Quel effet naturel n'est visible que lors d'une éclipse totale de soleil ?
perles de Baily
* Deuxième contact – à commencer par les perles de Baily (causées par la lumière qui traverse les vallées de la surface de la Lune) et l'effet de l'anneau de diamant. Presque tout le disque est couvert. Lorsque la partie visible rétrécie de la photosphère devient très petite, des perles de Baily apparaissent. Celles-ci sont causées par le fait que la lumière du soleil peut encore atteindre la Terre à travers les vallées lunaires. La totalité commence alors avec l’effet bague en diamant, dernier éclair lumineux du soleil.
Vu de la Terre, une éclipse solaire est un type d'éclipse qui se produit lorsque la Lune passe entre le Soleil et la Terre et que la Lune bloque totalement ou partiellement (« occulte ») le Soleil. Cela ne peut se produire qu’à la nouvelle Lune, lorsque le Soleil et la Lune sont en conjonction vus de la Terre dans un alignement appelé syzygie. Lors d’une éclipse totale, le disque du Soleil est entièrement masqué par la Lune. Lors des éclipses partielles et annulaires, seule une partie du Soleil est obscurcie.
Si la Lune était sur une orbite parfaitement circulaire, un peu plus proche de la Terre, et dans le même plan orbital, il y aurait des éclipses totales de Soleil tous les mois. Cependant, l'orbite de la Lune est inclinée (inclinée) de plus de 5 degrés par rapport à l'orbite de la Terre autour du Soleil (voir écliptique), de sorte que son ombre à la nouvelle Lune manque généralement la Terre. L'orbite de la Terre est appelée le plan de l'écliptique car l'orbite de la Lune doit traverser ce plan pour qu'une éclipse (solaire et lunaire) se produise. De plus, l'orbite réelle de la Lune est elliptique, ce qui l'éloigne souvent suffisamment de la Terre pour que sa taille apparente ne soit pas assez grande pour bloquer totalement le Soleil. Les plans orbitaux se croisent au niveau d'une ligne de nœuds, ce qui entraîne au moins deux et jusqu'à cinq éclipses solaires se produisant chaque année ; pas plus de deux d’entre elles peuvent être des éclipses totales. Cependant, les éclipses solaires totales sont rares à un endroit particulier, car la totalité n'existe que le long d'un chemin étroit à la surface de la Terre tracé par l'ombre ou l'ombre de la Lune.
Une éclipse est un phénomène naturel. Néanmoins, dans certaines cultures anciennes et modernes, les éclipses solaires ont été attribuées à des causes surnaturelles ou considérées comme de mauvais présages. Une éclipse solaire totale peut effrayer ceux qui ignorent son explication astronomique, car le Soleil semble disparaître pendant la journée et le ciel s'assombrit en quelques minutes.
Étant donné que regarder directement le Soleil peut entraîner des lésions oculaires permanentes ou la cécité, une protection oculaire spéciale ou des techniques de visualisation indirecte sont utilisées lors de l'observation d'une éclipse solaire. Il est techniquement sûr de visualiser uniquement la phase totale d'une éclipse solaire totale à l'œil nu et sans protection ; Cependant, il s'agit d'une pratique dangereuse, car la plupart des gens ne sont pas formés pour reconnaître les phases d'une éclipse, qui peuvent durer plus de deux heures alors que la phase totale ne peut durer que 7,5 minutes pour un seul endroit. Les personnes appelées chasseurs d'éclipses ou umbraphiles se rendront dans des endroits éloignés pour observer ou être témoins des éclipses solaires centrales prévues.
Pour la date de la prochaine éclipse, voir la section Éclipses solaires récentes et à venir.
Les types
Il existe quatre types d’éclipses solaires :
* Une éclipse totale se produit lorsque la silhouette sombre de la Lune obscurcit complètement la lumière intensément brillante du Soleil, permettant ainsi de voir la couronne solaire, beaucoup plus faible. Au cours d’une éclipse, la totalité ne se produit, au mieux, que sur une étroite bande à la surface de la Terre.
* Une éclipse annulaire se produit lorsque le Soleil et la Lune sont exactement alignés, mais que la taille apparente de la Lune est plus petite que celle du Soleil. Le Soleil apparaît donc comme un anneau très brillant, ou annulus, entourant le disque sombre de la Lune.
* Une éclipse hybride (également appelée éclipse annulaire/totale) alterne entre une éclipse totale et annulaire. En certains points de la surface de la Terre, elle apparaît comme une éclipse totale, tandis qu'en d'autres points, elle apparaît comme annulaire. Les éclipses hybrides sont relativement rares.
