Qu'est-ce qu'un événement astronomique qui se produit lorsqu'un objet céleste se déplace dans l'ombre d'un autre ?
Éclipse
Éclipse solaire Éclipse lunaire
Une éclipse est un événement astronomique qui se produit lorsqu'un objet astronomique est temporairement obscurci, soit en passant dans l'ombre d'un autre corps, soit en faisant passer un autre corps entre lui et le spectateur. Une éclipse est un type de syzygie.

Le terme éclipse est le plus souvent utilisé pour décrire soit une éclipse solaire, lorsque l'ombre de la Lune traverse la surface de la Terre, soit une éclipse lunaire, lorsque la Lune se déplace dans l'ombre de la Terre. Cependant, il peut également faire référence à de tels événements au-delà du système Terre-Lune : par exemple, une planète se déplaçant dans l'ombre projetée par l'une de ses lunes, une lune passant dans l'ombre projetée par sa planète hôte, ou une lune passant dans l'ombre projetée par l'une de ses lunes. l'ombre d'une autre lune. Un système d'étoiles binaires peut également produire des éclipses si le plan de l'orbite de ses étoiles constituantes croise la position de l'observateur.

Étymologie

Le terme est dérivé du nom grec ancien ('), qui signifie « l'abandon », « la chute » ou « l'assombrissement d'un corps céleste », qui est dérivé du verbe (') qui signifie « abandonner ». , "assombrir" ou "cesser d'exister", une combinaison de préfixe ('), de préposition ('), "dehors" et de verbe ('), "être absent".

Ombre, pénombre et antumbra

La région de l’ombre de la Lune lors d’une éclipse solaire est divisée en trois parties :
* L'ombre, au sein de laquelle la Lune recouvre entièrement le Soleil (plus précisément sa photosphère).
* L'antumbra, s'étendant au-delà de la pointe de l'ombre, à l'intérieur de laquelle la Lune est complètement devant le Soleil mais trop petite pour la recouvrir complètement.
* La pénombre, à l'intérieur de laquelle la Lune n'est que partiellement devant le Soleil.

Lors d'une éclipse lunaire, seules l'ombre et la pénombre sont applicables. En effet, du point de vue de la Lune, le diamètre apparent de la Terre est près de quatre fois supérieur à celui du Soleil.

Le premier contact se produit lorsque le disque de la Lune commence à heurter celui du Soleil ; le deuxième contact a lieu lorsque le disque de la Lune se déplace complètement à l'intérieur de celui du Soleil ; troisième contact lorsqu'il commence à s'éloigner de celui du Soleil ; et quatrième ou dernier contact lorsqu'il quitte finalement entièrement le disque solaire.

Les mêmes termes peuvent être utilisés de manière analogue pour décrire d'autres éclipses, par exemple l'antumbra de Deimos traversant Mars, ou Phobos entrant dans la pénombre de Mars.

Une éclipse totale se produit lorsque l'observateur est dans l'ombre, une éclipse annulaire lorsque l'observateur est dans l'antumbra et une éclipse partielle lorsque l'observateur est dans la pénombre.

Pour les corps sphériques, lorsque l'objet occultant est plus petit que l'étoile, la longueur (L) de l'ombre en forme de cône de l'ombre est donnée par :

L\ =\ \frac{r \cdot R_o}{R_s - R_o}

où Rs est le rayon de l'étoile, Ro est le rayon de l'objet occultant et r est la distance entre l'étoile et l'objet occultant. Pour la Terre, L est en moyenne égale à 1,384 km, ce qui est beaucoup plus grand que le demi-grand axe de la Lune de 3,844 km. Ainsi, le cône ombral de la Terre peut envelopper complètement la Lune lors d’une éclipse lunaire. Toutefois, si l'objet occultant possède une atmosphère, une partie de la luminosité de l'étoile peut être réfractée dans le volume de l'ombre. Cela se produit, par exemple, lors d'une éclipse de Lune par la Terre, produisant une faible illumination rougeoyante de la Lune, même dans sa totalité.

