S. f. en Astronomie, c'est une privation passagère, soit réelle, soit apparente, de lumière, dans quelqu'un des corps célestes, par l'interposition d'un corps opaque entre le corps céleste et l'oeil, ou entre ce même corps et le Soleil. Les éclipses de Soleil sont dans le premier cas ; les éclipses de Lune et des satellites sont dans le second : car le Soleil est lumineux par lui-même, et les autres planètes ne le sont que par la lumière qu'ils en reçoivent. Les éclipses des étoiles par la Lune ou par d'autres planètes, s'appellent proprement occultations. Lorsqu'une planète, comme Vénus et Mercure, passe sur le Soleil, comme elle n'en couvre qu'une petite partie, cela s'appelle passage. Voyez OCCULTATION et PASSAGE.

Le mot éclipse vient du grec, , défaillance. Les Romains se servaient aussi du mot deficère, pour désigner les éclipses. (O)

L'ignorance de la Physique a fait rapporter dans tous les lieux et dans tous les temps, à des causes animées, les effets dont on ne connaissait pas les principes ; ainsi les prêtres débitèrent en Grèce, que Diane était devenue amoureuse d'Endimion, et que les éclipses devaient s'attribuer aux visites nocturnes que cette déesse rendait à son amant dans les montagnes de la Carie : mais comme ses amours ne durèrent pas toujours, il fallut chercher, dit l'abbé Banier, une autre cause des éclipses.

On publia que les sorcières, surtout celles de Thessalie, avaient le pouvoir par leurs enchantements d'attirer la Lune sur la terre ; c'est pourquoi on faisait un grand vacarme avec des chauderons et autres instruments, pour la faire remonter à sa place. Les Romains entr'autres suivaient cet usage, et allumaient un nombre infini de torches et de flambeaux, qu'ils élevaient vers le ciel, pour rappeler la lumière de l'astre éclipsé. Juvénal fait allusion au grand bruit que faisait à ce sujet le peuple de Rome sur des bassins d'airain, lorsqu'il dit d'une femme babillarde, qu'elle fait assez de bruit pour secourir la Lune en travail : Una laboranti poterit succurrere Lunae.

Si l'on voulait remonter à la source de cette coutume, on trouverait qu'elle venait d'Egypte, où Isis, symbole de la Lune, était honorée avec un bruit pareil de chauderons, de tymbales, et de tambours.

L'opinion des autres peuples était, que les éclipses annonçaient de grands malheurs, ou menaçaient la tête des rois et des princes. On a eu longtemps la même idée des cometes. Les Mexiquains effrayés jeunaient pendant les éclipses. Les femmes durant ce temps-là se maltraitaient elles-mêmes, et les filles se tiraient du sang des bras. Ces gens-là s'imaginaient que la Lune avait été blessée par le Soleil, pour quelque querelle qu'ils avaient eue ensemble.

Les Indiens croient aussi par ce principe, que la cause des éclipses vient de ce qu'un dragon malfaisant veut dévorer la Lune ; c'est pourquoi les uns font un grand vacarme, pour lui faire lâcher prise, pendant que les autres se mettent dans l'eau jusqu'au cou, pour supplier le dragon de ne pas dévorer entièrement cette planète. Lisez encore là-dessus, dans les mémoires du P. le Comte, les idées particulières des Chinois.

Anaxagore contemporain de Périclès, et qui mourut la première année de la soixante-huitième olympiade, fut le premier qui écrivit très-clairement et très-hardiment sur les diverses phases de la Lune, et sur ses éclipses ; je dis, comme Plutarque, très-hardiment, parce que le peuple ne souffrait pas encore volontiers les Physiciens. Aussi les ennemis de Socrate réussirent à le perdre, en l'accusant de chercher par une curiosité criminelle à pénétrer ce qui se passe dans les cieux, comme si la raison et le génie pouvaient s'élever trop haut. On n'a depuis que trop souvent renouvellé par le même artifice, des accusations semblables contre des hommes du premier mérite. Article de M(D.J.)

Les généraux romains se sont servis quelquefois des éclipses pour contenir leurs soldats, ou pour les encourager dans des occasions importantes. Tacite dans ses annales, liv. I. ch. xxviij. parle d'une éclipse dont Drusus se servit pour apaiser une sédition très-violente, qui s'était élevée dans son armée. Tite-Live rapporte que Sulpitius Gallus, lieutenant de Paul Emile dans la guerre contre Persée, prédit aux soldats une éclipse qui arriva le lendemain, et prévint par ce moyen la frayeur qu'elle aurait causée. Ce fait n'a pas été raconté assez exactement à l'article ASTRONOMIE, où même par une faute du copiste ou de l'imprimeur, on a mis les Perses au lieu de Persée. Plutarque dit que Paul Emile sacrifia à cette occasion onze veaux à la Lune, et le lendemain vingt-un bœufs à Hercule, dont il n'y eut que le dernier qui lui promit la victoire.

