Le phénomène
de l'éclipse, en soi, est basique et n'a rien d'exceptionnel. Il
arrive souvent qu'un astre passe devant un autre. Les planètes Mercure
et Vénus, plus proches du Soleil que la Terre, passent parfois devant
le disque solaire (le phénomène est rarissime pour Vénus mais plus
fréquent pour Mercure). Les satellites de Jupiter passent régulièrement
devant le disque de la planète géante, ou bien derrière lui (ce ballet
céleste est observable avec un petit télescope ou une lunette). Parfois
même ils s'éclipsent entre eux (ce sont les phémus : "phénomènes
mutuels"). A l'autres occasions, des satellites d'autres planètes, ou
des astéroïdes voguant dans le système solaire, éclipsent des étoiles
du fond du ciel : ce sont les occultations stellaires et leur
observation est également à la portée de tous, pourvu que l'étoile en
question soit visible avec un instrument.
Il y a éclipse lorsque l'ombre de la Lune touche la
surface de la Terre.
Comme la Lune continue à tourner autour de la Terre pendant ce temps,
l'ombre va balayer plusieurs milliers de kilomètres.
Mais alors me
direz-vous, pourquoi n'y a-t-il pas d'éclipse de Soleil à chaque
nouvelle lune, lorsque la Lune passe entre le Soleil et la Terre ?
Parce que l'orbite de la Lune est légèrement inclinée de 5° par rapport
au plan de la Terre. Ainsi le plus souvent, son ombre passe au-dessus,
ou au-dessous de la Terre et donc ne touche pas sa surface. Pour qu'il
y ait éclipse, l'intersection entre le plan de l'orbite terrestre et le
plan de l'orbite de la lune soit donc se trouver dans l'alignement du
Soleil (et la Lune doit s'y trouver !).
Lorsque cette
intersection est alignée en direction du Soleil, on l'appelle la ligne
des noeuds. Cet
alignement se produit deux fois par an (à six mois d'intervalle).
Durant quelques semaines, une "fenêtre de tir" s'ouvre durant laquelle
il peut y avoir éclipse si la Lune passe à ce point : elle est alors
parfaitement alignée entre le Soleil et la Terre.
Plusieurs cas
de figure peuvent alors se produire durant cette période dite "des
noeuds" :
- si la Lune arrive un peu trop tard ou un peu trop tôt au point d'alignement, l'axe n'est plus parfaitement aligné et il y a éclipse partielle. Il peut arriver cependant qu'il se produise deux éclipses partielle à un mois d'intervalle dans ce cas de figure, avec au milieu (lorsque la Lune parcours la moitié de son orbite et que la Terre se retrouve devant le Soleil), une possible éclipse de lune. Il peut aussi y avoir une éclipse de lune sans qu'il y ait eu éclipse de soleil (et inversement).
- si la Lune arrive au bon moment au point d'alignement, il y a éclipse centrale. C'est à dire que vu depuis la Terre, le centre du disque lunaire et le centre du disque solaire sont parfaitement alignés. La nature du spectacle que l'on pourra voir à la surface de la Terre dépend ensuite de la distance Terre-Lune à l'instant T. Si la Lune se trouve trop loin de la Terre, son cône d'ombre ne touche pas la Terre et le disque lunaire ne cache pas complètement le disque solaire : c'est une éclipse annulaire. Il y a une éclipse totale quand la Lune est suffisamment proche de la Terre pour que son ombre touche la surface terrestre. Ainsi, le disque lunaire couvre entièrement le disque solaire, et l'on peut voir se déployer la magnifique couronne solaire et ses protubérances titanesques... Dans de très rares cas, le disque lunaire a exactement le même diamètre apparent que le disque solaire : il y a alors une éclipse hybride, annulaire aux extrêmités de la trajectoire de l'ombre, et totale sur une partie centrale. Mais on assiste alors à une éclipse totale de quelques secondes seulement, puisque à peine recouvert par la lune, le disque solaire réapparaît déjà de l'autre côté !
Schéma
montrant le cas de figure d'une éclipse de soleil hybride.
Lorsqu'il y a
éclipse totale, la projection de l'ombre de la lune plonge des milliers
de kilomètres dans une demi obscurité. Dans le ciel, la vision d'un
soleil noir - le disque de la lune occultant celui du soleil - est
l'apothéose de l'événement céleste. L'ombre de la Lune, d'un diamètre
variable de quelques dizaines de kilomètres à 250 km (selon la distance
Terre-Lune), se déplace à la surface de la Terre à la vitesse
(variable, elle aussi) de 2800 km/h (vitesse de l'ombre de la Lune le
11 Août 99) ! A cette vitesse, la durée de l'éclipse pour quelqu'un
placé dans la zone de centralité de l'ombre le 11 Août 1999 était de 2
minutes et 23 secondes au maximum. Il arrive parfois, lorsque la Lune
est au plus près de la Terre en passant à la ligne des noeuds, que
l'ombre atteigne plus de 250 km de diamètre : l'éclipse peut alors
durer jusqu'à 7 minutes, comme ce fut le cas le 30 Juin 1973 au Niger.
