THÉORIE GÉNÉRALE DES ÉCLIPSES

Lorsque les mouvements de la Lune et de la Terre amènent ces deux astres dans une position telle, que leurs centres sont en ligne droite avec le centre du Soleil, le phénomène qui résulte de cette situation particulière des trois corps célestes, est ce qu'on nomme une Éclipse. Si c'est la Lune qui occupe la station intermédiaire, elle tourne vers la Terre son hémisphère obscur; l'interposition de ce disque noir devant le disque lumineux du Soleil empêche les rayons d'arriver jusqu'à nous : il y a Éclipse de Soleil. Si c'est la Terre même qui se trouve entre le Soleil et la Lune, notre globe remplit pour celte dernière la fonction d'écran. L'hémisphère lunaire tourné vers nous ne reçoit plus les rayons du Soleil, et son disque momentanément obscurci nous donne une Éclipse de Lune. Mais cette manière d'envisager le phénomène est relative à la Terre seule. En réalité, dans ces deux circonstances, il y a simultanément éclipse pour chacun des trois astres en question, comme il est aisé de s'en rendre compte.

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

Pour un observateur placé sur le Soleil, la Lune paraîtrait projetée sur la Terre, dont elle masquerait une partie de la surface. 11 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 l'hémisphère obscur de la Lune, il y aura éclipse de Terre, c'est-à-dire obscurcissement successif de toute une série de

1. Un phénomène de ce genre est celui dont nous pouvons être témoin à la surface de la Terre, et qui nous fait voir un des satellites de Jupiter ou de Saturne se projetant sous la forme d'un disque lumineux, sur le disque éclairé de la planète elle-même.

régions de notre globe, qui ont alors éclipse 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 sontdeux corps sphériques, opaques, dont une moitié est constamment éclairée par les rayons du Soleil, tandis que l'autre moitié est dans l'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 obscur, 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 de la distance du corps éclairant et du diamètre du corps éclairé. Ce 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-mêmes 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 du corps opaque. L'obscurcissement produit par la pénombre est 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 en les projetant l'une sur l'autre qu'elles produisent les phénomènes des éclipses.

C'est là une théorie des plus simples, que tout le monde comprend aujourd'hui, et que j'ai rapidement résumée pour donner plus de clarté aux détails qui vont suivre.

Maintenant, qu'on jette les yeux sur la figure 354, et l'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-àdire pour tous les autres phases de 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 confirment toutes les observations d'éclipsés. Maintenant, il ne suit pas de là qu'il y ait éclipse à chaque pleine Lune, à chaque Lune nouvelle : 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 do la Terre étaient décrites dans le môme plan. Alors, à l'époque soit de l'opposition soit de la conjonction, les centres des trois astres seraient nécessairement en

Fig. 3:i4. Explication générale des éclipses de Soleil et de Lune. Positions relatives de la Lune, du Soleil et de la Terre.

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, au moment de la nouvelle Lune, que notre satellite projette son cône d'ombre au-dessus ou au-dessous 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'éclipsé. Examinons donc quelles conditions sont nécessaires pour qu'une éclipse de Soleil ou de Lune soit possible.

L'orbite de la Lune, on l'a vu, est située dans un plan qui fait avec le plan de l'orbitre terrestre un angle à peu près constant (en moyenne 5° 8' 47"). 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. Les deux positions qu'elle occupe pendant ces passages sont les nœuds. L'un se nomme le nœud ascendant, l'autre le nœud descendant, parce qu'ils correspondent, le premier au mouvement de la Lune qui s'élève du côté sud au côté nord de l'écliptique, le second au mouvement inverse.

Si les nœuds restaient invariables, dans leurs positions relatives au Soleil, il arriverait de deux choses l'une, ou qu'il n'y aurait jamais d'éclipses, ou qu'il se présenterait deux éclipses à chaque mois lunaire. Mais les nœuds se déplacent d'une lunaison à l'autre, 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'ombre rende possible l'immersion soit de la Lune, soit de la Terre.

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

Comme la Lune, le Soleil et les nœuds de l'orbite lunaire se retrouvent à peu près dans les mêmes conditions relatives, au bout d'une période qui dure 6585 jours, — 18 ans et 10 ou 11 jours : c'est la période de Saros connue des anciens, — il en résulte que les éclipses, qui se sont produites dans cette période de 18 ans, se reproduisent encore dans le même ordre pendant les 18 années de la période suivante. Dans cet intervalle de temps, on compte 70 éclipses, parmi lesquelles 29 de Lune et 41 de Soleil.

Tout le monde sait qu'on distingue trois espèces d'éclipsés solaires. Les unes sont totales : le disque obscur de la Lune recouvre alors entiè-

rement 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 ledisque 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 beaucoup 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 celle du disque 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. Cela 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; éclipse partielle pour toutes les régions atteintes seulement par la pénombre. C'est ce que^fait voir la figure suivante :

Fig. 355. 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 la ligure 356.

