Éclipse solaire

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Une éclipse solaire (ou plus exactement une occultation solaire, voir Terminologie) se produit lorsque la Lune se place devant le Soleil, occultant totalement ou partiellement l'image du Soleil depuis la Terre. Cette configuration peut se produire uniquement durant la nouvelle lune, quand le Soleil et la Lune sont en conjonction par rapport à la Terre.

Dans des époques reculées, mais aussi dans certaines cultures actuelles, il est attribué aux éclipses solaires des propriétés mystiques. Les éclipses solaires peuvent être effrayantes pour des personnes ignorant la nature relativement inoffensive de ce phénomène astronomique. En effet, le Soleil disparait soudainement au cours de la journée et le ciel s'obscurcit en quelques minutes.

Les éclipses totales de Soleil sont des événements très rares et de courte durée (pas plus de 8 minutes[1]) quel que soit le lieu sur Terre, la totalité est observée uniquement sur une bande étroite qui correspond au passage de l'ombre portée de la Lune sur la surface terrestre. Une éclipse totale solaire est un phénomène naturel spectaculaire et de nombreuses personnes envisagent de voyager pour assister à ce type d’événement, ce sont les « chasseurs d'éclipses ».

L'éclipse totale de 1999 en Europe, était considérée, au moment où elle eut lieu, comme l'éclipse qui eut le plus d'observateurs de l'histoire humaine[réf. souhaitée] ; ce qui a permis d'augmenter l'information du public sur cette curiosité.

Types[modifier | modifier le code]

Il existe 4 types d'éclipses solaires :

  • Une éclipse totale se produit lorsque le Soleil est complètement occulté par la Lune. Le disque solaire intensément lumineux est remplacé par une silhouette lunaire noire, et la majeure partie de la couronne solaire est visible (voir l'image plus haut). Durant toute l'éclipse, la totalité est observable uniquement sur une bonne partie de l'étroit parcours de l'ombre sur la surface de la Terre.
  • Une éclipse annulaire se produit quand le Soleil et la Lune sont parfaitement alignés avec la Terre (c'est aussi une éclipse « centrale »), mais que la taille apparente de la Lune est légèrement inférieure à celle du Soleil. C'est-à-dire que le Soleil apparaît comme un anneau très brillant entourant le disque lunaire.
  • Une éclipse hybride, appelée aussi éclipse annulaire-totale ou éclipse mixte est l'état intermédiaire entre une éclipse totale et une éclipse annulaire. C'est une sorte de mélange ou de transition, entre les deux. Elle est donc annulaire ou totale, selon le lieu d'observation. Si en certains points géographiques terrestres elle est annulaire : au début ou à la fin de son parcours, où la distance surface terrestre - Lune est plus longue d'un rayon terrestre que celle à mi-parcours ; sur le reste du parcours, où la distance surface terrestre - Lune est plus courte, elle est totale. Une éclipse perlée est une éclipse mixte qui doit son nom à la couronne de perles formée par les grains de Baily lorsque les diamètres apparents de la lune et du soleil sont très voisins[2].
    Les éclipses hybrides sont assez rares :
    • À notre époque, l'avant-dernière a eu lieu le 8 avril 2005 et la suivante a eu lieu le 3 novembre 2013, qui fût une très rare AT (annulaire-totale).
    • Avant la première du XXIe siècle, il y eut une paire d'hybrides à la fin du XXe siècle : celle des 3 octobre 1986[3] et 29 mars 1987[4] ; un « duo » encore plus rare.
      → Le prochain « duo », ou doublet hybride, est celui du milieu de ce siècle avec les éclipses des 25 novembre 2049 et 20 mai 2050, et ce sera le seul du XXIe siècle.
  • Une éclipse partielle se produit lorsque le Soleil et la Lune ne sont pas parfaitement alignés et que la Lune n'occulte qu'en partie le Soleil. Ce phénomène peut être généralement observé sur une grande partie de la Terre en dehors de la bande d'ombre d'une éclipse totale ou d'une éclipse annulaire.
    On appelle « éclipse partielle » une éclipse qui ne présente sur Terre que les phases partielles. Elle se produit lorsque l'alignement Soleil-Lune passe au « nord du pôle Nord » ou au « sud du pôle Sud ». La zone partielle peut concerner les zones polaires et tempérées, mais pas tropicales.

