Supposons qu’il s’agisse d’abord d’éclipses de Soleil. À l’aide des tables de la Lune et du Soleil, lesquelles sont calculées pour un observateur qui serait situé au centre de la Terre, on cherchera à déterminer les instants de toutes les nouvelles Lunes, c’est-à-dire les instants des conjonctions de notre satellite avec le Soleil. Ces mêmes tables feront connaître, pour ces époques une fois déterminées, les latitudes de la Lune. Si la latitude du point du disque lunaire le plus voisin de l’écliptique est inférieure au demi-diamètre du Soleil, la conjonction sera écliptique ; si la latitude surpasse le demi-diamètre du Soleil, il n’y aura pas d’éclipse pour un observateur situé au centre de la Terre. Sur quoi il faut remarquer qu’en passant du centre à la surface il est possible que, par l’effet de la parallaxe de la Lune, la conjonction qui n’était pas écliptique, vue du centre, le devienne à la surface, et réciproquement ; qu’une éclipse partielle qui aurait lieu, vue du centre, cessât d’exister lorsque l’observateur se transporterait sur tel ou tel autre point de la surface. On comprend alors pourquoi les éphémérides astronomiques donnent d’avance, sous la dénomination d’éclipse générale, les heures du commencement et de la fin de l’éclipse solaire pour un observateur placé au centre, et comment ces résultats doivent être modifiés lorsqu’on suppose l’observateur situé à la surface du globe dans telle ou telle ville.
Les éclipses de Lune se calculent de la même manière que celles de Soleil ; on détermine aussi à l’aide des tables les moments des oppositions ou des pleines Lunes ; pour ces moments, on voit ensuite si la latitude corres-
