On appelle éclipse  la disparition partielle ou totale d'un astre causée momentanément par de l'alignement de trois astres. Cette situation se rencontre dans deux circonstances différentes : lorsqu'il y a occultation d'un astre par un autre qui s'interpose devant lui, ou bien quand un astre passe dans l'ombre projetée par un autre astre. Les éclipses de Soleil et de Lune fournissent des exemples respectifs de chacune de ces deux situations. On parle également d'éclipses à propos des occultations mutuelles observées dans certains systèmes d'étoiles doubles (Les Binaires à éclipses), ou encore, lorsque les satellites galiléens de Jupiter, par exemple, disparaissent dans l'ombre de la planète géante. Dans toutes ces circonstances, l'explication des éclipses est fondée sur le mode de formation des ombres. On sait que, lorsqu'un corps opaque est placé devant un corps lumineux, il y a derrière lui une région où ne pénètre aucun rayon lumineux, c'est l'ombre, et une autre, la pénombre, qui ne reçoit qu'une partie des rayons que la source pourrait envoyer et qui, par suite, n'est qu'imparfaitement éclairée. 

Ombre et pénombre - On désigne sous le nom d'ombre géométrique d'un corps par rapport à un point lumineux la portion de l'espace dont tous les points sont tels que, si on les joint au point lumineux par une ligne droite. cette droite rencontre le corps considéré. Cette portion de l'espace n'est donc pas éclairée par le point lumineux. La surface qui limite la région de l'ombre est un cône à section irrégulière, dont le point lumineux est le sommet et dont les génératrices sont tangentes au corps opaque. Lorsque, au lieu d'un point lumineux, en a un corps lumineux, l'espace au lieu d'être divisé en deux régions, l'une d'ombre et l'autre de pleine lumière, se trouve partagé en trois; aux deux premières vient s'ajouter la pénombre, c.-à-d. une portion de l'espace dont les points ne reçoivent qu'une partie de la lumière que le corps lumineux leur enverrait si le corps opaque n'existait pas. La pénombre est comprise entre deux surfaces, l'une qui limite l'ombre et l'autre qui limite la région de pleine lumière. La première surface peut être engendrée par un plan tangent au corps lumineux et au corps opaque prenant toutes les positions possibles, mais telles que ces deux corps soient du même côté du plan; c'est la surface séparant l'ombre de la pénombre; l'autre surface, celle qui sépare la pénombre de la pleine lumière, peut être engendrée par un plan, tangent encore aux deux corps qui se trouvent cette fois de part et d'autre du plan. La quantité de lumière reçue aux divers points de la pénombre varie suivant sa distance à ces deux surfaces limites. (A. Joannis).

En librairie - Roberto Casati, La découverte de l'ombre (de Platon à Galilée, une énigme qui fascine tous les grands penseurs de l'humanité), Albin Michel, 2002.

Lorsque la Lune s'interpose devant le Soleil, il y a éclipse, parce que la Terre est dans l'ombre ou la pénombre de la Lune; lorsque la Terre s'interpose entre le Soleil et la Lune, il y a éclipse parce que la Lune se trouve dans l'ombre ou la pénombre de la Terre. La plupart du temps, les phénomènes d'éclipses sont bien moins spectaculaires que ceux qui impliquent conjointement nos deux luminaires. Lorsqu'un astéroïde occulte une lointaine étoile, l'ombre projetée est évidemment insignifiante, de même lorsque Mercure, par exemple, passe devant le Soleil, il y a toutes les chances que notre traversée de sa pénombre reste inaperçue pour la plupart des humains. Ces discrètes éclipses n'en ont pas moins une notable importance du point de vue astronomique.

Il en est de même des transits d'exoplanètes circulant autour d'autres étoiles. Ces événements ne sont pas encore directement observables, mais les astronomes en ont déjà obtenu des indications indirectes, comme dans le cas du passage d'Osiris (dénomination encore non officielle), la planète extrasolaire découverte autour de l'étoile HD209458, et obtenues en novembre 1999 par G. W. Henry (université d'État du Tennessee) et G. Marcy (université de Californie à Berkeley). Dans les systèmes où les conditions de l'observation de tels phénomènes sont favorables, on peut attendre de précieuses informations sur la nature de l'atmosphère de la planète concernée et sur ses dimensions. L'étude de HD209458 a ainsi déjà permis en 2004 de détecter dans l'atmosphère de la planète la présence d'hydrogène et d'oxygène neutres ainsi que de carbone ionisé. 
 

Vue d'artiste du passage d'une planète géante devant l'étoile HD209458. Cette planète est ausi l'une des deux premières (l'autre étant TrES-1) hors du système solaire dont on ait pu recueillir directement en 2005 la lumière (infrarouge).    (Copyright : Lynette Cook).

