PRINCIPE DE LA THÉORIE DES OMRRES

depénombre se projelanl parcillemciil à riiifiiii. L'examen de la figure 10 fait aisément comprendre pourquoi le cône d'ombre est limité quand la source de lumière a des dimensions supérieures à celles dn corps opaque, tandis qu'il reste infiiii si ces dimensions sont moindres ; ce serait un cylindre dans le cas très particulier où la source et le corps opaque auraient à la fois des dimensions égales et similitude de position et de forme.

Ce sont là aulant de conséquences de la loi de propagation rectiligne de la lumière dans les milieux homogènes. Et l'expérience montre bien que celte loi est vraie, au moins approximativement; mais il faut bien comprendre qu'elle n'est pas

Pig. 12. — Éclipse tolale de Soleil.

susceptible de vériiicattons expérimentales rigoureuses. En effet, dans le cas le plus ordinaire des sources de lumière de dimensions finies, les pénombres donnent, au delà des contours de l'ombre proprement dite, des dégradations insensibles d'intensité, depuis la pleine lumière jusqu'à l'ombre pure, cl on ne peut saisir la limite exacte ni de celle-ci, ni de celle-là. Si, au contraire, on veut réduire la source à des dimensions très petites, on voit se produire, quand elle approche d'être un point lumineux, des phénomènes singuliers, des bandes alternantes de lumière et d'ombre qui rendent toute vérification de la loi impossible.

Les éclipses de Soleil et de Lune réalisent pour nous dans la nature, et sur la plus grande échelle, la théorie géométrique

M LE MONDE PHYSIOCE.

des oDibfffs et pénombres. Quand le disque opaque de la Liuie m trouve înlerfMKîé en ligne droite entre le Soleil et la sorfiice da gk^ terrestre, Tmiibre portée constitue pour les lieux

Fig. 13. — ËelipM

qu'elle rencontre une éclipse soit totale, soit annulaire de Soleil, selon que les dimensions apparentes du disque lunaire ae trouvent j)lus grandes ou plus petites que celles du Soleil,

Fig. 14. — Eclipse totale de Lune.

OU, 00 qui revient au même, selon que le sommet du cône d'ombre de la Lune atteint ou n'atteint point la Terre. De part et d'autre de la ligne centrale obscure de Téclipse, il y a une série de lieux pour lesquels le disque solaire est plus ou moins éclipsé