La possibilité d'une éclipse de Soleil
 

    Pour comprendre quand et où une éclipse de Soleil peut avoir lieu, il faut faire connaissance avec le mécanisme des éclipses. Celui-ci dépend des mouvements principaux des trois corps impliqués dans l'éclipse : le Soleil, la Terre et la Lune. Ceux qui nous intéressent sont au nombre de trois. Les deux premiers concernent la Terre et le dernier concerne la Lune. Ce sont, la rotation terrestre, la révolution terrestre et les révolutions lunaires. Alors on comprendra pourquoi une éclipse totale de Soleil est si rare en un même lieu d'observation. Les raisons sont d'ordre temporel et spatial.
 

 

Le principe des éclipses de Soleil

    Il n'y en a pas de plus simple : un objet ( la Lune ) cache un autre objet ( le Soleil ) à un troisième objet ( la Terre ). Tout l'intérêt vient de ce que l'objet caché émet de la lumière ce qui n'est pas le cas des autres. On assiste alors à un jeu d'ombres et de lumière.
    Dis autrement, il faut pour qu'une éclipse ait lieu que les trois astres soient alignés avec la Lune entre le Soleil et la Terre.
schema de principe de l'eclipse
    La lumière y joue un rôle important. Le Soleil est la seule source de lumière du système solaire, tous les autres objets sont naturellement sombres. Ainsi la lumière atteignant un astre comme la Terre sépare celle-ci en deux parties égales : celle face au Soleil est éclairée, il y fait jour, l'autre cachée au Soleil reste sombre, elle est plongée dans la nuit. Évidemment seules les terres où le Soleil est levé peuvent assister à l'éclipse. Alors la Lune passe devant le Soleil et arrête ses rayons. Une région de la Terre cesse de recevoir la lumière solaire et est plongée dans le noir.

    Cette dernière remarque concernant le rôle de la Lune permet de faire la réflexion suivante. La Lune éclairée par le Soleil est elle aussi séparée en une face sombre et une face éclairée. ombre La face dirigée vers le Soleil empêche la lumière solaire de pénétrer l'espace situé derrière l'astre y rendant le Soleil invisible. Cet espace constitue l'ombre que l'on trouve derrière tout objet éclairé. La face sombre d'un astre reste sombre car elle est dans sa propre ombre. La région terrestre plongée dans l'ombre de la Lune ne voit plus la lumière solaire.
 


 

Les mouvements à l'origine des éclipses

 

Rotation terrestre

    Nous savons tous que le Soleil se lève le matin à l'est et traverse le ciel au cours de la journée pour rejoindre l'ouest où il se couche. La nuit venue, on peut constater que les étoiles, la Lune et les planètes suivent le même mouvement si on a la patience d'attendre. Pendant des siècles l'Occident a cru que le ciel tournait autour d'une Terre immobile. En réalité, la Terre tourne sur elle-même en l'espace d'un jour, mais sa lenteur nous empêche de ressentir le mouvement et a créé cette illusion.
origine du mouvement apparent su Soleil    Ce mouvement est facile à mettre en évidence puisque la rotation de la Terre sur elle même qui nous fait passer de la face sombre à la face éclairée est à l'origine de l'alternance entre la journée et la nuit. La région où nous nous trouvons va d'abord se trouver sur la face sombre de la Terre où il fait nuit. Puis la rotation va l'amener au terminateur, la limite entre la face sombre et la face éclairée, et le Soleil va se lever. Peu à peu nous gagnons le milieu de la face éclairée puis le bord. En même temps, le Soleil semble s'élever dans le ciel jusque dans la direction du sud. Lorsque nous atteignons à nouveau le terminateur, le Soleil est descendu vers l'ouest et disparaît sous l'horizon. Nous rentrons alors dans l'ombre de la Terre et la nuit reprend ses droits. Une autre région de la Terre suivra le même scénario mais à un moment différent.

    La rotation terrestre intervient dans les éclipses uniquement pour savoir quelles régions de la Terre observerons l'éclipse prévue. Elle n'intervient évidemment pas dans la possibilité qu'une éclipse ait lieu. Ce sont les deux autres mouvements qui définissent le jour et l'heure où une éclipse peut avoir lieu. difference entre temps local et universel Ensuite l'heure permet de savoir quelle partie de la terre est tournée face au Soleil. Il faut bien comprendre que l'heure évoquée ci-dessus est la même pour toute la Terre. Ce n'est pas l'heure locale pour laquelle le Soleil est au plus haut au dessus de l'horizon à midi que donne le cadran solaire et qui diffère sur toute la Terre au même instant. On utilise un temps de référence qui est le temps local solaire sur le méridien de Greenwich : le temps universel TU ou G.M.T..