Aujourd'hui non-seulement les Philosophes, mais le peuple même est instruit de la cause des éclipses ; on sait que les éclipses de Lune viennent de ce que cette planète entre dans l'ombre de la Terre, et ne peut être éclairée par le Soleil durant le temps qu'elle la traverse, et que les éclipses de Soleil viennent de l'interposition de la Lune, qui cache aux habitants de la Terre une partie du Soleil, ou même le Soleil tout entier. Les Astronomes observent dans les satellites de Jupiter et de Saturne, des éclipses semblables à celles de notre Lune, mais à la vérité plus fréquentes ; parce que ces satellites tournent autour de Jupiter en bien moins de temps que la Lune autour de nous.

La durée d'une éclipse est le temps entre l'immersion et l'émersion.

L'immersion dans une éclipse est le moment auquel le disque du Soleil ou de la Lune, commence à se cacher. Voyez IMMERSION.

L'émersion est le moment où le corps lumineux éclipsé commence à reparaitre. Voyez EMERSION.

Au reste, les mots d'immersion et d'émersion sont encore plus d'usage dans les éclipses de Lune, que dans celles de Soleil ; parce que dans les éclipses de Lune, la Lune se plonge véritablement (se immergit) dans l'ombre de la terre, et s'obscurcit : au lieu que dans les éclipses de Soleil, cet astre ne tombe pas dans l'ombre de la Lune, mais nous est seulement caché par la Lune.

S'il y a quelque chose dans l'Astronomie qui puisse nous faire connaitre les efforts dont l'esprit humain est capable, lorsqu'il s'agit de recherches subtiles et qui demandent une grande sagacité, c'est assurément la théorie des éclipses et la justesse avec laquelle on est parvenu depuis longtemps à les calculer et à les prédire ; cette justesse sert à nous convaincre de la certitude et de la précision des calculs astronomiques ; et ceux qui s'étonnent qu'on puisse mesurer les mouvements et les distances des corps célestes malgré l'éloignement où ils sont, n'ont rien à répondre à l'accord si parfait qui se trouve entre le calcul des éclipses et le moment où elles arrivent.

Pour déterminer la grandeur des éclipses, il est d'usage de diviser le diamètre des corps lumineux éclipsés en douze parties égales, appelées doigts. Voyez DOIGT.

Les éclipses se divisent en éclipses totales, partiales, annulaires, etc. ce qui sera détaillé plus bas.

Eclipse de Lune, c'est un manque de lumière dans la Lune, occasionné par une opposition diamétrale de la terre entre le Soleil et la Lune. Voyez LUNE.

On peut voir (Planc. astron. fig. 34.) la manière dont se fait cette éclipse. A représente la terre, et B ou C la Lune.

On demandera peut-être pourquoi on n'observe point d'éclipses dans toutes les planètes : pourquoi, par exemple, la Terre, lorsqu'elle passe entre Mars et le Soleil, n'obscurcit pas quelquefois le disque de Mars. A cela on répond que la Terre étant un corps beaucoup plus petit que le Soleil, son ombre ne doit point s'étendre à l'infini, mais doit se terminer en pointe à une certaine distance en forme de cone. Il n'y a que la Lune qui soit assez proche de la Terre pour pouvoir entrer dans son ombre et la couvrir de la sienne ; il en est de même des satellites de Jupiter et de Saturne par rapport à ces planètes.

Quand toute la lumière de la Lune est interceptée, c'est-à-dire quand tout son disque est couvert, on dit que l'éclipse est totale ; et on dit qu'elle est partiale, quand il n'est couvert qu'en partie. Si l'éclipse totale dure quelque temps, on dit qu'elle est totalis cum mora, totale avec durée. Si elle n'est qu'instantanée, elle est dite totalis sine mora, totale sans durée.

Les éclipses de Lune n'arrivent que dans le temps de la pleine Lune, parce qu'il n'y a que ce temps où la Terre soit entre le Soleil et la Lune. Il n'y a cependant pas des éclipses à chaque pleine Lune ; ce qui vient de l'obliquitté du cours de la Lune par rapport à celui du Soleil. En effet le cercle ou l'orbite dans lequel la Lune se meut est élevé au-dessus du plan de l'orbite terrestre, de sorte que quand le Soleil, la Terre, et la Lune se trouvent dans le même plan perpendiculaire au plan de l'écliptique, la Lune ne se trouve pas toujours pour cela dans la même ligne droite avec le Soleil et la Terre ; elle est souvent assez élevée, pour laisser l'ombre de la Terre au-dessous ou au-dessus d'elle, et n'y pas entrer : et pour lors il n'y a point d'éclipse. Il n'y en a que dans les pleines Lunes qui arrivent aux nœuds, ou proche des nœuds, c'est-à-dire lorsque la Lune se trouve dans l'écliptique, ou très-proche de l'écliptique : car alors la somme des demi-diamètres apparents de la Lune et de l'ombre de la Terre, est plus grande que la latitude de la Lune, ou la distance entre le centre de la Lune et celui de l'ombre ; d'où l'on voit que la Lune doit entrer au moins en partie dans l'ombre de la Terre, et être par conséquent éclipsée. Voyez NOEUD.

