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On sait ( voy. dévolution ) que la révolution syno-dique delà lune s’effectue en agi ta 1 ' 44’ a'' 5o”, 9, ouagj,53o588, en considérant simplement les fractions dé-cimales du jour; et que la révolution synodique desnœuds de l’orbite lunaire s’effectue en 34Gj, 6igG3; cesnombres étant à très-peu près dans le rapport de 19 àaa3, il s’en suit qu’après aa3 révolutions synodiques dela lune, le nœud est revenu 19 fois à la môme positionpar rapport au soleil. Mais aa3 mois lunaires font6585i, 3ai 124, ou 18 ans et 10 jours. Ainsi, après cetintervalle de temps , toutes les éclipses , soit de soleil,soit de lune , doivent reparaître dans le môme ordre. Ilsuffit donc de connaître celles qui ont eu lieu dans unepériode de 18 ans 10 jours, pour pouvoir annoncertoutes celles qui arriveront dans les péi^odes suivantes.

Cependant comme 19 révolutions dunœud surpassentde oj, 45185 les aa3 mois lunaires,à la fin de chaque pé-riode, la longitude du nœud lunaire se trouve un peuplus grande qu’au commencement, et par conséquentl’ordre observé doit s’altérer à la longue.

Cette période si remarquable paraît avoir été connuedes plus anciens astronomes Chaldéetis, qui l’avaientsans doute remarquée en observant le retour constantdes mômes éclipses. Ils lui avaient donné le nom deSaros.

31 .Aujourd’hui, on possède des moyens beaucoup plussûrs de prédire les éclipses, on calcule au moyen desépacles astronomiques {voy. ce mot), les époques desconjonctions moyennes ou des nouvelles lunes. Ces épo-ques étant conuues, ou trouve celles des oppositions, oudes pleines lunes, en retranchant des premières unedemi-révolution synodique, c’est-à-dire 14j i8 h aa'.Quand on a ainsi déterminé les instans des conjonctionsot des oppositions, on calculcpour ces instans la distancedu soleil au nœud de la lune, et on voit si cette dis-tance tombe dans les limites où il peut y avoir éclipse.Ces li mites sont

Eclipses solaires.

Si h distance j plus pelile que i3" 33’ j ; sure.

du s&icll J | l’edipse est I

au nœud est ( plus grande que ly’ t\!\ ) (impossible.

. Eclipses lunaires.

Si la distance j plu* petite que y* l\y ] / sure.

du | | lVclipse est

«u nœud c»t plus graude que i3 9 ai' ) | impossible,

entre ces valeurs extrêmes qu’où nomme limites éclip-tiques, 1 éclipse est possible, mais douteuse , et il fautalors un calcul plus exact des svzigics.

A 1 inspection de ces limites, on voit que les éclipsesde soleil doivent être plus fréquentes que celles de lune;mais elles ne sont visibles que d’un petit nombre delieux terrestres, tandis que les éclipses de lune sout vi-

sibles de tous les lieux de l’hémisphère qui a la lune surl’horizon pendant la durée'de l’éclipse.

5a. Les éclipses sont des phénomènes d’un grand in-térêt pour l’astronomie et la physique. Elles nous ontappris que la lune est un corps opaque, et que la formede la terre est sphérique. Dans la géographie, on s’ensert pour déterminer les longitudes des lieux terrestres,et la chronologie en fait un grand usage pour fixer avecexactitude la date des événemens passés. Nous auronsplus d’une fois l’occasion dans le cours de cet ouvrage derevenir sur les nombreuses applications dont elles sontl’objet.

Éclipses des satellites, voy. Satellites de Jupiter .

Éclipses des étoiles , voy. Occultation.

Eclipses du soleil par les planètes inférieures, voyezPassage.

ÉCLIPTIQUE ( Astr .). Grand cercle de la sphère cé-leste (voy. Armillaire). C’est celui que le soleil jaaraîtparcourir eu une année et que la terre décrit réellementdans cet espace de temps. Ce cercle a été nommé éclip-tique parce que toutes les éclipses de soleil et de lune ar-rivent quand la lune se trouve dans les points où sonorbite le rencontre, ou, au moins, très-près de cespoints. Voy. Éclipses.

L’écliptique partage le zodiaque en deux partieségales; c’est sur ce cercle que sont marqués les douzesignes célestes : le Bélier , le Taureau, etc., de sortequ’en le divisant en 3Go°, chacun de ces signes en com-prend 3o.

Ou nomme axe /le ü écliptique, une droite perpendi-culaire à son plan et pnssant par son centre. Les extré-mités de cette droite sur la voûte céleste sont les pôlesde P écliptique.

L’écliptique est située obliquement par rapport à l’c*quatcur qu’elle coupe en deux points diamétralementopposés qu’on nomme les points équinoxiaux-, ces pointssont le commencement des signes du Bélier et de la Ba-lance, de sorte que le soleil se trouve chaque année deu*fois sur l’équateur et le reste du temps, tantôt dans l’he-misphère boréal et tantôt dans l’hémisphère austral. O 11nomme points solsticiaux les deux points de l’ccliptiq ueles plus éloignés de l’équateur.

Ou désigne par le nom d ’obliquité de l’éclipli‘J ue,l’angle qu’elle fait avec l’équateur. Cette obliquité * ctrouve de la manière suivante :

Vers l’époque où le soleil est le plus éloigné de l’éq u ®'teur, c’e; t-à-dirc , quelques jours avant le solstice d etc»observez avec le plus grand soin la hauteur du sol clau-dessus de l’horizon, au moment de son passage aUméridien ; faites chaque jour cette opération jusqu aque les hauteurs mesurées aillent en décroissant, cevous indiquera que le moment du solstice est P a55 ^prenez alors la plus grande des hauteur» observé**