* Une éclipse partielle se produit lorsque le Soleil et la Lune ne sont pas exactement alignés et que la Lune n'obscurcit que partiellement le Soleil. Ce phénomène peut généralement être observé depuis une grande partie de la Terre, en dehors de la trajectoire d’une éclipse annulaire ou totale. Cependant, certaines éclipses ne peuvent être considérées que comme une éclipse partielle, car l'ombre passe au-dessus des régions polaires de la Terre et ne coupe jamais la surface de la Terre. Les éclipses partielles sont pratiquement imperceptibles, car il faut une couverture bien supérieure à 90 % pour remarquer un quelconque assombrissement. Même à 99 %, il ne ferait pas plus sombre que le crépuscule civil.
La distance entre le Soleil et la Terre est environ 400 fois la distance de la Lune, et le diamètre du Soleil est environ 400 fois le diamètre de la Lune. Parce que ces rapports sont à peu près les mêmes, le Soleil et la Lune vus de la Terre semblent avoir à peu près la même taille : environ 0,5 degré d'arc en mesure angulaire.
Une catégorie distincte d'éclipses solaires est celle du Soleil obscurci par un corps autre que la Lune de la Terre, comme on peut l'observer à des points de l'espace éloignés de la surface de la Terre. Deux exemples sont ceux où l'équipage d'Apollo 12 a observé la Terre éclipser le Soleil en 1969 et lorsque la sonde Cassini a observé Saturne éclipser le Soleil en 2006.
L'orbite de la Lune autour de la Terre est une ellipse, tout comme l'orbite de la Terre autour du Soleil. Les tailles apparentes du Soleil et de la Lune varient donc. La magnitude d'une éclipse est le rapport entre la taille apparente de la Lune et la taille apparente du Soleil lors d'une éclipse. Une éclipse qui se produit lorsque la Lune est proche de sa distance la plus proche de la Terre (c'est-à-dire près de son périgée) peut être une éclipse totale car la Lune semblera être suffisamment grande pour couvrir complètement le disque brillant du Soleil, ou photosphère ; une éclipse totale a une magnitude supérieure à 1. À l'inverse, une éclipse qui se produit lorsque la Lune est proche de sa distance la plus éloignée de la Terre (c'est-à-dire près de son apogée) ne peut être qu'une éclipse annulaire car la Lune semblera être légèrement plus petite que la Soleil; la magnitude d'une éclipse annulaire est inférieure à 1. Un peu plus d'éclipses solaires sont annulaires que totales car, en moyenne, la Lune se trouve trop loin de la Terre pour couvrir complètement le Soleil. Une éclipse hybride se produit lorsque la magnitude d'une éclipse change au cours de l'événement de moins à plus de un, de sorte que l'éclipse semble être totale à certains endroits de la Terre et annulaire à d'autres endroits.
L'orbite de la Terre autour du Soleil étant également elliptique, la distance entre la Terre et le Soleil varie également tout au long de l'année. Cela affecte la taille apparente du Soleil de la même manière, mais pas autant que la distance variable entre la Lune et la Terre. Lorsque la Terre s'approche de sa distance la plus éloignée du Soleil en juillet, une éclipse totale est un peu plus probable, alors que les conditions favorisent une éclipse annulaire lorsque la Terre s'approche de sa distance la plus proche du Soleil en janvier.
Terminologie pour l’éclipse centrale
L'éclipse centrale est souvent utilisée comme terme générique pour désigner une éclipse totale, annulaire ou hybride. Ceci n'est cependant pas tout à fait exact : la définition d'une éclipse centrale est une éclipse au cours de laquelle la ligne centrale de l'ombre touche la surface de la Terre. Il est possible, bien que cela soit extrêmement rare, qu'une partie de l'ombre croise la Terre (créant ainsi une éclipse annulaire ou totale), mais pas sa ligne centrale. On parle alors d’éclipse totale ou annulaire non centrale. La dernière éclipse solaire non centrale a eu lieu le 29 avril 2014. Il s'agissait d'une éclipse annulaire. La prochaine éclipse totale non centrale de Soleil aura lieu le 9 avril 2043.
Les phases observées lors d’une éclipse totale sont appelées :
* Premier contact : lorsque le bord (bord) de la Lune est exactement tangent au bord du Soleil.
* Deuxième contact – à commencer par les perles de Baily (causées par la lumière qui traverse les vallées de la surface de la Lune) et l'effet de l'anneau de diamant. Presque tout le disque est couvert.
* Totalité : la Lune obscurcit tout le disque du Soleil et seule la couronne solaire est visible.
* Troisième contact : lorsque la première lumière brillante devient visible et que l'ombre de la Lune s'éloigne de l'observateur. Là encore, une bague en diamant peut être observée.
* Quatrième contact : lorsque le bord arrière de la Lune cesse de chevaucher le disque solaire et que l'éclipse prend fin.