Comme la somme des demi-diamètres de la Lune et de l'ombre de la Terre, est plus grande que la somme des demi-diamètres du Soleil et de la Lune (puisque la première somme dans le cas où elle est la plus petite, étant 5 1/3, la seconde, lorsqu'elle est la plus grande, est à peine 3 1/5), il s'ensuit que les éclipses lunaires peuvent arriver dans une plus grande latitude de la Lune, et à une plus grande distance des nœuds que les éclipses solaires, et que par conséquent on doit les observer plus souvent.

Les éclipses totales et celles de la plus longue durée, arrivent dans les vrais nœuds de l'orbite lunaire, par la raison que la portion de l'ombre de la Terre, qui tombe alors sur la Lune, est considérablement plus grande que le disque de la Lune : il peut aussi arriver des éclipses totales à une petite distance des nœuds ; mais plus la Lune s'en éloigne, plus la durée des éclipses diminue. C'est par cette même raison qu'il y en a de partiales ; et quand la Lune est trop éloignée des nœuds, il n'y a point du tout d'éclipse. En un mot l'éclipse est totale, si la latitude de la Lune est plus petite, ou égale à la différence du demi-diamètre de l'ombre et du demi-diamètre de la Lune : dans le premier cas, elle sera totale avec durée : dans le second, totale sans durée ; elle sera partiale, si la latitude de la Lune est plus petite que la somme des deux demi-diamètres, mais moindre que leur différence ; enfin elle sera nulle, où il n'y en aura point, si la latitude de la Lune surpasse ou égale la somme des deux demi-diamètres.

Toutes les éclipses de Lune sont universelles, c'est-à-dire visibles dans toutes les parties du globe, qui ont la Lune sur leur horizon ; elles paraissent en tous lieux de la même grandeur ; elles commencent et finissent dans le même temps pour tous ces endroits. Il est évident que cela doit être ainsi : car l'éclipse de Lune vient de ce que cet astre est obscurci par l'ombre de la Terre : or il entre dans l'ombre en même temps et au même instant, pour tous les peuples de la Terre. L'éclipse doit donc commencer au même moment pour tous ces peuples, à-peu-près comme une lumière qu'on éteint dans une chambre, disparait au même moment pour tous ceux qui y sont. Aussi l'observation des éclipses de Lune est utile par cette raison, pour la découverte des longitudes. Voyez LONGITUDE.

La Lune devient sensiblement plus pâle et plus obscure, avant que d'entrer dans l'ombre de la Terre ; ce qui vient de la pénombre de la Terre. Voyez PENOMBRE.

Astronomie des éclipses lunaires, ou méthode d'en calculer le temps, le lieu, la grandeur, et les autres phénomènes. 1°. Pour trouver la longueur du cone d'ombre de la Terre, trouvez la distance du Soleil à la Terre pour le temps donné ; voyez SOLEIL et DISTANCE : alors connaissant en demi-diamètres de la Terre, le diamètre du Soleil, vous trouverez la longueur du cone par les règles données à l'artic. OMBRE.

Supposant, par exemple, que la plus grande distance du Soleil à la Terre soit de 34996 demi-diamètres de la Terre, et que le demi-diamètre du Soleil soit à celui de la Terre, comme 153 est à 1, on trouvera la longueur du cone d'ombre = 230 1/4.

D'où il suit que comme la plus petite distance de la Lune à la Terre est à peine de 56 demi-diamètres, et la plus grande de 64 au plus, la Lune en opposition avec le Soleil, lorsqu'elle est dans les nœuds, ou qu'elle en approche, tombera dans l'ombre de la Terre, quoique le Soleil et la Lune soient dans leur apogée ; et à plus forte raison s'ils sont dans leur périgée, ou qu'ils en approchent, à cause que l'ombre est alors plus longue, et que la Lune est plus proche de la base du cone.

Les Astronomes ne sont pas d'accord entr'eux, ni sur la distance du Soleil, ni sur son diamètre ; mais quelle que soit sa distance, et quel que soit son diamètre, on trouve et on doit voir facilement que l'angle au sommet du cone d'ombre de la Terre, est à peu-près égal à l'angle sous lequel nous voyons le Soleil, c'est-à-dire est d'environ 32 minutes ; et que la longueur du cone d'ombre vaut environ 110 diamètres de la Terre, ou 220 demi-diamètres : ce qui diffère peu des 230 trouvés ci-dessus.

2°. Pour trouver le demi-diamètre apparent de l'ombre terrestre, à l'endroit du passage de la Lune, pour un temps donné quelconque, trouvez la distance du Soleil et de la Lune à la Terre, et leurs parallaxes horizontales ; faites une somme des parallaxes ; ôtez de cette somme le demi-diamètre apparent du Soleil : le reste est le demi-diamètre apparent de l'ombre.

