Une éclipse solaire est un type d'éclipse qui se produit lorsque la Lune passe entre le Soleil et la Terre et masque partiellement ou totalement le Soleil. Ce phénomène ne peut avoir lieu qu'à la nouvelle lune, lorsque le Soleil et la Lune sont en conjonction, c'est-à-dire en syzygie, vue de la Terre. Lors d'une éclipse totale, le disque solaire est entièrement occulté par la Lune. Lors d'une éclipse partielle ou annulaire, seule une partie du Soleil est occultée.
Si la Lune décrivait une orbite parfaitement circulaire, un peu plus proche de la Terre et située dans le même plan orbital, il y aurait des éclipses solaires totales chaque mois. Cependant, l'orbite lunaire est inclinée de plus de 5 degrés par rapport à l'orbite terrestre autour du Soleil (voir l'écliptique), de sorte que son ombre lors de la nouvelle lune ne touche généralement pas la Terre. L'orbite terrestre est appelée le plan de l'écliptique, car l'orbite lunaire doit traverser ce plan pour qu'une éclipse (solaire et lunaire) se produise. De plus, l'orbite réelle de la Lune est elliptique, l'éloignant souvent suffisamment de la Terre pour que sa taille apparente ne soit pas assez grande pour masquer totalement le Soleil. Les plans orbitaux se croisent au niveau des nœuds, ce qui explique la présence d'au moins deux et jusqu'à cinq éclipses solaires par an ; deux d'entre elles au maximum sont des éclipses totales. Cependant, les éclipses solaires totales sont rares en un lieu donné, car la totalité n'existe que le long d'une bande étroite à la surface de la Terre, tracée par l'ombre ou l'umbra de la Lune.
Une éclipse est un phénomène naturel. Cependant, 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 être effrayante pour ceux qui ignorent son explication astronomique, car le Soleil semble disparaître en plein jour et le ciel s'obscurcit en quelques minutes.
Comme regarder directement le Soleil peut entraîner des lésions oculaires permanentes, voire la cécité, des protections oculaires spéciales ou des techniques d'observation indirecte sont utilisées lors d'une éclipse solaire. Techniquement, il est possible d'observer sans danger la phase totale d'une éclipse solaire à l'œil nu et sans protection ; cependant, cette pratique est dangereuse, car la plupart des gens ne sont pas formés à reconnaître les différentes phases d'une éclipse, qui peut durer plus de deux heures, tandis que la phase totale ne dure généralement que 7,5 minutes maximum en un même lieu. Les passionnés d'éclipses, aussi appelés « chasseurs d'éclipses » ou « ombraphiles », se rendent dans des endroits reculés pour observer les éclipses solaires centrales annoncées.
Type
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Total
Une éclipse totale se produit lorsque la silhouette sombre de la Lune masque complètement la lumière intense du Soleil, ne laissant apparaître que la couronne solaire, beaucoup plus faible. Lors d'une éclipse, la totalité n'est visible que sur une bande étroite à la surface de la Terre.
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Partiel
Une éclipse se produit lorsque le Soleil et la Lune ne sont pas parfaitement alignés et que la Lune ne masque que partiellement le Soleil. Ce phénomène est généralement visible depuis une grande partie de la Terre, en dehors de la zone d'une éclipse annulaire ou totale. Cependant, certaines éclipses ne sont visibles que partiellement, car l'ombre passe au-dessus des régions polaires et n'atteint jamais la surface terrestre. Les éclipses partielles sont pratiquement imperceptibles, car il faut une occultation supérieure à 90 % pour percevoir la moindre obscurcissement. Même à 99 %, la luminosité ne serait pas plus forte qu'au crépuscule.
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Annulaire
Ce phénomène se produit lorsque le Soleil et la Lune sont parfaitement alignés, mais que la taille apparente de la Lune est inférieure à celle du Soleil. Le Soleil apparaît alors comme un anneau très brillant entourant le disque sombre de la Lune.
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Hybride
Il s'agit d'une alternance entre une éclipse totale et une éclipse annulaire. À certains endroits de la surface de la Terre, elle apparaît comme une éclipse totale, tandis qu'à d'autres, elle apparaît comme une éclipse annulaire. Les éclipses hybrides sont relativement rares.
