La carte (ci-dessus) est centrée sur la zone de visibilité (V) et de chaque côté se trouvent deux zones d’invisibilités (I).

Pour les éclipses totales, on trace six courbes :

• P1 : la limite de la région où l’on observe l’entrée dans la pénombre (petits pointillés).
• O1 : la limite de la région où l’on observe l’entrée dans l’ombre (grands pointillés).
• T1 : la limite de la région où l’on observe l’entrée dans la totalité (trait plein).
• T2 : la limite de la région où l’on observe la fin de la totalité (trait plein).
• O2 : la limite de la région où l’on observe la sortie de l’ombre (grands pointillés).
• P2 : la limite de la région où l’on observe la sortie de la pénombre (petits pointillés).

Chacune de ces courbes correspond aux lieux où la Lune se trouve à l’horizon à l’instant de la phase correspondante : les courbes en rouge correspondent aux lieux où la Lune se lève et les courbes en bleu les lieux où la Lune se couche. Pour chaque phase, les lieux situés à l’ouest d’une courbe rouge ne voient pas le début de la phase, car la Lune n’est pas encore levée, et les lieux situés à l’est voient la phase correspondant à la courbe, car la Lune est déjà levée. De même, les lieux situés à l’est d’une courbe bleue ne voient pas la phase, car la Lune est déjà couchée, et les lieux situés à l’ouest voient la phase correspondant à la courbe, car la Lune n’est pas encore couchée.

Cette éclipse totale de Lune est la première éclipse de Lune de l’année 2021. Une seconde éclipse, partielle, aura lieu la nuit du 19 novembre 2021. Pour voir les différentes phases d’une éclipse de Lune en un lieu donné, il suffit qu’il fasse nuit durant ces phases. En effet, les éclipses de Lune se produisent toujours à la pleine Lune. Or, à la pleine Lune, la Lune se lève lorsque le Soleil se couche et se couche lorsque le Soleil se lève, la Lune est donc visible toute la nuit.

L’éclipse sera visible en totalité sur l’océan Pacifique. La phase de totalité, relativement courte, ne sera visible le soir que dans l’est de l’Asie et le matin en Amérique du Nord et sur une partie de l’Amérique du Sud. Elle ne sera pas visible en France métropolitaine, mais sera visible en totalité en Nouvelle-Calédonie, à Wallis-et-Futuna et en Polynésie française. La phase de totalité ne durera que 14 min 42,3 s.

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

Phases	Instant en UTC	Longitude	Latitude	Angle au pôle
Entrée dans la pénombre	8 h 47,6 min	134° 02,4′ O	20° 18,2′ S	123,9°
Entrée dans l’ombre	9 h 44,9 min	147° 47,4′ O	20° 28,2′ S	133,5°
Commencement de la totalité	11 h 11,3 min	168° 30,3′ O	20° 43,0′ S	7,3°
Maximum de l’éclipse	11 h 18,7 min	170° 16,1′ O	20° 44,3′ S	15,8°
Fin de la totalité	11 h 26,0 min	172° 01,8′ O	20° 45,5′ S	24,3°
Sortie de l’ombre	12 h 52,4 min	167° 15,6′ E	20° 59,9′ S	258,1°
Sortie de la pénombre	21 h 04,2 min	44° 51,7′ E	21° 38,4′ S	228,4°

Pour chaque début et fin de phase, on donne l’angle au pôle des points de contact. Ces 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 (donc dans le sens direct). On donne également les coordonnées géographiques des lieux où la Lune est au zénith à l’instant de chaque phase.

Le phénomène intéressant en ce mois de mai 2021 est la visibilité exceptionnellement bonne de la planète Mercure sur tout le mois.

Si la première planète de notre système solaire est visible à l’œil nu, c’est probablement la plus fantomatique de cinq planètes accessibles sans instrument. Sa position de première planète implique en effet qu’elle ne s’éloigne jamais beaucoup du Soleil. Comme il s’agit d’une planète intérieure (expression qui signifie qu’elle est située entre la Terre et le Soleil), elle peut être tantôt à gauche du Soleil, et dans ce cas elle est visible le soir, tantôt à droite du Soleil, auquel cas elle est visible le matin, ou bien elle passe entre le Soleil et la Terre ou derrière le Soleil, auquel cas elle n’est pas visible. En d’autres termes, elle est visible tantôt le soir, tantôt le matin, tantôt pas du tout. Cela explique en premier lieu qu’on ne la voit pas tout le temps.

