ÉCLIPSES

DENSOIEETME

Le maximum de l'éclipse du 17 avril 1912,

a Brest; a Rennes;

pu déchiffrer, entre les retours successifs des éclipses de Soleil en un lieu déterminé, aucune loi qui leur permit de faire pour ces éclipses ce qu'ils faisaient pour les éclipses de Lune.

Aujourd'hui, les données de l’Astronomie d'observation sont nombreuses et précises, et, grâce à elles, on arrive à prédire aussi sûrement les éclipses de Soleil que celles de Lune; seulement les calculs qu'il est nécessaire d'’eflectuer pour en déterminer d'avance les circonstances sont beaucoup plus nombreux que pour ces dernieres éclipses.

C'est ce que l’on comprendra sans peine en remarquant qu'une éclipse de Lune est la mème pour tous les points de la Terre d’où l'on peut apercevoir notre satellite, tandis qu'une éclipse de Soleil se présente avec des caractères différents dans les divers lieux où elle est visible. Et cela entraîne une grande complication si l'on veut se rendre compte de la « marche » de l'éclipse sur les diverses parties de la surlace du globe terrestre.

Mais, lors même qu'on voudrait simplement chercher les circonstances que doit présenter une éclipse de Soleil en un lieu particulier, on aurait à faire beaucoup plus de calculs que pour une éclipse de Lune.

En eflet. Les parallares de la Lune et du Soleil jouent un rôle des plus importants dans les éclipses de Soleil, puisque, si au lieu d'être à la surface, on était au centre de la Terre, on verrait généralement les deux astres occuper dans le ciel des positions diflérentes, et que, de ce centre de la Terre, l'éclipse pourrait être tout autre que celle qui correspond au lieu où l’on est place.

Or, la parallaxe de hauteur de la Lune, qui sert à passer de la position de l’astre vu du centre de la Terre à la position dans laquelle on le voit au lieu de l'observation, varie considérablement aux diverses heures de la journée, et, par conséquent, pendant toute la durée de l'éclipse dont on fait l'étude. La parallaxe de hauteur que l’on fait intervenir dans les calculs pour trouver le commencement de l'éclipse n’a donc pas la même valeur que celle qui doit servir à la détermination du milieu ou de la fin du phénomène.

Cette circonstance fait que l’on doit, pour l’éclipse de Soleil, effectuer beaucoup plus de calculs, et que ces calculs sont beaucoup plus longs.

On compare les positions que les disques de la Lune et du Soleil doivent occuper l’un par rapport à l’autre dans le ciel, à des époques assez rapprochées les unes des autres, par exemple de dix minutes en dix minutes. On parvient ainsi à trouver le moment où l'éclipse commence, l'instant où elle est à son maximum et l'instant où elle finit.

Dans la recherche des positions apparentes que la Lune et le Soleil peuvent occuper à un moment quelconque, on tient, comme nous venons de le dire, compte des parallaxes de hauteur des deux astres, dont le rôle est des plus importants, mais on ne tient pas compte de la réfraction atmosphérique.

Si les disques des deux astres paraissaient en contact l’un avec l’autre à un certain moment, dans le cas où l'atmosphère n'existerait pas, la présence de cette atmosphère ne modifierait pas cette circonstance : par l'effet de la réfraction atmosphérique, les deux astres sembleraient relevés {ous les deux, sans cesser, pour cela, d’être en contact apparent l’un avec l’autre.

Ainsi, il suffit de déterminer les époques auxquelles doivent se produire les diverses phases de l'éclipse, comme s'il n'y avait pas d’atmosphère : les époques ainsi calculées seront bien celles auxquelles on observera réellement ces phases à travers l'atmosphère terrestre interposée entre les astres et notre œil.

vu de DIFFÉRENTS POINTS de la France :

a Saint-Germain-en-Laye;

a Lyon; a Marseille

Nous donnons ici un tableau des éclipses de Soleil, entre 1916 et 1950, avec leurs dates et leurs caractéristiques : totale partielle et annulaire.

lABLEAU DES ÉCLIPSES DE DE°1916 A 1950