L'ombre projetée lors d'une éclipse se déplace à une vitesse très approximative de 1 km par seconde. Cela dépend de l'emplacement de l'ombre sur la terre et de l'angle selon lequel elle se déplace. http://www.sciforums.com/threads/speed-of-eclipse-shadow.53722/

Cycles d'éclipses

Un cycle d’éclipses a lieu lorsqu’une série d’éclipses sont séparées par un certain intervalle de temps. Cela se produit lorsque les mouvements orbitaux des corps forment des motifs harmoniques répétitifs. Un exemple particulier est le saros, qui entraîne la répétition d'une éclipse solaire ou lunaire tous les 6 585,3 jours, soit un peu plus de 18 ans. Comme il ne s’agit pas d’un nombre entier de jours, des éclipses successives seront visibles depuis différentes parties du monde.

Système Terre-Lune

Une éclipse impliquant le Soleil, la Terre et la Lune ne peut se produire que lorsqu'ils sont presque en ligne droite, permettant à l'un d'être caché derrière l'autre, vu du troisième. Étant donné que le plan orbital de la Lune est incliné par rapport au plan orbital de la Terre (l’écliptique), les éclipses ne peuvent se produire que lorsque la Lune est proche de l’intersection de ces deux plans (les nœuds). Le Soleil, la Terre et les nœuds sont alignés deux fois par an (pendant une saison d'éclipse), et des éclipses peuvent se produire pendant une période d'environ deux mois à ces heures. Il peut y avoir de quatre à sept éclipses au cours d'une année civile, qui se répètent selon différents cycles d'éclipses, comme un saros.

Entre 1901 et 2100, il y a un maximum de sept éclipses :
* quatre éclipses lunaires (pénombrales) et trois éclipses solaires : 1908, 2038.
* quatre éclipses solaires et trois éclipses lunaires : 1917, 1973, 2094.
* cinq éclipses solaires et deux éclipses lunaires : 1934.

À l’exclusion des éclipses lunaires pénombrales, il y a un maximum de sept éclipses dans :
* 1591, 1656, 1787, 1805, 1917, 1935, 1982 et 2094.

Éclipse solaire

Observée depuis la Terre, une éclipse solaire se produit lorsque la Lune passe devant le Soleil. Le type d’éclipse solaire dépend de la distance entre la Lune et la Terre au cours de l’événement. Une éclipse solaire totale se produit lorsque la Terre croise la partie ombragée de l’ombre de la Lune. Lorsque l’ombre n’atteint pas la surface de la Terre, le Soleil n’est que partiellement occulté, ce qui entraîne une éclipse annulaire. Les éclipses solaires partielles se produisent lorsque l’observateur se trouve à l’intérieur de la pénombre.

La magnitude de l'éclipse est la fraction du diamètre du Soleil couverte par la Lune. Pour une éclipse totale, cette valeur est toujours supérieure ou égale à un. Dans les éclipses annulaires et totales, la magnitude de l'éclipse est le rapport des tailles angulaires de la Lune par rapport au Soleil.

Les éclipses solaires sont des événements relativement brefs qui ne peuvent être observés dans leur intégralité que sur une trajectoire relativement étroite. Dans les circonstances les plus favorables, une éclipse solaire totale peut durer 7 minutes et 31 secondes et peut être observée le long d'une trajectoire allant jusqu'à 250 km de large. Cependant, la région où une éclipse partielle peut être observée est beaucoup plus grande. L'ombre de la Lune avancera vers l'est à une vitesse de 1 700 km/h, jusqu'à ce qu'elle ne coupe plus la surface de la Terre.

Lors d'une éclipse solaire, la Lune peut parfois parfaitement couvrir le Soleil car sa taille est presque la même que celle du Soleil vu de la Terre. Une éclipse solaire totale est en fait une occultation tandis qu'une éclipse solaire annulaire est un transit.

Lorsqu'il est observé à des points de l'espace autres que la surface de la Terre, le Soleil peut être éclipsé par des corps autres que la Lune. Deux exemples incluent lorsque 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.

Éclipse lunaire

Les éclipses lunaires se produisent lorsque la Lune traverse l'ombre de la Terre. Cela se produit uniquement lorsque la Lune se trouve de l'autre côté de la Terre par rapport au Soleil. Les éclipses lunaires ne se produisent que lorsqu'il y a une pleine lune. Contrairement à une éclipse solaire, une éclipse de Lune peut être observée depuis presque tout un hémisphère. Pour cette raison, il est beaucoup plus courant d’observer une éclipse lunaire depuis un endroit donné. Une éclipse lunaire dure également plus longtemps, prenant plusieurs heures, la totalité elle-même durant généralement entre 30 minutes et plus d'une heure en moyenne.