La distance entre le Soleil et la Terre est 390 fois plus grande que celle entre la Lune et la Terre. Le diamètre du Soleil est 400 fois plus grand que celui de la Lune. Puisque ces rapports sont approximativement les mêmes, les tailles apparentes depuis la Terre du Soleil et de la Lune sont approximativement identiques : ~0,5 degré (~30') d'arc angulaire.
Parce que l'orbite de la Lune autour de la Terre est une ellipse, tout comme l'est l'orbite terrestre autour du Soleil, les tailles apparentes du Soleil et de la Lune varient.

La magnitude d'une éclipse est le rapport de la taille apparente de la Lune divisée par celle du Soleil pendant l'éclipse. Une éclipse, quand la Lune avoisine sa distance la plus éloignée par rapport à la Terre (c’est-à-dire, son apogée), peut être uniquement annulaire car la Lune parait alors plus petite que le Soleil ; la magnitude d'une éclipse annulaire est inférieure à 1.

Il y a généralement un peu plus d'éclipses annulaires que d'éclipses totales car, en moyenne, la Lune est située trop loin de la Terre pour masquer complètement le Soleil. Une éclipse hybride se produit quand la magnitude de l'éclipse est très proche de 1 : l'éclipse deviendra totale en certains endroits sur Terre et annulaire en d'autres.

L'orbite de la Terre autour du Soleil est aussi elliptique, donc la distance qui sépare la Terre du Soleil varie au cours de l'année. Ceci influe sur la taille apparente du Soleil, mais pas autant que la variation de la distance Terre-Lune. Lorsque la Terre approche sa distance la plus éloignée par rapport au Soleil (l'aphélie) en juillet, ceci tend à favoriser les éclipses totales. Quand la Terre atteint sa plus proche distance du Soleil (le périhélie) en janvier, ceci tend à favoriser les éclipses annulaires.
→ Ces dates sont valables pour notre époque, le grand axe de l'orbite terrestre a eu une précession tout comme les saisons. La combinaison de ces précessions font que le périhélie et l'aphélie avancent dans les saisons au rythme d'un jour sur 70 ans. L'excentricité de l'orbite terrestre varie aussi au cours des époques.

Terminologie[modifier | modifier le code]

Le terme éclipse centrale est souvent utilisé comme expression générique pour désigner une éclipse, qu'elle soit totale, annulaire, ou hybride. Toutefois, ceci n'est pas rigoureusement exact : la définition d'une éclipse centrale est une éclipse durant laquelle la ligne centrale de l'ombre touche la surface de la Terre. Il est possible pourtant, mais très rarement, qu'une partie de l'ombre atteigne la surface terrestre (créant ainsi une éclipse annulaire ou une éclipse totale), mais pas sa ligne centrale. Ce type d'éclipse est appelée éclipse non-centrale (totale ou annulaire). Et se produit toujours sur le bord de l'hémisphère diurne, avec le Soleil proche de l'horizon : au levant ou au couchant.

Selon la définition donnée aujourd'hui de l'éclipse, le terme « éclipse solaire » est un abus de langage : le phénomène de la Lune passant devant le Soleil n'est pas une éclipse, mais une occultation. Une éclipse se produit quand un objet passe dans l'ombre portée par un autre objet. Par exemple, quand la Lune disparait à la pleine Lune en passant dans l'ombre de la Terre, l'évènement est proprement appelé éclipse lunaire. C'est pourquoi, le terme adéquat, mais rarement utilisé, désignant « l'éclipse solaire » est éclipse de Terre (vu de l'espace) ou occultation solaire (depuis la surface terrestre). Cependant du point de vue étymologique, l’éclipse d’un corps céleste est bel et bien sa disparition temporaire pour un observateur terrestre : avant le XXe siècle, il n’était pas possible de faire d’observation hors de la Terre. Ceci justifie l’usage fait habituellement du terme « éclipse solaire » qui trouve de cette manière sa traduction littérale dans un grand nombre de langues. Le mot français « occultation » n'est apparu qu'au XVe siècle en astronomie et est toujours considéré comme synonyme d'éclipse dans les dictionnaires à usage général.