En astronomie, une occultation désigne le phénomène par lequel un astre, en se déplaçant sur la voûte céleste, en masque temporairement un autre pour un observateur situé dans une région donnée de l'espace. Le terme vient du latin occultare = cacher, et implique en général que le corps occultant possède un diamètre apparent supérieur à celui de la source occultée, de sorte que cette dernière disparaît entièrement. Si le disque de l'objet qui passe devant est plus petit, on parle plutôt de transit, comme lorsqu'une planète traverse le Soleil. La frontière s'estompe toutefois dans certains usages : un transit peut être qualifié d'occultation partielle si l'alignement n'est pas central, et une éclipse de Soleil par la Lune constitue un cas particulier d'occultation où la source lumineuse est elle-même occultée. L'essence physique reste la même : un alignement fortuit ou prédictible entre l'observateur, un corps opaque ou semi-transparent, et un astre plus lointain.

L'occultation la plus familière est celle des étoiles et des planètes par la Lune. Parce que notre satellite se déplace rapidement vers l'est par rapport au fond stellaire, environ un demi-degré par heure, il arrive régulièrement que son limbe vienne intercepter une étoile. Comme la Lune est dépourvue d'atmosphère significative, la disparition et la réapparition sont quasi instantanées, à l'échelle d'une fraction de seconde pour une étoile ponctuelle, ce qui contraste avec les couchers héliaques progressifs causés par l'atmosphère terrestre. L'observation visuelle ou photométrique de ces instants précis a longtemps servi à déterminer la longitude sur Terre, à condition de disposer d'éphémérides lunaires très exactes, puis à cartographier le profil du limbe lunaire, truffé de montagnes et de vallées. Les occultations rasantes, où l'étoile effleure le bord de la Lune, offrent un spectacle remarquable : la source peut disparaître et réapparaître plusieurs fois derrière les reliefs, permettant de mesurer la topographie sélène avec une précision de quelques mètres.

Lorsqu'un corps du Système solaire dépourvu d'atmosphère (un astéroïde, un satellite ou un objet transneptunien) occulte une étoile lointaine, le phénomène est une aubaine pour l'astrométrie et la physique de ces petits mondes. La trajectoire de l'ombre portée sur la Terre étant très étroite, de la largeur même de l'objet, il faut disposer un réseau d'observateurs munis de caméras rapides le long de la bande de prédiction. Chacun enregistre la durée de l'extinction, qui correspond à la longueur de la corde traversée sur l'astéroïde. La synthèse de multiples cordes permet de reconstruire avec une résolution kilométrique la silhouette du corps, et d'en déduire sa forme, sa taille, voire la présence de satellites si une seconde baisse est captée. La méthode, dite de la corde d'occultation, s'est révélée décisive pour des objets de la ceinture de Kuiper comme Arrokoth avant la visite de New Horizons, ou pour caractériser les anneaux des planètes géantes. Les anneaux d'Uranus furent même découverts ainsi, en 1977, lors de l'occultation de l'étoile SAO 158687, les photomètres ayant enregistré de brèves chutes symétriques avant et après l'occultation principale.

La présence d'une atmosphère autour du corps occultant enrichit considérablement les informations recueillies. Dans le cas d'une occultation stellaire par une planète ou par un satellite comme Titan ou Triton, la lumière de l'étoile ne disparaît pas brusquement, mais décroît progressivement en subissant réfraction, diffusion et absorption différentielle selon les longueurs d'onde. La courbe de lumière enregistrée au sol ou depuis un observatoire spatial contient la signature verticale de la densité, de la température et de la composition de l'atmosphère, couche par couche. C'est ainsi que l'on a mesuré la pression de surface sur Pluton avant même l'arrivée de New Horizons, en analysant des occultations stellaires où l'atmosphère ténue agissait comme une lentille réfractive : le flux de l'étoile, au lieu de s'éteindre d'un coup, présentait un brusque accroissement central suivi d'une extinction enveloppée. Ces occultations atmosphériques sont aussi mises à profit pour rechercher de possibles atmosphères autour de candidates exoplanètes, en scrutant la courbe de lumière d'une étoile lorsque sa planète passe derrière elle : la disparition de la contribution thermique ou réfléchie de la planète, occultée par l'étoile, renseigne sur son albédo et sa température.

Un autre registre fertile est celui des occultations mutuelles entre satellites d'une même planète, principalement les lunes galiléennes de Jupiter. Tous les six ans, la Terre traverse le plan équatorial de Jupiter, et les satellites se masquent ou s'éclipsent mutuellement. L'observation de ces événements, dont chaque instant de contact est chronométré avec précision, fournit des positions relatives extrêmement fines, améliorant les éphémérides, contraignant les effets de marée et l'intérieur des lunes, et révélant des variations séculaires de leurs orbites. De telles campagnes internationales mobilisent télescopes amateurs et professionnels, et les données résultantes servent aussi à tester la relativité générale à l'échelle du système jovien.

