la Lune : -ainfi toute la difficulté fe réduit à trouver
dans quel moment un fpe&ateur placé dans la Lune*
verroit telle ou telle .partie de la terre éclipfée ou couverte
de la pénombre ; car onfaura.par ce moyen à
quelle heure cette partie de laTerre aura Y èclipfe, foit
totale, 'foit partiale, foit au commencement, foit
«u milieu, foit à la fin, &c. 11 eft vrai qu’à caufe de
la rondeur de laTerre, & de fon mouvement autour
de fon a x e , qui fait que toutes fes parties entrent
•fucceflïvement dans l’ombre de la Lune, cette recherche
rendra encore le calcul des èclipfes de Terre
plus compofé que celui des éclipfts de Lune. Mais
plufieurs habiles aftronomes nous ont facilité les
•moyens de réfoudre tous ces problèmes ; 6c parmi
les auteurs qui ont traité cette matière, perfonne ne
.paroît P avoir fait avec plus de clarté que Jean Keill
dans fon Introductio ad vtram AJlronomiam ou il employé
plufieurs chapitres à la développer 6c à 1 expliquer.
Gomme le détail de cette méthode feroit
trop long , nous ne pouvons l ’expofer ici : nous
croyons que ceux de nos letteurs qui voudront fe
mettre au fait de la matière dont il s’agit, ne fau*
roient s’en inftruire pliis à fond 6c avec plus de facilité
, que dans l’ouvrage dont nous parlons, ou
dans les Infiitutions aflronomiquis de M. le Monnier,
qui en font en partie la tradu&ion. Nous nous contenterons
de dire que cette méthode confifte à pro-
jetter par différentes ellipfes fur le difquede la Terre
qu’on fuppofe vûe de la Lune, le mouvement apparent
des différens points de laT e r re , vûd e cette
même planete ; à déterminer le chemin de l’ombre
de la Lune 6c de fa pénombre fur ce même difque ;
à trouver les inftans oit un lieu quelconque de la
'Terre entre dans une partie affignée de l’ombre ou
de la pénombre, & à fixer par ce moyen le commencement,
la fin & les phafes de Pèclipfe pour un
lieu quelconque.
Avant que de finir cet article des èclipfes de Soleil
8c de Lune , il ne fera pas inutile dp faire quelques
remarques au fujet d’un phénomène affez fingulier,
6c dont il eft facile d’expliquer la véritable caufe.
Dans les eclipfes totales de Lune, même dans celles.
qu’on nomme centrales, parce que le centre de la
Lune paffe exactement par le centre de l’ombre, on
s’apperçoit prefque toujours que cet'aftre eft éclairé
d’une lumière, très-foible à la vérité, mais du moins
affez vive pour que la Lune ne difparoiffe pas tout-
à-fait, comme ilfemble qu’elle le devroit faire dès
qu’elle eft entièrement plongée dans l’ombre de la
Terre, & tout-à-fait privée de la lumière du Soleil.
Quelques auteurs, pour expliquer cette apparence,
ont prétendu que cette lumière étoit propre à la
Lune même, ou bien que c’étoit la lumière des planètes
& des étoiles fixes qui fe trouvoit réfléchie par
la Lune ; mais il eft inutile de réfuter ces deux opinions
: la vraie caufe de ce phénomène a été découverte
peu de tems après que l’on a connu les réfractions
aftronomiques. La Terre étant environnée de
Pair , ou d’une atmofphere fphérique qui eft fort
épaiffe, cette atmofphere brife 6c détourne continuellement
de leur direétion les rayons du Soleil;
car tous les rayons y font rompus dès qu’ils y entrent
obliquement, 8c ils y font rompus de maniéré
qu’ils fe plient vers la terre, .8c tombent en partie
dans l’ombre ; deforte que cette ombre n’eft pas entièrement
privée de lumière ; 8t c’eft la caufe de
cette lueur foible 8c rougeâtre que l’on obferve fur
la Lune dans les èclipfes totales. La feule infpe&ion
de la figure 38 • n°. z . foffit pour faire connoître de
quelle maniéré les rayons du Soleil fe répandent en
partie dans l’ombre de la Terre, après avoir été
rompus en traverfant l’atmofphere terreftre. Foye^
O m b r e .