Ainsi, supposez la parallaxe de la Lune horizontale = 56' 48"; celle du Soleil 6" : la somme est 56' 54" ; d'où retranchant 16' 5", le demi-diamètre apparent du Soleil, il reste 41' 49" pour le demi-diamètre de l'ombre. On peut, si l'on veut, ne point faire entrer dans ce calcul la parallaxe du Soleil, comme n'étant presque d'aucune considération.

3°. La latitude de la Lune A L, au temps de son opposition, avec l'angle qu'elle fait au nœud B, étant donnée, on trouvera ainsi l'arc A I compris entre les centres A, I, et l'arc IL (figur. 35.). Puisque dans le triangle A I L, rectangle en I, le côté A L est donné, de même que l'angle A L I, qui est le complément de l'angle L A I ou B à un droit ; on trouvera facilement par la Trigonométrie l'arc compris entre les centres AI. Or l'angle L A I est égal à l'angle B, chacun d'eux composant un angle droit avec I A B. Donc, puisque la latitude A L de la Lune est donnée, on trouvera de même par la Trigonométrie l'arc LI.

Il est bon d'observer que la ligne N I, ou la portion de l'orbite que la Lune parait parcourir pendant une éclipse, n'est point son orbite véritable. En effet si dans les nouvelles ou pleines Lunes aux temps des éclipses, le Soleil n'avait point ce mouvement apparent que l'on observe chaque jour d'occident en orient, et qui est causé par le mouvement propre de la Terre sur son orbite, la route de la Lune à l'égard du Soleil serait exactement la même que celle qui convient à l'inclinaison de son orbite sur le plan de l'écliptique. Mais comme dans le même intervalle de temps que la Lune nous parait avancer sur son orbite, le Soleil s'avance aussi, quoique beaucoup moins vite, sur le plan de l'écliptique, la route apparente de la Lune à l'égard du Soleil doit donc être différente de celle qu'elle décrit réellement, et par conséquent la ligne qui désigne cette route aura une plus grande inclinaison sur le plan de l'écliptique. Pour trouver la route apparente de la Lune par rapport au Soleil, il faut se servir de ce principe d'Optique ; que si deux corps A et B se meuvent avec des directions et des vitesses données, et qu'on veuille trouver le mouvement apparent du corps A par rapport au corps B, il faut transporter au corps A le mouvement du corps B, dans une direction parallèle et en sens contraire, et chercher ensuite par la loi de la composition des mouvements, le mouvement du corps A qui résulte de son mouvement propre et primitif, combiné avec le mouvement du corps B qu'on lui a transporté. Le mouvement qui résulte des deux dont nous parlons, sera le mouvement apparent du corps A à l'égard du corps B. Ainsi on transportera à la Lune le mouvement du Soleil en sens contraire, et dans le plan de l'écliptique ; et combinant ce mouvement avec le mouvement propre de la Lune dans son orbite, on aura son mouvement apparent par rapport au Soleil. Voyez APPARENT, ABERRATION, DECOMPOSITION, etc.

Déterminer les limites d'une éclipse de Lune. Puisqu'il n'est pas possible qu'il y ait éclipse, à moins que la somme des demi-diamètres de l'ombre et de la Lune ne soit plus grande que la latitude de la Lune (car sans cela la Lune ne tombera point dans l'ombre), faites une somme des demi-diamètres apparents de la Lune périgée et de l'ombre, en supposant la Terre aphélie, pour avoir le côté M O (figure 36.) Alors dans le triangle sphérique M N O, ayant l'angle donné au nœud, l'angle droit M, et le côté M O, trouvez la distance N O de la Lune au nœud, ce qui est le terme le plus éloigné, au-delà duquel l'éclipse ne peut plus avoir lieu. De la même manière ajoutant les demi-diamètres apparents de la Lune apogée et de l'ombre de la Terre périhélie, on aura par ce moyen le côté L H dans le triangle N L H ; on trouvera par la trigonométrie sphérique la distance de la Lune au nœud ascendant H N, ce qui est le terme où la Lune sera nécessairement éclipsée.

Déterminer la quantité d'une éclipse ou le nombre des doigts éclipsés. Ajoutez le demi-diamètre I K de la Lune (fig. 35.) au demi-diamètre de l'ombre A M, alors vous aurez A M + I K = A I + I M + I K = A I + M K : ôtez de cette somme l'arc compris entre les centres A I, le reste donne les parties du diamètre éclipsé M K. Dites donc : comme le diamètre de la Lune K H, est aux parties du diamètre éclipsé M K, ainsi le nombre 12 est aux doigts éclipsés.

