EC

EC

oOo

L(LL') — 2,8147778L cos « = 9,9979476Compl.Lm' =6,6786087

LT' = 9,49,3341

ce qui donne T'=o h , 3 o999=o 1i i8’35".

■Ajoutant cette quantité au temps du milieu de l’é-clipse, et la retranchant, nous trouverons

Commencement de l’éclipse.. iou 26' 4*

Fin de l’éclipse. 10 3 14

En remarquant que T' est la demi-durée de l’éclipsenous aurons immédiatement

durée de l’éclipse... 37' io"

On trouvera de la même manière toutes les autrescirconstances de l’éclipse , comprises d’ailleurs dans laformule générale du n° 12.

21. Les mouvemens horaires du soleil et de la lunene sont pas constans ; et si l’éclipse est de longue durée,on ne peut regarder que comme une première approxi-mation les calculs faits en partant du mouvement ho-raire relatif à l’époque de la conjonction. Mais tous cesdétails de calculs ne peuvent trouver place ici, et nousferons seulement observer qu’on ne pousse ordinaire-ment l’exactitude qu’à £ de minute près; ainsi nos ré-sultats sont :

Commencement, 10 juin 1814, à io h 26' soir

Milieu. 10 44!

Fin.10 3j

2 o. Il nous reste à déterminer la grandeur de l’éclipse;

observons pour cet effetque, quelle que soit la position de

ta lune dans l’ombre, la distance entre le centre de1» ,

ombre et le bord supérieur de la lune, est égale àta distance des centres plus le demi-diamètre de la lune;de cette quantité, on retranche le demi diamètre deombre, on aura pour reste la partie non éclipsée deune; ainsi pour connaître la partie éclipsée, il faudraretrancher cette dernière du diamètre de la lune. Nousav ons donc en général, en désignant par p le demi-dia-•nètre de l’ombre

^tartie éclipsée =2 r —^distance actuelle des centres-f-

+ r — f]

Lorsque le calcul donne une valeur plus grande qui’ c est qu’alors la lune est entièrement dans l’ombre,excédent de 2r exprime la distance du bord de la lun<*u bord de l’ombre.

Fou, calculer la grandeur de l’éclipse du 10 juinP enons pour distance des centres celle du milieu, c’est-*' ire la quantité X cos « ( n ° ,7), dont nous venons d<uver la valeur égale a 3613", et comme

P—P + P —B. = 2677",

On est obligé aussi dans ces calculs d’augmenter lerayon de l’ombre terrestre d’environ ^, ou de fairesubir une augmentation correspondante à la parallaxede la lune; sans cela les durées observées seraient pluslongues que celles données par le calcul, car l’atmo-sphère de la terre fait autour de ce corps une enveloppeassez épaisse pour empêcher la lumière de passer enquantité suffisante, et produire l’effet d’une aug-mentation dans le rayon de la terre. Ce phénomènerend aussi, par conséquent, le cône de l’ombre plusgrand ainsi que son demi-diamètre.

22. L’atmosphère terrestre produit encore une autreapparence remarquable, lorsque la lune est complète-ment éclipsée; on ne la perd cependant pas tout-à-faitde vue, son disque est encore éclairé d’une lumièrerougeâtre très faible, produite par les rayons solairesréfractés par notre atmosphère et infléchis derrière laterre.Sans l’absorption de ces rayons, dont la plus grandepartie se trouve éteinte en traversant l’atmosphère, l’ef-fet de la lumière ainsi projetée vers la lune serait assezconsidérable pour l’éclairer entièrement.

22. ÉCLIPSES SOLAIRES . Les éclipses du soleilétant produites par l’interposition de la lune entre cetastre et la terre , doivent se concevoir à peu près de lamôme manière que les éclipses de lune, c’est-à-dire , que

D Ous aurons

P a *'tieéclipsée=i988"-^36t3"+994"-2677"]

=58"

12 ^ ° n ex P l ‘ mera en doigts enla multipliant par

ujgp ce qui donne

58 ‘' x 7^8 ==0d0i e tS21 '

lorsque la terre entre dans ie cône d’ombre projeté parla lune, les points de sa surface qui sont plongés danscette ombre ne reçoivent plus les rayons du soleil et se