Il existe trois types d'éclipses lunaires : pénombrale, lorsque la Lune ne traverse que la pénombre de la Terre ; partiel, lorsque la Lune traverse partiellement l'ombre de la Terre ; et totale, lorsque la Lune traverse entièrement l'ombre de la Terre. Les éclipses totales de Lune traversent les trois phases. Cependant, même lors d’une éclipse totale de Lune, la Lune n’est pas complètement sombre. La lumière du soleil réfractée à travers l’atmosphère terrestre pénètre dans l’ombre et fournit un faible éclairage. Tout comme lors d'un coucher de soleil, l'atmosphère a tendance à diffuser plus fortement la lumière avec des longueurs d'onde plus courtes, de sorte que l'éclairage de la Lune par la lumière réfractée a une teinte rouge, c'est pourquoi l'expression « Lune de sang » se retrouve souvent dans les descriptions de tels événements lunaires. au fur et à mesure que les éclipses sont enregistrées.

Dossier historique

Des enregistrements d’éclipses solaires sont conservés depuis l’Antiquité. Les dates d'éclipse peuvent être utilisées pour la datation chronologique des documents historiques. Une tablette d'argile syrienne, en langue ougaritique, enregistre une éclipse solaire survenue le 5 mars 1223 av. J.-C., tandis que Paul Griffin affirme qu'une pierre en Irlande enregistre une éclipse le 30 novembre 3340 av. Postuler l'utilisation par les astronomes de l'ère classique des enregistrements d'éclipses babyloniennes datant principalement du 13ème siècle avant JC fournit une solution réalisable et mathématiquement cohérenteVoir [http://www.dioi.org/vols/wg0.pdf DIO 16] p.2 (2009). Bien que les astronomes grecs et peut-être babyloniens qui ont déterminé les trois mouvements lunaires jusqu'alors non résolus se soient répartis sur plus de quatre siècles (263 avant JC à 160 après JC), les premiers enregistrements d'éclipses indiqués mathématiquement proviennent tous d'un [http://www.dioi. org/thr.htm#ufnr durée beaucoup plus petite] : le 13ème siècle avant JC. La technique grecque anciennement attestée : utilisation de cycles d'éclipse, fournissant automatiquement des rapports intégraux, c'est ainsi qu'étaient exprimés les mouvements lunaires de tous les astronomes anciens. Les reconstructions basées sur de longs cycles d'éclipses produisent avec précision tous les 24 chiffres apparaissant dans les trois mouvements anciens attestés qui viennent d'être cités : 6247 synode 6695 anom (Système A), 5458 synode
 5923 drac (Hipparchos), 3277 synode 3512 anom (Hypothèses planétaires). En revanche, la motion du Système B, 251 synode
 269 ​​anom (Aristarchos ?), aurait pu être déterminé sans recours aux données d'éclipse distantes, simplement en utilisant quelques paires d'éclipses espacées de 4 267 mois. explication de la découverte grecque des trois mouvements lunaires moyens (synodique, anomaliste, draconitique) avec une précision d'environ une partie sur un million ou mieux. Les enregistrements historiques chinois des éclipses solaires remontent à plus de 4 000 ans et ont été utilisés pour mesurer les changements dans la vitesse de rotation de la Terre.

Dans les années 1600, les astronomes européens publiaient des livres contenant des diagrammes expliquant comment se produisaient les éclipses lunaires et solaires. Afin de diffuser ces informations à un public plus large et de diminuer la peur des conséquences des éclipses, les libraires ont imprimé des grands formats expliquant l'événement soit en utilisant la science, soit via l'astrologie.

Quelques autres planètes et Pluton

Géantes gazeuses

Les planètes géantes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) ont de nombreuses lunes et présentent donc fréquemment des éclipses. Les plus frappantes concernent Jupiter, qui possède quatre grandes lunes et une faible inclinaison axiale, ce qui rend les éclipses plus fréquentes lorsque ces corps traversent l'ombre de la plus grande planète. Les transits se produisent avec une fréquence égale. Il est courant de voir les plus grandes lunes projeter des ombres circulaires sur les sommets des nuages ​​de Jupiter.

