"298"> la Lune: amsi toute la difficulté se réduit à trouver dans quel moment un spectateur placé dans la Lune, verroit telle ou telle partie de la terre éclipsée ou couverte de la pénombre; car on saura par ce moyen à quelle heure cette partie de la Terre aura l'éclipse, soit totale, soit partiale, soit au commencement, soit au milieu, soit à la fin, &c. Il est vrai qu'à cause de la rondeur de la Terre, & de son mouvement autour de son axe, qui fait que toutes ses parties entrent successivement dans l'ombre de la Lune, cette recherche rendra encore le calcul des éclipses de Terre plus composé que celui des éclipses de Lune. Mais plusieurs habiles astronomes nous ont facilité les moyens de résoudre tous ces problèmes; & parmi les auteurs qui ont traité cette matiere, personne ne paroît l'avoir fait avec plus de clarté que Jean Keill dans son Introductio ad veram Astronomiam, où il employe plusieurs chapitres à la développer & à l'expliquer. Comme le détail de cette méthode seroit trop long, nous ne pouvons l'exposer ici: nous croyons que ceux de nos lecteurs qui voudront se mettre au fait de la matiere dont il s'agit, ne sauroient s'en instruire plus à fond & avec plus de facilité, que dans l'ouvrage dont nous parlons, ou dans les Institutions astronomiques de M. le Monnier, qui en sont en partie la traduction. Nous nous contenterons de dire que cette méthode consiste à projetter par différentes ellipses sur le disque de la Terre qu'on suppose vûe de la Lune, le mouvement apparent des différens points de la Terre, vû de cette même planete; à déterminer le chemin de l'ombre de la Lune & de sa pénombre sur ce même disque; à trouver les instans où un lieu quelconque de la Terre entre dans une partie assignée de l'ombre ou de la pénombre, & à fixer par ce moyen le commencement, la fin & les phases de l'éclipse pour un lieu quelconque.

Avant que de finir cet article des éclipses de Soleil & de Lune, il ne sera pas inutile de faire quelques remarques au sujet d'un phénomene assez singulier, & dont il est facile d'expliquer la véritable cause.

Dans les éclipses totales de Lune, même dans celles qu'on nomme centrales, parce que le centre de la Lune passe exactement par le centre de l'ombre, on s'appercoit presque toûjours que cet astre est éclairé d'une lumiere, très - foible à la vérité, mais du moins assez vive pour que la Lune ne disparoisse pas tout - à - fait, comme il semble qu'elle le devroit faire dès qu'elle est entierement plongée dans l'ombre de la Terre, & tout - à - fait privée de la lumiere du Soleil. Quelques auteurs, pour expliquer cette apparence, ont prétendu que cette lumiere étoit propre à la Lune même, ou bien que c'étoit la lumiere des planetes & des étoiles fixes qui se trouvoit réfléchie par la Lune; mais il est inutile de réfuter ces deux opinions: la vraie cause de ce phénomene a été découverte peu de tems après que l'on a connu les réfractions astronomiques. La Terre étant environnée de l'air, ou d'une atmosphere sphérique qui est fort épaisse, cette atmosphere brise & détourne continuellement de leur direction les rayons du Soleil; car tous les rayons y sont rompus dès qu'ils y entrent obliquement, & ils y sont rompus de maniere qu'ils se plient vers la terre, & tombent en partie dans l'ombre; desorte que cette ombre n'est pas entierement privée de lumiere; & c'est la cause de cette lueur foible & rougeâtre que l'on observe sur la Lune dans les éclipses totales. La seule inspection de la figure 38. n°. 2. suffit pour faire connoître de quelle maniere les rayons du Soleil se répandent en partie dans l'ombre de la Terre, après avoir été rompus en traversant l'atmosphere terrestre. Voyez Ombre.

Au reste, comme l'atmosphere intercepte aussi la plus grande partie des rayons du Soleil, & change la grandeur du cone d'ombre de la Terre, c'est pour cette raison que M. de la Hire augmente dans le calcul des éclipses le diametre de l'ombre d'environ une minute, parce que l'atmosphere fait à - peu - près le même effet qu'une couche de matiere opaque qui environneroit la Terre, & augmenteroit pour ainsi dire son diametre d'environ [omission: formula; to see, consult fac-similé version].

La Lune prend même successivement différentes couleurs dans les éclipses; car l'atmosphere étant inégalement chargée de vapeurs & d'exhalaisons, les rayons qui la traversent par - tout, & vont tomber sur la Lune, sont tantôt plus, tantôt moins abondans, plus ou moins rompus, plus ou moins séparés, plus ou moins dirigés par la réfraction vers l'axe de l'ombre & de la pénombre; or ces différences sont autant de sources de différentes couleurs: par cette raison, dans la même éclipse la Lune vûe de divers endroits au même tems, paroît avoir différens degrés d'obscurité, différentes couleurs, comment est arrivé dans l'éclipse du 23 Décembre 1703, observée à Arles, à Avignon, à Marseille. Les exhalaisons ou vapeurs différentes, sont comme des verres inégalement épais & diversement teints, autravers desquels le même objet paroît différent.

