En juillet-août, le solstice d’été est passé depuis quelques jours, quelques semaines : c’est la période des douces soirées qui s’éternisent jusque vers 23 h 00 avant que la nuit ne tombe. C’est aussi la période des vacances, du temps libre… Peut-être l’occasion de prendre ce temps qui nous manque le reste de l’année, pour enfin contempler à l’envi ce beau ciel étoilé, qui constamment nous tend les bras, mais que nous négligeons, soit par manque de temps, soit parce qu’il fait trop froid.

Le ciel urbain et sa pollution lumineuse n’étant guère synonymes de ciel étoilé, c’est sous un beau ciel de campagne que l’on fera les plus belles observations du ciel d’été (tout comme le reste de l’année au demeurant…).

En levant la tête vers le sommet de la voûte céleste, notre regard est attiré par une magnifique étoile blanc bleuté. Il s’agit de Véga, cinquième étoile la plus brillante du ciel (magnitude 0). Située à 25 al du Soleil, c’est l’étoile la plus brillante de la constellation de la Lyre. Véga est accompagnée par un petit parallélogramme de quatre étoiles de magnitude proche de 4, l’ensemble de ces 5 étoiles dessinant la petite harpe, bien visible, car toujours très haute dans le ciel.

Légèrement au sud-est de Véga brille une belle étoile bleue : il s’agit de Deneb, l’étoile la plus brillante de la constellation du Cygne. Deneb est certes légèrement moins brillante à l’œil nu que Véga, mais on imaginera la puissance réelle de son rayonnement en apprenant qu’elle est située à 1 550 al du Soleil, soit 62 fois plus loin que Véga, ce qui en fait l’une des étoiles les plus éloignées qui soient visibles à l’œil nu. Deneb est une supergéante bleue : 200 fois plus grosse que notre Soleil, elle finira sa vie en supernova.

Cette très belle constellation du Cygne est l’une des rares qui ressemble au nom qu’elle porte. Parfois, on l’appelle aussi la Croix du Nord, par opposition avec la célèbre, petite et magnifique constellation de la Croix du Sud. La branche nord-ouest/sud-est dessine les deux grandes ailes déployées (le grand oiseau est censé nous survoler, nous le voyons donc de dessous), tandis que la branche est/ouest dessine le corps allongé, avec à l’est (à gauche) Deneb, la queue du Cygne, et à l’ouest (à droite) Albiréo, le bec du palmipède. Notons qu’Albiréo, β Cygnii, est l’une des plus belles étoiles doubles qui soient visibles dans un petit instrument d’astronomie, matériel dans lequel elle dévoile ses deux composantes colorées, l’une jaune, l’autre bleue ou verte, selon les observateurs. Si l’on admire Véga et Deneb quasi au zénith, l’œil remarquera, le regard descendant vers le sud, une troisième étoile d’éclat assez proche des deux autres, mais située à mi-hauteur (environ 55° au-dessus de l’horizon) : il s’agit d’Altaïr, une magnifique étoile blanche, la plus brillante de la constellation de l’Aigle. À nouveau un grand oiseau, et qui nous survole aussi, mais cette fois d’ouest en est (le Cygne file, lui, vers l’ouest…). Altaïr est située à 16 al du Soleil, c’est donc la plus proche des trois. Elle représente l’œil de l’Aigle. Elle est entourée par deux étoiles d’éclat semblable qui forment respectivement son front et son bec.

Si l’on relie Véga de la Lyre, Deneb du Cygne et Altaïr de l’Aigle, on voit se dessiner un gigantesque triangle presque isocèle appelé le Grand Triangle d’été, un triangle dont la base est constituée par le segment Véga-Deneb et dont Altaïr marque le sommet, un sommet dirigé vers le bas lorsque le Triangle d’été est au méridien. Notons que, quelles que soient la date et l’heure de l’observation, ce sommet (Altaïr) pointe toujours vers l’horizon sud ; savoir qui se révèle très utile pour qui veut s’orienter la nuit.

