ECLIPSES TOTALE ET PARTIELLE DE LUNE

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La couleur 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 l'ombre 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, comme le montre la planche XIII [Éclipses totale et partielle de Lwiè).

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

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.

Comme on le voit, la Lune ne disparaît pas toujours complètement dans les éclipses totales. La raison de ce fait est dans la réfraction des rayons solaires qui traversent 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.

11 arrive cependant que la Lune devient tout à fait invisible pendant la durée de l'éclipsé 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 l'explication de ces circonstances dans l'état particulier de notre atmosphère, sur toute la périphérie terrestre comprenant les lieux où le Soleil se lève et se couche au moment de l'éclipsé.

* Un autre phénomène, qui se présente il est vrai fort rarement, paraît contradictoire avec la théorie géométrique et astronomique des éclipses. Je veux parler de la présence simultanée du Soleil et de la Lune pendant le phénomène. Le premier de ces astres se couchant au moment où l'autre 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 l'horizon, est relevé par la réfraction et reste visible pour nous. Il en est de même de la Lune qui n'est pas encore réellement levée, lorsqu'elle nous semble déjà l'être. On cite les éclipses de 1666, de 1668 et du 19 juillet 1750, comme ayant présenté cette circonstance singulière.

Il nous reste, pour terminer ce qui concerne les éclipses, à dire un mot de leur périodicité.

Tous les dix-huit ans environ, la Terre, la Lune et le Soleil se retrouvent dans les mêmes positions relatives. C'est là un fait que les anciens avaient déjà constaté par l'observation avant que la théorie des mouvements célestes en eût démontré l'exactitude approchée. Si donc, on part de l'époque d'une éclipse de Soleil ou de Lune, c'est-àdire, d'une opposition ou d'une conjonction lunaire coïncidant avec l'un des nœuds de la Lune, après dix-huit ans, les trois astres se retrouvent dans une situation à peu près identique. Dès lors, les éclipses qui se sont succédé dans la première période, se succéderont de nouveau et dans le même ordre pendant la seconde.

C'est un point de départ pour le calcul des éclipses ; mais l'approximation est trop grossière pour que les astronomes modernes s'en contentent, et aujourd'hui la précision des prédictions de ce genre va jusqu'aux coudes.

La Lune, en parcourant dans son mouvement autour de la Terre la voûte étoilée , produit encore un autre genre d'éclipsés. On leur donne le nom d occultations .

On dit qu'une planète ou qu'une étoile est occultée, lorsqu'elle passe derrière le disque lunaire. Nous avons parlé de ces phénomènes à propos de la question de l'existence d'une atmosphère à la surface de la Lune.

Ajoutons que les occultations d'étoiles se calculent comme les éclipses, et que, comme elles sont fréquentes, on en a fait l'objet de tables très-utiles aux navigateurs. La Lune étant très- voisine de la Terre, comparativement à la distance des étoiles et même des planètes, il en résulte que deux observateurs, postés en deux lieux diflFérents du globe, ne la voient pas se projeter au même instant sur la même partie du ciel. L'occultation d'une étoile ne s'accomplit pas pour eux à la même heure.

Le ciel étoile ressemble, sous ce point de vue, à un cadran universel, et la Lune en est l'aiguille mobile, qui ïûarque l'heure à la fois pour tous les points de la Terre. Grâce aux tables calculées par les astronomes, ces heures ^^ées se peuvent convertir les unes dans les autres, et le ^^J^exxv du désert, comme celui des immenses plaines ^«ritixnes, arrive ainsi à connaître sa position et à déter- ^inev sa route.

BOUDES, AEROUTHES.

Tout le monde connaît le phénomène des étoiles filantes, tout le monde a vu ces traînées lumineuses qui sillonnent le ciel pendant la nuit et semblent autant de points brillants subitement détachés de la voûte étoilée. Cesappaiîtions, tantôt rares et isolées, tantôt nombreuses et périodiques, sont-elles dues à des météores d'origine atmosphérique, ou bien doit-on les considérer comme manifestant l'existence de corps situés dans les régions cosmiques ou extra-terrestres? La place que nous donnons à la description de ces phénomènes dans le monde solaire, montre assez clairement que c'est à cette dernière hypothèse que s'est arrêtée définitivement la science.

