l’éclipse de soleil du 17 AVRIL jni'^ *^13 
moyen des intervalles de temps. Toute la difficulté de la 
mesure consiste dans le choix de phases symétriques 
ou dans la détermination de la position de l’axe de 
symétrie d’un croissant. L’axe de symétrie est théo- 
riquement normal à la corde commune, c’est-à-dire à 
la droite qui Joint les deux cornes du croissant ; mais 
en pratique, le disque de la Lune, irrégulièrement 
découpé, ne mord pas d’une façon symétrique les deux 
cornes du croissant solaire. D’un côté l’intersection des 
deux contours peut avoir lieu au sommet d’une partie 
saillante, de l’autre au fond d’un creux. 
On atténue l’erreur qui résulte tle là en se plaçant 
à une distance suffisamment grande de la ligne de cen- 
tralité, pour que l’intersection des deux disques se fasse 
sous un angle notable. On pourrait, aussi, à première 
vue au moins, se servir de clichés pris sur la ligne de 
centralité, beaucoup avant et beaucoup après la phase 
centrale. Le remède est illusoire : on tombe dans un 
autre inconvénient : la formule, pour donner un résul- 
tat un peu précis, exige, dans ce cas, qu’on considère 
des phases voisines de la phase centrale, car la posi- 
tion de l’axe de symétrie ne varie presque plus quand 
on s’éloigne de la phase centrale, et la mesure n’aurait 
plus aucune précision. 
2. Méthode (les épaisseurs comparées. — La méthode 
que nous allons exposer est propre à l’enregistrement 
cinématographique. Un mot d’abord sur ce genre de 
mesures. 
Indépendamment de la connaissance de l’heure 
absolue exacte, un film repéré peut fournir, avec une 
exactitude presque illimitée, l’intervalle de temps qui 
sépare deux phases quelconques de l’éclipse. La préci- 
sion de cette mesure dépend uniquement du nombre de 
vues qu’on prend à la seconde. Au régime de 14 vues 
]»ar seconde, par exemple, un déplacement d’une 