Le Triangle d’été est visible dans le ciel de mai à novembre, mais c’est au cours des trois mois d’été qu’il est visible toute la nuit. Outre sa beauté majestueuse, le Grand Triangle d’été offre une aide précieuse pour localiser la Voie lactée : si le ciel est noir et sans Lune, on remarque en effet que le Cygne, ainsi que l’Aigle, baignent dans la douce lueur d’une arche faiblement lumineuse qui part de l’horizon nord-est, passe non loin du zénith, puis va rejoindre le point cardinal sud : c’est la Voie lactée, qui correspond à la vue intérieure de notre galaxie.

Cette éclipse de Lune par la pénombre est la troisième d’une série de quatre éclipses par la pénombre qui ont lieu cette année. La suivante aura lieu le 30 novembre 2020.

Si l’on compte également les deux éclipses de Soleil de 2020, ce sera une année riche en éclipses avec un total de six éclipses. Pour rappel, le nombre maximal d’éclipses possibles au cours d’une année grégorienne est de sept, cela s’est produit en 1982 et se produira de nouveau en 2038.

Les éclipses de Lune par la pénombre n’ont rien de spectaculaire, la perte de luminosité de la Lune dans la pénombre de la Terre est trop faible pour être décelable à l’œil nu.

Parfois, lorsque la pleine Lune est à l’apogée et que sa distance à l’apogée est très importante, on peut avoir une éclipse totale de Lune par la pénombre. Dans ce cas, le disque lunaire passe entièrement dans le cône de pénombre. Ces éclipses sont très rares, on en dénombre seulement 174 sur la période de 6 000 ans allant de − 3000 à + 2999, la dernière a eu lieu les 14 et 15 mars 2006 et la suivante aura lieu le 29 août 2053.

L’éclipse du 5 juillet est observable depuis la France. L’entrée dans la pénombre sera visible, mais la sortie de la pénombre ne le sera pas, car la Lune sera couchée. La Lune se couchera donc éclipsée. La magnitude de cette éclipse est de 0,354 6816.

Le tableau ci-dessous donne les circonstances de l’éclipse (en UTC) :

Pour chaque début et fin de phase, l’angle au pôle des points de contact est donné. Les points de contact sont les points de tangence entre le disque lunaire et les cônes d’ombre et de pénombre. L’angle au pôle est l’angle formé par la direction du pôle Nord céleste et la demi-droite issue du centre lunaire et passant par le point de tangence. Cet angle est compté positivement vers l’ouest (sens direct). Les coordonnées géographiques des lieux où la Lune est au zénith à l’instant de chaque phase sont également données.

Cette éclipse a lieu cinq jours après le passage de la Lune à son périgée et 7 jours avant le passage de la Lune à son apogée, le diamètre apparent de la pleine Lune est donc moyen (31′ 31,2″). L’éclipse a lieu après le passage de la Lune par son nœud descendant, durant l’éclipse la Lune se trouve dans la constellation du Sagittaire.

Voici la liste des événements relatifs à la Lune sur cette courte période de temps :

30/06/2020 à 2 h 12 min 45 s UTC
La Lune est au périgée, distance à la Terre : 368 958,000 km, diamètre apparent : 32,47′, longitude moyenne : 212,04°.

30/06/2020 à 9 h 55 min 29 s UTC
La Lune entre dans la constellation de la Balance.

03/07/2020 à 22 h 44 min 43 s UTC
La Lune entre dans la constellation du Sagittaire.

04/07/2020 à 3 h 17 min 56 s UTC
La Lune passe par le nœud descendant de son orbite, longitude moyenne : + 269° 8,5′.

05/07/2020 à 4 h 30 min 02 s UTC
Maximum de l’éclipse de Lune.

05/07/2020 à 4 h 44 min 25 s UTC
Pleine Lune.

06/07/2020 à 9 h 03 min 20 s UTC
La Lune entre dans la constellation du Capricorne.

12/07/2020 à 19 h 26 min 32 s UTC
La Lune est à l’apogée, distance à la Terre : 404 199,392 km, diamètre apparent : 29,64′, longitude moyenne : 19,05°.