Le saros : la famille des éclipses
Tout ce
ballet céleste est cependant parfaitement réglé et très bien connu,
depuis des siècles. Les grecs anciens et les astronomes chinois
savaient prédirent les éclipses, avant même de savoir si la Terre est
ronde et que le Soleil était au centre du système solaire et non la
Terre. Cette connaissance relativement précoce du calcul des éclipses a
permis notamment à Christophe Colomb d'impressionner des indiens des
caraïbes en prédisant une éclipse de lune. Quant celle-ci se produisit,
les indiens acceptèrent de ravitailler Colomb et ses navires !
Les éclipses
se produisent donc à intervalle régulier et selon un schéma bien connu.
Il est admis qu'une même configuration d'alignement Soleil-Lune-Terre
se reproduit selon un cycle de 18 ans, 11 jours et 8 heures. Ce
cylce, appelé le saros, correspond à 223 lunaisons (c'est à dire 223
révolutions de la Lune autour de la Terre). La géométrie du système Soleil-Lune-Terre se reproduit donc
quasiment à l'identique d'un saros à l'autre. De fait, les mêmes
éclipses se "reproduisent" donc à l'identique tous les 18 ans et 11
jours. Elles seraient même visibles aux mêmes endroits sur Terre s'il
n'y avait pas ce décalage de 8 heures, qui fait que la Terre a le temps
de faire un tiers de rotation sur elle-même. Ainsi, les mêmes éclipses
se reproduisent mais décalées d'environ 120° vers l'ouest d'un saros à
l'autre. Il faut 3 saros (54 ans et 34 jours) pour qu'une
éclipse se reproduise (environ) aux mêmes longitudes. Voici l'exemple
de l'éclipse du saros n° 145, que l'on a pu observer en France le 11
août 1999 :
Trajectoires de
l'éclipse du saros 145 en 1999, 2017, 2035 et 2053
En plus
du décalage de 120° vers l'ouest en longitude, notez un léger décalage
en latitute (entre 1999 et 2053).
Connaissance
ce cycle du saros, il est facile de calculer, même de tête, où et quand
se produira une prochaine éclipse, en partant d'une éclipse connue. Il
est même possible de connaître approximativement sa durée maximale
connaissant celle de la précédente, puisqu'une éclipse, d'un saros à
l'autre, conserve à peu près les mêmes caractéristiques. Ainsi,
l'éclipse du 11 août 1999 (2 min 23 s) qui a eu lieu en Europe fera
suite à celle du 22 août 1917 (2 min 40 s), puis à celle du 2 septembre
2035 (2 min 54 s), puis à celle du 12 septembre 2053 (3 min 04 s). Dans
le cas présent, la durée maximale de la totalité augmente d'environ 12
secondes par cycle, mais selon l'avancée du saros (croissant ou
décroissant), la durée de la totalité peut baisser. C'est le cas avec
les éclipses du saros 136, qui a atteint son apogée en 1955 avec 7 min
08 s. La suivante, en 1973, faisait 7 min 04 s, puis celle de 1991
durait 6 min 53 s, et enfin celle de 2009 durait au mieux 6 min 39 s.
Une
éclipse d'un même saros se reproduit au total entre 69 et 82 fois, en
l'espace de 1300 ans environ. Dans le cas du saros 145, il est
prévu un total de 77 éclipses sur l'espace de 1370 ans (entre l'an 1639
et l'an 3009). La série d'éclipses commence comme partielle au pôle
nord, avant de devenir totale au bout d'un certain nombre de cycles
(15ème éclipse ici, pour une durée de 16 secondes !). Au fil des
siècles, elle se reproduit de plus en plus au sud, gagant en durée de
totalité, atteignant son apogée au bout de la cinquantième éclipse (7
min 12 s). Ensuite, cette durée décroît tandis que la trajectoire se
rapproche du pôle sud, où la totalité disparaît au bout de la 57ème
éclipse. Les éclipse suivantes deviennent partielles, avant que
l'éclipse ne meurt totalement.
Sur le site de Fred Espenak, tous les saros sont listés ici. Une page
dédiée au saros 145 montre toutes les éclipses de ce cycle.
