DISTANCE

DE LA STXTGII

écUPTIQUE

INtriALS.

— 5 ,5iia

. Ainsi pourroit'On en former plusieurs autres* Il suffit au reste de ceux-ci , et du catalogue des paçes 468 et 469, pour vérifier facilement un grand nombrei d'éclipsés tant ayant Jésus-Christ que depuis. Je dis un grand nombre , parceqaé la différence

' Notes chronologiques sUr ta i*« Période. 4^7

^'tVquateur, du zénith duquel sevoyoit alors le soleil, et qui étoit par con- Bloquent le point t:entral de l'hémisphère terrestre éclairé ; i^ de la latitude de la lune et de la distance à son^nœud, d'où la projection de son orbitft sur cet 'hémisphère éclairé ; 3^ de sa distance respective.au soleil et à la terre , d*oà résulte l'étendue du demi diamètre de son ombre et de sa pénombre, "^ de chaque côté de la lign^ de sa direction , et par suite de la bande terrestre des lieux "éclipsés totalemenr ou partiellement; 4° enfin du mouvement relatif et progressif de la lune dans son orbite^ d'où se conclut l'heure de l'éclipsé «n chacun des lieux où elle est visible.

Note XV bis, sur l'année 4^0, page 23.

Fin de l'histoire tTHérQdote^ — Diodore de Sicile.

L'histoire d'Hérodote finit avec la bataille de Mycale. La suite des faits de IliisOoire grecque depuis Xerxès jusqu'à;la bataille d'Ipsus, 23 ans après' la

des moyens mouvements et des mouTcments vrais, réloignement du lieu de la syzygie «près un certain nombre de révolutions cycliques, romi«8ion des éclipses visibles' en Amérique, et d'autres «irconstances encore^ peuyent mettre quelquefois en défaut ce genre de recherches.

Quoi qu'il en soit, Tesemple suivant, qui donne le quântièrte de l'éclipte de soleil de iSi8 , servira de moelle pour des vérifications de cette nature :

ans. ). ' ' o Une éclipse revient après. . ....;.. i544 — o,36i- à' — 0,0189

De même après lia — 8,i36 à '-» 0,9617

De mébe après lia — -8,136 à — 0,9637

De jnéme après. . . ^. . . . . 36-4- a 1,64a à — 0,8298

Donc une éclipse revient «près i8o4 4* ^t^^ ^ "^ ^;774'

Donc aussi une éclipse en 181^ doit avoir lieu an même quantième qu'en l'an i4 de Jésus-Christ , sauf une addition de 5 jour» pour l'excès ci-dessus , et de la antres Jours pour la différence de l'ancien style au nouveau. Or, par la table suivaiîte , on voit qu'en l'an 1 4 il y a eu une éclipse de soleil le 18 avril ; donc une pareille éclipse doit avoir Heu en 18 iS, 17 jours plus tard, ou le 5 mai. On doit remarquer que , si l'éloignement du lieu de la sysygie à celai du point de départ pouvoit faire douter du résultat , on essaicroit par d'autres voies , et en partant de divers autres points, et le plus qu'on pourra des plus grandes éclipses.

Dans le cas présent, on a le retour d'une éclipse après 1 544 -^ ^>^ 1 & — 0,0 189

De même après 3 cycles de 76 ans ou . . . 2a8 — 89,334 ^ '*?• 0,3987 De même après 1 cycle de 36 36 + ai, 64a à — 0,8398

Ainsi une éclipse revient après ........ 1808 -r 68,o55 à — i,a474

Donc aussi une éclipse en 18 18 doit revenir au même quantième qu'en l'année 10 de Jésus-Christ, à 68 jours près. Or, en l'an 10, il y eut une éclipse de sofeUle 3o juin ou 61 mai : ôtant 68 jours de ce quantième , ou seulement 56', à [causé des la jours , différcnec de r«nc.ien et du nourcao style ^ oa tombera égaleme&t sur le 5 mai.

SS Tables s^niAroniques de ^Histoire de France-

lort d'Alexandre, nant a été trantmiae par Dîodare de Sicile, écriTaiu grec

a liicle d'A«([aate, iafiaicoeôt précieux par le loin qu'il a ea de rapport».

CATALOGPE

JOes Éclipses visibles en Europe ^ en Asie et en Afiique, pendant les vingt-ciruf premières années de tere vulgaire. (Pingre, Art de vérifier les Dates.)

Pour rn*age de ce Catalogne, -myti page 4^'

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