JEAN MASCART — LES ÉCLIPSES ET LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 215 



Au reste, ces limites dans la latitude peuvent 

 l'exprimer autrement par des limites dans la dis- 

 tance de la Lune à son nœud, et nous revenons à 

 dire que l'éclipsé de Lune est possible si la distance 

 de la Lune à son nœud est inférieure à 1-2", tandis 

 que l'éclipsé du Soleil exige seulement que cette 

 même distance ne dépasse pas 17°. Ainsi, la fré- 

 quence relative des éclipses, pour la Lune et le Soleil, 



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sera représentée par le rapport , = • 



Si les éclipses deSoleilsont donc plus fréquentes 

 que celles de notre satellite, ce résultat cependant 

 parait au premier abord paradoxal, puisque l'on a 

 beaucoup plus souvent l'occasion d'apercevoir des 

 Éclipses de Lune; et c'est par^e que, nous l'avons 

 pu deviner déjà, en un même lieu les éclipses de 

 Lune, s'étendant à tout un hémisphère, sont envi- 

 ron trois fois plus fréquentes que celles du Soleil, 

 chacune de rus dernières étant localisée à une 

 étroite région terrestre. Au reste, un exemple 

 fera mieux comprendre la rareté, en un point 

 déterminé, des éclipses totales du Soleil : la der- 

 nière qui fui visible à Paris remonte à 172i, et la 

 prochaine ne se présentera pas avant l'an 2026. 

 Enfin, la durée d'une éclipse de Soleil est toujours 

 assez courte: elle est au maximum de huit minutes a 

 l'Equateur et de six minutes à la latitude de Paris, 

 pour une éclipse totale; de 12 et 10 minutes pour 

 une éclipse annulaire, tandis que la durée totale du 

 phénomène, depuis le premier contact jusqu'au 

 dernier, ne peut dépasser quatre heures et demie 

 à l'Equateur, et In >is heures et demie à Paris. 



Maintenant que nous savons dans quelles con- 

 ditions peuvent se produire les éclipses, il reste à 

 calculer à l'avance, à prédire le retour de ces 

 phénomènes si importants. 



Or, la ligue des nœuds se meut sur l'écliptique 

 dans le sens rétrograde: les éclipses vont se repro- 

 duire dans le même ordre après la période qui 

 ramène le Soleil, la Lune et la ligne de nœuds dans 

 tes mêmes positions relatives. En introduisant donc 

 la révolution synodique, 29,.'J30G0 jours, et la 

 révolution draconitique , 27,21229 jours, le pro- 

 blème revient à trouver deux entiers K et K r tels 

 que : 



K. -29,53000= K'. 27,21229 

 ou : 



K'_ 2.933.060 , 

 K — 2.721.229' 



On peut alors former la fraction continue: 



I 



?=■ 



11 + 



t 



1 + 



1 



■2 + - 



1 + 



■4 + 



! + 



3 + 



dont les réduites successives sont: 



Et. si nous voulons nous en tenir à cette dernière 

 réduite, nous aurons : 



242 révol. dracon. = 6.387 jours 37 ) .„ ... 



223 révol. synod. = 6.587 jours 37 \ = 1S ans ld J ours - 



Ainsi, au bout de di x-huit ans onze jours, c'est-à- 

 diresensiblementaprès une révolution du nœud, les 

 trois mobiles reviendront dans les mêmes positions 

 relatives: cette période, dite saros par les Chal- 

 déens, leur avait été enseignée par l'observation 

 des éclipses et comprend, en général, 70 éclipses, 

 soit il éclipses de Soleil et 29 éclipses de Lune' 

 Après quoi les phénomènes vont se reproduire 

 dans le même ordre et aux mêmes intervalles. 



Enfin, dans une même année, il y a au plus 

 7 éclipses : i ou •"> de Soleil et 3 ou 2 de Lune. Il y 

 en a au moins deux et, s'il n'y en a que deux, ce 

 sont deux éclipses de Soleil. 



On pourrait penser, cependant, que ces calculs 

 ne sont encore que très approchés, en ce qui con- 

 cerne la périodicité des éclipses, parce que nous 

 n'avons lait entrer en ligne de compte que les 

 moyens mouvements du Soleil, de la Lune, de la 

 ligne des nœuds, et que les inégalités sonl appelées 

 à troubler une telle concordance; il n'eu est rien, 

 et cette concordance est fort exacte à cause de la 

 coïncidence suivante: le cycle chaldéen comprend 

 aussi 239 révolutions anomalistiques qui équivalent 

 à ii..")S.")..'i jours de sorte que, après dix-huit ans 

 onze jours, non seulement la Lune revient aux 

 mêmes positions par rapport à son nœud et par 

 rapport au Soleil, niais encore sensiblement à la 

 même position par rapport à son périgée. 



II. 



Les premières observations d'éclipsés. 



Comme les phénomènes superficiels qui se 

 produisent sur le Soleil sont dissimulés, en temps 

 ordinaire, par l'éclat de la surface, l'observation la 

 plus attentive ne fournitpas grands renseignements 

 sur la nal ure même de cet immense foyer, et il 

 fallut profiter avec soin des éclipses totales pour 

 étudier la périphérie, pour édifier lentement l'état 

 actuel de nos connaissances et de nos théories sur 

 la constitution physique du Soleil. 



La première apparence qui attire le regard, pen- 

 dant une éclipse totale, consiste en une auréole 

 lumineuse, blanchâtre et dégradée, qui entoure le 

 disque obscur de la Lune et peut s'en éloigner à une 

 distance égale à celle du diamètre solaire lui-même : 

 c'est la couronne. Puis, la moindre attention permet 

 d'observer les protubérances. Or, ces phénomènes 

 si importants ne sont guère suivis et observés avec 



