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de Lune et de Soleil |
![]() Aperçu | Il arrive de temps en temps que la Lune éprouve des modifications dans la forme de son disque, modifications qui, tout en ayant une certaine ressemblance avec les phases de cet astre ne doivent pas être confondues avec elles, tant à cause de leur durée, qui n'est jamais que d'une fraction de jour, qu'en raison de la grandeur et de l'irrégularité des intervalles de temps compris entre les époques auxquelles on les observe, et encore qu'en raison de la teinte rougeâtre que prend souvent le disque lunaire en ces occasions. De temps à autre également, mais plus rarement en un lieu donné, le disque du Soleil perd lui aussi, pendant quelques heures la forme circulaire que nous lui connaissons d'ordinaire. Ce disque s'échancre d'un côté; l'échancrure augmente progressivement d'étendue; puis bientôt elle diminue peu à peu, et finit par s'anéantir, en laissant le disque de l'astre tel qu'il était avant le commencement de ce singulier phénomène. Quelquefois l'échancrure du disque s'étend à un tel point qu'elle finit par le couvrir complètement, et que le Soleil disparaît pendant quelques minutes, ne laissant paraître qu'une grande auréole irrégulière et laiteuse - sa couronne - autour de lui; au bout de ce temps, l'astre reparaît en passant successivement, et en sens inverse, par les diverses phases qu'il avait présentées avant sa disparition. Ces phénomènes remarquables, si propres à attirer l'attention, correspondent respectivement aux éclipses Si la Lune, dans son mouvement autour de la Terre, restait toujours dans le plan de l'écliptique, il est clair qu'il y aurait une éclipse de Soleil à chaque nouvelle lune, et une éclipse de Lune à chaque pleine lune. Nous savons qu'il n'en est pas ainsi : les éclipses sont beaucoup plus rares qu'elles ne le seraient dans ce cas. Cela tient à ce que la Lune se meut dans une orbite inclinée par rapport au plan de l'écliptique; elle se trouve tantôt d'un côté de ce plan, tantôt de l'autre côté, et à une distance qui varie d'un instant à un autre : en sorte que, au moment des syzygies, elle passe ordinairement assez loin de la ligne qui joint le centre du Soleil au centre de la Terre, pour qu'il n'y ait pas d'éclipse. Il ne peut y avoir d'éclipse qu'au moment de la nouvelle lune ou de la pleine lune, le centre de la Terre se trouve dans le plan de l'écliptique ou suffisamment près de ce plan. C'est de là que vient le nom d'écliptique donné au plan de l'orbite apparente du Soleil autour de la Terre, ou de l'orbite réelle de la Terre autour du Soleil.
Les plus anciens observateurs du ciel ne possédaient ni tables On évaluait autrefois la grandeur des éclipses en supposant qu'on avait divisé le disque de l'astre éclipsé en 12 parties égales, qu'on appelait doigts, puis, en comptant combien de ces parties étaient couvertes par l'ombre, on déterminait la quantité dont l'astre était éclipsé, qu'on appelait la phase écliptique. Ainsi s'il, y avait 6 de ces parties d'obscurcies, on disait que l'éclipse était de 6 doigts. On estime aujourd'hui la grandeur de l'éclipse en fraction décimale. | |||||
![]() Rouages | Les éclipses de Lune Nous venons de dire que les éclipses de lune sont dues à ce que la Terre, en s'interposant entre le Soleil et Lune, empêche les rayons solaires d'arriver sur la surface de ce dernier astre. C'est la situation que schématise la figure ci-dessous, où les principaux paramètres du phénomènes sont représentés : ![]() Principe d'une éclipse de Lune. O étant le centre du Soleil, C celui de la Terre, les lignes AB et DF, tangentes communes extérieure et intérieure aux deux circonférences engendrent en tournant autour de la ligne OC les cônes MBB' d'ombre pure et PNP', dont la partie située en arrière de la Terre est la pénombre. Un observateur placé dans la région BMB' ne peut voir aucun point du Soleil; c'est pourquoi on dit qu'il est dans l'ombre pure; au contraire, un habitant des régions situées entre P'F' et MB voit une portion du Soleil d'autant plus grande qu'il est plus éloigné du Soleil et de la Terre, et plus rapproché de la génératrice P'F' : il se trouve alors dans la pénombre. Si la Lune au moment de la pleine lune se trouve dans la région de l'espace PB'F'P', elle disparaîtra totalement ou partiellement, suivant qu'elle sera plongée en totalité ou en partie dans le cône BMB' d'ombre pure. Sa lumière diminuera très faiblement quand notre satellite sera dans la pénombre, et l'éclipse proprement dite commencera et finira