La mécanique d'une occultation fait intervenir non seulement l'ombre géométrique mais aussi la diffraction au bord de l'obstacle. Pour une source ponctuelle, l'extinction n'est pas instantanée à l'échelle de la photométrie rapide : le flux décrit des franges de Fresnel en s'éteignant et en réapparaissant, dont la période et l'amplitude dépendent de la longueur d'onde, de la distance et du diamètre angulaire de l'étoile. Quand l'étoile n'est pas strictement ponctuelle ( par exemple une géante rouge ou un couple serré) le motif de diffraction est modifié, permettant de mesurer des diamètres stellaires de l'ordre de la milliseconde d'arc ou de résoudre des binaires trop proches pour tout autre interféromètre. Les occultations lunaires ont ainsi longtemps constitué une technique de choix pour sonder la structure fine des sources avant l'avènement de l'optique adaptative et de l'interférométrie à longue base.

Il faut également évoquer le rôle historique des occultations dans la construction du savoir astronomique. Au XVII^e siècle, les occultations des étoiles par la Lune et des satellites de Jupiter par leur planète furent scrutées pour résoudre le problème des longitudes en mer. Galilée lui-même proposa d'utiliser les éclipses des lunes joviennes comme horloge universelle, mais l'observation de ces phénomènes depuis un navire s'avéra irréalisable. Les occultations de planètes par la Lune furent quant à elles utilisées pour contraindre les théories orbitales, et les chronométrages de ces rares événements contribuèrent à l'amélioration des tables lunaires. Aujourd'hui, avec la précision des éphémérides modernes issues de la télémétrie laser et des missions spatiales, ces occultations classiques ont perdu de leur nécessité pour la navigation, mais demeurent des spectacles célestes observés avec engouement par les astronomes amateurs, notamment lorsqu'une planète brillante comme Vénus ou Jupiter disparaît derrière le croissant lunaire en plein jour.

Enfin, les occultations par des corps transneptuniens et les objets de la ceinture de Kuiper représentent une frontière active. Parce que ces astres lointains sont si petits et si éloignés, leur diamètre angulaire est inférieur à celui d'une étoile d'arrière-plan ordinaire, et l'occultation se résume à une chute de flux extrêmement fugace, parfois inférieure à la seconde. La détection de ces événements exige des caméras ultrarapides et des télescopes à large champ surveillant des champs stellaires denses, avec des prédictions sans cesse améliorées grâce aux relevés comme Gaia. Chaque occultation positive affine l'orbite de l'objet, révèle une éventuelle multiplicité ou un système d'anneaux (comme autour du centaure Chariklo), et donne accès à la distribution en taille de ces fossiles du système solaire primitif. L'occultation se présente donc comme une méthode d'astrophysique sans instrument focal sur le corps étudié, transformant la simple interception de lumière en un outil de haute résolution, capable de sonder des structures qu'aucun imageur ne pourrait discerner directement depuis la Terre.

Dans l'ombre de Zeus...

En dehors des occultations, on parle encore d'éclipse quand on a affaire à un satellite qui, entrant dans le cône d'ombre projeté par sa planète à l'opposite du Soleil, voit sa lumière s'éteindre progressivement. C'est typiquement ce qui se produit  lors des éclipses de Lune, quand notre satellite passe par l'ombre de la Terre. Après celles-là, les éclipses de satellites qui ont joué un plus grand rôle dans l'histoire de l'astronomie sont celles des satellites galiléens de Jupiter. 

C'est en observant attentivement les variations des temps qui s'écoulent entre deux éclipses consécutives de Io, par exemple, que Roemer a pu mesurer en 1675 la vitesse de la lumière. Par ailleurs, comme les éclipses des satellites de Jupiter peuvent être aperçues au même instant de différents endroits de la Terre, elles ont été dans le passé un moyen très couramment utilisé pour calculer la différence entre les méridiens de ces différents lieux, et par conséquent leur longitude. Cette méthode n'a perdu son intérêt qu'à partir de 1860 quand l'utilisation du télégraphe a permet d'obtenir les mêmes résultats plus simplement.

Il y a principalement deux choses à observer dans une éclipse d'un satellite jovien; à savoir, son immersion et son émersion. Lorsque le satellite commence à se plonger dans l'ombre, ce qui est le moment de son immersion, on le voit diminuer peu à peu, et enfin disparaître totalement; ce qui est l'immersion totale. Ensuite il faut être très attentif à saisir le moment de son émersion, qui arrive à l'instant on l'on commence à voir pointer le satellite : après quoi on le voit augmenter peu à peu jusqu'au moment de l'émersion totale.