La série de Saros de cette éclipse de Lune

Le Saros est une période de récurrence des éclipses de 6 585,32 jours correspondant à 223 révolutions synodiques de la Lune, à 242 révolutions draconitiques et à 239 révolutions anomalistiques de la Lune. Cette période a été nommée, à tort, Saros par Edmond Halley. On peut donc construire des séries longues d’éclipses séparées par un Saros.

Cette éclipse appartient à une série longue de Saros qui n’est pas complète dans le canon des éclipses de Lune de l’IMCCE qui se termine en 2999. Cette série commence avec l’éclipse par la pénombre du 13 juin 1984. La 57^e et dernière éclipse du canon de cette série est l’éclipse partielle par l’ombre du 17 février 2994. Cette série incomplète se compose de 7 éclipses par la pénombre, suivies de 21 éclipses partielles par l’ombre, puis de 15 éclipses totales, et enfin de 14 éclipses partielles par l’ombre. Ce sont toutes des éclipses au nœud descendant de la Lune, donc les latitudes célestes successives de la Lune croissent des latitudes négatives aux latitudes positives : les positions de la Lune par rapport aux cônes d’ombre et de pénombre de la Terre vont donc se déplacer dans cette série du sud au nord.

En réalité, dans le propos précédent, les directions nord et sud désignent le nord et le sud par rapport à l’écliptique et non par rapport à l’équateur terrestre : il faut bien se rappeler que l’écliptique est incliné par rapport à l’équateur terrestre.

L’éclipse du 5 juillet 2020 est la troisième éclipse de la série, la trajectoire de la Lune est donc proche du bord sud sur le cône de pénombre. Cela explique également l’écart de temps important entre l’instant du passage de la Lune par son nœud descendant et l’instant du maximum de l’éclipse (et de la pleine Lune).

Selon les lois de Kepler, le barycentre Terre-Lune suit en première approximation une orbite elliptique autour du Soleil. On peut donc calculer les distances minimales (périhélies) et maximales (aphélies) entre le centre du Soleil et le centre de la Terre. Ces deux positions correspondent aux extrémités du grand axe de l’ellipse (l’axe des absides). En raison de la loi des aires, la vitesse angulaire héliocentrique de la Terre est la plus lente à l’aphélie et la plus rapide au périhélie.

En réalité, le problème est plus complexe. Le barycentre Terre-Lune tourne autour du centre de gravité du Système solaire et la Terre tourne autour du centre de gravité du système Terre-Lune. On doit donc calculer la position du barycentre Terre-Lune dans un repère centré sur le Soleil, puis calculer la position de la Lune par rapport à la Terre et en déduire la position de la Terre par rapport au barycentre Terre-Lune, cela permet d’avoir les coordonnées du centre de la Terre par rapport au centre du Soleil et la distance géométrique entre le centre du Soleil et le centre de la Terre.

De plus, l’orbite du barycentre Terre-Lune n’est pas képlérienne, mais subit les perturbations des autres planètes du Système solaire. Cela se traduit par des variations des paramètres de l’ellipse osculatrice, notamment son excentricité et son demi-grand axe et cela crée une avance de son périhélie (et de son aphélie). Le demi-grand axe tourne de 11,61″ dans le sens direct (un tour en environ 111 600 ans). La période moyenne de révolution du barycentre Terre-Lune dans un repère tournant avec le demi-grand axe porte le nom de révolution anomalistique moyenne. C’est le temps moyen que met le barycentre Terre-Lune pour revenir à une même position dans un repère tournant avec le demi-grand axe. Cette période moyenne est de 365,249 641 34 jours, soit 365 jours 6 heures 13 minutes et 53,01 secondes. Comme l’excentricité et le demi-grand axe ne sont pas constants, les distances Terre-Soleil au périhélie et à l’aphélie vont varier au cours du temps. De même, le temps séparant deux passages consécutifs à l’aphélie (la révolution anomalistique vraie) ne sera pas constant, mais va varier autour de la période de révolution anomalistique moyenne. Enfin, notre calendrier, le calendrier grégorien, est construit de manière à suivre les saisons (la révolution tropique), c’est-à-dire le mouvement rétrograde de la ligne des équinoxes. Le mouvement du demi-grand axe se faisant dans le sens direct, cela va se traduire par des dates des passages à l’aphélie (et au périhélie) qui vont avancer dans notre calendrier au cours du temps.