Durée
Les facteurs suivants déterminent la durée d'une éclipse solaire totale (par ordre d'importance décroissante) :
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La lune se trouvant presque exactement au périgée (ce qui rend son diamètre angulaire aussi grand que possible).
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La Terre étant très proche de l'aphélie (point le plus éloigné du Soleil sur son orbite elliptique, ce qui rend son diamètre angulaire presque aussi petit que possible).
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Le point médian de l'éclipse se situant très près de l'équateur terrestre, là où la vitesse orbitale est la plus élevée.
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Le vecteur de la trajectoire de l'éclipse au point médian de l'éclipse s'aligne avec le vecteur de rotation de la Terre (c'est-à-dire non pas en diagonale mais plein est).
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Le point médian de l'éclipse se situant près du point subsolaire (la partie de la Terre la plus proche du Soleil).
Largeur du rectangle visuel
Lors d'une éclipse centrale, l'ombre de la Lune (ou son antéombre, dans le cas d'une éclipse annulaire) se déplace rapidement d'ouest en est sur 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 le même sens que la rotation de la Terre, à environ 61 km/min, l'ombre semble presque toujours se déplacer d'ouest en est sur une carte de la Terre à une vitesse égale à la différence entre la vitesse orbitale de la Lune et la vitesse de rotation de la Terre.
La largeur de la bande d'une éclipse centrale varie selon les diamètres apparents relatifs du Soleil et de la Lune. Dans les conditions les plus favorables, lorsqu'une éclipse totale se produit très près du périgée, la bande peut atteindre 267 km de large et la durée de la totalité peut dépasser 7 minutes.[24] En dehors de la bande centrale, une éclipse partielle est visible sur une zone beaucoup plus étendue de la Terre. Typiquement, l'ombre mesure entre 100 et 160 km de large, tandis que le diamètre de la pénombre dépasse 6 400 km.
Azimut
L'azimut est, de manière générale, une mesure angulaire dans un système de coordonnées sphériques. Le vecteur allant d'un observateur (origine) à un point d'intérêt est projeté perpendiculairement sur un plan de référence ; l'angle entre le vecteur projeté et un vecteur de référence sur ce plan est appelé azimut.
L'azimut solaire est l'angle d'azimut du Soleil. Il définit sa direction et la valeur indiquée pour chaque éclipse correspond à l'azimut du Soleil au moment de l'éclipse maximale. Traditionnellement, il est défini comme l'angle entre une ligne pointant vers le sud et l'ombre projetée par une tige verticale sur Terre. Par convention, cet angle est positif si la ligne est à l'est du sud et négatif si elle est à l'ouest. Cependant, malgré cette tradition, la convention la plus couramment acceptée pour l'analyse du rayonnement solaire, notamment pour les applications liées à l'énergie solaire, est celle qui s'exprime dans le sens horaire à partir du nord : 90° à l'est, 180° au sud et 270° à l'ouest.
Altitude
L'angle d'élévation solaire correspond à la hauteur du Soleil, soit l'angle entre l'horizon et le centre du disque solaire. La valeur indiquée pour chaque éclipse correspond à la hauteur du Soleil au moment de l'éclipse maximale.
Gamma
Le gamma (noté γ) d'une éclipse décrit la distance entre l'ombre de la Lune ou de la Terre et le centre de l'autre astre. Cette distance, lorsque l'axe du cône d'ombre passe au plus près du centre de la Terre ou de la Lune, est exprimée en fraction du rayon équatorial terrestre. Le signe du gamma indique, pour une éclipse solaire, si l'axe de l'ombre passe au nord ou au sud du centre de la Terre ; une valeur positive signifie nord. Lors d'une éclipse solaire, la moitié de la Terre exposée au Soleil est considérée comme son centre (cette moitié varie selon les saisons et n'est pas directement liée aux pôles ou à l'équateur ; le centre de la Terre se situe donc là où le Soleil est au zénith).
La valeur absolue de gamma nous permet de distinguer différents types d'éclipses solaires :
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Si gamma est égal à 0, l'axe du cône d'ombre se situe exactement entre les moitiés nord et sud de la face éclairée de la Terre lorsqu'il passe au-dessus du centre.