Trouver la demi-durée d'une éclipse, ou l'arc de l'orbite lunaire que le centre de cette planète décrit depuis le commencement de l'éclipse jusqu'à son milieu. Ajoutez les demi-diamètres de l'ombre et de la Lune ; soit leur somme A N (fig. 35.) ; du carré d'A N ôtez le carré d'A I, le reste est le carré d'I N, et la racine carrée de ce reste est l'arc I N que l'on demande.

Trouver la demi-durée d'une éclipse totale (fig. 37). Otez le demi-diamètre S V de la Lune, du demi-diamètre de l'ombre A V ; le reste est A S : c'est pourquoi dans le triangle A I S, rectangle en I, on a l'arc A S donné par la dernière méthode, et l'arc entre les centres A I ; ainsi l'on trouve l'arc I S, comme dans le dernier problème.

Trouver le commencement, le milieu, et la fin d'une éclipse de Lune. Dites : comme le mouvement horaire de la Lune, qui l'écarte du Soleil, est à 3600 secondes horaires, ainsi les secondes de l'arc L I (fig. 35.) sont aux secondes horaires équivalentes à cet arc : ôtez ces secondes dans le premier et le troisième quart de l'anomalie du temps de la pleine Lune ; ajoutez-les au contraire à ce même temps dans le second et le quatrième quart ; le résultat est le temps du milieu de l'éclipse. Dites alors, comme le mouvement horaire de la Lune par rapport au Soleil est à 3600 secondes, ainsi les secondes de la demi-durée I N sont au temps de la demi-durée, dont le double donne la durée entière. Enfin ôtez le temps de la demi-durée du temps du milieu de l'éclipse, le reste sera le commencement de l'éclipse ; et si vous ajoutez le temps de la demi-durée au temps du milieu de l'éclipse, la somme donnera la fin de l'éclipse.

Calculer une éclipse de Lune. 1°. Pour le temps donné d'une pleine Lune moyenne, calculez la distance de la Lune au nœud, afin de savoir s'il y a éclipse ou non, ainsi qu'il est enseigné dans le premier problème.

2°. Calculez le temps de la pleine Lune vraie, avec le vrai lieu du Soleil et de la Lune réduit à l'écliptique.

3°. Pour le temps de la pleine Lune vraie, calculez la véritable latitude de la Lune, la distance du Soleil et de la Lune à la Terre, avec les parallaxes horizontales et les demi-diamètres apparents.

4°. Pour le même temps, trouvez le mouvement horaire vrai du Soleil et de la Lune.

5°. Trouvez le demi-diamètre apparent de l'ombre.

6°. Trouvez les lignes A I et L I.

7°. Calculez l'arc de demi-durée I N.

Et de-là 8°. déterminez le commencement, le milieu, et la fin de l'éclipse.

Enfin trouvez les doigts éclipsés, d'où vous déduirez la quantité de l'éclipse, comme il est enseigné aux problèmes précédents.

Tracer sur un plan la figure d'une éclipse lunaire. 1°. que C D (figure 38.) représente l'écliptique, et que le centre de l'ombre soit en A, tirons par ce centre une ligne droite G Q perpendiculaire à D C. Supposons l'orient en D, l'occident en C, le midi en G, et le nord en Q.

2°. Du point A avec l'intervalle de la somme A N du demi-diamètre de l'ombre A P et de la lune P N, soit décrit un cercle D G C Q ; et avec l'intervalle du demi-diamètre de l'ombre A P tracez un autre cercle concentrique E F, qui représentera la section de l'ombre dans le passage de la Lune.

3°. Sait A L égale à la latitude de la Lune au commencement de l'éclipse ; élevez L N perpendiculairement en L, qui rencontre la plus grande circonférence en N vers l'occident ; le centre de la Lune au commencement de l'éclipse sera donc en N.

4°. Pareillement faites A S égale à la latitude de la Lune à la fin de l'éclipse, élevez en S la perpendiculaire O S, parallèle à D C, le centre de la Lune sera en O à la fin de l'éclipse.

5°. Joignez les points O, N par une ligne droite, O N sera l'arc de l'orbite que le centre de la Lune décrit durant l'éclipse.

6°. Des points O et N avec l'intervalle du demi-diamètre de la Lune décrivez les cercles PV et T X, qui représenteront la Lune au commencement et à la fin de l'éclipse.

7°. Après cela, du point A abaissez sur O N une perpendiculaire A I, le centre de la Lune sera en I, au milieu de l'éclipse.

C'est pourquoi avec l'intervalle du demi-diamètre de la Lune décrivez enfin le cercle H K, il représentera la Lune dans son plus grand obscurcissement, et en même temps la quantité de l'éclipse. Voyez les élements d'Astronomie de Wolf, d'où Chambers a extrait cet article que nous avons abrégé, et où vous trouverez des exemples de tous les problèmes ci-dessus. Voyez aussi les institutions astronomiques de M. le Monnier.

Eclipse de Soleil, est une occultation du corps du Soleil, occasionnée par l'interposition diamétrale de la Lune entre le Soleil et la Terre.

