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Eclipfe de Soleil y eft une occultation du corps dn 

 Soleil , occafionnée par rinterpofition diamétrale 

 de la Lune entre le Soleil & la Terre. 



Véclipfe de Soleil fe divife , comme celle de la 

 Lune , en totale & partiale. Il faut y ajouter une troi- 

 fieme efpece appellée annulaire. 



Quelques auteurs ont obfervé que les éclipfes de 

 Soleil feroient plus proprement appellées éclipfes de 

 Terre. Voye^ Terre. 



En effet Véclipfe de Soleil eft réellement une êclipfe 

 de Terre , puifque la Terre fe trouve alors dans 

 l'ombre de la Lune. C'eft la Terre qui fe trouve vé- 

 ritablement obfcurcie par la privation de la lumière 

 du Soleil fur la partie que la Lune empêche d être 

 éclairée ; & le Soleil , fans rien perdre de fa fumier 

 re , nous eft feulement caché. 



Comme la Lune a fenfiblement une parallaxe de 

 latitude, les éclipfes du Soleil arrivent feulement 

 quand la latitude de la Lune vue de la Terre eft plus 

 petite que la fomme des demi-diametres apparens 

 du Soleil & de la Lune. C'eft pourquoi les éclipfes de 

 Soleil arrivent quand la Lune eft en conjonction 

 avec le Soleil , dans les nœuds ou proche les nœuds, 

 c'eft-à-dire aux nouvelles Lunes. 



Il n'y a pas Yéclipfe à chaque nouvelle Lune , par- 

 ce que le cours de la Lune ne fe fait pas précifé- 

 ment dans le plan de l'ecliptique ; il eft oblique à 

 ce cercle , & il ne le coupe que deux fois à chaque 

 période ; de forte qu'il ne peut y avoir des éclipfes à 

 toutes les nouvelles Lunes. Il n'y en a que quand la 

 nouvelle Lune arrive près de l'écliptique , c'eft-à- 

 dire aux nœuds ou proche des nœuds. 



Si la Lune eû dans les nœuds , c'eft-à-dire n'a pas 

 de latitude vifible , l'occultation eft totale , & avec 

 quelque durée , quand le difque de la Lune périgée 

 paroît plus grand que celui du Soleil apogée , de 

 îbrte que l'ombre de la Lune s'étend au-delà de la 

 furface de la Terre ; & Yéclipfe eft fans durée , lorf- 

 que la Lune eft dans fes moyennes diftances , & que 

 îe fommet ou la pointe de l'ombre lunaire touche 

 Amplement la furface de la Terre. Enfin les éclipfes 

 de Soleil font partiales , lorfque l'ombre de la Lune 

 n'atteint pas la Terre. 



Les autres circonftances des éclipfes folaires font, 

 i°, qu'il n'y en a point d'univerfelles , c'eft-à-dire 

 qu'il n'y en a aucune qui foit vue par tout l'hémif- 

 phere terreftre , au-defTus duquel eft alors le Soleil ; 

 le difque de la Lune étant beaucoup trop petit & 

 trop près de la Terre, pour cacher le Soleil à tout 

 le difque de la Terre, qui eft quinze fois plus grande 

 que la Lune. 



2 0 . Une éclipfe ne paroît pas la même dans tou- 

 tes les parties de la Terre où elle eft vue ; mais quand 

 elle paroît totale dans un endroit, elle n'eft que par- 

 tiale dans un autre. 



De plus quand la Lune près des nœuds paroît plus 

 petite que le Soleil , le fommet de l'ombre lunaire 

 n'atteignant pas la Terre , il arrive que la Lune a une 

 conjonction centrale ou prefque centrale avec le So- 

 leil , fans néanmoins couvrir entièrement fon difque ; 

 alors tout le limbe du Soleil paroît femblable à un an- 

 neau lumineux. C'eft pourquoi on appelle cette éclipfe 

 une éclipfe annulaire. 



3°. L "éclipfe de Soleil n'arrive pas en même tems 

 à tous les lieux où elle eft vifible ; mais elle paroît 

 plutôt aux parties occidentales de la Terre , & plus 

 tard aux parties orientales. 



4°« Dans la plupart des éclipfes folaires , le difque 

 obfcurci de la Lune paroît couvert d'une lumière 

 foible. On en attribue ordinairement la caufe à la lu- 

 mière que réfléchit fur la Lune la partie éclairée de 

 la Terre. Voye^ fur un phénomène à-peu-près fem- 

 blable Y article CROISSANT. 