Prédictions[modifier | modifier le code]

Contrairement à ce qui a été souvent affirmé à la suite d'une erreur d'Edmond Halley, ce que les Chaldéens appelaient saros n'a rien à voir avec les éclipses et ne permettait en aucun cas de prédire une éclipse solaire visible dans le monde connu de l'époque[5]. La fameuse prédiction d'éclipse solaire de Thalès relatée par Hérodote (cf infra, éclipses historiques), est probablement exagérée. Cette éclipse s'est bien produite le 28 mai -585 et était visible dans cette partie du monde (xjubier.free.fr)[6]. Mais une prédiction d'éclipse suppose des outils théoriques et mathématiques très avancés, qu'on estime n'avoir été élaborés qu'au IIe siècle av. J.-C. par Hipparque (190 à 120 av. J.-C.) grâce à sa théorie des épicycles.

Et une fois ces outils élaborés, il faut encore dresser des tables très précises. On ne sait pas avec certitude quand les premières tables permettant des calculs d'éclipses ont vu le jour. Elles sont antérieures à Ptolémée, qui les a perfectionnées, et elles n'existent pas en Grèce avant Hipparque. On ne sait pas si ce dernier a effectué avec succès de tels calculs, mais en tout cas il a mis au point la méthode[7].

À partir de Ptolémée (vers 140 après J.-C.), on vérifiait la théorie après l'éclipse, car pour la prédire, il aurait fallu effectuer de fastidieux calculs, le plus souvent en vain, lors de chaque nouvelle lune. La première prédiction d'éclipse solaire établie de manière certaine, dont on possède le calcul, est celle du 16 juillet 1330[8], réalisée par Nicéphore Grégoras à Byzance, d'après les Tables faciles de Théon d'Alexandrie et d'après l'Almageste de Ptolémée[9].

Géométrie[modifier | modifier le code]

Schéma d'une éclipse solaire.

Le diagramme de droite montre l'alignement du Soleil, de la Terre et de la Lune pendant une éclipse solaire (les distances et les tailles respectives ne sont pas à l'échelle). La région gris foncé sous la Lune est l'ombre, où le Soleil est complètement obscurci. La petite zone où l'ombre touche la surface terrestre est l'endroit où une éclipse totale peut être observée. La plus grande région gris clair est la pénombre, dans laquelle seule une éclipse partielle peut être observée.

L'orbite de la Lune autour de la Terre est inclinée de 5 degrés par rapport au plan de l'orbite terrestre autour du Soleil (l'écliptique). C'est pourquoi, au moment de la nouvelle lune, la Lune passe habituellement au-dessus (au nord) ou en dessous (au sud) du Soleil. Une éclipse solaire peut se produire uniquement lorsque la nouvelle lune se trouve près d'un des points (appelés nœuds) où l'orbite lunaire croise l'écliptique.

Comme il a été précisé plus haut, l'orbite lunaire est aussi elliptique. La distance Terre-Lune peut varier de 6 % par rapport à sa valeur moyenne. C'est pourquoi la taille apparente de la Lune varie suivant sa distance par rapport à la Terre, et c'est la cause qui conduit à la différence entre les éclipses totales et les éclipses annulaires. La distance de la Terre au Soleil varie suivant l'année, mais ceci a un plus faible impact. En moyenne, la Lune parait légèrement plus petite que le Soleil, ainsi la majorité (près de 60 %) des éclipses centrales sont annulaires. C'est seulement quand la Lune est plus près de la Terre que la moyenne (près de son périgée) que l'éclipse totale se produit.

A Éclipse totale dans l'ombre.
B Éclipse annulaire dans l'anté-ombre.
C Éclipse partielle dans la pénombre.

La Lune tourne autour de la Terre en approximativement 27,32 jours par rapport à un repère de référence fixe. C'est le mois sidéral. Toutefois, durant un mois sidéral, la Terre accomplit une partie de son parcours autour du Soleil, effectuant un temps moyen entre une nouvelle lune et la prochaine plus long que le mois sidéral : approximativement 29,53 jours. Ce temps moyen, qui est connu en tant que mois synodique, correspond à ce qui est communément appelé mois lunaire.

