Des Kelipçes de Soleil.

La plus grande durée possible d une éclipse totale est de y* 5 8*',et celle d’une éclipse annulaire 12' 2 .) 11 suivaut le C. du Séjour,(ilfé///. 1777. )

G40. Le calcul des éclipses de soleil pour un lieu particulierest beaucoup plus difficile et plus long que celui des éclipsesde lune à cause des parallaxes qui y entrent nécessairement ; lesparallaxes different pour chaque point rie la terre, en sorte qu uneéclipse de soleil paroit d’une manière différente à dilférens paysiau contraire les éclipses de lune paroissent de la même ma-niéré, et sont parfaitement les mêmes pour tous ceux qui lesvoient; car la lune, perdant alors véritablement sa lumière,devient obscure pour tout le inonde.

641 • -T’ai cru qu’il falloir diminuer la difficulté, en employantd’abord 1111e méthode, pour ainsi dire , mécanique, et telle queies yeux pussent soulager 1 imagination. Je vais donc expliquerune opération graphique, avec laquelle on pourra calculer uneéclipse de soleil , pour la terre en général , avec la même fa-cilité que l’on a calculé une éclipse de lime (Gic)), et mêmetrouver à-peu-près pour chaque pays de la terre les circon-stances de l’éclipse par le moyen d’1111 globe terrestre, pourvuqu’on ait fait seulement les calculs préliminaires (604).

643. Pour faire sentir les raisons et les principes de cetteopération graphique, je vais montrer la maniéré dont les éclipsesde soleil arrivent sur la surface de la terre dans le cas le plussimple. Je supposerai un principe qu’il ne faut pas perdre dovue, savoir, que le soleil est assez éloigné de nous pour que lesrayons qui partent du centre du soleil , et qui vont aux différonspoints de la terre, soient sensiblement parallèles. Du point T( fig. 7 5 ), que je suppose le centre de la terre , on voit le centredu soleil par un rayon TS ; le point E, qui est à la surface de laterre , voit !c centre du soleil par un autre rayon EO, qui nofait avec le précédent qu’un angle de ( 5 go), et qui va parconséquent le rencontrer à une distance prodigieuse ; ainsi cerayon est sensiblement parallèle au précédent : on peut doncsupposer que la ligne EAO, parallèle à TLS, est celle par laquellele point t de la terre voit le centre du soleil.

6 ^ 5 . Si la lune est en Lan moment delà conjonction , l’obser-vateur placé en K sur la surface de la terre verra une éclipse cen-trale de soleil (. 634 ), presque le centre de la lune lui paroltra siiple rayon mèmé TKLS , par lequel il voit le centre du soleil. SoitAL une portion de l’orbite que la lune décrit avant la conjonc-ttien e» allant de A en L, ou d’occident vers l’orient : puisque