JEAN MASCART — LES ÉCLIPSES ET LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 213 



compte des traces qui se trouvent dans la peau et 

 les autres organes, s'ils se répandaient dans tout 

 le cadavre, grâce à la liquéfaction bactérienne, 

 ri- ;:i centièmes de milligramme, pour un corps 

 humain tout entier pesant en moyenne G8 kilos, 



^présenteraient le rapport de 



I 



6.800.000.000 



. soit un deux cent millionième du poids 



2UII.oiiii.iiuU ' 



total. Or, nous avons vu que la méthode la plus 



délicate permel d'apprécier à peine un 



1 " ' 20.(100.(1(111 



vingl millionième . c'est-à-dire une quantité dix fois 



plus grande d'arsenic. Cet élément, ainsi dilué au 



deux cent millionième, échapperai! donc à toute 



techerche. 



Il resterait une dernière question à résoudre, et 



ce n'est pas la moins intéressante : Les faits pré- 

 cédents démontrent que la fraction de milli- 

 gramme d'arsenic déposée dans la thyroïde, et qui 

 ne représente pas au delà d'un quatre cent millio- 

 nième du poids total du corps, est nécessaire et 

 suffisante pour le bon fonctionnement de la vie. 

 Quel est dune le secret de l'activité qu'impriment 

 à nos organes ces doses presque infinitésimales 

 d'arsenic et peut-être d'autres substances qui nous 

 échappent encore? Il serait trop long d'aboiMer ici 

 ce problème. J'ai essayé de le résoudre dans un 

 Mémoire lu le 8 août à /.■/ Section de Pathologie gé- 

 nérale du Congrès international de médecine. On 

 le trouvera dans les Actes imprimés de ce Congrès. 



Armand Gautier, 



Vïembi '-■ de L'Académie des Scie 

 Professeur à la Faculté de Médec le l'aris 



LES ÉCLIPSES 

 ET LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 



PREMIÈRE PARTIE : THÉORIE DES ÉCLIPSES ET RÉSULTATS DES OBSERVATIONS 



I. — Définition et conditions de possibilité 



D'UNE ECLIPSE. 



Sous le nom d'éclipsé, on entend communément 

 deux phénomènes distincts : 



Un astre non lumineux en soi, éclairé par le 

 Soleil par exemple, laissera derrière lui une région 

 de pénombre et d'ombre, un cime d'ombre, si l'on 

 veut; si la trajectoire d'un deuxième astre, égale- 

 ment obscur, le conduit dans cette région, son 

 éclat se trouve supprime par l'ombre portée du 

 premier corps : il y a éclipse proprement dite, 

 comme on en rencontre pour les satellites : éclipse 

 de Lune, éclipses des satellites de Jupiter. 



Mais, d'autre part, un corps opaque peut s'in- 

 terposer entre l'ceil de l'observateur et l'objet 

 étudié : c'est le cas d'une occultation à propre- 

 ment parler, occultation d'étoiles ou de planètes 

 par la Lune, occultation du Soleil par la Lune ou, 

 si l'on veut, éclipse de Soleil. Alors la distinction 

 fondamentale s'aperçoit immédiatement : dans le 

 premier cas, si nous prenons une éclipse de Lune, 

 notre satellite lui-même s'éclipse, c'est-à-dire 

 s'éteint en pénétrant dans l'ombre, et, de ce fait, de- 

 vient simultanément invisible pour lous les points 

 de la Terre; au contraire, pour une occultation, pour 

 une éclipse de Soleil, c'est à proprement parler l'ob- 

 servateur lui-même qui est éclipsé : les divers 

 points terrestres pénétrent successivement dans 



l'ombre partielle ou totale, et l'éclipsé esl locale à 

 un instant donné. Sans doute, cette distinction esl 

 un peu étroite et terrestre : elle pourrait semblei 

 vaniteuse à un esprit astronomique extérieur. 

 ignorant si les astronomes les plus méritants s, .ni 

 sur une planète ou sur ses satellites, mais elle esl 

 indispensable, cependant, par ses conséquences 

 locales. 



Prenons, au reste, le problème géométrique de 

 la manière la plus simple : dans les deux cas. pour 

 qu'il y ait éclipse, le Soleil, la Terre et la Lune doi- 

 vent se trouver en ligne droite, c'est-à-dire que, au 

 voisinage d'un de ses nœuds, la Lune doit être en 

 conjonction ou en opposition ; de plus, les distances 

 mutuelles devront être telles que l'ombre de la 

 Lune atteigne la Terre, ou réciproquement, ce qui 

 nous conduit à calculer la longueur des cônes d'om- 

 bre portée par ces deux astres. 



1° Ombre de la Terre. — Si nous désignons pai 

 / la longueur du cône d'ombre, par r et II les 

 rayons de la Terre et du Soleil, el par d la dislance 

 des centres de ces deux corps, on a immédiate- 

 ment : 



I r r 



— - _ mi ■ 7 — 



d + 1 



ou : /= 



R 



d ' 



c'est-à-dire 



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