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partie tout à fait obscure qui constitue Y om-bre proprement dite, et d’aucun point de la-quelle ou ne peut apercevoir le corps éclairantAB. Mais entre la pointe conique qui terminecette ombre et l'autre surface conique. qui a pourarêtes DG, CË, il y a un espace appelé pénom-bre, qm ne sera éclaire que par une portiondu corps lumineux d'autant plus grande quel'on se rapprochera davantage des bords exté-rieurs de cette pénombre. Ainsi un spectateurplacé en M verra la portion AONP du disquesolaire, et ta portion BO.NP lui sera cachée.
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Les éclipses de Lune ne peuvent être quetotales ou partielles. Celles de Soleil peuventen outre étr a annulaires, lorsque le sommetK du cône d’ombre n'atteint pas la surface de'a terre. Alors un observateur, situé dans levoisinage du prolongement de l’axe de ce cône,verra le disque enlier.de la Lulie sur le 80 -l'-il, qui le dépassera de toutes parts.
Les éclipses reviennent a très-peu près dansle même ordre et avec les mêmes grandeurs auluit de 223 lunaisons ou de 0586 j.. 78 ou dei8 ans et tu j. environ.
Parallaxe et réfraction — La moitié del'angle sous lequel le globe terrestre serait vud'un ast e, est ce que l’on appelle la parai-■ axe de cet axe. La connaissance de la paral-laxe et du rayon terrestre suflit pour détermi-■ier la distance d'un astre à la Terre . Mais àmesure que cette distance augmente, la déter-mination de la parallaxe présente de plus gran-des difficultés. Pour le Soleil elle n'est que de> 6 à un dixième de set onde près. Pour les
••loiles fixes, elleest absolunientinseiisible, non.ns seulement lorsque l'on prend pour base lelayon de la Terre , mais même lorsque cettebase devient le grand axe de l’orbite terrestre,
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qui a plus de 3U0 millions de kilomètres. Ce-pendant on doit à M. liesse! la mesure de laparallaxe annuelle de la 61* du Cygne, qu'il atrouvée de 0",3483. Cette parallaxe comsponôà la distance effrayante de 592200 fois le rayonde l'orbite terrestre , distance que la lumièrene franchit qu'eu Dans un quart, à raison de300000 kilométrés environ par seconde.
Pour les astres les plus rapprochés de nous,pour la Lune surtout, l'efTei de la parallaxe estde les faire paraître sur l 'horizon sensibled'un observateur placé à la surface de laTerre , moins élevés qu'ils ne le sont sur l 'ho-rizon rationnel passant par le centre de laTerre,et auquel les astronomes rapportent tousleurs calculs. Par un effet contraire, les rayonslumineux qui émanent de l'astre éprouvent, euentrant dans l'atmosphère terrestre, une in-flexion que l'on nomme réfraction , en vertude laquelle ils paraissent plus élevés sur l'ho-rizon qu ils ne le sont réellement. On a con-struit des tables â l'aide desquelles on peutcorriger les hauteurs apparentes des astres au-dessus de l'bonzun oes elfets de la parallaxe etde la réfracuuii.
C'est à la réfraction atmosphérique qu'est dûle crépuscule , qm dure tant que le Soleiln'est pas à plus de 18“ au-dessous de l'horr/ou.A Pans, au solstice d'été, il n’y a pas de nuit àproprement parler, parce que le Soleil m- des-cend pas à plus de <8“ au-dessous de ['hori -zon.
§ Astronomie pratique et tables astro-nomiques.
Points remarquables, cercles et mesures ala surface ne la sphère. — Ou a imaginé àla surface de la sphere, soit terrestre , soit cé-leste , différents poiuls , cercles ou arcs decercle remarquables dont l'énumération vasuivre.
i° Les pôles ou extrémités de l'axe terres-tre (col. 299), qui est aussi appelé quelquefoisl'axe du momie, puisque la Terre peut êtreconsidérée comme occupant sensiblement lecentre du monde stellaire. Les pôles du Cielsont les poiois où l'axe du monde reucontre fasphère céleste.
2° Le zénith (col. 323) et le nadir, qui estle point diamétralement opposé. Ces deuxpoiuls sont les pôles de l 'horizon rationneltcol. 323)
3° Les cercles rverticaux ou azimuthaux,ou simplement les 'verticaux , qui sont tracesà la surface de la sphère céleste en passantpar le zéuilh et par le nadir, et qui sout parconséquent perpendiculaires à l'horizon. Onmesure sur ces cercles les hauteurs angulai-res des corps célestes au-dessus de l’horizon.Les compléments de ces hauteurs s’appellentles distances zénithales.
4° L'équateur terrestre (col. 300) dont leplan prolonge détermine dans le ciel l'équa-teur céleste , ou cercle équinoxial. U par-tage aussi la terre en deux hémisphères : leboréal , où est snuce l’Europe , et l 'austral.
5° Les méridiens terrestres , grands cerclespassant par l'axe de la terre. Leurs prolonge-ment dans le ciel déterminent les méridienscélestes, ou cercles horaires, dont h s an-gles cuire eux s'appellent angles horaires.le méridien d'un lieu est perpendiculaire àl'horizon, et passe par le zénith. L'intersectiondu méridien avec un plan horizontal donneune ligne méridienne, dont les extrémitéssont dirigées vers les poims nord et sud del'horizon (col. 299). La distance angulaire cmtre le point nord et le vertical d'un objet est