éclipse - astronomie.

éclipse - astronomie. 1 PRÉSENTATION éclipse, occultation temporaire d'un astre par un autre. Deux sortes d'éclipses impliquent la Terre : celles de Lune et celles de Soleil. Une éclipse de Lune survient lorsque la Terre passe entre le Soleil et la Lune, et que son ombre assombrit la Lune. Une éclipse de Soleil se produit lorsque la Lune passe entre le Soleil et la Terre, et que son ombre est projetée sur la surface de la Terre. Les transits et les occultations sont des phénomènes astronomiques similaires, mais ne sont pas aussi spectaculaires que les éclipses, du fait de la petite taille des corps concernés vus depuis la Terre. 2 ÉCLIPSES DE LUNE La Terre, éclairée par le Soleil, projette dans l'espace un cône d'ombre, entouré par une zone partiellement assombrie, le cône de pénombre. Le cône d'ombre a une longueur moyenne de 1 379 200 km. À 384 600 km, distance moyenne de la Terre à la Lune, son diamètre est d'environ 9 170 km. Une éclipse totale de Lune se produit lorsque l'astre est entièrement plongé dans le cône d'ombre de la Terre. Si la Lune passe exactement au centre du cône d'ombre, elle est obscurcie pendant environ deux heures. Dans les autres cas, la période d'éclipse totale est moindre, et peut ne durer qu'un instant si la Lune passe juste à la limite de l'ombre. Une éclipse partielle de Lune survient lorsqu'une partie seulement de la Lune est plongée dans le cône d'ombre de la Terre : la Lune est alors partiellement obscurcie. On rencontre des éclipses partielles de différentes ampleurs. Les deux cas extrêmes sont l'éclipse presque totale, lorsque la Lune est presque entièrement obscurcie, et l'éclipse mineure, lorsqu'on aperçoit une petite partie de l'ombre terrestre passant sur la Lune. D'un point de vue historique, l'observation de l'ombre circulaire de la Terre progressant sur la surface de la Lune est la première indication de la forme de la Terre. Avant de pénétrer dans le cône d'ombre de la Terre, la Lune passe dans le cône de pénombre et sa surface s'assombrit nettement. La partie qui pénètre dans le cône d'ombre semble pratiquement noire. Cependant, au cours d'une éclipse totale, le disque lunaire n'est pas totalement obscur : il est légèrement éclairé par une lumière rouge réfractée par l'atmosphère terrestre, qui filtre les rayons bleus de la lumière solaire. Si une éclipse de Lune se produit alors que la Terre est recouverte d'une épaisse couche de nuages qui empêche la réfraction de la lumière, la surface de la Lune est invisible durant toute l'éclipse (voir optique). 3 ÉCLIPSES DE SOLEIL Pour un observateur terrestre, une éclipse de Soleil se produit lorsque la Lune passe devant le disque solaire. Le cône d'ombre de la Lune a une longueur variant de 367 000 à 379 800 km et la distance de la Terre à la Lune varie de 357 300 à 407 100 km. Une éclipse totale de Soleil se produit lorsque l'ombre de la Lune atteint la Terre. Le diamètre du cône d'ombre de la Lune ne dépasse jamais 268,7 km sur la Terre. Ainsi, la zone d'observation terrestre d'une éclipse totale de Soleil s'étale toujours sur moins de 268,7 km, et est en général beaucoup plus étroite. À la surface de la Terre, la largeur de la pénombre, ou région d'éclipse partielle, est d'environ 4 800 km. Lorsque la Lune passe entre la Terre et le Soleil sans que son ombre atteigne la Terre, il se produit une éclipse annulaire : un anneau brillant (couronne du disque solaire) apparaît autour du disque noir de la Lune. L'ombre de la Lune se déplace vers l'est à la surface de la Terre. Comme la Terre tourne également dans ce sens, la vitesse de l'ombre lunaire sur la Terre est la différence entre la vitesse de déplacement de la Lune sur son orbite et la vitesse de rotation de la Terre. La vitesse de l'ombre à l'équateur est d'environ 1 706 km.h-1. Près des pôles, où la vitesse de rotation est quasi nulle, l'ombre se déplace à environ 3 380 km.h-1. La trajectoire d'une éclipse totale de Soleil et sa durée peuvent être déterminées à partir de la taille du cône d'ombre lunaire et de la vitesse de ce cône sur la Terre. Une éclipse totale de Soleil a une durée maximale de sept minutes et demie. Les éclipses d'une telle durée sont rares (une seule fois en plusieurs milliers d'années), la plupart des