 

Révolution terrestre

    Le Soleil, comme tout objet pourvu d'une masse, attire la terre. Comme sa masse est nettement plus importante que celle de la Terre, il va mener la danse. Aussi la Terre soumise à la loi de gravitation universelle découverte par Newton va tourner autour de l'astre du jour en un an. Le chemin qu'elle parcourt est fixé par des règles précises. La Terre se déplace dans un plan sans en sortir et elle y décrit une ellipse dont l'un des foyers est occupé par le Soleil. Cela est valable pour tout corps orbitant autour d'un autre. Ce mouvement nous permettra de comprendre plus tard pourquoi il y a peu d'éclipses de Soleil par an dans le monde.
orbite terrestre
    Le plan dans lequel circule la Terre est appelé écliptique car c'est sur lui que les éclipses peuvent avoir lieu. Pour comprendre cela, il faut s'imaginer le ciel vu de la Terre. Très loin, nous voyons les étoiles qui semblent fixées à une sphère. Au cours de la révolution terrestre, les étoiles dans la direction du Soleil vont peu à peu changer ce qui peut nous donner l'impression que le Soleil semble se déplacer devant les étoiles. trajet apparent du Soleil On constate la même chose lorsque l'on regarde le paysage en roulant en voiture : les détails proches du paysage semblent se déplacer devant ceux éloignés. Un moyen de s'en rendre compte est de regarder pendant plusieurs semaines quelles sont les étoiles visibles là où vient de se coucher le Soleil. On va peu à peu les voir disparaître rattrapées par le Soleil. La ligne d'écrite par le Soleil dans le ciel est simplement l'intersection du plan de l'écliptique et de la sphère des étoiles. Comme le Soleil suit toujours cette ligne, les éclipses ne peuvent avoir lieu que sur elle ce qui lui a donnée son nom.


 

Révolutions lunaires

    Le pluriel est de mise car selon le point de vue pris, on peut définir des révolutions de durées différentes. Toujours est-il que la Lune, soumise à l'attraction terrestre effectue une révolution autour de notre planète. periodes synodique et siderale Celle-ci se fait encore dans un plan et décrit une ellipse dont la Terre occupe l'un des foyers. Elle fait le tour de la Terre en 27,32 jours : c'est la révolution sidérale au bout de laquelle la Lune se retrouve face aux mêmes étoiles. Mais pendant ce petit mois, la Terre a aussi tournée autour du Soleil et il faut quelques jours supplémentaires pour qu'elle se retrouve face au Soleil. C'est la révolution synodique de 29,55 jours. On peut définir encore d'autres périodes à cause des perturbations engendrées par le Soleil sur la régularité de l'orbite lunaire mais elles ne nous intéressent pas ici.

    Au cours de sa révolution, la Lune vue de la Terre va se trouver parfois en direction du Soleil, parfois dans la direction opposée et le reste du temps entre ces deux positions extrêmes. phases de la Lune Comme elle est à moitié éclairée, son aspect va changer au fil des jours. Derrière la Terre, on ne voit que la face éclairée, c'est la pleine Lune. Sur les côtés on voit à la fois les deux faces Lorsqu'elles sont égales, la Lune est en quartier. Près du Soleil la Lune prend l'aspect d'un croissant car on ne voit plus qu'une petite partie de la face éclairée. Enfin quand elle se trouve dans la direction du Soleil, la Lune nous présente sa face sombre, c'est la nouvelle Lune.

    Cependant, le plan orbital de la Lune n'est pas confondu avec l'écliptique, mais est incliné de plus de 5° par rapport à lui. orbite inclinee de la Lune En effet, il est plus probable que ce plan soit incliné par rapport à l'écliptique que d'être confondu avec car il y a plus de possibilités d'inclinaisons que d'identité. La ligne commune à l'écliptique et à l'orbite lunaire est la ligne des noeuds. Les points de cette ligne appartenant à l'orbite lunaire sont les noeuds. Celui qui permet à la Lune de passer du dessous au dessus de l'écliptique est le noeud ascendant tandis que l'autre est le noeud descendant. Si l'on ne tient pas compte de l'influence du Soleil, le plan orbital de la Lune garde une orientation constante, l'axe de révolution de la Lune étant toujours dirigé vers la même étoile. En fait, la ligne des noeuds tourne lentement dans le sens rétrograde entraînant avec elle le plan orbital de la Lune.
 