Prédictions
Géométrie
Les diagrammes de droite montrent l'alignement du Soleil, de la Lune et de la Terre lors d'une éclipse solaire. La région gris foncé entre la Lune et la Terre est l'ombre, où le Soleil est complètement obscurci par la Lune. La petite zone où l'ombre touche la surface de la Terre est l'endroit où une éclipse totale peut être observée. La plus grande zone gris clair est la pénombre, dans laquelle une éclipse partielle peut être observée. Un observateur dans l’antumbra, la zone d’ombre au-delà de l’ombre, verra une éclipse annulaire.
L'orbite de la Lune autour de la Terre est inclinée d'un angle d'un peu plus de 5 degrés par rapport au plan de l'orbite terrestre autour du Soleil (l'écliptique). Pour cette raison, lors d’une nouvelle lune, la Lune passera généralement au nord ou au sud du Soleil. Une éclipse solaire ne peut se produire que lorsque la nouvelle lune apparaît à proximité de l'un des points (appelés nœuds) où l'orbite de la Lune croise l'écliptique.
Comme indiqué ci-dessus, l'orbite de la Lune est également elliptique. La distance de la Lune à la Terre peut varier d'environ 6 % par rapport à sa valeur moyenne. Par conséquent, la taille apparente de la Lune varie en fonction de sa distance à la Terre, et c'est cet effet qui conduit à la différence entre les éclipses totales et annulaires. La distance de la Terre au Soleil varie également au cours de l’année, mais l’effet est moindre. En moyenne, la Lune semble être légèrement plus petite que le Soleil vu de la Terre, de sorte que la majorité (environ 60 %) des éclipses centrales sont annulaires. Ce n’est que lorsque la Lune est plus proche de la Terre que la moyenne (près de son périgée) qu’une éclipse totale se produit.
La Lune tourne autour de la Terre en environ 27,3 jours, par rapport à un référentiel fixe. C’est ce qu’on appelle le mois sidéral. Cependant, au cours d'un mois sidéral, la Terre a tourné en partie autour du Soleil, ce qui rend le temps moyen entre une nouvelle lune et la suivante plus long que le mois sidéral : il est d'environ 29,5 jours. C'est ce qu'on appelle le mois synodique, et correspond à ce qu'on appelle communément le mois lunaire.
La Lune traverse du sud au nord de l'écliptique à son nœud ascendant, et vice versa à son nœud descendant. Cependant, les nœuds de l'orbite de la Lune se déplacent progressivement selon un mouvement rétrograde, en raison de l'action de la gravité du Soleil sur le mouvement de la Lune, et effectuent un tour complet tous les 18,6 ans. Cette régression signifie que le temps entre chaque passage de la Lune par le nœud ascendant est légèrement plus court que le mois sidéral. Cette période est appelée mois nodical ou draconique.
Enfin, le périgée de la Lune avance ou précession sur son orbite, et fait un tour complet en 8,85 ans. Le temps entre un périgée et le suivant est légèrement plus long que le mois sidéral et connu sous le nom de mois anormal.
L'orbite de la Lune croise l'écliptique aux deux nœuds distants de 180 degrés. Par conséquent, la nouvelle lune se produit à proximité des nœuds à deux périodes de l’année espacées d’environ six mois (173,3 jours), appelées saisons d’éclipse, et il y aura toujours au moins une éclipse solaire pendant ces périodes. Parfois, la nouvelle lune apparaît suffisamment près d’un nœud pendant deux mois consécutifs pour éclipser le Soleil à chaque fois en deux éclipses partielles. Cela signifie qu’au cours d’une année donnée, il y aura toujours au moins deux éclipses solaires, et il peut y en avoir jusqu’à cinq.
Les éclipses ne peuvent se produire que lorsque le Soleil se trouve à environ 15 à 18 degrés d'un nœud (10 à 12 degrés pour les éclipses centrales). C'est ce qu'on appelle une limite d'éclipse. Le temps qu'il faut à la Lune pour revenir à un nœud (mois draconique), la position apparente du Soleil s'est déplacée d'environ 29 degrés par rapport aux nœuds. Étant donné que la limite d'éclipse crée une fenêtre d'opportunité allant jusqu'à 36 degrés (24 degrés pour les éclipses centrales), il est possible que des éclipses partielles (ou rarement une éclipse partielle et centrale) se produisent au cours de mois consécutifs.
Chemin
Lors d'une éclipse centrale, l'ombre de la Lune (ou antumbra, dans le cas d'une éclipse annulaire) se déplace rapidement d'ouest en est à travers la Terre. La Terre tourne également d'ouest en est, à environ 28 km/min à l'équateur, mais comme la Lune se déplace dans la même direction que la rotation de la Terre à environ 61 km/min, l'ombre semble presque toujours se déplacer dans un sens. direction approximativement ouest-est sur une carte de la Terre à la vitesse de la vitesse orbitale de la Lune moins la vitesse de rotation de la Terre.
