DU SYSTÈME DU MONDE. 2 5

5e lune est totale : elle est partielle , si ce disque n’y pénètre qu’enpartie • et l’on conçoit que la proximité de la lune à ses noeuds,au moment de l’opposition, doit produire toutes les variétés que l’onobserve dans ces éclipses.

Chaque point de la surface de la lune, avant de s’éclipser, perdsuccessivement la lumière des diverses parties du disque solaire. Saclarté diminue donc graduellement , et s’éteint au moment où ilpénètre dans l’ombre terrestre. On a nommé pénombre , l’intervalledans lequel cette diminution a lieu, et dont la largeur est égale audiamètre apparent du soleil vu du centre de la lune.

La durée moyenne d’une révolution du soleil, par rapport aunoeud de l’orbe lunaire , est de 3461,619870; elle est à la durée d’unerévolution synodique de la lune, à fort peu près dans le rapport de223 à 19. Ainsi, après une période de 223 mois lunaires, le soleilet la lune se retrouvent à la meme position relativement au nœudde l’orbe lunaire ; les éclipses doivent donc revenir à peu près dansle même ordre, ce qui donne pour les prédire , un moyen simplequi fut employé par les anciens astronomes. Mais les inégalités desmouvemens du soleil et de la lune doivent produire des différencessensibles: d’ailleurs, le retour de ces deux astres à la même positionpar rapport au nœud, dans l’intervalle de 223 mois, n’est pas rigou-reux; et les écarts qui en résultent, changent à la longue, l’ordredes éclipses observées pendant une de ces périodes.

La forme circulaire de l’ombre terrestre, dans les éclipses delune, rendit sensible aux premiers astronomes, la sphéricité très-approchée de la terre : nous verrons dans la suite, la théorie lunaireperfectionnée olfrir le moyen peut-être le plus exact, pour endéterminer l’aplatissement.

C’est uniquement dans les conjonctions du soleil et de la lune ,quand cet astre, en s’interposant entre le soleil et la terre , nousdérobe la lumière du soleil, que nous observons les éclipses solaires.Quoique la lune soit incomparablement plus petite que le soleil ;cependant, elle est assez près de la terre, pour que son diamètreapparent diffère peu de celui du soleil : il arrive même, à raisondes changemens de ces diamètres, qu’ils se surpassent alternative-ment l’un l’autre. Imaginons les centres du soleil et de la lune, sur

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