SÉANCE DU 17 JUILLET IQoS. 169 



sèment, taillé en biseau vers le micromètre et d'un diamètre correspondant 

 au diamètre apparent de la Lune (très peu différent de celui du Soleil); 

 à cause du peu d'étendue du champ, ce cercle, qui tourne avec le tube qui 

 le porte, est disposé un peu excentriquement par rapport à l'axe optique. 

 Au moyen de vis de réglage on amène sa face inférieure à être aussi 

 voisine que possible du plan dans lequel se meuvent les fils du micromètre, 

 de façon qti'avec les grossissements qu'il convient d'utiliser son bord et 

 les fils soient au point en même temps. 



(^eci posé, il est clair que, en dirigeant la lunette sur le Soleil et la lais- 

 sant ensuite immobile, le cercle noirci fonctionnant comme lune par rap- 

 port à lui masquera successivement les différentes parties de son image 

 focale et qu'on pourra ainsi obtenir à volonté toutes les apparences géomé- 

 triques de l'éclipsé, et voici comment. 



Si nous voulons une éclipse totale, calons la lunette de façon que le centre 

 du Soleil parcoure sensiblement le milieu du champ, puis tournons le tube 

 porte-lune de façon que le centre du cercle noirci qui la représente soit 

 sensiblement sur le diamètre du champ perpendiculaire aux fils horaires, 

 à l'ouest de son milieu pour l'entrée, à l'est pour la sortie. 



Pour une éclipse partielle et suivant la phase à observer, nous tournerons 

 de 90*^ ou 270° le porte-lune de façon à mettre le centre de celle-ci soit au 

 sud et à l'ouest, soit au nord et à l'est dans le champ et nous changerons 

 le calage en déclinaison de manière à obtenir telle ou telle grandeur de 

 l'éclipsé que nous désirerons. 



Mais, pour que l'étude préparatoire soit complète, il faut aussi que la 

 vitesse relative du Soleil par rapport à la Lune artificielle soit ce qu'elle 

 est en réalité. Cette condition s'oblient encore de la façon la plus simple : 

 il suffît de régler le mouvement d'horlogerie de l'équatorial sur le mouve- 

 ment horaire de la Lune. 



En résumé, par ce procédé, nous obtenons avec le Soleil lui-même la 

 représentation des diverses phases géométriques d'une éclipse : la seule 

 diflérence est que les déplacements relatifs des deux astres se font pendant 

 l'éclipsé suivant une droite parallèle au mouvement diurne au lieu de se 

 produire suivant une droite qui lui soit inclinée. Mais, au point de vue de 

 la pratique des mesures à faire, il n'y a là nul inconvénient. 



On peut d'ailleurs utiliser cet appareil, soit par des mesures directes faites 

 l'œil à l'oculaire, soit par projection des images sur un écran blanc placé à 

 une distance convenable de l'oculaire; l'expérience que nous venons d'en 

 acquérir ici montre que le second mode est de beaucoup le plus commode. 