La largeur de la trajectoire d'une éclipse centrale varie en fonction des diamètres apparents relatifs du Soleil et de la Lune. Dans les circonstances les plus favorables, lorsqu'une éclipse totale se produit très près du périgée, la trajectoire peut atteindre 267 km de large et la durée de la totalité peut dépasser 7 minutes. En dehors de la trace centrale, une éclipse partielle est observée sur une zone beaucoup plus grande de la Terre. En règle générale, l'ombre a une largeur de 100 à 160 km, tandis que le diamètre de la pénombre dépasse 6 400 km.
Durée
Les facteurs suivants déterminent la durée d’une éclipse totale de Soleil (par ordre décroissant d’importance) :
# La lune étant presque exactement au périgée (ce qui rend son diamètre angulaire le plus grand possible).
# La Terre étant très proche de l'aphélie (la plus éloignée du soleil dans son orbite elliptique, ce qui rend son diamètre angulaire presque aussi petit que possible).
# Le point médian de l'éclipse étant très proche de l'équateur terrestre, là où la vitesse orbitale est la plus grande.
# Le vecteur de la trajectoire de l'éclipse au milieu de l'éclipse s'alignant avec le vecteur de rotation de la Terre (c'est-à-dire pas en diagonale mais plein est).
# Le point médian de l'éclipse étant proche du point subsolaire (la partie de la terre la plus proche du soleil).
L'éclipse la plus longue calculée jusqu'à présent est celle du 16 juillet 2186 (d'une durée maximale de 7 minutes 4 secondes sur le nord de la Guyane).
Occurrence et cycles
Les éclipses totales de Soleil sont des événements rares. Bien qu’ils se produisent quelque part sur Terre tous les 18 mois en moyenne, on estime qu’ils ne se reproduisent à un endroit donné qu’une fois tous les 360 à 410 ans en moyenne. L'éclipse totale ne dure que quelques minutes au maximum, quel que soit l'endroit, car l'ombre de la Lune se déplace vers l'est à plus de 1 700 km/h. Actuellement, la totalité ne peut jamais durer plus de 7 min 32 s. Cette valeur évolue au fil des millénaires et est actuellement en baisse. D’ici le 8ème millénaire, l’éclipse totale la plus longue théoriquement possible sera inférieure à 7 min 2 s. La dernière fois qu'une éclipse de plus de 7 minutes s'est produite, c'était le 30 juin 1973 (7 min 3 s). Les observateurs à bord d'un avion supersonique Concorde ont pu prolonger la durée totale de cette éclipse jusqu'à environ 74 minutes en survolant la trajectoire de l'ombre de la Lune. La prochaine éclipse totale dépassant sept minutes ne se produira pas avant le 25 juin 2150. La plus longue éclipse solaire totale au cours de la période de 11 000 ans allant de 3 000 avant JC à au moins 8 000 après JC se produira le 16 juillet 2186, lorsque la totalité durera 7 minutes. 29 s. À titre de comparaison, la plus longue éclipse totale du 20e siècle, d'une durée de 7 min 8 s, s'est produite le 20 juin 1955 et il n'y a pas d'éclipse totale de Soleil d'une durée supérieure à 7 min au 21e siècle.
Si la date et l'heure d'une éclipse solaire sont connues, il est possible de prédire d'autres éclipses en utilisant les cycles d'éclipse. Le saros est probablement le plus connu et l’un des plus précis. Un saros dure 6 585,3 jours (un peu plus de 18 ans), ce qui signifie qu'après cette période, une éclipse pratiquement identique se produira. La différence la plus notable sera un déplacement vers l'ouest d'environ 120° en longitude (en raison des 0,3 jours) et un peu en latitude (nord-sud pour les cycles impairs, inverse pour les cycles pairs). Une série de saros commence toujours par une éclipse partielle près de l'une des régions polaires de la Terre, puis se déplace sur le globe à travers une série d'éclipses annulaires ou totales et se termine par une éclipse partielle dans la région polaire opposée. Une série de saros dure de 1 226 à 1 550 ans et compte de 69 à 87 éclipses, dont environ 40 à 60 sont centrales.
Fréquence par an
Entre deux et cinq éclipses solaires se produisent chaque année, avec au moins une par saison d'éclipse. Depuis l'instauration du calendrier grégorien en 1582, les années qui ont connu cinq éclipses solaires étaient 1693, 1758, 1805, 1823, 1870 et 1935. La prochaine occurrence aura lieu en 2206. En moyenne, il y a environ 240 éclipses solaires par siècle.