La Lune passe du nord au sud de l'écliptique en son nœud descendant, et vice versa en son nœud ascendant. Toutefois, les nœuds orbitaux de la Lune se déplacent progressivement dans un mouvement rétrograde, dû à l'action de la gravité du Soleil sur le déplacement de la Lune, et ils font un circuit complet en 18,6 années. Ceci signifie que le temps entre deux passages de la Lune par le nœud ascendant est légèrement plus court que le mois sidéral. Cette période est appelée le mois draconique.

Enfin, le périgée de la Lune se déplace lentement et avance plus loin que le périgée précédent : il réalise un cycle complet en 8,85 années. Le temps écoulé entre le passage à un périgée et le suivant est appelé mois anomalistique dont la durée est approximativement 27,56 jours.

L'orbite de la Lune coupe l'écliptique aux deux nœuds qui sont séparés par 180 degrés, au déplacement draconique près. Ainsi, la nouvelle lune se produit près des nœuds à deux périodes de l'année séparées approximativement par 6 mois (6 lunaisons moins la précession), et il y a toujours au moins une éclipse durant ces périodes, appelées « saisons d'éclipses ». Parfois la nouvelle lune se produit assez proche des nœuds durant deux mois consécutifs. Ceci signifie que pour une année donnée, il y aura toujours au moins deux éclipses, tout comme il peut y en avoir cinq. Pourtant, certaines sont visibles uniquement en tant qu'éclipses partielles, car l'ombre passe au-delà des pôles nord ou sud, et d'autres sont centrales seulement dans des régions de l'Arctique ou de l'Antarctique.

Trajectoire[modifier | modifier le code]

Durant une éclipse centrale, l'ombre de la Lune (ou anté-ombre, dans le cas d'une éclipse annulaire) se déplace rapidement d'Ouest en Est sur la Terre. La Terre tourne aussi d'Ouest en Est, mais l'ombre se déplace plus rapidement quel que soit le point donné sur la surface terrestre, donc elle parait presque toujours se déplacer dans le sens Ouest-Est sur la carte
Il y a certaines rares exceptions à cela, qui se produisent durant une éclipse « du Soleil de minuit » dans les régions arctiques ou antarctiques.

La largeur de la bande d'une éclipse centrale varie suivant le diamètre apparent relatif du Soleil et de la Lune. Dans la plupart des circonstances favorables, quand une éclipse se produit très près du périgée, la bande peut mesurer plus de 250 km de largeur et la durée de la totalité peut durer plus de 7 minutes. En dehors de la bande centrale, une éclipse est généralement observée sur une plus grande surface terrestre.

Fréquence et périodes[modifier | modifier le code]

Les éclipses solaires totales sont des événements rares. Bien qu'il s'en produise sur Terre au moins une tous les six mois, en moyenne l'ombre de la Lune repasse seulement tous les 370 ans au même endroit à la surface terrestre. Mais le délai peut n'être que de seulement une année (au minimum), ou s'étendre à des millénaires.

Ainsi, après avoir attendu aussi longtemps, l'éclipse totale ne dure seulement que quelques minutes, puisque l'ombre de la Lune se déplace vers l'est à 1 700 km/h, au minimum. La totalité ne peut être supérieure à 7 min 40 s, et elle est souvent beaucoup plus courte : au cours de chaque millénaire il y a généralement un peu moins de 10 éclipses excédant 7 minutes.
La dernière fois que cela s'est produit fut le 30 juin 1973[10]. Des observateurs à bord d'un Concorde étaient capables de suivre la totalité durant 74 minutes en volant le long de la trajectoire de l'ombre lunaire. La prochaine éclipse d'une durée comparable ne se reproduira pas avant le 25 juin 2150. L'éclipse solaire totale la plus longue pendant l'actuelle période de 10 000 ans de -4 000 à 6 000 se produira le 16 juillet 2186, et durera 7 min 29 s.

Si la date et l'heure d'une éclipse est connue, il est possible de prédire d'autres éclipses en utilisant les cycles d'éclipses. Deux de ces cycles sont le Saros et l'Inex.
Le Saros est probablement le plus connu, et un des cycles d'éclipses les plus fiables. L'Inex est moins fiable, mais il est très commode pour la classification des éclipses.