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Si le gamma est inférieur à 0,9972, l'éclipse est centrale. L'axe du cône d'ombre frappe la Terre et, en certains endroits, la Lune apparaît au centre, devant le Soleil. Les éclipses centrales peuvent être totales ou annulaires (si l'extrémité de l'ombre atteint à peine la surface de la Terre, le type d'éclipse peut changer au cours de l'éclipse, passant d'annulaire à totale et inversement ; on parle alors d'éclipse hybride).
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Si gamma se situe entre 0,9972 et 1,0260, l'axe du cône d'ombre ne touche pas la Terre. Cependant, en raison de la largeur de l'ombre ou de l'antombre, une partie de celle-ci peut, dans certaines circonstances, toucher la Terre dans les régions polaires. Il en résulte une éclipse totale non centrale, ou éclipse annulaire.
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Si gamma est compris entre 0,9972 et environ 1,55 et que les circonstances particulières mentionnées ci-dessus ne se produisent pas, l'éclipse est partielle, la Terre ne traverse que la pénombre.
Si la Terre était une sphère, la limite pour une éclipse centrale serait de 1,0, mais en raison de l'aplatissement de la Terre, elle est de 0,9972.
Saros
Le saros est une période d'environ 223 mois synodiques (soit environ 6 585,3211 jours, ou 18 ans, 11 jours et 8 heures) qui permet de prédire les éclipses de Soleil et de Lune. Une période de saros après une éclipse, le Soleil, la Terre et la Lune retrouvent une géométrie relative quasi identique, presque alignée, et une éclipse presque identique se produit : c'est ce que l'on appelle un cycle d'éclipses.
Une série d'éclipses séparées par un saros est appelée une série de saros. Chaque série de saros commence par une éclipse partielle (le Soleil entre d'abord à l'extrémité du nœud), et à chaque saros suivant, la trajectoire de la Lune se décale vers le nord (lorsqu'elle s'approche du nœud descendant) ou vers le sud (lorsqu'elle s'approche du nœud ascendant), car la durée du saros n'est pas un nombre entier de mois draconiques (il lui manque environ une heure). À un certain moment, les éclipses ne sont plus possibles et la série s'achève (le Soleil quitte le début du nœud). Des dates arbitraires ont été établies par les compilateurs de statistiques d'éclipses. Ces dates extrêmes sont 2000 avant notre ère et 3000 de notre ère. Les séries de saros, bien sûr, se sont poursuivies avant et se poursuivront après ces dates. Puisque la première éclipse de 2000 av. J.-C. n'était pas la première de sa série, il est nécessaire d'étendre la numérotation des séries de saros au-delà de 0, jusqu'aux nombres négatifs, afin de prendre en compte les éclipses survenues après 2000 av. J.-C. La série -13 est la première à apparaître dans ces données. Les statistiques relatives aux éclipses solaires pour l'ensemble des séries de saros entre 2000 av. J.-C. et 3000 apr. J.-C. sont disponibles dans les références de cet article. Il faut entre 1226 et 1550 ans pour que les éléments d'une série de saros parcourent la surface de la Terre du nord au sud (ou inversement). Ces extrêmes permettent de compter de 69 à 87 éclipses dans chaque série (la plupart des séries en comptent 71 ou 72). De 39 à 59 éclipses (généralement autour de 43) d'une série donnée sont centrales (c'est-à-dire totales, annulaires ou hybrides, annulaires et totales). À tout moment, environ 40 séries de saros différentes seront en cours.
Les séries de Saros sont numérotées selon le type d'éclipse (solaire ou lunaire) et selon qu'elle se produise au nœud ascendant ou descendant de la Lune. Les éclipses solaires proches du nœud ascendant sont numérotées par nombre impair, tandis que celles proches du nœud descendant sont numérotées par nombre pair. Pour les éclipses lunaires, cette numérotation est plus aléatoire. L'ordre des séries est déterminé par le moment où chacune atteint son apogée, c'est-à-dire lorsque l'éclipse est au plus près d'un nœud lunaire. Pour les éclipses solaires, les 40 séries numérotées de 117 à 156 sont actives, tandis que pour les éclipses lunaires, on compte actuellement 41 séries de Saros actives.
Coordonnées
Latitude et longitude du lieu où l'éclipse est la plus importante.
