si la pénétration dans l'ombre pure est complète, l'édipse de Lune est totale; elle n'est que partielle, si la Lune ne pénètre qu'en partie dans le cône d'ombre.

Enfin réclipse totale est dite centrale, quand la Lune traverse le cône d'ombre dans sa plus grande épaisseur, ce qui exige évidemment que l'instant précis de l'opposition coïncide avec le passage de la Lune par son nœud.

Au début d'une éclipse totale de Lune, on remarque d'abord un affaiblissement marqué de la lumière du disque : h, ce moment la Lune entre dans la pénombre. Puis, tout à coup, une petite échancrure se forme, qui peu à peu envahit la partie lumineuse du disque, mais cette échancrure est loin d'être aussi nette que celle des éclipses solaires. La forme en est circulaire % mais d'une courbure moins prononcée que celle de la circonférence du disque, circonstance aisée à prévoir et que le calcul confirme, le diamètre de

1. La forme circulaire de Tombre de la Terre projetée sur la Lune donne un j preuve de plus de la rondeur de la Terre, preuve qui n'avait point échappé aux anciens astronomes. On voit ainsi, dans les éclipses de Lune, la silhouette de notre globe dessinée sur la surface de son satellite.

ÉCLIPSES DE LUiNE. 197

Tombre de la Terre étant près de trois fois aussi grand que celui de la Lune^

La codeur de l'ombre est d'abord celle d'un noir grisâtre, qui ne permet de rien voir de la partie éclipsée; mais, à mesure que Tombre envahit le disque lunaire, une teinte rouge le recouvre de plus en plus, et les détails des taches principales deviennent visibles. Entre le croissant lumineux et le centre rougeâtre de l'ombre s'étend une bande d'un gris bleu.

Dès que l'éclipsé est totale, le rouge devient plus intense et se répand aussitôt sur tout le disque. Selon Béer et Mœdler, la teinte bleuâtre est d'un gris sombre, quand on la compare avec la partie de la Lune éclairée par le Soleil; elle semble bleue et plus claire que le rouge, si c est avec cette dernière qu'on fait la comparaison.

Quelques minutes avant la réapparition de la lumière au bord opposé du disque, la teinte bleuâtre colore légèrement les régions les plus voisines de ce bord ; et les phases de Téclipse se reproduisent en sens inverse, jusqu'à l'entière émersion de la Lune.

Gomme on le voit, la Lune ne disparait pas toujours complètement dans les éclipses totales. La raison de ce fait est dans la réfraction des rayons solaires qui, traversant les couches inférieures de l'atmosphère de la Terre les plus denses, se brisent et projettent jusqu'à la Lune les teintes empourprées de nos soleils couchants.

Û arrive cependant que la Lune devient tout à fait invisible pendant la durée de Téclipse totale: on cite comme exemples de ce fait les éclipses de 1642 et de 1816. D'autres fois, la visibilité sans être nulle est très-imparfaite : il faut chercher sans doute l'explication de ces circonstances dans l'état particidier de notre atmosphère, sur toute la périphérie terrestre, où le Soleil se lève et se couche au moment de l'écUpse.

Un autre phénomène, qu'on a observé il est vrai fort rare-

1. La largeur moyenne du cône d'ombre terrestre, à la distance oùl se font les éclipses est de 82', tandis que -le diamètre lunaire n'est que de 31'.

198 CnAPlTRE V. LES ÉCLIPSES.

ment y parait contradictoire avec la théorie géométrique et astronomique des éclipses. Je veux parler de la présence simultanée du Soleil et de la Lune au-dessus de rhorizon, pendant le phénomène. Le premier de ces astres se couchant au moment où Tantre se lève, il semble que la Lune, la Terre et le Soleil ne sont plus en ligne droite. Il n'y a là qu'une apparence due à la réfraction. Le Soleil, déjà sous Thorizon, est relevé par la réfraction et reste visible pour nous. II en est de même pour la Lune qui n'est pas encos réellement levée, lorsqu'elle nous le semble déjà. On cite les éclipses de 1666, de 1668 et du 19 juillet 1750, comme ayant présenté cette circonstance singuUère qui doit d'ailleurs être fréquente.

Nous avons dit que les éclipses de Lune sont visibles au même instant de tous les points de la Terre qui ont l'astre au-dessus de leur horizon pendant la durée du phénomène. Or, à un instant donné, la Lune est vue dans presque toute rétendue d'un hémisphère terrestre, de sorte que Téclipse elle-même est visible sur une étendue de pays qui surpasse un hémisphère, sinon dans toutes ses phases, du moins dans une partie. Il n'en est pas de même des éclipses de Soleil qui ne sont visibles dans leur totalité que dans une hgne trèsétroite de la surface du globe, et partiellement sur un espace assez considérable, mais moindre toujours qu'un hémisphère entier ainsi que le montre la figure 92.

Quant à la fréquence relative des éclipses de Soleil et de Lune, il est aisé de se rendre compte de ce fait que les éclipses de Soleil sont les plus nombreuses. En effet, pour qu'il y ait éclipse, soit de Soleil, soit de Lune, il faut, nous l'avons vu, que notre satellite traverse le cône circonscrit à la Terre et au Soleil. Or, la section de ce cône où la Lune est en conjonction, étant plus large que la section où cet astre est en opposition, il en résulte que la Lune doit atteindre plus souvent le cône vers la première région que vers la seconde.

Les éclipses de Soleil sont donc plus fréquentes que les éclipses de Lune.

Mais cela n'est vrai que pour la Terre entière. Au contraire, en un lieu donné de la Terre, on observe plus d'éclipses de Lune que d'éclipsés de Soleil, et la raison en est