 Tome. F* 



ECL 297 



Ajtronomie ancienne des éclipfes de Soleil. Déterminer 

 ks limites d'une éclipfe folaire. 



Si la parallaxe de la Lune étoit infenfible , on de- 

 termineroit les limites des éclipfes folaires , de même 

 que l'on a fait celles des éclipfes lunaires ; mais com- 

 me la parallaxe eft fenfible, il faut y procéder d'u- 

 ne manière un peu différente. Ainfi 



i°. Faites une fomme des demi-diametres appa- 

 rens de la Lune & du Soleil apogée & périgée. 



2 0 . Comme la parallaxe diminue la latitude fep- 

 tentrionale , à la fomme ci-deffus ajoutez la paral- 

 laxe de latitude la plus grande qu'il foit poffible ; 8c 

 parce que la parallaxe augmente la latitude méridio- 

 nale, ôtez de cette même fomme la plus grande pa- 

 rallaxe de latitude ; ainfi dans l'un & l'autre cas vous 

 aurez la véritable latitude , au-delà de laquelle il ne 

 peut pas y avoir d'éclipfe. 



Cette latitude étant donnée , vous trouverez la 

 diftance de la Lune aux nœuds, hors de laquelle les 

 éclipfes ne fauroient avoir lieu , ainfi qu'on l'a déjà 

 preferit par rapport aux éclipfes de Lune. 



Comme les différens auteurs fuivent différentes 

 hypothèfes par rapport aux diamètres apparens de 

 la Lune & du Soleil, & la plus grande parallaxe de 

 latitude , ils ne s'accordent pas parfaitement fur la 

 détermination des limites où les éclipfes folaires peu- 

 vent arriver. 



Trouver les doigts éclipfés. Faites une fomme des 

 demi-diametres du Soleil & de la Lune ; ôtez -en la 

 latitude apparente de la Lune , le refte donne les par- 

 ties du diamètre éclipfe. Après cela dites : comme le 

 demi-diametre du Soleil eft aux parties éclipfées , 

 ainfi fix doigts réduits en minutes, ou 360 minutes, 

 font aux doigts éclipfés. 



Trouver les parties de demi-durée ou la ligne a"im~ 

 merjîon. C'eft la même méthode que celle que nous 

 avons expofée pour les éclipfes lunaires. 



Déterminer la durée a"une éclipfe folaire, Trouvez 

 le mouvement horaire par lequel la Lune s'écarte du 

 Soleil pour une heure avant la conjonction , & une 

 autre heure après ; après quoi dites : comme le pre- 

 mier mouvement horaire eft aux fécondes d'une 

 heure , ainfi les parties de demi-durée font au tems 

 d'immerfion ; & comme l'autre mouvement horaire 

 eft aux mêmes fécondes, ainfi les mêmes parties de 

 demi-durée font au tems d'immerfion. Enfin prenant 

 la diftance entre le tems d'immerfion Se celui d'é- 

 merfion , on a la durée totale. 



On trouvera par des méthodes femblables , le 

 commencement , le milieu & la fin d'une éclipfe fo- 

 laire : c'eft fur quoi on peut confulter les Elémens de 

 "Wolf , déjà cités. 



Ajtronomie moderne des éclipfes de Soleil. Il eft évi- 

 dent par les problèmes précédens, que tout l'embar- 

 ras du calcul vient des parallaxes , fans quoi le calcul 

 des éclipfes de Soleil feroit précifément le même que 

 celui des éclipfes de Lune. 



Aufîi plufieurs auteurs ont-ils mieux aimé confidé- 

 rer les éclipfes de Soleil comme des éclipfes de Terre, 

 ainfi que nous l'avons déjà dit, parce que cette maniè- 

 re de les confidérer en abrège le calcul ; elle a été in- 

 ventée parKepler,&mifefuccefuvement en pratique 

 par Bouillaud, Wren, CafTini , Halley, Flamfteed, Se 

 de la Hire. En traitant les éclipfes de Soleil comme des 

 éclipfes deTerre, on évite la parallaxe, comme il arri- 

 ve auxéclipfes de Lune. En effet, dans ces dernières la 

 parallaxe de l'ombre, à mefure qu'elle varie , eft tou- 

 jours la même que celle de la Lune, aînfi elle ne fau- 

 roit caufer d'embarras ni d'obftacles; & c'eft ce qui 

 fait que dans toutes les régions de la Terre d'où on 

 apperçoit la Lune , V éclipfe parok précifément de la 

 même grandeur. Il en doit donc être de même des 

 éclipfes de Terre , fi on fuppofe pour un moment que 

 l'œil du fpe&ateur qui les gbferye „ foit placé dans 