Au refte » comme Patmofphere intercepte aufli la
plus grande partie des rayons du SoleH, 8c changé
la grandeur du cône d’ombre de la Terre, c’eft pour
cette raifon que M. de la Hire augmente dans le calcul
des èclipfes le diamètre de Pombre d’environ une
minute, parce que l ’atmofphere fait à-peu-près le
meme effet qu’une couche de matière opaque qui
environneroit la T erre, 8c augmenteroit pour ainfi
dire fon diamètre d’environ
La Lune prend même fucceflïvement différentes
couleurs dans les èclipfes ; car l’atmofphêre étant
inégalement chargée de vapeurs 8c d’exhalaifons,
les rayons qui la traverfent par-tout, 8c vont tomber
fur la Lune, font tantôt plus, tantôt moins abon-
dans , plus ou moins rompus, plus ou moins fépa-
res, plus ou moins dirigés par la réfraûion vers Taxe
de l’ombre 8c de la pénombre ; or ces différences
font autant de fources de différentes couleurs : par
cette raifon, dans la même èclipfe la Lune vûe de
divers endroits au même tems, paroît avoir différens
degres d’obfcurité, différentes couleurs, comme il
eft arrivé dans l’èclipfe du 13 Décembre 1703 , ob-
fervée à Arles, à Avignon, à Marfeille. Les exha-
laifons ou vapeurs différentes, font comme des verres
inégalement épais 8c diverfement teints , au-,
travers defquels le même objet paroît différent.
La Lune s’éclipfe quelquefois en préfence du Soleil,
lorfque ces deux aftres paroiffent près de Thori-
fon, la Lune à fon lever, 8c le Soleil à fon coucher.
On a vû de ces èclipfes horifontales en divers tems.
On en avoit obfervé du moins une du tems de Pline.
On en vit une autre le 17 Juillet 1590 à Tubinge ;
une troifieme àTarafcôn, le 3 Novembre 1648, une
quatrième en l’île de G orgone, le 16 Juin 1666. La
Lune 8c le Soleil ne font pas alors tous deux en effet
fur l’horifon ; mais la réfraûion, qui éleve les objets
, élevant ces aftres plus qu’ils ne font élevés
effectivement, les fait paroître tous deux en même
tems fur Phonfon. Foye^ C o u c h e r . Foye^ R éf
r a c t io n .
Eclipfes des fatellitct, voye^ SATELLITES DE Ju-^
PITÉR.
Voici les principales clfconftances que l’on y obferve.
i° . Les fatellites de Jupiter fouffrent deux ou
trois fortes d1 èclipfes ; celles de la première efpece
leur font propres, elles arrivent quand le corps de
Jupiter eft direûemeut pofé entr’eux 8c le Soleil : il
y en a prefque tous les jours. MM. Flamfteed 8c
Caflini nous en ont donné des tables, dans lefquel-
les les immerfions des fatellites dans l’ombre de Jupiter,
auffi-bien que leurs émerfions, font calculées
en heures 8c en minutes.
La fécondé efoece d'èclipfes qu’éprouvent les fa-
tcllites , font plutôt des occultations ; cela arrive
quand les fatellites s’approchant trop du corps de
Jupiter, fe perdent dans fa lumière. De plus, le fa-
tellite qui eft le plus proche de Jupiter, produit une
troifieme forte d’èclipfe, lorfque fon ombre, fous la
forme d’une macule ou d’une tache noire arrondie ,
paffe fur le difque de Jupiter : c’eft ainfi que les ha-
bitans de la Lune verroient fon ombre projettée fur,
la Terre.
Pour trouver la longitude, il n’y a point jufqu’à
préfent de meilleur moyen que les èclipfes des fatellites
de Jupiter ; celles du premier fatellite en particulier
font beaucoup plus fûres que les èclipfes de
Lune , 8c d’ailleurs elles arrivent beaucoup plus
fouvent : la maniéré d’en faire ufage eft fort aifée.;
Foyei L o n g i t u d e . (O )
ECLIPSER, OBSCURCIR, fynon. ( Gramm.)
Ces deux mots font pris ici au figuré : ils different
alors, en ce que le premier dit plus que le fécond.