Il faut ensuite préciser que sa bonne visibilité le soir dépendra de la période de l’année où elle est observable. Si elle est par exemple visible le soir en automne, pour un observateur situé en France métropolitaine, il est probable qu’elle soit parfois quasi invisible, car toujours au ras de l’horizon. À cette époque en effet, les planètes visibles au coucher du Soleil sont sur un écliptique bas sur l’horizon. Comme Mercure n’est pas très brillante et qu’elle ne s’éloigne jamais beaucoup du Soleil, son observation peut devenir très compliquée, et, pour tout dire, sans intérêt lors de ces périodes défavorables.

Mais c’est heureusement tout le contraire qui peut se produire au printemps : avec un écliptique qui monte haut dans le ciel à cette époque au dessus des lueurs du couchant, si une élongation maximum a lieu en avril-mai, alors il y a fort à parier que Mercure soit facile à trouver et donc à observer. Quand les conditions sont bonnes, on peut suivre sur presque trois semaines le mouvement de rotation de la première planète autour du Soleil : on la voit rapidement s’éloigner du Soleil, puis ralentir, devenir stationnaire, puis se rapprocher de l’astre du jour avant de disparaître dans sa lumière aveuglante (conjonction inférieure).

C’est exactement ce qui va se passer sur ce mois de mai 2021. Il ne faudra donc pas se priver de ce beau spectacle, pas si fréquent.

Qui verra-t-on ?

Mercure est la première planète de notre système solaire. Elle fait un tour autour du Soleil en 88 jours. Avec Vénus, la Terre et Mars qui la suivent, elle fait partie des quatre planètes telluriques. Cela signifie qu’il s’agit d’une planète rocheuse. Elle est environ trois fois plus petite que la Terre en diamètre (4 850 km contre 12 756 km à l’équateur). Pour situer sa relative petite taille, rappelons que Ganymède (satellite de Jupiter) et Titan (satellite de Saturne) sont plus gros que lui. Mercure est aussi vingt fois moins massive que notre planète. C’est pourtant une planète qui possède la deuxième plus forte densité après la Terre : 5,427 g/cm³, soit à peine moins que la densité de la Terre, qui est de 5,515 g/cm³. Cette densité importante est liée à la présence d’un gros noyau de fer qui occuperait 85 % de son rayon intérieur. C’est ce noyau métallique qui serait à l’origine d’un champ magnétique important. La présence d’un tel champ magnétique a surpris les astronomes lors de sa découverte, car la planète tourne lentement sur elle même (58 jours, alors que la Terre tourne en 24 heures). Le champ magnétique d’une planète étant généré essentiellement par l’effet dynamo de sa rotation sur elle même, on pensait ce champ très faible. C’était sans compter sur un noyau de fer prédominant sous la surface.

Autre particularité remarquable : la forte excentricité de son orbite. Son excentricité de 0,2056 implique que cette orbite a une forme (en forçant le trait) de ballon de rugby. Il en découle que l’aphélie de Mercure se situe à 69,82 millions de kilomètres du Soleil, alors que son périhélie se situe à 46 millions de kilomètres. En conséquence, à ces deux extrêmes de son orbite, vu depuis Mercure, le Soleil apparaît tantôt 2,1 fois plus gros que vu depuis la Terre, tantôt 3,3 fois plus gros. Rappelons que pour les Terriens, l’orbite terrestre étant presque circulaire (excentricité proche de zéro), le Soleil a quasiment toujours la même taille. Enfin, comme tous les astres sans atmosphère et tournant autour du Soleil, Mercure montre de très forts écarts de température : 427 °C au plus chaud lors de son périhélie, − 90 °C au plus froid. Notons qu’au moment de son aphélie, la température maximum n’est plus que de 277 °C.

Que verra-t-on ?

Il faut rechercher Mercure dans les lueurs du couchant, c’est à dire au nord ouest et environ 45 minutes après le coucher du Soleil. On s’aidera au besoin d’une paire de jumelles qui facilitera idéalement le repérage. L’observation démarre en fanfare puisqu’entre le 1^er et le 6 mai, Mercure sera visible, bien qu’assez proche de l’horizon, à proximité de l’amas ouvert des Pléiades, qui pourront donc grandement aider au repérage. Puis Mercure va lentement, mais sûrement, s’écarter des Pléiades en s’éloignant de plus en plus du Soleil, jusqu’au jour de son élongation maximale qui interviendra le 17 mai, date à laquelle elle sera stationnaire et à 22° du Soleil.