La Lune s'éclipse quelquefois en présence du Seleil, lorsque ces deux astres paroissent près de l'horison, la Lune à son lever, & le Soleil à son coucher. On a vû de ces éclipses horisontales en divers tems. On en avoit observé du moins une du tems de Pline. On en vit une autre le 17 Juillet 1590 à Tubinge; une troisieme à Tarascon, le 3 Novembre 1648, une quatrieme en l'île de Gorgone, le 16 Juin 1666. La Lune & le Soleil ne sont pas alors tous deux en effet sur l'horison; mais la réfraction, qui éleve les objets, élevant ces astres plus qu'ils ne sont élevés effectivement, les fait paroître tous deux en même tems sur l'horison. Voyez Coucher. Voyez aussi Réfraction.

Eclipses des satellites, voyez Satellites de Jupiter.

Voici les principales circonstances que l'on y observe. 1°. Les satellites de Jupiter souffrent deux ou trois sortes d'éclipses; celles de la premiere espece leur sont propres, elles arrivent quand le corps de Jupiter est directement posé entr'eux & le Soleil: il y en a presque tous les jours. MM. Flamsteed & Cassini nous en ont donné des tables, dans lesquelles les immersions des satellites dans l'ombre de Jupiter, aussi - bien que leurs émersions, sont calculées en heures & en minutes.

La seconde espece d'éclipses qu'éprouvent les satellites, sont plûtôt des occultations; cela arrive quand les satellites s'approchant trop du corps de Jupiter, se perdent dans sa lumiere. De plus, le satellite qui est le plus proche de Jupiter, produit une troisieme sorte d'éclipse, lorsque son ombre, sous la forme d'une macule ou d'une tache noire arrondie, passe sur le disque de Jupiter: c'est ainsi que les habitans de la Lune verroient son ombre projettée sur la Terre.

Pour trouver la longitude, il n'y a point jusqu'à présent de meilleur moyen que les éclipses des satellites de Jupiter; celles du premier satellite en particulier sont beaucoup plus sûres que les éclipses de Lune, & d'ailleurs elles arrivent beaucoup plus souvent: la maniere d'en faire usage est fort aisée. Voyez Longitude. (O)

ECLIPSER, OBSCURCIR (Page 5:298)

ECLIPSER, OBSCURCIR, synon. (Gramm.) Ces deux mots sont pris ici au figuré: ils different alors, en ce que le premier dit plus que le second. Le faux mérite est obscurci par le mérite réel, & éclipsé par le mérite éminent. On doit encore remarquer que le mot éclipse signifie un obscurcissement pas<pb-> [p. 299] sager, au lieu que le mot éclipser qui en est dérivé, désigne un obscurcissement total & durable, comme dans ce vers:

Tel brille au second rang, qui s'éclipse au premier. (O)

Eclipser le Fief (Page 5:299)

Eclipser le Fief, ou l'Eclicher, (Jurispr.) c'est - à - dire le démembrer. Coûtume de Melun, article 100. Le fief ne peut être démembré ou éclipsé, &c. Voy. Eclipser & Eclicher, voyez Démembrement & Fief. (A)

ECLIPTIQUE (Page 5:299)

ECLIPTIQUE, cclipticus, pris adj. (Astronomie.) se dit de ce qui appartient aux éclipses. Voyez Eclipse.

Toutes les nouvelles & pleines Lunes ne sont pas écliptiques, c'est à - dire qu'il n'arrive pas des éclipses à toutes les nouvelles & pleines Lunes. Voyez - en la raison au mot Eclipse.

Termes écliptiques, termini ecliptici, signifient l'es<-> pace d'environ quinze degres, à compter des noeuds de la Lune, dans lequel quand la Lune se trouve en conjonction ou en opposition avec le Soleil, il peut y avoir une éclipse de Soleil ou de Lune, quoiqu'elle ne soit pas précisément dans les noeuds. Voyez Eclipse.

Doiges écliptiques. Voyez Doigt & Eclipse.

Ecliptique (Page 5:299)

Ecliptique, sub. f. se dit plus particulierement d'un cercle ou d'une ligne sur la surface de la sphère du monde, dans laquelle le centre du Soleil paroît avancer par son mouvement propre: ou bien, c'est la ligne que le centre du Soleil paroît décrire dans sa periode annuelle. Voyez Soleil, &c.

Dans le systême de Copernic qui est aujourd'hui presque généralement reçû, le Soleil est immobile au centre du monde: ainsi c'est proprement la terre qui décrit l'écliptique; mais il revient au même quant aux apparences, que ce soit la Terre ou le Soleil qui la décrive.

L'écliptique se nomme autrement orbite terrestre, ou orbite annuelle, ou grand orbe, en tant qu'on la regarde comme le cercle que la Terre décrit par son mouvement annuel. Elle est divisée en douze signes ou parties égales, dont on peut voir les nons à l'ar<-> ticle Zodiaque, & dont la Terre parcourt environ un par mois. L'écliptique a aussi un axe, qui est perpendiculaire à ce grand cercle, & qui est différent de l'axe du monde ou de l'équateur, & les extrémités de cet axe s'appellent les pcles de l'éclip<-> tique.