Le faux mérite eft obfcurci par le mérité réel, &:
èclïpfè par le mérite éminent. On doit encore remarquer
que le mot èclipfe lignifie un obfcurciffemtnt
fager, au lieu que le mot èclipfer qui en eft dérivé
défigne un obfcurcijfcment total 8c durable, comme
dans ce vers:
Tel brille au fécond rang, qui .î’éclipfe au premier. (O)
E c l ip s e r l e F i e f , ow.l ’E c l ic h e r , ( Jurifpr.)
c’eft-à-dire le démembrer. Coutume de Melun, article
100. Le fief ne peut être démembré ou éclipfé , 8cc. F y .
E c l ip s e r & E c l i c h e r , D é m e m b r e m e n t
& FlEF; { A )
ECLIPTIQUE ,.eclipticiisJ, pris adj. fAfi/onomie.)
fe dit de ce qui appartient aux éclipfeS. Foyeç
E c l ip s e .
Toutes les nouvelles 8c pleines Lunes ne font pas
écliptiques, c’eft à-dire qu’il n’arrive pas des èclipfes
à toutes les nouvelles & pleines Lunes.. Foye^-en la
raifon au mot E c l ip se .
Termes écliptiques, termini ecliptici , lignifient Yef-
pace d'environ quinze degrés , à compter.des noeuds de
la Lune, dans lequel quand la Lune fe trouve en
conjonction ou en oppofition avec le Soleil, il peut
y avoir une èclipfe de Soleil ou de Lune, quoiqu’elle
ne foit pas précifément dans les noeuds. F?yc£
E c l ip s e .
Doigts écliptiques. Foye{ D o ig t & ECLIPSE.
E c l i p t i q u e , fub. f. fe dit plus particulièrement
d’un cercle ou d’une ligne fur la furface de la fphère
du monde ,„dans laquelle le centre du Soleil paroît
avancer par fon mouvement propre : ou bien, c’eft
la ligne que le centre du Soleil paroît décrire dans
fa période annuelle. Foye^ So l e il , &c.
Dans le fyftême de Copernic qui eft aujourd’hui
prefque généralement reçû, le Soleil eft immobile
au centre du monde : ainfi e’eft proprement
la terre qui décrit Vécliptique ; mais il revient au
même quant aux apparences, que ce foit la Terre
ou le.-Soleil qui la décrive.
L'écliptique fe nomme autrement orbite terrefire,
ou orbite annuelle, ou grand orbe , en tant qu’on la
regarde comme le cercle que la Terre décrit par fon
mouvement annuel. Elle eft divifée en douze lignes
ou parties égales, dont on peut voir les noms à l’article
Lod iaque, 6c dont laTerre parcourt environ
un par mois. L'écliptique a aufli un axe , qui eft
perpendiculaire à ce grand cercle, 6c qui eft différent
de Taxe du monde ou de l’équateur, 8t les extrémités
de cet axe s’appellent les pôles de l'écliptique.
On appelle noeuds les endroits oit E écliptique eft
coupée par les orbites des planètes.
L'écliptique eft ainfi nommée, à caufe que toutes
les èclipfes arrivent quand la lune eft dans ou proche
les noeuds, c’eft-à-dire proche de l'écliptique.
Foyer ECLIPSE.
L'écliptique eft placée obliquement par rapport à
l’équateur, qu’elle coupe en deux points , c’eft-à-
dire , au commencement d'Aries 6c de Libra, 6c
en deux parties égales : ainfi le Soleil eft deux fois
chaque année dans l’équateur ; le refte de l’année il
eft du côté du nord ou du côté du fud. Ces points
qu’on nomme équinocliaux, ne font pas fixes, mais
rétrogradent d’environ 50" par an. F. E q u in o x e
& P r é c e s s io n .
Comme le point de {'écliptique qui a la plus grande
déclinaifon , par rapport à, l’équateur , eft le
point qui eft éloigné d’un quart de cercle des points
équinoâiaux ,1a diftance de ce point à l’équateur eft
la mefure ou la quantité de l’obliquité de l’écliptique
, c’eft- a-dire, de l’angle formé par l’interfeûion
de l’équateur 6c de l'écliptique.
L’obliquité de l'écliptique, ou l’angle qu’elle fait
avec l’équateur, eft d’environ 230 19' : les points
de la plus grande déclinaifon de chaque côte s’appellent
points folfiitiaux1 par lefquels paffent les
Tome F .
deux tropiques. Foye{ S o l s t ic e , T r o p iq u e &
O b l iq u i t é .