L'éclipse de Soleil se divise, comme celle de la Lune, en totale et partiale. Il faut ajouter une troisième espèce appelée annulaire.

Quelques auteurs ont observé que les éclipses de Soleil seraient plus proprement appelées éclipses de Terre. Voyez TERRE.

En effet l'éclipse de Soleil est réellement une éclipse de Terre, puisque la Terre se trouve alors dans l'ombre de la Lune. C'est la Terre qui se trouve véritablement obscurcie par la privation de la lumière du Soleil sur la partie que la Lune empêche d'être éclairée ; et le Soleil, sans rien perdre de sa lumière, nous est seulement caché.

Comme la Lune a sensiblement une parallaxe de latitude, les éclipses du Soleil arrivent seulement quand la latitude de la Lune vue de la Terre est plus petite que la somme des demi-diamètres apparents du Soleil et de la Lune. C'est pourquoi les éclipses de Soleil arrivent quand la Lune est en conjonction avec le Soleil, dans les nœuds ou proche les nœuds, c'est-à-dire aux nouvelles Lunes.

Il n'y a pas d'éclipse à chaque nouvelle Lune, parce que le cours de la Lune ne se fait pas précisément dans le plan de l'ecliptique ; il est oblique à ce cercle, et il ne le coupe que deux fois à chaque période ; de sorte qu'il ne peut y avoir des éclipses à toutes les nouvelles Lunes. Il n'y en a que quand la nouvelle Lune arrive près de l'écliptique, c'est-à-dire aux nœuds ou proche des nœuds.

Si la Lune est dans les nœuds, c'est-à-dire n'a pas de latitude visible, l'occultation est totale, et avec quelque durée, quand le disque de la Lune périgée parait plus grand que celui du Soleil apogée, de sorte que l'ombre de la Lune s'étend au-delà de la surface de la Terre ; et l'éclipse est sans durée, lorsque la Lune est dans ses moyennes distances, et que le sommet ou la pointe de l'ombre lunaire touche simplement la surface de la Terre. Enfin les éclipses de Soleil sont partiales, lorsque l'ombre de la Lune n'atteint pas la Terre.

Les autres circonstances des éclipses solaires sont, 1°. qu'il n'y en a point d'universelles, c'est-à-dire qu'il n'y en a aucune qui soit vue par tout l'hémisphère terrestre, au-dessus duquel est alors le Soleil ; le disque de la Lune étant beaucoup trop petit et trop près de la Terre, pour cacher le Soleil à tout le disque de la Terre, qui est quinze fois plus grande que la Lune.

2°. Une éclipse ne parait pas la même dans toutes les parties de la Terre où elle est vue ; mais quand elle parait totale dans un endroit, elle n'est que partiale dans un autre.

De plus quand la Lune près des nœuds parait plus petite que le Soleil, le sommet de l'ombre lunaire n'atteignant pas la Terre, il arrive que la Lune a une conjonction centrale ou presque centrale avec le Soleil, sans néanmoins couvrir entièrement son disque ; alors tout le limbe du Soleil parait semblable à un anneau lumineux. C'est pourquoi on appelle cette éclipse une éclipse annulaire.

3°. L'éclipse de Soleil n'arrive pas en même temps à tous les lieux où elle est visible ; mais elle parait plutôt aux parties occidentales de la Terre, et plus tard aux parties orientales.

4°. Dans la plupart des éclipses Solaires, le disque obscurci de la Lune parait couvert d'une lumière faible. On en attribue ordinairement la cause à la lumière que réfléchit sur la Lune la partie éclairée de la Terre. Voyez sur un phénomene à-peu-près semblable l'article CROISSANT.

Astronomie ancienne des éclipses de Soleil. Déterminer les limites d'une éclipse solaire.

Si la parallaxe de la Lune était insensible, on déterminerait les limites des éclipses solaires, de même que l'on a fait celles des éclipses lunaires ; mais comme la parallaxe est sensible, il faut y procéder d'une manière un peu différente. Ainsi

1°. Faites une somme des demi-diamètres apparents de la Lune et du Soleil apogée et périgée.

2°. Comme la parallaxe diminue la latitude septentrionale, à la somme ci-dessus ajoutez la parallaxe de latitude la plus grande qu'il soit possible ; et parce que la parallaxe augmente la latitude méridionale, ôtez de cette même somme la plus grande parallaxe de latitude ; ainsi dans l'un et l'autre cas vous aurez la véritable latitude, au-delà de laquelle il ne peut pas y avoir d'éclipse.

Cette latitude étant donnée, vous trouverez la distance de la Lune aux nœuds, hors de laquelle les éclipses ne sauraient avoir lieu, ainsi qu'on l'a déjà prescrit par rapport aux éclipses de Lune.

Comme les différents auteurs suivent différentes hypothèses par rapport aux diamètres apparents de la Lune et du Soleil, et la plus grande parallaxe de latitude, ils ne s'accordent pas parfaitement sur la détermination des limites où les éclipses solaires peuvent arriver.

