PRÉDICTION DES ÉCt.lPSF.S DE I.IINF. kTt

Si le diamètre QS était tout entier à l’intérieur du cercle d'om-bre, auquel cas l'éclipse serait totale, on déterminerait le commen-cement et la fin do l'éclipse totale, en cherchant les positions de lalune pour lesquelles sondisque est tangent intérieurement au cercled'ombre. La recherche de ces deux positions particulières s’effec-tuerait tout aussi facilement que celle des positions L, L\ où le dis-que de la lune et le cercleNombre sont tangents extérieurement.

Dans tout ce qui précède, nous avons supposé que c’était par laconstruction graphique de la figure 289, et par la mesure de cer-taines longueurs sur cette figure, qu’on effectuait la déterminationdes diverses circonstances de l'éclipse. On comprend qu'à cesmoyens peu exacts on peut substituer des méthodes de calcul cor-respondantes et conduisant à une précision beaucoup plus grandeque les opérations graphiques. C'est ce qu’on fait en réalité, touten suivant complètement la marche que nous venons d’expliquer.

Pour achever d’indiquer tout ce qui se rapporte à l’éclipse quenous venons de prendre pour exemple, il ne nous reste plus qu’àfaire connaître les lieux de la terre où cette éclipse est visible.Cherchons d’abord les lieux d’où l’on pourra voir l’éclipse, au mo-ment où le phénomène a atteint son maximum d’intensité. Nousavons trouvé que le milieu do l'éclipse arrive le I 4 novembre à0 h 58 m 40 s du matin (temps moyen de Paris). En tenant comptedol’équation du temps (§ l 8i), qui à celte époque est de 1 5”‘27 s , onvoit que c’est à 1 h I 4“ 7 S do temps vrai que correspond ce milieude l'éclipse. Si l’on considère le point de la terre pour lequel la luneest au zénith à cet instant, on reconnaîtra sans peine qu’il est mi-nuit en ce point, et que, par conséquent, sa longitude à l’ouest duméridien de Paris est de 1 8° 31'45". Quant à la latitude de ce point,elle est égale à la déclinaison du centre de la lune au môme in-stant, déclinaison qui, d’après la Connaissance des temps , est de17" ù2' -t 7" B. Dès lors on n’a qu’à imaginer que la surface de laterre soit divisée en deux hémisphères, par un plan mené perpen-diculairement au rayon qui aboutit au point dont la longitude estI8°3I'Ù5"0 et dont la latitude est 17°42' 17" B; le milieu del’éclipse sera visible pour tous les points de la terre situés sur l’unde ces deux hémisphères, et invisible pour tous les points situéssur l’autre. Ce que nous venons de faire pour le milieu de l’éclipse,nous pourrions le répéter pour le commencement, et pour la fin, et ,nous trouverions ainsi tous les lieux d’où l’on verrait l’éclipse, soittout entière, soit en partie seulement. Il est aisé de conclure de làque les lieux d’où l’on peut voir une éclipse de lune, pendant latotalité ou une partie seulement de la durée de ce phénomène,