Totalité finale
Des éclipses totales de Soleil sont observées sur Terre en raison d’un concours fortuit de circonstances. Même sur Terre, les éclipses du type familier aux gens d’aujourd’hui sont un phénomène temporaire (à l’échelle du temps géologique). Il y a des centaines de millions d’années, la Lune était trop proche de la Terre pour obstruer précisément le Soleil comme c’est le cas aujourd’hui lors des éclipses ; et dans plus d’un milliard d’années, ce sera trop loin pour le faire.
En raison de l’accélération des marées, l’orbite de la Lune autour de la Terre s’éloigne chaque année d’environ 2,2 cm. On estime que dans un peu moins de 1,4 milliard d’années, la distance entre la Terre et la Lune aura augmenté de 30 400 km. Pendant cette période, le diamètre angulaire apparent de la Lune diminuera, ce qui signifie qu'elle ne pourra plus recouvrir complètement le disque solaire vu de la Terre. Cela sera vrai même lorsque la Lune sera au périgée et la Terre à l’aphélie. De plus, le diamètre du Soleil augmente d’environ 5 % par milliard d’années. Par conséquent, la dernière éclipse solaire totale sur Terre se produira dans environ six cents millions d’années.
Éclipses historiques
Les éclipses historiques sont une ressource très précieuse pour les historiens, dans la mesure où elles permettent de dater avec précision quelques événements historiques, à partir desquels d'autres dates et calendriers anciens peuvent être déduits. Une éclipse solaire du 15 juin 763 avant JC mentionnée dans un texte assyrien est importante pour la Chronologie de l'Orient ancien. Il y a eu d'autres affirmations à ce jour sur des éclipses antérieures. Le roi Zhong Kang aurait décapité deux astronomes, Hsi et Ho, qui n'avaient pas réussi à prédire une éclipse il y a 4 000 ans. La première affirmation encore non prouvée est peut-être celle de l'archéologue Bruce Masse, qui relie putativement une éclipse survenue le 10 mai 2807 avant JC à un possible impact de météore dans l'océan Indien sur la base de plusieurs mythes anciens sur les inondations qui mentionnent une éclipse solaire totale. .
Les éclipses ont été interprétées comme des présages ou des présages. L'historien grec Hérodote a écrit que Thalès de Milet avait prédit une éclipse qui se produirait lors d'une bataille entre les Mèdes et les Lydiens. Les deux camps ont déposé les armes et ont déclaré la paix à la suite de l'éclipse. L’éclipse exacte impliquée reste incertaine, bien que la question ait été étudiée par des centaines d’autorités anciennes et modernes. Un candidat probable a eu lieu le 28 mai 585 avant JC, probablement près de la rivière Halys en Asie Mineure. Une éclipse enregistrée par Hérodote avant le départ de Xerxès pour son expédition contre la Grèce, traditionnellement datée de 480 avant JC, a été comparée par John Russell Hind à une éclipse annulaire du Soleil à Sardes le 17 février 478 avant JC. Alternativement, une éclipse partielle était visible depuis la Perse le 2 octobre 480 avant JC. Hérodote rapporte également une éclipse solaire à Sparte lors de la deuxième invasion perse de la Grèce. La date de l'éclipse (1er août 477 avant JC) ne correspond pas exactement aux dates conventionnelles de l'invasion acceptées par les historiens.
Les enregistrements chinois des éclipses commencent vers 720 avant JC. L'astronome Shi Shen du 4ème siècle avant JC a décrit la prédiction des éclipses en utilisant les positions relatives de la Lune et du Soleil. La théorie de « l'influence rayonnante » (c'est-à-dire que la lumière de la Lune était le reflet du Soleil) existait dans la pensée chinoise depuis environ le sixième siècle avant JC (dans le Zhi Ran de Zhi Ni Zi), bien qu'elle ait été contestée par le philosophe du 1er siècle après JC. Wang Chong, qui a clairement indiqué dans ses écrits que cette théorie n’était pas nouvelle. Les Grecs de l’Antiquité, comme Parménide et Aristote, soutenaient également la théorie selon laquelle la Lune brillait à cause de la lumière réfléchie.
Des tentatives ont été faites pour établir la date exacte du Vendredi Saint en supposant que les ténèbres décrites lors de la crucifixion de Jésus étaient une éclipse solaire. Cette recherche n'a pas donné de résultats concluants et le Vendredi Saint est enregistré comme étant à la Pâque, qui a lieu au moment de la pleine lune. De plus, l'obscurité a duré de la sixième à la neuvième heure, soit trois heures, ce qui est bien plus long que la limite supérieure de huit minutes pour la totalité d'une éclipse solaire. Dans l’hémisphère occidental, il existe peu d’enregistrements fiables d’éclipses avant 800 après JC, jusqu’à l’avènement des observations arabes et monastiques au début de la période médiévale. La première observation enregistrée de la couronne a été faite à Constantinople en 968 après JC.