 

Un phénomène peu fréquent

 

Rareté temporelle et possibilité d'une éclipse

    Du fait que les trois astres sont soumis à des lois rigides, les éclipses ne peuvent pas avoir lieu n'importe quand, mais au moment précis déterminé par ces lois où les trois astres sont de part et d'autre de la Lune. Or au cours de sa révolution, la Lune vue de la Terre va se trouver parfois dans le voisinage du Soleil et le reste du temps ailleurs. On comprend alors qu'une éclipse de Soleil ne peut avoir lieu qu'environ une fois par mois, à chaque nouvelle Lune.

 trajet apparent de la Lune Mais, le plan orbital de la Lune étant incliné par rapport à l'écliptique, la plupart du temps la Lune se trouve en dehors de l'écliptique. De la Terre, la Lune passe au dessus ou au dessous du Soleil pendant la nouvelle Lune. La Lune est exactement dans la direction du Soleil si elle se trouve dans le voisinage de la ligne des noeuds. hauteur de l'ombre de la Lune Alors seulement son ombre est au niveau de la Terre et peut lui cacher le Soleil. Le plan orbital de la Lune gardant une orientation constante au cours de la révolution terrestre, la ligne des noeuds va être dirigée vers le Soleil deux fois par an ne laissant que deux périodes à la Lune pour masquer le Soleil, une fois pour le noeud ascendant, l'autre fois pour le noeud descendant. En réalité, ces deux moments sont séparées d'un peu moins de six mois à cause de la rétrogradation de la ligne des noeuds. Comme cet intervalle n'est pas un multiple de la période de révolution synodique, il ne peut pas y avoir d'éclipse totale à chaque passage à un noeud. Vue de la Terre, la Lune ne passe pas toujours juste devant le Soleil et on n'assiste qu'à une éclipse partielle.

    Enfin, comme la trajectoire de la Lune est une ellipse, il arrive qu'elle soit trop éloignée de la Terre pour recouvrir tout le disque solaire. consequence du diametre apparent En effet, le diamètre que semble avoir la Lune à l'oeil nu, son diamètre apparent, diminue lorsqu'elle s'éloigne. Inversement il augmente lorsqu'elle est plus proche ce qui lui permet d'avoir le même diamètre apparent que le Soleil alors qu'elle est environ 400 fois plus petite que ce dernier. On voit alors un disque noir entouré d'un anneau de Soleil, c'est une éclipse annulaire, presque une éclipse totale.

    Toutes ces contraintes font que la fréquence des éclipses totales de Soleil dans le monde est inférieure à une par an. C'est pour cette raison que celle de cette année est la dernière éclipse du millénaire : il n'y en aura pas l'année prochaine de part le monde, la prochaine ayant lieu dans la première année du 21ème siècle. Mais cela reste élevé et n'explique pas pourquoi on peut à peine en observer une dans sa vie. Cela tient à notre position sur Terre comme on le verra dans le prochain paragraphe.

    En attendant, ces contraintes sont de nature périodique, aussi, on imagine facilement qu'au bout d'un certain temps les mêmes conditions réapparaissent. Les révolutions synodique, anomalistique ( du périgée au périgée ) et draconique ( de noeud à noeud ) reviennent à leur point de départ après 223, 239 et 242 révolutions de 29,53j 27,55j et 27,21j. Cela représente selon que l'année est bissextile ou non, 18 ans 10 ou 11 jours et quelques heures, soit un saros
 


 

Rareté dans l'espace.

    La grande rareté des éclipses totales est liée au fait que celles-ci ne sont pas visibles pour tous à la fois. Chaque lieu a en effet le droit d'observer une éclipse totale, mais il faut plusieurs éclipses pour balayer toute la Terre.

    Comme la Lune est trois à quatre fois plus petite que la Terre, elle ne peut pas cacher le Soleil à toute la Terre même si elle était collée à sa surface. Sa petite taille fait que les rayons du Soleil rasant le bord de la Lune convergent rapidement derrière elle après avoir parcouru un quatre centième de la distance Soleil-Lune pour former un cône d'ombre très allongé. Il se trouve que la distance de la Lune à la Terre est de cet ordre. cone d'ombre et bande de totalite Il vient toucher la Terre presque à son extrémité ce qui fait que la zone de Terre touchée par l'éclipse totale est au moins dix fois plus petite que la Lune. Bien sûr, le déplacement de la Lune sur son orbite étend cette zone à une bande très longue, de l'ordre de 10 000 km, qui reste encore minuscule par rapport à la surface terrestre.

    De même qu'il faut lancer un dé couvert de faces de nombreuses fois avant d'obtenir le même tirage, il faut attendre de nombreuses éclipses pour que les conditions soient à nouveau identiques et que l'ombre de la Lune balaye la même bande de terre. On peut alors observer une nouvelle éclipse totale au même point sur Terre. En moyenne, on peut en observer trois par millénaire. Si on élargit à un pays, l'attente est diminuée : la prochaine éclipse totale visible en France a lieu en 2081. D'ici là, on pourra assister à une autre en Espagne en 2026 et à une annulaire en France dans la première moitié du siècle.