Si l’on prend comme échelle de temps le Temps universel coordonné (UTC), le passage à l’aphélie de la Terre en 2020 tombe le 4 juillet à 11 h 34 min 44 s UTC et sa distance au Soleil est de 152 095 295,258 km, le diamètre apparent du Soleil est alors de 31,4624′.

Le tableau ci-dessous donne les dates des passages à l’aphélie pour les années 2015 à 2025, ainsi que les distances de la Terre au Soleil :

On remarque que la date du passage à l’aphélie évolue sur cette période entre le 3 et le 6 juillet. Les différences de distance entre deux passages consécutifs s’expliquent en partie par le mouvement de la Terre autour du barycentre Terre-Lune, par la phase de la Lune et par la position de la Lune par rapport à son apogée et son périgée. Les autres écarts sont dus à la position du centre du Soleil par rapport au centre de gravité du Système solaire et aux perturbations planétaires sur l’orbite du barycentre Terre-Lune.

La Connaissance des temps (CDT) publie depuis 1679 les éphémérides des corps célestes, ainsi que diverses tables et données à destination des astronomes et des curieux de l’astronomie.

Lire le sixième épisode : « La prédiction des phénomènes »

Dans cette lettre d’information, nous continuons d’explorer l’histoire scientifique de cet ouvrage et de voir son évolution au cours des trois derniers siècles. La CDT a‑t‑elle beaucoup changé ? A‑t‑elle été influencée par les événements politiques ? A‑t‑elle participé à l’essor des sciences en général et de l’astronomie en particulier ? Nous allons tenter de répondre à ces questions par une lecture attentive des 342 volumes de la CDT publiés à ce jour. Vous trouverez dans les textes que nous proposons des liens vers les pages de la Connaissance des temps que nous citons pour vous permettre d’avoir accès aux textes originaux.

Notices et éléments biographiques

Ayant terminé son vaste ouvrage sur l’histoire de la Connaissance des temps (de 1679 à 1920), en cours d’édition dans le cadre du projet ANR « Procès-verbaux du Bureau des longitudes, 1795-1932 », Guy Boistel a entrepris de livrer des versions numériques de nombreux documents de travail et annexes qui ont guidé son travail entrepris en 2006.

Ce sont tout d’abord les notices ou éléments biographiques de plus de 150 calculateurs qui ont contribué à la production de l’éphéméride depuis le début des années 1770 (sous la direction de Jérôme Lalande), jusqu’en 1935 (direction de Gaston Fayet). Ces notices seront progressivement et régulièrement mises à jour dans la rubrique « Acteur » de la page de notre site dédié à la CDT.

Il s’en dégage des éléments d’analyse des parcours personnels et professionnels que Guy Boistel analyse dans son ouvrage à paraître. On peut en lire quelques éléments dans les « Dossiers thématiques » mis en ligne sur le site partenaire des Procès-verbaux.

Nouvelles expositions virtuelles

Ensuite, une nouvelle exposition virtuelle est en cours de mise en ligne. Elle concerne « La Connaissance des temps et ses modes d’emploi ou manuels d’usage », depuis l’Exposition du calcul astronomique de Lalande en 1762 jusqu’à l’Introduction aux éphémérides astronomiques, supplément explicatif à la Connaissance des temps, publié par l’ancien Service des calculs du Bureau des longitudes en 1997, ouvrage en cours de réédition. Guy Boistel passe en revue les parcours et motivations des auteurs, puis donne un aperçu des contenus les plus essentiels des quatre principaux ouvrages publiés respectivement en 1762 par Lalande, en 1830/1840 par Francœur, en 1883 par Souchon et en 1997 par le Bureau des longitudes. Une bibliographie complémentaire y est associée.