La première observation télescopique connue d'une éclipse solaire totale a été réalisée en France en 1706. Neuf ans plus tard, l'astronome anglais Edmund Halley a observé l'éclipse solaire du 3 mai 1715. Au milieu du XIXe siècle, la compréhension scientifique du Soleil s'améliorait grâce à observations de la couronne solaire lors des éclipses solaires. La couronne a été identifiée comme faisant partie de l'atmosphère du Soleil en 1842, et la première photographie (ou daguerréotype) d'une éclipse totale a été prise de l'éclipse solaire du 28 juillet 1851. Des observations au spectroscope ont été faites de l'éclipse solaire du 18 août 1868. , qui a permis de déterminer la composition chimique du Soleil.
Affichage
Regarder directement la photosphère du Soleil (le disque brillant du Soleil lui-même), même pendant quelques secondes seulement, peut causer des dommages permanents à la rétine de l'œil, en raison du rayonnement intense, visible et invisible, qu'émet la photosphère. Ces dommages peuvent entraîner une déficience de la vision, pouvant aller jusqu'à la cécité. La rétine n'est pas sensible à la douleur et les effets des lésions rétiniennes peuvent ne pas apparaître avant des heures, de sorte qu'il n'y a aucun avertissement indiquant qu'une blessure est en train de se produire.
Dans des conditions normales, le Soleil est si brillant qu’il est difficile de le regarder directement. Cependant, lors d’une éclipse, avec une grande partie du Soleil couverte, il est plus facile et plus tentant de le regarder. Regarder le Soleil pendant une éclipse est aussi dangereux que le regarder en dehors d'une éclipse, sauf pendant la brève période de totalité, lorsque le disque solaire est complètement recouvert (la totalité ne se produit que pendant une éclipse totale et seulement très brièvement ; elle ne se produit pas). lors d'une éclipse partielle ou annulaire). Observer le disque solaire à l'aide de tout type d'aide optique (jumelles, télescope ou même viseur d'appareil photo optique) est extrêmement dangereux et peut provoquer des lésions oculaires irréversibles en une fraction de seconde.
Éclipses partielles et annulaires
L'observation du Soleil pendant les éclipses partielles et annulaires (et pendant les éclipses totales en dehors de la brève période de totalité) nécessite une protection oculaire spéciale, ou des méthodes d'observation indirectes, si l'on veut éviter des dommages oculaires. Le disque solaire peut être observé en utilisant une filtration appropriée pour bloquer la partie nocive du rayonnement solaire. Les lunettes de soleil ne permettent pas de regarder le soleil en toute sécurité. Seuls des filtres solaires correctement conçus et certifiés doivent être utilisés pour la visualisation directe du disque solaire. En particulier, les filtres fabriqués soi-même utilisant des objets courants tels qu'une disquette retirée de son boîtier, un disque compact, un film transparent de couleur noire, du verre fumé, etc. doivent être évités.
Le moyen le plus sûr de visualiser le disque solaire est la projection indirecte. Cela peut être fait en projetant une image du disque sur une feuille de papier ou une carte blanche à l'aide d'une paire de jumelles (avec l'une des lentilles couvertes), d'un télescope ou d'un autre morceau de carton percé d'un petit trou (environ 1 mm de diamètre), souvent appelé appareil photo sténopé. L'image projetée du Soleil peut alors être visualisée en toute sécurité ; cette technique peut être utilisée pour observer les taches solaires, ainsi que les éclipses. Il faut toutefois veiller à ce que personne ne regarde directement à travers le projecteur (télescope, sténopé, etc.). Regarder le disque solaire sur un écran d'affichage vidéo (fourni par une caméra vidéo ou un appareil photo numérique) est sans danger, bien que la caméra elle-même puisse être endommagée par une exposition directe au Soleil. Les viseurs optiques fournis avec certains appareils photo vidéo et numériques ne sont pas sécuritaires. Le montage sécurisé du verre de soudeur #14 devant l'objectif et le viseur protège l'équipement et rend la visualisation possible. Un travail professionnel est essentiel en raison des conséquences désastreuses qu'entraîneront toute lacune ou fixation détachée. Sur la trajectoire de l'éclipse partielle, on ne pourra pas voir la couronne ou un assombrissement presque complet du ciel. Cependant, en fonction de la proportion d'obscurcissement du disque solaire, un certain assombrissement peut être perceptible. Si les trois quarts ou plus du soleil sont obscurcis, alors un effet peut être observé par lequel la lumière du jour semble faible, comme si le ciel était couvert, alors que les objets projettent toujours des ombres nettes.