Lorsqu'un cycle de Saros se finit, un nouveau cycle de Saros débute après un Inex, d'où son nom: in-ex. Un cycle de Saros dure 6585,3 jours (18 ans 11 jours 8 heures), ce qui signifie qu'après cette période, une éclipse quasiment identique à la précédente aura lieu. La principale différence entre ces deux éclipses sera un écart de 120° en longitude, à cause des 1/3 de jour (8 heures), et un petit écart en latitude.
Une série de Saros commence toujours par une éclipse partielle dans l'une des régions polaires, puis se décale autour du globe dans une suite d'éclipses centrales : totales et/ou annulaires, et enfin se termine sur l'autre région polaire. Un Saros entier dure entre 1226 et 1550 ans, et compte entre 69 et 87 éclipses, dont 40 à 60 centrales.

Éclipses historiques[modifier | modifier le code]

L'éclipse solaire du 15 juin 763 av. J.-C. mentionnée dans un texte assyrien est importante pour la chronologie de l'antique Proche-Orient. Connue aussi sous le nom de l'éclipse de Bûr-Sagalé, c'est la première éclipse solaire mentionnée par des sources historiques qui a été identifiée avec succès.

Hérodote signale dans ses écrits que Thalès de Milet avait prédit une éclipse qui s'est produite durant une bataille entre les Mèdes et les Lydiens. Les soldats des deux camps jetèrent leurs armes et proclamèrent la paix à la suite de ce phénomène. Mais il faut se garder d'accepter à la lettre tout ce que dit Hérodote (cf supra Prédictions).

Une liste des éclipses de Soleil les plus fiables décrites dans les Annales et classées d'après leur saros est disponible[11].

Un éclipse solaire a marqué la fin de la victoire zouloue sur les Britanniques à Isandlwana le 22 janvier 1879, ce qui vaut à ce jour d'être connu en zoulou sous le nom de « jour de la lune morte »[12].

Fin des éclipses totales[modifier | modifier le code]

À cause de l'accélération de la marée, l'orbite lunaire s'éloigne de la Terre approximativement de 3,8 cm chaque année. Il a été estimé que dans 600 millions d'années, la distance Terre-Lune aura augmenté de 23 500 km, ce qui signifie que la Lune ne pourra plus couvrir complètement le disque solaire. Et ceci sera vrai même quand la Lune est à son périgée et la Terre à son aphélie.

Un facteur aggravant est que le Soleil augmente lentement en taille durant sa séquence principale, par suite de son augmentation de puissance. Ce qui rendra encore plus difficile pour la Lune de provoquer une éclipse totale. Nous pouvons donc dire que la dernière éclipse solaire totale sur Terre aura lieu dans un peu moins de 600 millions d'années.

Il est à préciser que la dernière fois que l'ombre de la Lune sera susceptible de toucher la surface terrestre, aura lieu vers cette époque, durant une hybride ATA (annulaire-totale-annulaire) dont la zone de totalité sera une portion infime du parcours, très près du midi vrai et assez près de l'équateur, et dans une zone d'altitude[13]. Cette totalité elle-même ne sera qu'une pose imperceptible dans l'apparition des grains de Baily.

Jusqu'à cette époque (très) lointaine, les éclipses totales dureront moins longtemps et seront moins fréquentes, laissant progressivement la place aux éclipses annulaires tendant elles, à être encore plus longues et plus fréquentes.
À notre époque, ces dernières sont déjà (en moyenne) plus longues et plus fréquentes que les totales.
On peut estimer qu'il resterait environ 100 à 200 millions de passages de l'ombre de la Lune sur Terre, jusqu'à cette époque.

On peut aussi remarquer que depuis que la Lune s'est composée sur orbite terrestre, les éclipses (centrales) ont toutes été totales, jusqu'à il y a environ 600 à 800 millions d'années[14](?), où sont apparues les premières phases annulaires.