Trouver les doigts éclipsés. Faites une somme des demi-diamètres du Soleil et de la Lune ; ôtez-en la latitude apparente de la Lune, le reste donne les parties du diamètre éclipsé. Après cela dites : comme le demi-diamètre du Soleil est aux parties éclipsées, ainsi six doigts réduits en minutes, ou 360 minutes, sont aux doigts éclipsés.

Trouver les parties de demi-durée ou la ligne d'immersion. C'est la même méthode que celle que nous avons exposée pour les éclipses lunaires.

Déterminer la durée d'une éclipse solaire. Trouvez le mouvement horaire par lequel la Lune s'écarte du Soleil pour une heure avant la conjonction, et une autre heure aprés ; après quoi dites : comme le premier mouvement horaire est aux secondes d'une heure, ainsi les parties de demi-durée sont au temps d'immersion ; et comme l'autre mouvement horaire est aux mêmes secondes, ainsi les mêmes parties de demi-durée sont au temps d'immersion. Enfin prenant la distance entre le temps d'immersion et celui d'émersion, on a la durée totale.

On trouvera par des méthodes semblables, le commencement, le milieu et la fin d'une éclipse solaire : c'est sur quoi on peut consulter les Eléments de Wolf, déjà cités.

Astronomie moderne des éclipses de Soleil. Il est évident par les problèmes précédents, que tout l'embarras du calcul vient des parallaxes, sans quoi le calcul des éclipses de Soleil serait précisément le même que celui des éclipses de Lune.

Aussi plusieurs auteurs ont-ils mieux aimé considérer les éclipses de Soleil comme des éclipses de Terre, ainsi que nous l'avons déjà dit, parce que cette manière de les considérer en abrège le calcul ; elle a été inventée par Kepler, et mise successivement en pratique par Bouillaud, Wren, Cassini, Halley, Flamsteed, et de la Hire. En traitant les éclipses de Soleil comme des éclipses de Terre, on évite la parallaxe, comme il arrive aux éclipses de Lune. En effet, dans ces dernières la parallaxe de l'ombre, à mesure qu'elle varie, est toujours la même que celle de la Lune, ainsi elle ne saurait causer d'embarras ni d'obstacles ; et c'est ce qui fait que dans toutes les régions de la Terre d'où on aperçoit la Lune, l'éclipse parait précisément de la même grandeur. Il en doit donc être de même des éclipses de Terre, si on suppose pour un moment que l'oeil du spectateur qui les observe, soit placé dans la Lune : ainsi toute la difficulté se réduit à trouver dans quel moment un spectateur placé dans la Lune, verrait telle ou telle partie de la terre éclipsée ou couverte de la pénombre ; car on saura par ce moyen à quelle heure cette partie de la Terre aura l'éclipse, soit totale, soit partiale, soit au commencement, soit au milieu, soit à la fin, etc. Il est vrai qu'à cause de la rondeur de la Terre, et de son mouvement autour de son axe, qui fait que toutes ses parties entrent successivement dans l'ombre de la Lune, cette recherche rendra encore le calcul des éclipses de Terre plus composé que celui des éclipses de Lune. Mais plusieurs habiles astronomes nous ont facilité les moyens de résoudre tous ces problèmes ; et parmi les auteurs qui ont traité cette matière, personne ne parait l'avoir fait avec plus de clarté que Jean Keill dans son Introductio ad veram Astronomiam, où il emploie plusieurs chapitres à la développer et à l'expliquer. Comme le détail de cette méthode serait trop long, nous ne pouvons l'exposer ici : nous croyons que ceux de nos lecteurs qui voudront se mettre au fait de la matière dont il s'agit, ne sauraient s'en instruire plus à fond et avec plus de facilité, que dans l'ouvrage dont nous parlons, ou dans les Institutions astronomiques de M. le Monnier, qui en sont en partie la traduction. Nous nous contenterons de dire que cette méthode consiste à projeter par différentes ellipses sur le disque de la Terre qu'on suppose vue de la Lune, le mouvement apparent des différents points de la Terre, vu de cette même planète ; à déterminer le chemin de l'ombre de la Lune et de sa pénombre sur ce même disque ; à trouver les instants où un lieu quelconque de la Terre entre dans une partie assignée de l'ombre ou de la pénombre, et à fixer par ce moyen le commencement, la fin et les phases de l'éclipse pour un lieu quelconque.

Avant que de finir cet article des éclipses de Soleil et de Lune, il ne sera pas inutile de faire quelques remarques au sujet d'un phénomene assez singulier, et dont il est facile d'expliquer la véritable cause.

