Eclipse de Soleil, est une occultation du corps du Soleil, occasionnée par l’interposition diamétrale de la Lune entre le Soleil & la Terre.
L’éclipse de Soleil se divise, comme celle de la Lune, en totale & partiale. Il faut y ajoûter une troisieme espece appellée annulaire.
Quelques auteurs ont observé que les éclipses de Soleil seroient plus proprement appellées éclipses de Terre. Voyez Terre.
En effet l’éclipse de Soleil est réellement une éclipse de Terre, puisque la Terre se trouve alors dans l’ombre de la Lune. C’est la Terre qui se trouve véritablement obscurcie par la privation de la lumiere du Soleil sur la partie que la Lune empêche d’être éclairée ; & le Soleil, sans rien perdre de sa lumiere, nous est seulement caché.
Comme la Lune a sensiblement une parallaxe de latitude, les éclipses du Soleil arrivent seulement quand la latitude de la Lune vûe de la Terre est plus petite que la somme des demi-diametres apparens du Soleil & de la Lune. C’est pourquoi les éclipses de Soleil arrivent quand la Lune est en conjonction avec le Soleil, dans les nœuds ou proche les nœuds, c’est-à-dire aux nouvelles Lunes.
Il n’y a pas d’éclipse à chaque nouvelle Lune, parce que le cours de la Lune ne se fait pas précisément dans le plan de l’ecliptique ; il est oblique à ce cercle, & il ne le coupe que deux fois à chaque période ; de sorte qu’il ne peut y avoir des éclipses à toutes les nouvelles Lunes. Il n’y en a que quand la nouvelle Lune arrive près de l’écliptique, c’est-à-dire aux nœuds ou proche des nœuds.
Si la Lune est dans les nœuds, c’est-à-dire n’a pas de latitude visible, l’occultation est totale, & avec quelque durée, quand le disque de la Lune périgée paroît plus grand que celui du Soleil apogée, de sorte que l’ombre de la Lune s’étend au-delà de la surface de la Terre ; & l’éclipse est sans durée, lorsque la Lune est dans ses moyennes distances, & que le sommet ou la pointe de l’ombre lunaire touche simplement la surface de la Terre. Enfin les éclipses de Soleil sont partiales, lorsque l’ombre de la Lune n’atteint pas la Terre.
Les autres circonstances des éclipses solaires sont, 1°. qu’il n’y en a point d’universelles, c’est-à-dire qu’il n’y en a aucune qui soit vûe par tout l’hémisphere terrestre, au-dessus duquel est alors le Soleil ; le disque de la Lune étant beaucoup trop petit & trop près de la Terre, pour cacher le Soleil à tout le disque de la Terre, qui est quinze fois plus grande que la Lune.
2°. Une éclipse ne paroît pas la même dans toutes les parties de la Terre ou elle est vûe ; mais quand elle paroît totale dans un endroit, elle n’est que partiale dans un autre.
De plus quand la Lune près des nœuds paroît plus petite que le Soleil, le sommet de l’ombre lunaire n’atteignant pas la Terre, il arrive que la Lune a une conjonction centrale ou presque centrale avec le Soleil, sans néanmoins couvrir entierement son disque ; alors tout le limbe du Soleil paroît semblable à un anneau lumineux. C’est pourquoi on appelle cette éclipse une éclipse annulaire.
3°. L’éclipse de Soleil n’arrive pas en même tems à tous les lieux où elle est visible ; mais elle paroît plûtôt aux parties occidentales de la Terre, & plus tard aux parties orientales.
4°. Dans la plûpart des éclipses solaires, le disque obscurci de la Lune paroît couvert d’une lumiere foible. On en attribue ordinairement la cause à la lumiere que réfléchit sur la Lune la partie éclairée de la Terre. Voyez sur un phénomene à-peu-près semblable l’article Croissant.
Astronomie ancienne des éclipses de Soleil. Déterminer les limites d’une éclipse solaire.
Si ta parallaxe de la Lune étoit insensible, on détermineroit les limites des éclipses solaires, de même que l’on a fait celles des éclipses lunaires ; mais comme la parallaxe est sensible, il faut y procéder d’une manière un peu différente. Ainsi
1°. Faites une somme des demi-diametres apparens de la Lune & du Soleil apogée & périgée.
2°. Comme la parallaxe diminue la latitude septentrionale, à la somme ci-dessus ajoûtez la parallaxe de latitude la plus grande qu’il soit possible ; & parce que la parallaxe augmente la latitude méridionale, ôtez de cette même somme la plus grande parallaxe de latitude ; ainsi dans l’un & l’autre cas vous aurez la véritable latitude, au-delà de laquelle il ne peut pas y avoir d’éclipse.
Cette latitude étant donnée, vous trouverez la distance de la Lune aux nœuds, hors de laquelle les éclipses ne sauroient avoir lieu, ainsi qu’on l’a déjà prescrit par rapport aux éclipses de Lune.
Comme les différens auteurs suivent différentes hypothèses par rapport aux diametres apparens de la Lune & du Soleil, & la plus grande parallaxe de latitude, ils ne s’accordent pas parfaitement sur la détermination des limites où les éclipses solaires peuvent arriver.
Trouver les doigts éclipsés. Faites une somme des demi-diametres du Soleil & de la Lune ; ôtez-en la latitude apparente de la Lune, le reste donne les parties du diametre éclipsé. Après cela dites : comme le demi-diametre du Soleil est aux parties éclipsées, ainsi six doigts réduits en minutes, ou 360 minutes, sont aux doigts éclipsés.
Trouver les parties de demi-durée ou la ligne d’immersion. C’est la même méthode que celle que nous avons exposée pour les éclipses lunaires.
Déterminer la durée d’une éclipse solaire. Trouvez le mouvement horaire par lequel la Lune s’écarte du Soleil pour une heure avant la conjonction, & une autre heure après ; après quoi dites : comme le premier mouvement horaire est aux secondes d’une heure, ainsi les parties de demi-durée sont au tems d’immersion ; & comme l’autre mouvement horaire est aux mêmes secondes, ainsi les mêmes parties de demi-durée sont au tems d’immersion. Enfin prenant la distance entre le tems d’immersion & celui d’émersion, on a la durée totale.
On trouvera par des méthodes semblables, le commencement, le milieu & la fin d’une éclipse solaire : c’est sur quoi on peut consulter les Elémens de Wolf, déjà cités.
Astronomie moderne des éclipses de Soleil. Il est évident par les problèmes précédens, que tout l’embarras du calcul vient des parallaxes, sans quoi le calcul des éclipses de Soleil seroit précisément le même que celui des éclipses de Lune.
Aussi plusieurs auteurs ont-ils mieux aimé considérer les éclipses de Soleil comme des éclipses de Terre, ainsi que nous l’avons déjà dit, parce que cette maniere de les considérer en abrege le calcul ; elle a été inventée par Kepler. & mise successivement en pratique par Bouillaud, Wren, Cassini, Halley, Flamsteed, & de la Hire. En traitant les éclipses de Soleil comme des éclipses de Terre, on évite la parallaxe, comme il arrive aux éclipses de Lune. En effet, dans ces dernieres la parallaxe de l’ombre, à mesure qu’elle varie, est toûjours la même que celle de la Lune, ainsi elle ne sauroit causer d’embarras ni d’obstacles ; & c’est ce qui fait que dans toutes les régions de la Terre d’où on apperçoit la Lune, l’éclipse paroît précisément de la même grandeur. Il en doit donc être de même des éclipses de Terre, si on suppose pour un moment que l’œil du spectateur qui les observe, soit place dans
