LIVRE PREMIER.

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succcessivement la lumière des diverses parties du disque solaire.Sa clarté diminue donc graduellement, et s’éteint au moment oùil jpénètre dans l’ombre terrestre. On a nommé pénombre l’espacedams lequel cette diminution a lieu, et dont la largeur est égaleau diamètre apparent du soleil vu du centre de la terre.

La durée moyenne d’une révolution du soleil, par rapport annœud de l’orbe lunaire, est de 346j,6 iq85i; elle est à la duréed’iune révolution synodique de la lune, a fort peu près, dans lerajpport de 2 23 à 19 . Ainsi, après une période de 2 23 mois lu-naiires, le soleil et la lune se retrouvent à la même position rela-tivement au nœud de l’orbe lunaire; les éclipses doivent doncrewenir à peu près dans le même ordre, ce qui donne, pour lesprfédire, un moyen simple qui fut employé par les anciens astro-nomes. Mais les inégalités des mouvements du soleil et de la lunedoivent produire des différences sensibles : d’ailleurs, le retourde ces deux astres à la même position par rapport au nœud, dansi’initervalle de 2 23 mois, n’est pas rigoureux; et les écarts qui enrésultent changent, à la longue, l’ordre des éclipses observéespemdant une de ces périodes.

La forme circulaire de l’ombre terrestre, dans les éclipses delume, rendit sensible aux premiers astronomes la sphéricité très-apjprochée de la terre : nous verrons dans la suite la théorie lu-naiire perfectionnée offrir le moyen, peut-être le plus exact, pouren déterminer l’aplatissement.

'C’est uniquement dans les conjonctions du soleil et de la lune,qmand cet astre, en s’interposant entre le soleil et la terre, nousdéirobe la lumière du soleil, que nous observons les éclipses so-laiires. Quoique la lune soit incomparablement plus petite que lesolieil, cependant elle est assez près de la terre pour que son dia-mètre apparent diffère peu de celui du soleil : il arrive même, àraiison des changements de ces diamètres, qu’ils se surpassent al-ternativement l’un l’autre. Imaginons les centres du soleil et de

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