quand l'astre entrera dans l'ombre pure ou bien en sortira. AO/OM = BC/CM = (AO-BC)/(OM-CM) d'où Remplaçons R et d par leurs valeurs moyennes, qui sont 108,6r et 23 280r, nous aurons : CM = (r.23280.r)/(108,6r - r) = 23280r/107,6 = 216r La distance moyenne de la Lune à la Terre étant 60 r, on voit que le cône d'ombre pure s'étend bien au delà de l'orbite de notre satellite, et par suite que les éclipses de Lune sont possibles. Désignons par a et a' les demi-angles au sommet des cônes BMB' et F'NF, par D, D' les demis diamètres apparents du Soleil et de la Lune à leur distance moyenne, par p et p' la parallaxe horizontale du Soleil et de la Lune à la même distance; nous aurons: a = D - p; a' = D + p; le demi-diamètre apparent LCM du cône d'ombre à la distance CL de la L une est : b = p' - a = p' - D +p = p' + p - D Or p' = 57'; p = 8,8"; D = 16', d'où b = 41' environ, et comme le demi-diamètre apparent de la Lune est inférieur à 17', cet astre peut être complètement éclipsé. L'orbite de la lune étant inclinée de 5° environ sur l'écliptique tandis que b est de 41', il n'y a donc pas éclipse de Soleil à chaque nouvelle lune, ni éclipse de Lune à chaque pleine lune; il faut que notre satellite soit très près de ses noeuds, points où son orbite perce l'écliptique; si l'on désigne par l sa latitude, D' étant son diamètre apparent, on devra avoir pour la condition de possibilité d'une éclipse l < D' + b; en remplaçant D' et b par leurs valeurs maxima et minima, on arrive aux conclusions suivantes : 1°) l < 52', éclipse certaine;L'atmosphère terrestre a une influence considérable sur les éclipses de Lune : la réfraction atmosphérique raccourcit notablement le cône d'ombre qui mesure, comme nous l'avons déjà vu, 216 rayons terrestres; elle réduit sa longueur à 42 rayons terrestres. Comme la distance moyenne de notre satellite à la terre est de 60 r, il n'y a donc pas à proprement parler d'éclipse totale de Lune : on conserve cependant cette expression pour les cas où la Lune entre complètement dans le cône d'ombre pure; on la voit alors faiblement éclairée par réfraction et présentant une teinte rougeâtre plus ou moins marquée et dont les caractéristiques exactes varient d'une éclipse à l'autre, selon l'état de l'atmosphère terrestre à cet instant (couverture nuageuse, poussières volcaniques en suspension, etc.). Le contour du disque lunaire restant nettement perçu. (L. Barré). ![]() Les différents cas d'éclipse de Lune : L'éclipse peut être totale par la pénombre ou l'ombre, ou partielle par l'ombre ou la pénombre. (D'après P. Martinez et al., Astronomie, le Guide de l'observateur, SAP, 1987). Les Éclipses de Soleil Les éclipses de Soleil se produisent pour les observateurs plongés dans le cône d'ombre pure projeté derrière notre satellite au moment de la nouvelle lune quand les trois astres sont pour ainsi dire en ligne droite, et que le Soleil et la Lune ont la même longitude. On calcule toutes les conditions d'une éclipse de Soleil à peu près comme celles d'une éclipse de Lune. Dans la figure ci-dessous, la partie comprise entre O, B et B' dessine le cône d'ombre pure, et la partie comprise entre C, C', B, et B', le tronc de cône de la pénombre. Comme, d'une part, la distance de la Lune et de la Terre n'est pas constante, et d'autre part, l'orbite lunaire est inclinée sur l'écliptique, trois situations principales pourront se rencontrer qui définissent les trois types canoniques d'éclipses de Soleil : Si O se place sous la surface de la Terre, l'intersection AA' du cône d'ombre avec cette surface définit la zone où l'on pourra voir une éclipse totale, le disque de la Lune masquant complètement celui du Soleil; elle sera partielle pour les observateurs situés sur la couronne AA'CC'. Si O se place au-dessus de la surface de la Terre, il n'y a pas d'éclipse totale, mais dans la région AA', on observera une éclipse annulaire : le disque lunaire y passera complètement devant le Soleil, mais apparaîtra trop petit pour le recouvrir entièrement. Enfin, si l'axe du cône d'ombre n'est pas orienté vers la Terre, tous les observateurs verront une éclipse partielle. ![]() Les différents cas d'une éclipse de Soleil. Les éclipses totales. Parmi les curiosités, on signalera encore ces phénomènes furtifs que sont les grains de Baily
Les éclipses annulaires. Dans le passé, les éclipses annulaires ont été l'occasion de mesurer très précisément le diamètre de la Lune. C'est ce que fit, par exemple, Lemonnier
Les éclipses partielles.
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