Le nombre des étoiles filantes est très-variable selon les époques de l'année : de là, cette distinction entre les étoiles filantes disséminées ou sporadiques, et les essaims d'étoiles filantes qui apparaissent dans le ciel nocturne en masses pressées, généralement périodiques. Pendant les nuits ordinaires, le nombre moyen des étoiles filantes observées dans un intervalle d'une heure, est de 4 à 5, selon quelques observateurs : il s'élève jusqu'à 8, selon d'autres*.,

1 . Cette moyenne horaire est de 5 à 6, suivant Olbeis ; de 4 k 5 suifint

Mais, en deux mois de Tannée, vers les époques du 10 août et du H novembre, les apparitions sont beaucoup plus nombreuses, et le nombre des étoiles filantes observées en une heure est souvent plus que décuple de celui des nuits ordinaires. Citons, pour la période d'août, les observations de Capocci et Nobile qui, en 4 heures, ont compté à Naples 1,000 étoiles filantes (10 août 1839), et celles de M. Walferdin, qui, en une heure, en a dénombré 316 (Bourbonne-les-Bains, dans la nuit du 8 au 9 août 1836). C'est à ce phénomène que la tradition populaire donna autrefois le nom de pluie de Saint-Laurent ^ les traînées lumineuses n'étant autre chose, pour les naïves populations de l'Irlande catholique, que les larmes brûlantes du martyr, dont la fête tombe le 10 août.

La période de novembre a fourni des faits plus extraordinaires encore, et les apparitions du 1 2 novembre 1 799 et de la nuit du 12 au 13 novembre 1833 sont dignes d'être mentionnées. Humboldt et Bonpland qui se trouvaient à Cumana à la première de ces dates, rapportent qu'entre deux et quatre heures du matin, le ciel fut sillonné d'innombrables traînées lumineuses, qui traversaient incessamment, du nord au sud, la voûte céleste. On aurait cru voir un brillant feu d'artifice tiré à une hauteur immense; de gros bolides ayant parfois un diamètre apparent de une fois et une fois un quart celui de la Lune, mêlaient leurs trajectoires aux longues bandes lumineuses et phosphorescentes des étoiles filantes. Au Brésil, au Labrador, au Groenland, en Allemagne, dans la Guyane française, on observa le même phénomène.

L'apparition du 12 au 13 novembre 1833 ne fut pas moins extraordinaire. « On aperçut les météores , dit

J. Sehmidt; de 5 à 7, d'après Goolvier Gravier et Baigey ; de 8 enfin, selon M. Qnételet.

Arago*, le long de la côte orientale de TAmérique, depuis le golfe du Mexique jusqu'à Halifax, de 9 heures du soir au lever du Soleil, et même, dans quelques endroits, en plein jour à 8 heures du matin. Les étoiles étaient si nombreuses, elles se montraient dans tant de régions du ciel à la fois, qu'en essayant de les compter on ne pouvait guère espérer d'arriver qu'à de grossières approximations. L'observateur de Boston (M. Olmsted) les assimilait au moment du maximum , à là moitié du nombre de flocons qu'on aperçoit dans l'air pendant une averse ordinaire de neige. Lorsque le phénomène se fut considérablement affaibli, il compta 650 étoiles en 1 5 minutes, quoiqu'il circonscrivît ses remarques à une zone qui n'était pas le dixième de l'horizon visible. Ce nombre, suivant lui, n'était que les deux tiei's du total; ainsi il aurait dû trouver 8li6, et pour tout l'hémisphère visible, 8660. Ce dernier chiffre donnerait par heure 34640 étoiles. Or, le phénomène dura plus de 7 heures ; donc le nombre de celles qui se montrèrent à Boston dépasse 240 000 ; car, on ne doit pas l'oublier, les bases de ce calcul furent recueillies à un moment où le phénomène était déjà notablement dans son déclin. »> Plusieurs périodes moins importantes ont été reconnues à d'autres époques de l'année, mais elles n'ont pas la même régularité que celles d'août et de novembre. Enfin ces dernières mêmes présentent, au point de vue du nombre horaire des -étoiles filantes, une marche tantôt as— cendante, tantôt descendante. Du maximum de 1 10 étoiles, en août 1848, le nombre horaire est descendu à 40 eu 1858, et depuis, les apparitions du môme mois ont repris une marche croissante ^ Le flux de novembre, jadis si re-