Enfin, une nouvelle exposition sera mise en ligne à l’automne et concerne un panorama de l’activité des bureaux de calculs pour les principales éphémérides un temps concurrentes de la CDT : le Nautical Almanac anglais, le Berliner Astronomisches Jahrbuch allemand et The American Ephemeris. L’exposé s’étend de la fin du XVIII^e siècle jusqu’à la première moitié du XX^e siècle. Les références et illustrations y sont nombreuses. Guy Boistel a tenté de reconstituer la structure des équipes de calculateurs de ces éphémérides, ainsi que leurs relations mutuelles.

Une équipe internationale conduite par Guillaume Hébrard, chercheur à l’Institut d’astrophysique de Paris, et impliquant des chercheurs de l’IMCCE, a détecté et caractérisé un système exoplanétaire particulièrement intéressant.

Ce système est constitué d’une première planète, WASP‑148b, qui passe devant son étoile hôte avec une période de 8,8 jours, et d’une seconde, WASP‑148c, dont la période est environ quatre fois plus longue. Cette configuration provoque de petites variations de la période de WASP‑148b, du fait des interactions gravitationnelles entre les deux planètes. Ces variations ont été observées, et il s’agit de la première détection depuis le sol de ce type de phénomène. Les observations et études de ce système vont se poursuivre afin de mieux comprendre sa structure et son évolution.

Depuis la découverte en 1995 de la première exoplanète en orbite autour d’une étoile de type solaire, les planètes autour d’autres étoiles que le Soleil sont l’objet de nombreuses études. Dans ce cadre, la recherche de systèmes comprenant plusieurs planètes en orbite autour d’une même étoile est particulièrement intéressante. Ces planètes s’attirent en effet entre elles du fait de leur gravité, et cela produit des modifications de leur mouvement qui peuvent être détectées dans certains cas.

Lorsqu’une exoplanète est seule à être en orbite autour d’une étoile, elle en fait le tour avec une période bien définie et qui ne varie pas. Si l’orbite est orientée de manière à ce que la planète passe juste devant son étoile, on peut observer depuis la Terre une légère baisse de la lumière de l’étoile pendant ce qu’on appelle un transit planétaire. Ces transits se reproduisent à intervalles de temps réguliers, ce qui permet de mesurer précisément la période orbitale de la planète ; on peut ainsi constater que cette période ne varie pas. Si par contre l’étoile possède une seconde planète en plus de la planète en transit, les interactions gravitationnelles entre les deux planètes provoquent de petites accélérations ou décélérations des planètes sur leurs orbites. On observe ainsi des transits planétaires un peu en avance ou en retard d’un passage à une autre, phénomène appelé variations de chronométrage (ou TTV, pour transit timing variations en anglais).

Prédites d’un point de vue théorique, les variations de chronométrage sont longtemps restées inobservées malgré de nombreuses recherches avec des télescopes au sol. En effet, dans la plupart des cas, les interactions gravitationnelles conduisent à des variations de chronométrage de quelques secondes ou moins, difficiles à détecter. C’est le télescope spatial Kepler qui le premier, en 2010, a détecté des variations de chronométrage dans un système exoplanétaire. Ce cas était particulièrement favorable à une détection, car les deux planètes principales de ce système sont en résonance, ce qui a pour effet d’augmenter l’amplitude des variations de chronométrage. Quelques dizaines de systèmes planétaires résonants avec variations de chronométrage ont depuis été détectés, tous avec des télescopes spatiaux.