Voici la méthode.d’obferver la plus grande déclinaifon
de {'écliptique : vers le tems de; l’un des
folfticés, obfervez avec l’exaâitude la plus rigou-
reufe la plus grande hauteur méridienne, pendant
plufieurs jours fucceflïvement ; de la plus grande
hauteur, obfervée , ôtez la hauteur de l’équateur ;
le refte donne la plus grande déclinaifon au point
folftitial.v
Ç ’a été une grande queftion parmi les aftrono-:
mes modernes, de fçavoir fi l’obliquité de ïécliptique^
eft fixe ou changeante. Il eft certain qüe les
obfervations des anciens aftronomes la donnent
confidérablement plus grande que celles des modernes
; c’eft pourquoi Purbachius, Regiomontanus ,
Copernic, Longomontan, Tycho , Snellius, Lans-
berge , Bouillaud, 6c plufieurs autres, ont crû q u elle
étoit variable.
Pour déterminer cette queftion, il a fallu comparer
bien exa&ement les obfervations des Aftronomes
de tous les tems ; les principales font celles
de Pytheas, Tan avant J. C. 324, qui fait l’obliquité
de {'écliptique = 23° 5 2' 41 " ; celle d’Eratofthene ,
Tan 230, la donne de 230 51' 2 0 8c celle d’Hip-
parque , 140 ans avant J. C . la détermine à 23®
517 20": celle de Ptolomée, 140 ans après J. C.'
fait cette obliquité de 23° 51' 20" ; celle d’Alba-
tegnius , en 880, de 23° Regiomontanus, en
1460 , de 23° 30' : V alte ru s, en 1476, de 23°
30^: Copernic, en 1525, de 23° 28' 24": Roth-
mannus, en 1570, de 23° 30' xo" : T y ch o , en
1587, de 23° 3,0' 22,/: Kepler, en 1627, de 23®
30' yo": Gaffendi, en 1636, de 23° 3 1 ': Riccioli,
en 1646 , de 23° 30' xo" : Hevelius de 23° 3o/
xo" : Mouton de 23° 3 0 6c de la Hire, en 1702,
de 23° 29'. ;
Après tout ce que Ton vient de dire, quoique les
plus anciennes obfervations donnent une plus grande
obliquité à Yécliptique que celle d’aujourd’hui
beaucoup d’aftronomes ont crû néanmoins qu’elle
étoit immuable : car ce ne fut que par méprife qu’E-
ratofthene conclut de fes obfervations que la. plus
grande déclinaifon de 'Cécliptique étoit de 23° j i 1,
xo" : par ces mêmes obfervations il n’auroit dû la
mettre qu’à 23°, 31' 50" : ainfi que Riccioli Ta fait
voir. Gaffendi & Peirefc ont remarqué la même
inadvertance dans l’obfervation de Pytheas : Hip-
parque 6c Ptolomée ont fuivi les erreurs d’Eratofthene
6c de Pytheas : & c’eft ce qui a donné oc-
cafion aux auteurs dont nous avons parlé ci-deffus,
de conclure que cette obliquité étoit continuellement
décroiffante.
Néanmoins le chevalier de Louville ayant examiné
de nouveau cette queftion, fut d’un autre avis.
Le réfultat de fes recherches, qu’il a publiées dans
les mém. de l’acad. royale des Sciences , pour Tannée
1716, eft que l’obliquité de l'écliptique diminue
à raifon d’une minute tous les cent ans. Les anciens
n’avoient point égard aux réfraéfions dans leurs ob*<
fervations ; 8t de plus, félon eu x, la parallaxe ho-
rifontale du Soleil étoit-de ^', au-lieu que les aftronomes
modernes la font de quelques fécondés. Ces
deux inexactitudes produifent beaucoup d’erreurs
dans leurs obfervations ; aufli M. de Louville a-t-il été
obligé de les corriger avant de pouvoir y compter.
Suivant une ancienne tradition des Egyptiens,
dont Hérodote fait mention , Yécliptique avoit été
autrefois perpendiculaire à l’équateur. Parles obfervations
d’une longue fuite d’années,ils eftimerent
que l’obliquité de Y écliptique diminuoit continuellement
, ou, ce qui revient au même, que Yécliptique
s’approchoit continuellement de l’équateur ; c’eft
ce qui leur fit conjecturer qu’au commencement ces