Dans les éclipses totales de Lune, même dans celles qu'on nomme centrales, parce que le centre de la Lune passe exactement par le centre de l'ombre, on s'aperçoit presque toujours que cet astre est éclairé d'une lumière, très-foible à la vérité, mais du moins assez vive pour que la Lune ne disparaisse pas tout à fait, comme il semble qu'elle le devrait faire dès qu'elle est entièrement plongée dans l'ombre de la Terre, et tout à fait privée de la lumière du Soleil. Quelques auteurs, pour expliquer cette apparence, ont prétendu que cette lumière était propre à la Lune même, ou bien que c'était la lumière des planètes et des étoiles fixes qui se trouvait réfléchie par la Lune ; mais il est inutile de réfuter ces deux opinions ; la vraie cause de ce phénomene a été découverte peu de temps après que l'on a connu les réfractions astronomiques. La Terre étant environnée de l'air, ou d'une atmosphère sphérique qui est fort épaisse, cette atmosphère brise et détourne continuellement de leur direction les rayons du Soleil ; car tous les rayons y sont rompus dès qu'ils y entrent obliquement, et ils y sont rompus de manière qu'ils se plient vers la terre, et tombent en partie dans l'ombre ; de sorte que cette ombre n'est pas entièrement privée de lumière ; et c'est la cause de cette lueur faible et rougeâtre que l'on observe sur la Lune dans les éclipses totales. La seule inspection de la figure 38. n°. 2. suffit pour faire connaitre de quelle manière les rayons du Soleil se répandent en partie dans l'ombre de la Terre, après avoir été rompus en traversant l'atmosphère terrestre. Voyez OMBRE.

Au reste, comme l'atmosphère intercepte aussi la plus grande partie des rayons du Soleil, et change la grandeur du cone d'ombre de la Terre, c'est pour cette raison que M. de la Hire augmente dans le calcul des éclipses le diamètre de l'ombre d'environ une minute, parce que l'atmosphère fait à-peu-près le même effet qu'une couche de matière opaque qui environnerait la Terre, et augmenterait pour ainsi dire son diamètre d'environ 1/190.

La Lune prend même successivement différentes couleurs dans les éclipses ; car l'atmosphère étant inégalement chargée de vapeurs et d'exhalaisons, les rayons qui la traversent par-tout, et vont tomber sur la Lune, sont tantôt plus, tantôt moins abondants, plus ou moins rompus, plus ou moins séparés, plus ou moins dirigés par la réfraction vers l'axe de l'ombre et de la pénombre ; or ces différences sont autant de sources de différentes couleurs : par cette raison, dans la même éclipse la Lune vue de divers endroits au même temps, parait avoir différents degrés d'obscurité, différentes couleurs, comme il est arrivé dans l'éclipse du 23 Décembre 1703, observée à Arles, à Avignon, à Marseille. Les exhalaisons ou vapeurs différentes, sont comme des verres inégalement épais et diversement teints, au-travers desquels le même objet parait différent.

La Lune s'éclipse quelquefois en présence du Soleil, lorsque ces deux astres paraissent près de l'horizon, la Lune à son lever, et le Soleil à son coucher. On a vu de ces éclipses horizontales en divers temps. On en avait observé du moins une du temps de Pline. On en vit une autre le 17 Juillet 1590 à Tubinge ; une troisième à Tarascon, le 3 Novembre 1648, une quatrième en l île de Gorgone, le 16 Juin 1666. La Lune et le Soleil ne sont pas alors tous deux en effet sur l'horizon ; mais la réfraction, qui élève les objets, élevant ces astres plus qu'ils ne sont élevés effectivement, les fait paraitre tous deux en même temps sur l'horizon. Voyez COUCHER. Voyez aussi REFRACTION.

Eclipses des satellites, voyez SATELLITES DE JUPITER.

Voici les principales circonstances que l'on y observe 1°. Les satellites de Jupiter souffrent deux ou trois sortes d'éclipses ; celles de la première espèce leur sont propres, elles arrivent quand le corps de Jupiter est directement posé entr'eux et le Soleil : il y en a presque tous les jours. MM. Flamsteed et Cassini nous en ont donné des tables, dans lesquelles les immersions des satellites dans l'ombre de Jupiter, aussi-bien que leurs émersions, sont calculées en heures et en minutes.

La seconde espèce d'éclipses qu'éprouvent les satellites, sont plutôt des occultations ; cela arrive quand les satellites s'approchant trop du corps de Jupiter, se perdent dans sa lumière. De plus, le satellite qui est le plus proche de Jupiter, produit une troisième sorte d'éclipse, lorsque son ombre, sous la forme d'une macule ou d'une tache noire arrondie, passe sur le disque de Jupiter : c'est ainsi que les habitants de la Lune verraient son ombre projetée sur la Terre.

Pour trouver la longitude, il n'y a point jusqu'à présent de meilleur moyen que les éclipses des satellites de Jupiter ; celles du premier satellite en particulier sont beaucoup plus sures que les éclipses de Lune, et d'ailleurs elles arrivent beaucoup plus souvent : la manière d'en faire usage est fort aisée. Voyez LONGITUDE. (O)