mouvement propre. Dans ces points que l’on nomme premier et second quartier de la lune, nous voyons la moitié de son hémisphère éclairé. À la rigueur, nous en appercevons un peu plus ; car lorsque l’exacte moitié se découvre à nous, la distance angulaire de la lune au soleil, est un peu moindre que cent degrés : à cet instant que l’on reconnoît parce que la ligne qui sépare l’hémisphère éclairé, de l’hémisphère obscur, paroît être une ligne droite ; le rayon mené de l’observateur, au centre de la lune, est perpendiculaire à celui qui joint les centres de la lune et du soleil. Ainsi, dans le triangle formé par les droites qui joignent ces centres et l’œil de l’observateur, l’angle à la lune est droit, et l’observation donne l’angle à l’observateur ; on peut donc déterminer la distance du soleil à la terre, en parties de celle de la terre à la lune. La difficulté de fixer avec précision, l’instant où nous voyons la moitié du disque éclairé de la lune, rend cette méthode peu rigoureuse ; on lui doit cependant les premières notions justes que l’on ait eues, du volume immense du soleil, et de sa grande distance à la terre.
L’explication des phases de la lune, conduit à celle des éclipses, objets de la frayeur des hommes, dans les temps d’ignorance, et de la curiosité des philosophes, dans tous les temps. La lune ne peut s’éclipser que par l’interposition d’un corps opaque qui lui dérobe la lumière du soleil, et il est visible que ce corps est la terre, puisque les éclipses de lune n’arrivent jamais que dans ses oppositions, ou lorsque la terre est entre cet astre et le soleil. Le globe terrestre projette derrière lui, relativement au soleil, un cône d’ombre dont l’axe est sur la droite qui joint les centres du soleil et de la terre, et qui se termine au point où les diamètres apparens de ces deux corps, sont les mêmes. Ces diamètres vus du centre de la lune en opposition et dans sa moyenne distance, sont à-peu-près de 5920’’ pour le soleil, et de 21322’’ pour la terre ; ainsi le cône d’ombre terrestre a une longueur au moins trois fois et demie plus grande que la distance de la lune à la terre ; et sa largeur, aux points où il est traversé par la lune, est environ huit tiers du diamètre lunaire. La lune seroit donc éclipsée, toutes les fois qu’elle est en opposition avec le soleil, si le plan de son orbe coïncidoit avec l’écliptique ; mais en vertu de l’inclinaison mutuelle de ces plans, la lune dans ses oppositions, est
