432 l'XI.IPSES ET OCCULTATIONS,

devienne plus petite que la différence des rayons apparents desdeux astres, l’éclipse n'est, que partielle. Lorsque la distance descentres a atteint la plus petite valeur qu’elle puisse prendre, l’é-clipse est à son maximum d’intensité. A partir de là, la lune conti-nuant toujours à se mouvoir, la portion du soleil qui est cachée parelle va en diminuant progressivement, et l’éclipse cesse à l’instantoù le disque de la lune devient de nouveau tangent au disque dusoleil.

Si la distance du centre de la lune au centre .du soleil peut di-minuer assez pour devenir inférieure à la différence des rayons ap-parents des disques des deux astres, l’éclipse est totale ou annu-laire : totale, si le diamètre apparent de la lune vue du lieu où l’onobserve est plus grand que celui du soleil ; annulaire, si c’est lecontraire qui a lieu. Dans l’un et l’autre cas, la lune commencepar couvrir une portion de plus en plus grande du disquodu so-leil. L’éclipse totale ou annulaire commence à l’instant où la di-stance des centres des deux disques devient égale à la différencede leurs rayons apparents, circonstance qui fait que les circonfé-rences de ces disques sont tangentes intérieurement. Au bout dequelque temps, les centres s’étant encore rapprochés, puis ayantcommencé à s’éloigner, leur distance redevient égale à cette dif-férence des rayons, et l'éclipse totale ou annulaire cesse. Enfin, lalune continuant toujours à s’éloigner du soleil, ce dernier astre sedémasque peu à peu, jusqu’à ce que les deux disques redeviennenttangents extérieurement, ce qui détermine la fin de l’éclipse.

Le calcul montre que la plus grande durée possible d’une éclipsede soleil est de 4 11 29'" 44*, pour un lieu situé sur l’équateur ; et de3" 26™ 32*, sous le parallèle de Paris. Dans les éclipses totales, lalune ne peut pas cacher complètement le soleil pendant plus de7™ 58” à l'équateur, et de 6'” 1 0* à la latitude de Paris. Dans leséclipses annulaires, la lune ne peut pas se projeter tout entière surle disque du soleil pendant plus de 12'" 24* à l’équateur, et de9™ 56“ à la latitude de Paris, ün comprend d’ailleurs que les duréesde ces phénomènes peuvent passer par tous les états de grandeurau-dessous des limites qui viennent de leur être assignées.

§ 237. Si au lieu d’examiner les diverses phases d’une éclipsede soleil, pour un observateur placé en un lieu déterminé, nouscherchons à nous rendre compte des particularités que le phéno-mène doit présenter en général sur toute la surface de la terre,nous y arriverons tout aussi facilement. Pour cela il faut concevoirque la lune, en se mouvant autour de la terre, emporte avec elleles cônes d'ombre et de pénombre BOB’,CO'C', fig. 291, dont