Le système planétaire WASP‑148, dont la découverte est annoncée au printemps 2020 par une équipe internationale conduite par l’Institut d’astrophysique de Paris et impliquant des chercheurs de l’IMCCE, a été quant à lui détecté à partir de télescopes au sol. Un candidat planète en transit avait tout d’abord été identifié par l’instrument SuperWASP, installé à l’Observatoire de Roque de Los Muchachos à La Palma, aux îles Canaries. À partir de 2014, l’étoile hôte fut observée avec le spectroscope à haute résolution SOPHIE, installé à l’Observatoire de Haute-Provence, en France, qui permet de mesurer précisément les variations de vitesse des étoiles dues à la présence d’exoplanètes. L’ensemble de ces observations a permis de conclure que l’étoile WASP‑148 héberge une première planète, WASP‑148b, ayant environ la taille et la masse de Saturne et une période orbitale de 8,8 jours. Les observations de SOPHIE ont de plus révélé qu’une seconde planète est en orbite autour de cette étoile, WASP‑148c, avec une masse pour moitié celle de Jupiter et une période orbitale de 34,5 jours.

Il s’agit d’un système proche de la résonance, la période orbitale de la planète WASP‑148c étant approximativement quatre fois plus longue que celle de WASP‑148b. Des variations de chronométrage ont été détectées, au moyen de petits télescopes situés aux îles Canaries (télescopes Nites, Carlos‑Sánchez et Liverpool) et en France (observatoire amateur Hubert-Reeves, en Ardèche) : des transits de WASP‑148b devant son étoile ont été observés et se sont produits parfois un quart d’heure en avance ou en retard par rapport à la prédiction, en considérant une période orbitale constante. On a ainsi une bonne compréhension de la structure de ce système planétaire et des interactions qui le régissent, les variations de chronométrages de la planète WASP‑148b étant expliquées par la présence de la planète WASP‑148c. Les études théoriques des interactions gravitationnelles entre les deux planètes indiquent également que leurs orbites sont approximativement coplanaires (situées dans des plans faisant un angle de moins de 35° entre eux), et que cette configuration est stable.

Ce résultat constitue la première détection depuis le sol de variations de chronométrage pour un système planétaire résonant, obtenue grâce à dix années d’observation. Dans les mois et années à venir, le système multiplanétaire WASP‑148 sera l’objet de nombreuses études théoriques et d’observations complémentaires, qui permettront d’affiner les mesures de ses propriétés et de mieux comprendre sa structure et son évolution. En particulier, le système est observé en ce moment par le télescope spatial TESS de la NASA (Transiting Exoplanet Survey Satellite). Ces observations permettront d’observer neuf transits consécutifs de WASP‑148b, et de tester la possible existence d’un transit pour WASP‑148c, qui serait dû au passage de cette deuxième planète devant son étoile hôte.

Une étude du mouvement de la plus grosse lune de Saturne, parue lundi 8 juin 2020 dans la revue Nature Astronomy, ouvre un nouveau champ d’investigation pour l’âge et la formation de ce système. Des implications pour de nombreux autres systèmes de satellites, mais également exoplanétaires (des planètes orbitant autour d’une autre étoile que le Soleil) et systèmes d’étoiles doubles, sont d’ores et déjà envisagées.

De même que la Lune s’éloigne chaque année de notre planète au rythme de 3,8 cm par an, la plupart des lunes du Système solaire fait de même sous l’action des bourrelets de marées qu’elles lèvent sur leur propre planète. Une partie du mouvement de rotation de la planète est alors transférée vers l’orbite de la lune, repoussant peu à peu celle-ci vers l’extérieur.

C’est en utilisant les données de la sonde Cassini que les chercheurs sont arrivés à déduire, pour Titan, une expansion orbitale d’environ 11 cm par an, soit cent fois plus qu’attendu par l’observation d’autres lunes de Saturne. Pour ce faire, les chercheurs ont travaillé sur deux types d’observations. Un premier groupe, dirigé par un chercheur de l’IMCCE, a utilisé un ensemble très large d’observations de Titan commençant en 1886, et allant jusqu’aux dernières images de la sonde Cassini. Un second groupe, mené par l’université de Bologne, a concentré ses efforts sur une dizaine de rencontres proches entre Cassini et Titan. Dans ce dernier cas, il est possible de déduire la position dans l’espace de Titan avec quelques centaines de mètres de précision. En comparant leur mesure, les deux groupes sont arrivés à un résultat identique, et très surprenant : Titan s’éloigne de Saturne beaucoup trop rapidement. Enfin presque… Car en 2016, Jim Fuller, travaillant actuellement au Caltech (Californie), avait prédit une telle accélération, comme conséquence du refroidissement interne de Saturne. À la différence du système Terre-Lune, Saturne est essentiellement une grosse boule de gaz. La physique qui régit son intérieur est donc très différente de celle à l’œuvre dans les corps rocheux.