Puis elle va entamer d’abord un lent, puis un rapide rapprochement avec le Soleil, mais sera encore visible dans le ciel le 31 mai. Notons, ses conjonctions avec : les Pléiades le 4 mai, un croissant de Lune le 13 mai et enfin avec Vénus le 29  mai.

En termes d’éclat, ce dernier sera de magnitude − 1 le 1er mai, puis chutera à 3,2 le 31 mai. En termes de taille, son diamètre angulaire ne va pas cesser d’augmenter durant tout le mois, passant de 5,8″ d’arc à 10,9″ le 31 mai.

Pour l’observation, on pourra facilement la suivre à l’œil nu. Il est cependant évident qu’elle sera bien plus facile à trouver, puis admirer, aux jumelles. Une petite lunette ou un petit télescope seront eux aussi les bienvenus si vous en disposez. Il ne faudra toutefois pas espérer capturer des détails à sa surface, Mercure étant trop éloignée et trop petite en diamètre pour réussir cet exploit. Par contre, on suivra l’évolution de son aspect qui montrera des phases, comme la Lune, même si bien sûr en beaucoup plus petit. On admirera tout d’abord un disque, puis comme un premier quartier le jour de l’élongation maximale (17 mai), puis un croissant de plus en plus gros, et de plus en plus fin. On pourra aussi admirer sa couleur parfois rougeoyante, parfois nacrée. Elle sera en conjonction inférieure le 11 juin prochain.

Ce mois de mai 2021 s’avère donc idéal pour observer la première planète de notre système solaire. Si la période optimale se situe entre le 5 et le 20 mai, avec un peu de persévérance… de chance… et de beau temps (aussi !), elle devrait cependant être visible durant tout le mois, ce qui est assez rare. Et même si on ne tente pas le challenge de la suivre tous les soirs, on profitera de cette belle fenêtre pour accrocher à son tableau de chasse une planète discrète, furtive et rarement si généreuse en termes de visibilité.

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 XV^e épisode : « Météorologie, hydrographie, marées »

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.

Les principales éphémérides concurrentes de la Connaissance des temps, avant leur internationalisation : le Nautical Almanac, le Berliner Astronomisches Jahrbuch, The American Ephemeris, du milieu du XVIII^e jusqu’à la création de l’UAI (1919).

Depuis 2016, nous publions une exposition dediée à la Connaissance des temps dans laquelle plusieurs axes de recherche donnent à voir et à lire les volumes de la Connaissance des Temps, publiée sur plus de trois siècles dans une perspective d’histoire des sciences.

Cette exposition rassemble pour la première fois des éléments historiques et scientifiques très dispersés dans la littérature spécialisée sur les trois grandes éphémérides concurrentes de la Connaissance des temps, avant que leurs directeurs ne décident de coopérer, lors de deux grandes conférences internationales qui se tiennent à Paris sous le patronage du Bureau des longitudes, en 1896 et 1911. Ces conférences, qui décident l’adoption de constantes astronomiques indépendamment de toute demande émanant de la communauté astronomique professionnelle, préfigurent ainsi la Commission 4 de l’Union astronomique internationale (UAI), dite Commission des éphémérides, qui naît à Rome en 1922.

L’exposition présente les principaux initiateurs de ces publications, ainsi que leur gestion des calculateurs amenés à les assister ou à être employés par des bureaux d’éphémérides, créés par leurs états respectifs, pour la conduite du projet de publication des éphémérides astronomiques et nautiques. On y donne aussi des éléments statistiques inédits sur les publications, la constitution des bureaux de calculs, et les revenus ou salaires perçus par les différents rédacteurs et calculateurs de ces éphémérides.

L’astéroïde géocroiseur Apophis fait l’objet d’une étroite surveillance à l’échelle planétaire en raison de son passage très rapproché de la Terre prévu en 2029. Pour la première fois, en mars 2021, il a été observé par la technique des occultations stellaires à l’initiative de chercheurs de l’Observatoire de Paris – PSL : une prouesse du fait de sa petite taille.

L’astéroïde géocroiseur Apophis fascine, car il effectue régulièrement des passages proches de la Terre : par exemple à 16,8 millions de kilomètres en mars 2021, ou bien sûr en avril 2029 à seulement 31 000 km de la surface terrestre (soit 12 fois plus proche que la Lune et un peu à l’extérieur de la zone des satellites géostationnaires). Sa trajectoire est donc surveillée de près depuis sa découverte en 2004.

Les 7 et 22 mars 2021, deux occultations stellaires par Apophis ont été observées pour la première fois, aux États-Unis.