Totalité
Lorsque la partie visible rétrécie de la photosphère devient très petite, des perles de Baily apparaissent. Celles-ci sont causées par le fait que la lumière du soleil peut encore atteindre la Terre à travers les vallées lunaires. La totalité commence alors avec l’effet bague en diamant, dernier éclair lumineux du soleil.
Il est sûr d'observer directement la phase totale d'une éclipse solaire uniquement lorsque la photosphère du Soleil est complètement recouverte par la Lune, et non avant ou après la totalité. Durant cette période, le Soleil est trop faible pour être vu à travers les filtres. La faible couronne solaire sera visible, ainsi que la chromosphère, les proéminences solaires et peut-être même une éruption solaire. A la fin de la totalité, les mêmes effets se produiront dans l’ordre inverse, et sur la face opposée de la Lune.
La photographie
Photographier une éclipse est possible avec un équipement photographique assez courant. Pour que le disque Soleil/Lune soit facilement visible, un objectif à focale longue à grossissement assez élevé est nécessaire (au moins 200 mm pour un appareil photo 35 mm), et pour que le disque remplisse la majeure partie du cadre, un objectif plus long. est nécessaire (plus de 500 mm). Comme pour l'observation directe du Soleil, le regarder à travers le viseur d'un appareil photo peut endommager la rétine, il est donc recommandé d'être prudent.
Autres observations
Une éclipse solaire totale offre une rare opportunité d'observer la couronne (la couche externe de l'atmosphère du Soleil). Normalement, cela n’est pas visible car la photosphère est beaucoup plus lumineuse que la couronne. Selon le point atteint dans le cycle solaire, la couronne peut paraître petite et symétrique, ou grande et floue. Il est très difficile de prévoir cela à l’avance.
Les phénomènes associés aux éclipses comprennent les bandes d'ombre (également appelées ombres volantes), qui sont similaires aux ombres au fond d'une piscine. Ils ne se produisent que juste avant et après la totalité, lorsqu'un étroit croissant solaire agit comme une source de lumière anisotrope.
Observations de 1919
L'observation d'une éclipse totale de Soleil le 29 mai 1919 a contribué à confirmer la théorie de la relativité générale d'Einstein. En comparant la distance apparente entre les étoiles de la constellation du Taureau, avec et sans le Soleil entre elles, Arthur Eddington a déclaré que les prédictions théoriques sur les lentilles gravitationnelles étaient confirmées. L'observation du Soleil entre les étoiles n'était possible que pendant la totalité, puisque les étoiles sont alors visibles. Bien que les observations d'Eddington étaient proches des limites expérimentales de précision à l'époque, des travaux menés dans la seconde moitié du XXe siècle ont confirmé ses résultats.
Anomalies gravitationnelles
Il existe une longue histoire d’observations de phénomènes liés à la gravité lors des éclipses solaires, en particulier autour de la totalité. En 1954, puis à nouveau en 1959, Maurice Allais rapporte des observations de mouvements étranges et inexpliqués lors d'éclipses solaires. Ce phénomène est désormais appelé effet Allais. De même, en 1970, Saxl et Allen ont observé le changement soudain de mouvement d'un pendule de torsion ; ce phénomène est appelé effet Saxl.
Une observation récemment publiée lors de l'éclipse solaire de 1997 par Wang et al. a suggéré un possible effet de blindage gravitationnel, ce qui a suscité un débat. Plus tard en 2002, Yang et Wang ont publié une analyse détaillée des données, suggérant que le phénomène restait encore inexpliqué.
Éclipses et transits
En principe, l’apparition simultanée d’une éclipse solaire et du transit d’une planète est possible. Mais ces événements sont extrêmement rares en raison de leur courte durée. La prochaine occurrence simultanée prévue d'une éclipse solaire et d'un transit de Mercure aura lieu le 5 juillet 6757, et une éclipse solaire et un transit de Vénus sont attendus le 5 avril 15232.
Plus courante, mais encore peu fréquente, est une conjonction d'une planète (en particulier, mais pas seulement, Mercure ou Vénus) au moment d'une éclipse totale de Soleil, auquel cas la planète sera visible très près du Soleil éclipsé, alors que sans le Soleil éclipsé. éclipse, il aurait été perdu dans l'éblouissement du Soleil. À une certaine époque, certains scientifiques ont émis l’hypothèse qu’il pourrait y avoir une planète (souvent appelée Vulcain) encore plus proche du Soleil que Mercure ; le seul moyen de confirmer son existence aurait été de l’observer en transit ou lors d’une éclipse totale de Soleil. Aucune planète de ce type n’a jamais été découverte et la relativité générale a depuis expliqué les observations qui ont conduit les astronomes à suggérer que Vulcain pourrait exister.