En confirmant la théorie de Fuller et co-auteurs, les chercheurs viennent d’ouvrir la porte à un réexamen de nombreux objets astrophysiques, allant des lunes de Jupiter aux systèmes d’étoiles multiples, sans oublier les nombreuses planètes gazeuses évoluant autour d’une autre étoile que le Soleil.

À la faveur de l’interdisciplinarité dont l’université PSL porte le crédo, déclinée sur ce thème par la création en 2015 du projet de recherche interdisciplinaire « Origines et conditions d’apparition de la vie » (OCAV), des chercheurs de l’Observatoire de Paris ‑ PSL, de l’ENS ‑ PSL au sein de l’Institut de biologie et du CNRS au sein de l’UMI iGLOBES à l’université d’Arizona, ont mis en commun leur expertise propre et leurs méthodes de simulation portant sur la modélisation planétaire, d’une part, et des systèmes écologiques d’autre part.

Ce travail fortement interdisciplinaire, identifié depuis le début du projet OCAV comme une contribution unique de PSL sur ce thème, a consisté à coupler ces deux approches pour obtenir l’évolution couplée de la composition atmosphérique, du climat et de l’activité biologique. Les premiers écosystèmes consommant et produisant du méthane, supposés être apparus sur Terre avant la photosynthèse il y a plus de 3,5 milliards d’années, représentent le système élémentaire permettant de valider la pertinence de cette nouvelle approche à quantifier l’impact mutuel de l’activité biologique sur le climat et la composition atmosphérique.

Cette étude montre qu’entre 3,5 et 4 milliards d’années avant notre ère, l’évolution d’écosystèmes primitifs basés sur la production et la consommation du méthane, un gaz atmosphérique à fort effet de serre, a influencé, en lien avec le cycle du carbone, le climat terrestre, les cycles glaciaires et donc l’habitabilité de notre planète. L’activité biologique a donc exercé un contrôle fort de l’atmosphère et du climat très tôt dans l’histoire de notre planète, plusieurs centaines de millions d’années avant que l’apparition des premiers organismes photosynthétiques oxygéniques ne conduise à l’émergence de l’oxygène comme un gaz majeur de notre atmosphère.

Cette approche générale est maintenant appliquée pour quantifier la possibilité d’une activité méthanogénique au cœur d’Encelade, une lune de Saturne pour laquelle la sonde Cassini a mesuré la composition des jets éjectés en surface, et sur Mars, dont le sol profond a pu être habitable et habité tout au long des 4 derniers milliards d’années. La biosignature atmosphérique de ces écosystèmes leur étant par ailleurs très spécifique, cette étude suggère que la détection d’une activité méthanogénique serait envisageable au-delà de notre système solaire, pour les exoplanètes de type terrestre qui offriraient des conditions similaires à la Terre primitive.

À l’heure où Paris se déconfinait, le Soleil entreprenait de se confiner brièvement sous l’arche de l’Arc de triomphe avant de disparaître sous l’horizon. La photo a été prise le 11 mai à 21 h 00 exactement, non loin du rond-point des Champs-Élysées. L’absence du pavoisement de l’Arc à l’occasion des cérémonies du 8 mai et une circulation encore peu dense témoignent des effets d’une longue claustration.

Le coucher du Soleil sous l’Arc de triomphe est un spectacle qui s’offre deux fois par an durant quelques jours consécutifs. Il attire les photographes ou les simples curieux se trouvant là par chance, au bon moment, au bon endroit, captant le moment à l’aide d’un simple smartphone.