On appelle noeuds les endroits où l'écliptique est coupée par les orbites des planetes.

L'écliptique est ainsi nommée, à cause que toutes les éclipses arrivent quand la lune est dans ou proche les noeuds, c'est - à - dire proche de l'écliptique. Voyez Eglipse.

L'écliptique est placée obliquement par rapport à l'équateur, qu'elle coupe en deux points, c'est - à - dire, au commencement d'Aries & de Libra, & en deux parties égales: ainsi le Soleil est deux fois chaque année dans l'équateur; le reste de l'année il est du côté du nord ou du côté du sud. Ces points qu'on nomme équinoctiaux, ne sont pas fixes, mais rétrogradent d'environ 50''par an. V. Equinoxe & Précession.

Comme le point de l'écliptique qui a la plus grande déclinaison, par rapport à l'équateur, est le point qui est éloigné d'un quart de cercle des points équinoctiaux, la distance de ce point à l'équateur est la mesure ou la quantité de l'obliquité de l'éclipti<-> que, c'est - a - dire, de l'angle formé par l'intersection de l'équateur & de l'écliptique.

L'obliquité de l'écliptique, ou l'angle qu'elle fait avec l'équateur, est d'environ 23° 29': les points de la plus grande déclinaison de chaque côté s'appellent points solstitiaux, par lesquels passent les deux tropiques. Voyez Solstice, Tropique & Obliquité.

Voici la méthode d'observer la plus grande déclinaison de l'écliptique: vers le tems de l'un des solstices, observez avec l'exactitude la plus rigoureuse la plus grande hauteur méridienne, pendant plusieurs jours successivement; de la plus grande hauteur observée, ôtez la hauteur de l'équateur; le reste donne la plus grande déclinaison au point solstitial.

Ç'a été une grande question parmi les astronomes modernes, de sçavoir si l'obliquité de l'éclip<-> tique est fixe ou changeante. Il est certain que les observations des anciens astronomes la donnent considérablement plus grande que celles des modernes; c'est pourquoi Purbachius, Regiomontanus, Copernic, Longomontan, Tycho, Snellius, Lansberge, Bouillaud, & plusieurs autres, ont crû qu'elle étoit variable.

Pour déterminer cette question, il a fallu comparer bien exactement les observations des Astronomes de tous les tems; les principales sont celles de Pytheas, l'an avant J. C. 324, qui fait l'obliquité de l'écliptique=23° 52'41''; celle d'Eratosthene, l'an 230, la donne de 23° 51'20''; & celle d'Hipparque, 140 ans avant J. C. la détermine à 23° 51'20'': celle de Ptolomée, 140 ans après J. C. fait cette obliquité de 23° 51'20''; celle d'Albategnius, en 880, de 23° 35': Regiomontanus, en 1460, de 23° 30': Walterus, en 1476, de 23° 30': Copernic, en 1525, de 23° 28'24'': Rothmannus, en 1570, de 23° 30'20'': Tycho, en 1587, de 23° 30'22'': Kepler, en 1627, de 23° 30'30'': Gassendi, en 1636, de 23° 31': Riccioli, en 1646, de 23° 30'20'': Hevelius de 23° 30' 20'': Mouton de 23° 30': & de la Hire, en 1702, de 23° 29'.

Après tout ce que l'on vient de dire, quoique les plus anciennes observations donnent une plus grande obliquité à l'écliptique que celle d'aujourd'hui, beaucoup d'astronomes ont crû néanmoins qu'elle étoit immuable: car ce ne fut que par méprise qu'Eratosthene conclut de ses observations que la plus grande déclinaison de l'écliptique étoit de 23° 51' 20'': par ces mêmes observations il n'auroit dû la mettre qu'à 23°, 31'50'': ainsi que Riccioli l'a fait voir. Gassendi & Peiresc ont remarqué la même inadvertance dans l'observation de Pytheas: Hipparque & Ptolomée ont suivi les erreurs d'Eratosthene & de Pytheas: & c'est ce qui a donné occasion aux auteurs dont nous avons parlé ci - dessus, de conclure que cette obliquité étoit continuellement décroissante.

Néanmoins le chevalier de Louville ayant examiné de nouveau cette question, fut d'un autre avis. Le résultat de ses recherches, qu'il a publiées dans les mém. de l'acad. royale des Sciences, pour l'année 1716, est que l'obliquité de l'écliptique diminue à raison d'une minute tous les cent ans. Les anciens n'avoient point égard aux réfractions dans leurs observations; & de plus, selon eux, la parallaxe horisontale du Soleil etoit de 3', au - lieu que les astronomes modernes la font de quelques secondes. Ces deux inexactitudes produisent beaucoup d'erreurs dans leurs observations; aussi 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, l'écliptique avoit été autrefois perpendiculaire à l'équateur. Par les observations d'une longue suite d'années, ils estimerent que l'obliquité de l'écliptique diminuoit continuellement, ou, ce qui revient au même, que l'écliptique s'approchoit continuellement de l'équateur; c'est ce qui leur fit conjecturer qu'au commencement ces

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