Éclat de terre
Lors d’une éclipse totale de Soleil, l’ombre de la Lune ne couvre qu’une petite fraction de la Terre. La Terre continue de recevoir au moins 92 % de la quantité de lumière solaire qu'elle reçoit sans éclipse – plus si la pénombre de l'ombre de la Lune manque en partie la Terre. Vue de la Lune, la Terre lors d'une éclipse solaire totale est généralement brillamment éclairée, avec seulement une petite zone sombre montrant l'ombre de la Lune. La Terre brillamment éclairée reflète beaucoup de lumière vers la Lune. Si la couronne du Soleil éclipsé n’était pas présente, la Lune, éclairée par la lumière terrestre, serait facilement visible depuis la Terre. Ce serait essentiellement la même chose que l'éclat terrestre que l'on peut fréquemment voir lorsque la phase de la Lune est un croissant étroit. En réalité, la couronne, bien que beaucoup moins brillante que la photosphère du Soleil, est beaucoup plus brillante que la Lune éclairée par la lumière terrestre. Par conséquent, en revanche, la Lune lors d’une éclipse solaire totale apparaît noire, entourée de la couronne.
Satellites artificiels
Les satellites artificiels peuvent également passer devant le Soleil vu de la Terre, mais aucun n'est suffisamment gros pour provoquer une éclipse. À l’altitude de la Station spatiale internationale, par exemple, il faudrait qu’un objet soit à peu près traversant pour masquer entièrement le Soleil. Ces passages sont difficiles à observer, car la zone de visibilité est très réduite. Le satellite passe généralement au-dessus de la face du Soleil en une seconde environ. Comme pour le transit d’une planète, il ne fera pas nuit.
Les observations d'éclipses depuis des engins spatiaux ou des satellites artificiels en orbite au-dessus de l'atmosphère terrestre ne sont pas soumises aux conditions météorologiques. L'équipage de Gemini 12 a observé une éclipse totale de Soleil depuis l'espace en 1966. La phase partielle de l'éclipse totale de 1999 était visible depuis Mir.
Au cours du projet de test Apollo-Soyouz mené en juillet 1975, le vaisseau spatial Apollo a été positionné pour créer une éclipse solaire artificielle donnant à l'équipage du Soyouz l'occasion de photographier la couronne solaire.
Impact
L'éclipse solaire du 20 mars 2015 a été la première occurrence d'une éclipse susceptible d'avoir un impact potentiel significatif sur le système électrique, le secteur de l'électricité ayant pris des mesures pour atténuer tout impact. On a estimé que les zones synchrones d'Europe continentale et de Grande-Bretagne disposaient d'environ 90 gigawatts d'énergie solaire et que la production diminuerait temporairement jusqu'à 34 GW par rapport à un jour de ciel clair. "[https://www.entsoe.eu /Documents/Publications/SOC/150219_Solar_Eclipse_Impact_Analysis_Final.pdf Éclipse solaire 2015 - Analyse d'impact]" pp3+6+7+13 . Réseau européen des gestionnaires de réseaux de transport d'électricité, 19 février 2015. Consulté le 4 mars 2015. La température peut diminuer de 3 ° C et l'énergie éolienne peut potentiellement diminuer à mesure que les vents diminuent de 0,7 m/s.S. L. Gray, R.G. Harrison. "[http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/468/2143/1839 Diagnostic des changements de vent induits par l'éclipse]" Actes de la Royal Society. DOI : 10.1098/rspa.2012.0007 Publié le 25 mai 2012. [http://web.archive.org/web/20150304105008/http://rspa.royalsocietypublishing.org/content/468/2143/1839 Archive]
Éclipses solaires récentes et à venir
Les éclipses ne se produisent que pendant la saison des éclipses, lorsque le Soleil est proche du nœud ascendant ou descendant de la Lune. Chaque éclipse est séparée par une, cinq ou six lunaisons (mois synodiques) et le milieu de chaque saison est séparé par 173,3 jours, ce qui est le temps moyen nécessaire au Soleil pour se déplacer d'un nœud à l'autre. La période est d'un peu moins d'une demi-année civile car les nœuds lunaires régressent lentement. Étant donné que 223 mois synodiques équivaut à peu près à 239 mois anormaux et 242 mois draconiques, les éclipses de géométrie similaire se reproduisent à 223 mois synodiques (environ 6 585,3 jours) d'intervalle. Cette période (18 ans 11,3 jours) est un saros. Parce que 223 mois synodiques ne sont pas identiques à 239 mois anormaux ou 242 mois draconiques, les cycles saros ne se répètent pas sans fin. Chaque cycle commence avec l'ombre de la Lune traversant la terre près du pôle nord ou sud, et les événements ultérieurs progressent vers l'autre pôle jusqu'à ce que l'ombre de la Lune manque la terre et que la série se termine. Les cycles Saros sont numérotés ; actuellement, les cycles 117 à 156 sont actifs.