LIVRE PREMIER

successivement la lumière des diverses parties du disque solaire. Sa clarté diminue donc graduellement, et s'éteint au moment où il pénètre dans Tombre terrestre. On a nommé pénombre l'espace dans lequel cette diminution a lieu, et dont la largeur est égale au diamètre apparent du soleil vu du centre de la terre.

La durée moyenne d'une révolution du soleil, par rapport au nœud de l'orbe lunaire, est de 346J,6,i985i; elle est à la durée d'une révolution synodique de la lune, à fort peu près, dans le rapport de 228 à 19. Ainsi, après une période de 228 mois lunaires, le soleil et la lune se retrouvent à la même position relativement au nœud de l'orbe lunaire; les éclipses doivent donc revenir à peu près dans le même ordre, ce qui donne, pour les prédire, un moyen simple qui fut employé par les anciens astronomes. Mais les inégalités des mouvements du soleil et de la lune doivent produire des différences sensibles : d'ailleurs, le retour de ces deux astres à la même position par rapport au nœud, dans l'intervalle de 228 mois, n'est pas rigoureux; et les écarts qui en résultent changent, à la longue, l'ordre des éclipses observées pendant une de ces périodes.

La forme circulaire de l'ombre terrestre, dans les éclipses de lune, rendit sensible aux premiers astronomes la sphéricité trèsapprochée de la terre : nous verrons dans la suite la théorie lunaire perfectionnée offrir le moyen , peut-être le plus exact, pour en déterminer l'aplatissement.

C'est uniquement dans les conjonctions du soleil et de la lune, quand cet astre, en s'interposant entre le soleil et la terre, nous dérobe la lumière du soleil, que nous observons les éclipses solaires. Quoique la lune soit incomparablement plus petite que le soleil, cependant elle est assez près de la terre pour que son diamètre apparent diffère peu de celui du soleil : il arrive même, à raison des changements de ces diamètres, qu'ils se surpassent alternativement l'un l'autre. Imaginons les centres du soleil et de

la lune sur une même droite avec l'œil de Tobservateur, il verra le soleil éclipsé. Si le diamètre apparent de la lune surpasse celui du soleil, Téclipse sera totale; mais si ce diamètre est plus petit, l'observateur verra un anneau lumineux formé par la partie du soleil qui déborde le disque de la lune, et alors Téclipse sera annulaire. Si le centre de la lune n'est pas sur la droite qui joint l'observateur et le centre du soleil, la lune poun*a n'éclipser qu'une partie du disque solaire, et l'éclipsé sera partielle. Ainsi les variétés des distances du soleil et de la lune au centre de la terre, et celles de la proximité de la lune à ses nœuds, au moment de ses conjonctions, doivent en produire de très-grandes dans les éclipses de soleil. A ces causes se joint encore l'élévation de la lune sur l'horizon, élévation qui change la grandeur de son diamètre apparent, et qui, par l'effet de la parallaxe lunaire, peut augmenter ou diminuer la distance apparente des centres du soleil et de la lune, de manière que de deux observateurs éloignés entre eux, l'un peut voir une éclipse de soleil, qui n'a point lieu pour l'autre obser\'ateur. En cela, les éclipses de soleil diffèrent des éclipses de lune, qui sont les mêmes pour tous les lieux de la terre où cet astre est élevé sur l'horizon.

On voit souvent l'ombre d'un nuage emporté par les vents parcourir rapidement les coteaux et les plaines, et dérober aux spectateurs qu'elle atteint la vue du soleil, dont jouissent ceux qui sont au delà de ses limites : c'est l'image exacte des éclipses totales de soleil. On aperçoit alors autour du disque lunaire une couronne d'une lumière pale, et qui probablement est l'atmosphère même du soleil; car son étendue ne peut convenir à celle de la lune, et l'on s'est assuré, par les éclipses du soleil et des étoiles, que cette dernière atmosphère est presque insensible.

L'atmosphère dont on peut concevoir la lune environnée infléchit les rayons lumineux vers le centre de cet astre; et si, comme cela doit être, les couches atmosphériques sont plus rares à mesure