Les éclipses dans la fiction[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Marc Séguin et Benoit Villeneuve. astronomie et astrophysique, éditions du renouveau pédagogique,page 29
  2. IMCCE, Le manuel des éclipses, EDP Sciences,‎ 2005, p. 265
  3. Éclipse solaire du 3 octobre 1986
  4. Éclipse solaire du 29 mars 1987
  5. Voir à ce sujet l'article saros et ses références.
  6. Il convient de tenir compte du fait que dans ce type de calcul, les astronomes notent par 0 l'an -1.
  7. Pour plus de détails sur les conditions nécessaires pour un calcul d'éclipse en astronomie géocentrique, voir l'article Hipparque (astronome).
  8. Éclipse solaire du 16 juillet 1330
  9. Calcul de l’éclipse de Soleil du 16 juillet 1330 d'après les tables faciles de Théon d'Alexandrie. Texte établi et traduit par Robert Royez, 1971 —
    J. Mogenet, A. Tihon, R. Royez, A. Berg, Calcul de l’éclipse de soleil du 16 juillet 1330, Corpus des astronomes byzantins, Gleben, 1983. (ISBN 9789070265342).
  10. Éclipse solaire du 30 juin 1973
  11. [PDF](en) document VLA's Canon of Observed Ancient Solar Eclipses
  12. (en) Modèle:Cite audio
  13. Dont il est impossible de spécifier l'endroit, jusqu'à cette époque !
  14. Il est à noter que jusqu'à cette époque, il y avait comme aujourd’hui une durée maximale des éclipses totales (environ le double, ~15 min), mais il y avait aussi une durée minimale. Qui est arrivée à zéro à cette époque lointaine.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • (en) Fred Espenak et Jean Meeus, Five millennium catalog of solar eclipses: -1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE) revised, National Aeronautics and Space Flight Administration, Greenbelt, Md., 2009 (éd. révisée), V-64, A201 p.
  • (en) Mark Littmann, Fred Espenak et Ken Willcox, Totality: eclipses of the sun, Oxford University Press, Oxford, New York, 2008, XV-341 p. (ISBN 978-0-19-953209-4)
  • (en) Martin Mobberley, Total solar eclipses and how to observe them, Springer, New York, 2007, XIV-201 p. (ISBN 978-0387-69827-4)
  • (en) Francis Richard Stephenson et Michael A. Houlden, Atlas of historical eclipse maps: East Asia 1500 BC-AD 1900, Cambridge University Press, Cambridge ; Londres, New York [etc.], 2009 (1re publication 1986), 431 p. (ISBN 978-0-521-10694-8)
  • (fr) Jean-Michel Faidit et Patrick Rocher, Montpellier et les éclipses de soleil, Centre culturel de l'astronomie, Montpellier, 2005, 28 p. (ISBN 2-9516194-1-3)
  • (fr) Serge Koutchmy et William Thuillot (préfaces), Le manuel des éclipses, publié par l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, Observatoire de Paris, EDP Sciences, Les Ulis, 2005, XIII-276 p. (ISBN 2-86883-810-3)
  • (fr) Elisabeth Labrousse, L'entrée de Saturne au Lion : l'éclipse de soleil du 12 août 1654, M. Nijhoff, 1974, La Haye, 115 p. (ISBN 90-247-1625-X) (contient la réimpression en fac-similé de Prophecie ofte voorlegginghe van de toekomende jonghsten dach des heeren, 1653, et de Prediction merveilleuse... sur l'eclipse de soleil qui se fera le douziesme iour d'aoust 1654, Paris : J. Beslay, 1654, du Pseudo-Argolin)
  • (fr) Philippe de La Cotardière, Observer les éclipses de soleil et de lune, Bordas, Paris, 2000, 64 p. (ISBN 2-04-760022-7)
  • (fr) Leïla Haddad et Alain Cirou, Soleil noir : le livre des éclipses, coédition éditions du Seuil et Association française d'astronomie (AFA), Paris, juin 1999, 130 p., (ISBN 2-02-032462-8), (notice BnF no FRBNF370756370). — Ouvrage de vulgarisation, schématiquement en forme de soleil éclipsé, édité quelques semaines avant l'éclipse solaire du 11 août 1999, et qui était accompagné d'une paire de lunettes d'éclipse.

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]