éclipses totales étant visibles pendant quelques minutes, depuis un point situé au centre de la trajectoire de l'éclipse. Pour une éclipse totale de Soleil, la Lune commence à se déplacer sur le disque solaire environ une heure avant l'occultation totale. L'éclat du Soleil diminue graduellement, et durant l'obscurcissement total il atteint l'intensité d'un vif clair de lune. Cette lumière résiduelle est due en grande partie à la couronne solaire, région la plus éloignée de l'atmosphère solaire. Comme la surface du Soleil se réduit à un croissant fin, la couronne solaire devient visible. Juste avant que l'éclipse ne devienne totale, de brillants points lumineux en forme de croissant, appelés grains de Baily, étincellent. Ces points sont dus à l'illumination par le Soleil des vallées et des irrégularités de la surface lunaire. Les grains de Baily sont également visibles au moment de l'émersion, instant où réapparaît l'astre occulté. Avant, après et parfois pendant l'occultation totale, des franges étroites d'ombre mobiles peuvent être observées sur les objets situés à la surface de la Terre. Ces franges d'ombre ne sont pas totalement expliquées, mais on pense qu'elles sont dues à la réfraction irrégulière de la lumière dans l'atmosphère terrestre. Avant et après l'occultation totale, un observateur situé sur une colline ou dans un avion peut voir l'ombre de la Lune se déplacer vers l'est à la surface de la Terre, comme l'ombre d'un nuage avançant rapidement. 4 FRÉQUENCE DES ÉCLIPSES Si l'orbite terrestre, ou écliptique, était dans le même plan que l'orbite lunaire, deux éclipses totales surviendraient au cours de chaque mois lunaire : une éclipse de Lune se produirait au moment de chaque pleine lune, et une éclipse de Soleil apparaîtrait au moment de chaque nouvelle lune. Les deux orbites sont toutefois inclinées. Par conséquent, les éclipses surviennent seulement lorsque la Lune ou le Soleil sont à proximité (quelques degrés) de deux points, appelés noeuds, qui sont les lieux d'intersection des deux orbites. Périodiquement, le Soleil et la Lune retrouvent une même position par rapport à l'un des noeuds. Ainsi, les éclipses se produisent à intervalles réguliers appelés saros. Un saros correspond à environ 6 585,3 jours, c'est-à-dire 18 années, de 9 à 11 jours (selon le nombre d'années bissextiles) et 8 heures. Le saros, connu depuis l'Antiquité, correspond à 19 retours du Soleil au même noeud, 242 retours de la Lune au même noeud ou 223 mois lunaires. L'inégalité entre le nombre de retours de la Lune et le nombre de mois lunaires provient du déplacement des noeuds vers l'ouest, à raison de 19,5° par an. Chaque éclipse est identique à la précédente, mais est déplacée de 120° vers l'ouest à la surface de la Terre, en raison de la rotation de cette dernière. Pendant un saros, environ 70 éclipses ont lieu, dont 29 éclipses de Lune et 41 éclipses de Soleil. Parmi ces dernières, en général 10 sont totales et 31 partielles. Au cours d'une année, il se produit de 2 à 7 éclipses. Cependant, un long intervalle de temps sépare deux observations successives d'éclipses totales de Soleil à partir d'un même lieu. Ainsi, depuis le début du siècle, on n'a pu observer que trois éclipses totales de Soleil en France, l'une en 1912, l'autre en 1961, la dernière le 11 août 1999 (l'ombre de la Lune a balayé la France d'ouest en est en moins de 20 min à partir de 10 h 20, temps universel). 5 OBSERVATION DES ÉCLIPSES Aujourd'hui, l'observation scientifique des éclipses solaires est extrêmement précieuse : elle fournit des informations sur la façon dont les variations minimes du Soleil modifient le climat sur Terre et sur la manière dont les scientifiques peuvent améliorer la prévision des éruptions solaires. En outre, de nombreux problèmes astronomiques ne peuvent être étudiés que pendant une éclipse totale du Soleil, par exemple la taille et la composition de la couronne solaire (en raison de l'éclat important du disque solaire et de l'illumination de l'atmosphère terrestre par le Soleil en temps normal), ou l'action du champ gravitationnel solaire sur la courbure des rayons lumineux passant à proximité du Soleil. Voir aussi Astronomie ; Terre ; Lune ; Soleil. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.