Voyez Suidas, au mot Eâpe

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son mouvement propre annuel) ne dépasse pas rétendue du demi-diamètre du Soleil, ou qu’elle reste inférieure à la moitié d’un degré du cercle. Ce n’est donc que près des nœuds ou aux nœuds mêmes de l’orbite lu- • naire, c’est-à-dire aux points où l’orbite do la Lune coupe l’écliptique, que l’obscurcissement de l’astre peut s’effectuer. Or, ce phénomène ne se produisant pas tous les mois, il est évident que la latitude de la Lune change d’up mois à l’autre. Il s’agissait donc de savoir après combien de révolutions synodiques ou après combien de fois environ vingt-neuf jours et demi (intervalle de temps compris entre deux conjonctions ou oppositions consécutives) la latitude redevient écliptique , c’est-à-dire susceptible de donner des éclipses. Mais à Cette même latitude est bée la distance du Soleil au nœud de l’orbite lunaire. Il ne suffit donc pas, pour qu’une éclipse se reproduise, qu’il se soit écoulé, entre la première date et la seconde, un nombre exact de fois vingt-neuf jours et demi ; il faudra, de plus, que leSoleil soit revenu à la même position relativement aux nœuds de l’orbite de la Lune. Or le temps que le Soleil met à revenir au même nœud est un certain nombre de fois trois cent quarante-six jours et une fraction de jour (346 j. 62), révolution beaucoup moiùs longue que celle des équinoxes, à cause du déplacement considérable de chaque nœud lunaire d’orient en occident1. Ce sera donc après des multiples de trois cent quarante-six jours et une fraction de jour , que le Soleil réoccupera les positions où les mêmes éclipses avaient été observées. En somme, pour résoudre le pro-

1. Le mouvement des points d’intersection de l’orbite de la Lune avec l’écliptique, de ces nœuds tout à fait analogues aux équinoxes solaires, est trop marqué pour que les Chaldéens l’aient méconnu. Ils pouvaient ignorer le mouvement des équinoxes, qui n’est pas même d’une minute (50*) par an; mais ils devaient connaître celui des nœuds lunaires, qui se déplacent, pendant la même période et dans la même sens (d’orient en occident), de plus de 19 degrés, ou plus

blême, il faut que l’intervalle compris entre deux périodes où les mêmes éclipses se reproduisent soit égal, d’une part, à un multiple de vingt-neuf jours et demi, et, de l’autre, à un multiple de trois cent quarante-six jours, en shiffres ronds. Or il se trouve qu’en multipliant 29 1/2 par 223 on obtient, à peu de chose près, le même produit qu’en multipliant 346 par 19. Ce produit (6 570), divisé par 365 (nombre des jours de l’année), donnera pour quotient 18, qui- est le nombre d’années formant la période cherchée1. Ainsi donc, après dix-durit années solaires révolues, le Soleil se retrouvera, soit en opposition (pour les éclipses de Lune), soit en conjonction (pour les éclipses de Soleil), à la même distance des nœuds de l’orbite lunaire où il était situé au commencement de la période; en d’autres termes, les éclipses se reproduisent tous les dix-huit ans, aux mêmes jours de l’année, dans le même ordre et dans les mêmes conditions de grandeur. Il suffisait, par conséquent, d’avoir observé les éclipses pendant une période de dix-huit ans pour ùtre à même de prédire celles qui devront avoir lieu dans une seconde, dans une troisième, dans une' quatrième période, etc., de même durée.

Voilà tout le secret du saros, de cette période dont se servaient les Ghaldéens pour prédire les éclipses *. Quel-

exactement <Ie 19*20'29®,7, ce qui correspond à 3' 10", 6 par jour. Ilno fallait donc pas une bien grande habileté d’observation pour constater que si, par exemple, le nœud ascendant était placé près d’une étoile au commencement d’une lunaison, on le trouverait situé près d’une étoile plus occidentale d’environ un degré et demi (1* 33' 49", 6), au commencement de la lunaison suivante.

1. En opérant sur des nombres plus exacLs, on a, d’une part, 291,53X223 = 6585,19, et de l’autre, 34$, 62x 19 = 6585,78. Si l’on divise onsuite 6585,19, durée de 223 mois lunaires, par 3651,2422, durée d’une année solaire, on aura 18 J pour quotient.

2. Bien que cette période de 18 ans ne soit pas rigoureusement exacte (elle est de 18 ans 8 mois), à cause de certains mouvements longtemps restés inaperçus, on y a cependant encore recours pour

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ques philosophes grecs , particulièrement Thaïes , en avaient connaissance.

Le jour étant égal à la nuit au moment des équinoxes, les astronomes babyloniens paraissent avoir choisi ce moment pour diviser le nyctèmère — mot grec qui signifie littéralement nuit-jour — en vingt-quatre parties égales, douze pour le jour et douze pour la nuit. G’est ce qu’on appelait les heures équinoxiales (wpai îmjufpivott). Hérodote affirme positivement que cette division est venue des Babyloniens aux Grecs.

Les heures civiles ou temporaires (wpai xaîpixat) étaient bien différentes des heures équinoxiales. Leur durée variait suivant les saisons ou suivant la longueur du séjour du Soleil au-dessus de l'horizon ; elles étaient conséquemment plus grandes en été et plus petites en hiver que les heures équinoxiales. La première heure du jour et la première heure de la nuit commençaient, l’une au lever, l’autre au coucher du Soleil ; l’instant du midi tombait au commencement de la septième heure du jour, et l’instant de minuit au commencement de la septième heure de la nuit. L’usage du temps moyen paraît alors avoir été inconnu. Cependant une division uniforme du temps était nécessaire pour l’exaciitude des observations astronomiques. Aussi les Ghaldéens devaient-ils avoir des instruments propres à mesurer uniformément le temps, à donner le temps moyen. Ils connaissaient probablement les horloges solaires, les gnomons et les clepsydres. Mais nous manquons à cet égard de renseignements précis.

indiquer d’avance les conjonctions et les oppositions, qui peuvent devenir écliptiques et servir à déterminer les effets de la parallaxe et de l’inclinaison de l’orbite lunaire relativement à la grandeur de l’éclipse.; .