Ces deux périodes vont du 7 au 11 mai et du 27 juillet au 3 août. Pour les amateurs, nous fournissons les conditions de visibilité de la prochaine occurrence qui se produira fin juillet-début août. Une visualisation graphique de l’effet obtenu selon l’endroit où l’on se trouve sur la grande avenue des Champs-Élysées est également donnée.

Si vous parvenez à photographier ce moment unique, n’hésitez pas à nous envoyer vos photos à l’adresse scar.imcce@obspm.fr (Service de calculs astronomiques et de renseignements de l’Institut de mécanique céleste de calcul des éphémérides). Nous publierons les meilleures d’entre elles.

Attention ! L’observation directe du Soleil ne doit jamais être faite à l’œil nu sans protection, sous peine de lésions sévères et irréversibles. De même, il est nécessaire de vous équiper d’un filtre adéquat pour photographier le Soleil en toute sécurité et ne pas risquer d’endommager votre appareil et votre vue, de surcroît si vous utilisez un dispositif à visée reflex.

Cette photographie, qui n’a rien de spectaculaire, a été envoyée au Service de calculs astronomiques et de renseignements de l’IMCCE pour analyse.

À première vue, on ne voit rien d’autre que quelques points blancs – des étoiles – qui parsèment l’image ici et là. Néanmoins, en son centre, s’y trouve un détail qui fait tout son intérêt : une légère traînée blanchâtre hésitante. La photographie a été prise avec un simple appareil photo reflex monté sur trépied, sans le secours d’un instrument astronomique. L’intention de son auteur était de faire une photo du ciel étoilé de Vendée depuis Saint‑Hilaire‑de‑Riez en pleine période de confinement. À l’œil nu, le ciel semblait pur et serein, comme endormi dans un sommeil profond. La photographie révèle alors ce que l’œil ne peut pas voir : une petite zébrure. Cette traînée n’est pas celle d’un objet céleste, mais la trace laissée par le passage d’un satellite artificiel pendant le temps de pose de 20 s. La traînée n’est pas parfaitement rectiligne, sans doute le vent qui soufflait et faisait légèrement osciller le dispositif de capture.

L’investigation peut alors commencer…

Dans un premier temps, il s’agit de déterminer la vitesse de déplacement de l’objet inconnu sur le ciel. Cette vitesse est une vitesse angulaire qui donne l’angle parcouru pendant une seconde. Cela nécessite de connaître l’échelle du pixel du capteur CCD de l’APN. Les caractéristiques du capteur, combinées à la focale de l’objectif utilisé (35 mm), permettent de caractériser cette échelle et la taille du champ sur le ciel : 76° × 50°. Il ne reste plus qu’à mesurer le trajet parcouru par l’objet pendant le temps de pose pour aboutir à une vitesse de 0,28°/s. Pour se faire une idée, prenons la Lune dont la taille angulaire sur le ciel est d’environ 0,5°. Notre objet est donc capable de « traverser » diamétralement le disque lunaire en près de 2 secondes, ce qui est très rapide.

À partir de cette information, nous pouvons alors remonter à la distance du satellite considéré. La notice ci-jointe donne le procédé du calcul utilisé. Pour faire simple, plus un objet est éloigné, plus son déplacement apparent sur le ciel sera lent. Dans le cas présent, nous aboutissons à une distance d’environ 1 080 km. L’identification du coupable peut ensuite se faire en se reportant au site heavens-above qui recense les satellites qui passent au-dessus d’un lieu donné à une date donnée. Le seul candidat possible qui se trouvait à cette distance dans la direction d’observation est un satellite FALCON 9 DEB de l’US Air Force.

Vous pouvez vous aussi vous initier à la pratique de ce petit exercice sans effort : un APN, un trépied et des poses de 10 à 20 s, de préférence vers une zone du ciel située au zénith, et vous obtiendrez à coup sûr, après une trentaine de minutes de poses successives, une ou plusieurs traînées lumineuses laissées par l’un des très nombreux satellites artificiels qui tournent autour de la Terre.