Les éclipses des lunes galiléennes par Jupiter sont devenues prévisibles avec précision une fois que leurs éléments orbitaux ont été connus. Au cours des années 1670, on a découvert que ces événements se produisaient environ 17 minutes plus tard que prévu, lorsque Jupiter se trouvait de l'autre côté du Soleil. Ole Rømer en a déduit que le retard était dû au temps nécessaire à la lumière pour voyager de Jupiter à la Terre. Cela a été utilisé pour produire la première estimation de la vitesse de la lumière.

Sur les trois autres géantes gazeuses, les éclipses ne se produisent qu'à certaines périodes de l'orbite de la planète, en raison de leur inclinaison plus élevée entre les orbites de la Lune et le plan orbital de la planète. La lune Titan, par exemple, a un plan orbital incliné d'environ 1,6° par rapport au plan équatorial de Saturne. Mais Saturne a une inclinaison axiale de près de 27°. Le plan orbital de Titan ne traverse la ligne de visée du Soleil qu'en deux points le long de l'orbite de Saturne. La période orbitale de Saturne étant de 29,7 ans, une éclipse n'est possible que tous les 15 ans environ.

Le moment des éclipses des satellites joviens a également été utilisé pour calculer la longitude d'un observateur sur Terre. En connaissant l'heure prévue à laquelle une éclipse serait observée à une longitude standard (comme Greenwich), la différence de temps pourrait être calculée en observant avec précision l'heure locale de l'éclipse. Le décalage horaire donne la longitude de l'observateur car chaque heure de décalage correspondait à 15° autour de l'équateur terrestre. Cette technique fut utilisée par exemple par Giovanni D. Cassini en 1679 pour retracer la carte de la France.

Mars

Sur Mars, seules des éclipses solaires partielles (transits) sont possibles, car aucune de ses lunes n'est suffisamment grande, à leurs rayons orbitaux respectifs, pour couvrir le disque solaire vu de la surface de la planète. Les éclipses de lune par Mars sont non seulement possibles, mais monnaie courante, des centaines se produisant chaque année sur Terre. Il existe également de rares occasions où Deimos est éclipsé par Phobos. Les éclipses martiennes ont été photographiées à la fois depuis la surface de Mars et depuis son orbite.

Pluton

Pluton, avec sa lune Charon, proportionnellement plus grande, est également le site de nombreuses éclipses. Une série de telles éclipses mutuelles se sont produites entre 1985 et 1990. Ces événements quotidiens ont conduit aux premières mesures précises des paramètres physiques des deux objets.

Mercure et Vénus

Les éclipses sont impossibles sur Mercure et Vénus, qui n'ont pas de lune. Cependant, il a été observé que les deux transitaient sur la face du Soleil. Il y a en moyenne 13 transits de Mercure chaque siècle. Les transits de Vénus se produisent par paires séparées par un intervalle de huit ans, mais chaque paire d'événements se produit moins d'une fois par siècle.

Binaires à éclipses

Un système d’étoiles binaires est constitué de deux étoiles qui gravitent autour de leur centre de masse commun. Les mouvements des deux étoiles se situent sur un plan orbital commun dans l’espace. Lorsque ce plan est très étroitement aligné avec l’emplacement d’un observateur, on peut voir les étoiles passer les unes devant les autres. Le résultat est un type de système stellaire variable extrinsèque appelé binaire à éclipses.

La luminosité maximale d'un système binaire à éclipses est égale à la somme des contributions de luminosité des étoiles individuelles. Lorsqu’une étoile passe devant l’autre, la luminosité du système diminue. La luminosité revient à la normale une fois que les deux étoiles ne sont plus alignées.

Le premier système d’étoiles binaires à éclipses découvert était Algol, un système stellaire de la constellation de Persée. Normalement, ce système stellaire a une magnitude visuelle de 2,1. Cependant, tous les 2,867 jours, la magnitude diminue à 3,4 pendant plus de neuf heures. Ceci est dû au passage du membre le plus faible de la paire devant l’étoile la plus brillante. Le concept selon lequel un corps éclipsant provoquait ces variations de luminosité a été introduit par John Goodricke en 1783.