On le voit, 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 môme temps dans le voisinage de l'un 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 de Soleil annulaires.

Les personnes qui lisent, dans les annuaires scientifiques ou dans les almanachs, les éclipses annoncées et calculées d'avance par les astronomes, ont dû remarquer souvent ces mots : invisibles à Paris (ou dans tout autre lieu). Une éclipse de Soleil (nous parlerons plus loin de celles de la Lune) peut donc avoir lieu, sans être pour cela visible de tous les points de la Terre? Sans doute, et il est aisé de se rendre compte de cette circonstance.

D'abord, cela est évident pour tous les lieux où le Soleil reste couché pendant la durée entière de l'éclipsé. Mais cela est non moins vrai pour beaucoup d'autres points de la surface terrestre, qui ont le Soleil audessus de leur horizon pendant la même durée. On peut présenter

Fig. 356. Éclipse annulaire de Soleil.

l'explication de ce fait de plusieurs manières. Je me bornerai à celleci, qui me semble aisée à saisir, même sans figure.

La Lune a un diamètre près de quatre fois inférieur à celui de la Terre. Son cône d'ombre, dans sa plus grande largeur, est donc beaucoup trop étroit pour que la Terre puisse y être entièrement plongée; et vers ses 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 do Soleil n'est donc totale, à un même instant physique, que pour un cercle de celte dimension. Seulement, les mouvements de rotation et de translation de la Terre et le mouvement de translation de la Lune combinés, font que le cône d'ombre se promène en réalité sur une plus grande étendue, traçant une courbe obscure à la surface des continents et des mers'. Les mêmes observations s'appliquent à la pénombre. Ainsi, suivant la position des lieux

1. Le cône d'ombre projeté par la Lune dans l'espace a une longueur cjui varie entre 57 et 59 rayons de la Terre. D'autre pari, 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

relativement au Soleil et à la Lune, le premier de ces astres peut être éclipsé totalement ou partiellement, ou môme être seulement en contact simple avec le disque obscur de notre satellite.

Les théories astronomiques des mouvements de la Lune et de la Terre sont aujourd'hui assez perfectionnées pour que les astronomes puissent prédire avec précision ces phénomènes. Non-seulement le calcul indique le jour de Féclipse, mais l'heure exacte, la durée, les dimensions ou les phases du phénomène pour chaque point de la

Fig. 357. Éclipse totale de Soleil du 18 juillet 1860. — Marche de l'ombre et de la pénombre

à la surface de la Terre.

Terre. Des cartes sont ordinairement jointes à ces détails numériques, et montrent l'ensemble des points du globe où l'éclipsé sera visible.

La figure 357 représente une carte de ce genre, pour l'éclipsé totale de Soleil qui a eu lieu le 18 juillet 1860, d'après les indications de la Connaissance des temps et du Nautical Almanach, recueils publiés

atteindre la surface de la Terre, dans toute l'étendue de l'hémisphère tourné vers la Lune : de là, éclipse totale. S'il n'atteint pas cette surface, l'éclipsé est seulement annulaire. 11 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'écIipse de Soleil peut donc encore n'être que partielle, quel que soit le lieu considéré.

plusieurs années à l'avance pour les besoins des astronomes et des navigateurs. 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'éc'.ipse, 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 marque les points où l'éclipsé était centrale, et de chaque côté une bande grisâtre d'une certaine largeur indique les points où elle était simplement totale. 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 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 totale n'est, en réahté, que la trace de l'ombre promenée par la Lune sur la surface de la Terre, comme la figure dans son ensemble représente la marche de la pénombre 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 du 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 ( le long de l'Equateur k'' 29" 44=

possible d'une éclipse totale, ( sous la latitude de Paris S*" 26™ 32=

Pour la plus grande durée ( le long de l'Equateur 12™ 46=.

possible de la phase annulaire, | sous la latitude de Paris 9™ 56=

Pour la plus grande durée j le long de l'Equateur 7"" 58^

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

L'éclipsé totale de Soleil, dont la figure précédente donne le tracé à la surface du globe terrestre, commença à 0 heure 3 minutes du soir, temps moyen de Paris, et finit à 5 heures 6 minutes du soir, après avoir ainsi duré dans l'ensemble de ses phases 5 heures 3 minutes. A Paris, où l'éclipsé ne fut que partielle, la durée du phénomène fui seulement de 2 heures 14 minutes. La dernière éclipse totale de Soleil, celle du 18 août 1868, a duré 5 heures 15 minutes pour la Terre entière; elle a été très-remarquable par la longue durée de la phase de totalité qui s'est élevée en certains points jusqu'à 6 minutes 47 secondes.

1 . Les astronomes comptaient autrefois la largeur des phases par le nombre de doigts : le doigt était la douzième 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'aux 3/12, aux 6/12, c'est-à-dire au quart, à la moitié du diamètre du Soleil.

PL l.l.

Pralon I.ith Imp Fra.iller