i4 HISTOIRE

au rayon, un œil qui y seroic placé, verroit le soleil Lc l’imagesous un même angle Sc d’une même grandeur. Pour avoir lagrandeur du soleil, il ne s’agit que de prendre l’étendue del’image , sangle dépend de sa distance à l’ouverture. Ceci estexact; tant que cette ouverture n’est qií’un point, mais lorsqu’cllea une grandeur sensible, les rayons s’écartent en conséquence,cette grandeur s’ajoute à celle de l’image; il faut donc soustrairele diamètre de l’ouverture de celui de l’image mesurée. Cetteattention nc manqua pas à Tycho (a) : nous ignorons si l’idéêlui appartient ; mais voilà le premier indice que nous en trou-vons. Kepler fit beaucoup d’usage de cette méthode Se de lachambre obscure. Cependant, comme il falloit mesurer le dia-mètre de l’image avec un compas , tandis que cette imagemarche avec le soleil, ce mouvement rendoit la mesure incer-taine. Mœstlin imagina d’avoir ces mesures toutes faites fur lc

O

papier blanc qui recevoit l’image ; il y traça une infinité decercles concentriques , dont les diamètres étoient mesurés; uncoup d’œil suffisoit pour décider lequel de ces cercles eníermoitl’image du soleil (b). Cette invention ingénieuse a été très-utile depuis pour l’observation des éclipses. Mœstlin s’en fer voiedès-lors pour connoître le nombre des doigts éclipsés, Se pourdéterminer la proportion des diamètres du soleil Se de la lune.Cette méthode ne servoic qu’aux éclipses de soleil ; la lumièrede la lune, en partie éclipsée, est trop foible dans une chambreobscure. Kepler n’y mesuroit qu’avec peine Se avec incertitudele diamètre de cette planète, lorsqu’elle est pleine , entiere Scdans la force de fa clarté (c).

(- 2 ) Kepler , Farulip. ou Astron. opt.k- 541-

(b) Ibid. p. Sc zji.

(c) Ibid. p. 34Í-

5. XVII.