Deux campagnes d’observation d’Apophis par occultation stellaire ont été organisées à l’initiative de :

• J. Desmars (IMCCE/IPSA/Observatoire de Paris – PSL),
• D. Souami et B. Sicardy (LESIA/Observatoire de Paris – PSL),
• B. Morgado (Obs. Nacional et LIneA, Brésil),
• et F. Braga-Ribas (UTFPR, Brésil).

Dans le cadre du projet ERC Lucky Star et en collaboration avec :

• P. Tanga (Observatoire de la Côte d’Azur),
• K. Tsiganis (Univ. Thessaloniki, Grèce),
• et plusieurs équipes américaines d’astronomes professionnels et amateurs.

Les occultations stellaires permettent non seulement de déterminer la taille et la forme des petits corps du Système solaire à des précisions sub-kilométriques, mais également d’en donner des positions extrêmement précises.

Les prédictions des occultations stellaires requièrent cependant une bonne connaissance du mouvement du corps et de la position de l’étoile, ainsi qu’un réseau dense de télescopes répartis sur la planète permettant de suivre le phénomène céleste tout au long de son déroulement. Pour un objet comme Apophis (380 m de diamètre seulement !), une détection était impensable sans :

• la précision du catalogue Gaia,
• l’expertise de l’équipe Lucky Star.

De plus, début mars 2021, des mesures radar ont contribué à améliorer encore la précision de l’orbite. Enfin, la participation d’astronomes amateurs équipés de télescopes mobiles a été une fois de plus décisive dans le succès de ces observations. Au total, 3 stations ont enregistré l’événement du 7 mars et une station a enregistré celui du 22 mars, qui a duré moins de 0,1 seconde.

Apophis devient ainsi le premier objet de quelques centaines de mètres à être observé par occultation stellaire. Les positions déduites sont complémentaires et équivalentes en précision aux observations radar, avec l’avantage d’être beaucoup moins coûteuses.

Détection de l’effet Yarkovsky

Au-delà d’exclure tout risque de collision avec la Terre pour les 100 prochaines années, ces observations ont également permis de mesurer des accélérations très faibles du mouvement d’Apophis dues à l’effet Yarkovsky (une très petite force due à l’émission thermique du corps), ce dernier ayant un rôle prépondérant sur la dynamique de l’objet (trajectoire et futures rencontres proches avec la Terre). Les retombées scientifiques sont donc inédites.

La réussite de ces occultations annonce une ère nouvelle dans l’étude des astéroïdes géocroiseurs.

Après les occultations stellaires réussies par le géocroiseur Phaéton (6 km de diamètre) en 2019 et les occultations par Apophis de mars 2021, d’autres occultations par des astéroïdes, tels que le géocroiseur Didymos, cible des missions DART (NASA) et Hera (ESA), sont maintenant pleinement envisageables.

La réduction d’une observation est la transformation de l’ensemble des données issues d’une observation en une information synthétique sur des paramètres que l’on cherchait à déterminer.

Ainsi, une observation de phénomène mutuel (éclipse ou occultation ayant lieu entre deux satellites galiléens) a la forme d’un film contenant un grand nombre d’images, que l’on veut réduire à la position relative entre les deux satellites concernés.

Cas pratique : réduction de l’observation d’une éclipse de Io par Europe le 16 mars

Ce jour‑ci, l’observation de Jupiter est difficile : la planète se lève vers 3 h UTC et le Soleil vers 5 h. On observe donc dans le crépuscule à de faibles hauteurs au‑dessus de l’horizon. Un ciel parfaitement pur est par conséquent nécessaire (quelques observations ont cependant été réalisées en France après la « première » du 28 février dernier au Chili). Malgré des conditions d’observations délicates, le phénomène est bien marqué : on attend un assombrissement de 70 % du satellite éclipsé.

Sur la figure 1, le but est de déterminer la position relative entre Io et Europe, la précision de mesure étant d’un millième du diamètre de Jupiter. Pour y arriver, on doit s’appuyer sur un algorithme construit à partir de ce que l’on connaît des satellites. Contrairement à l’astrométrie classique qui mesure des positions directement sur les images, on va utiliser la variation de luminosité de Io pendant le phénomène, parce que la précision en position sera meilleure.

Première opération : isoler sur l’image la zone dont on va mesurer la variation de flux lumineux reçu

On répète cette opération pour chaque image et on obtient une suite de valeurs qui sont données dans le graphique de la figure 2, en fonction du temps.

On voit une variation rapide aléatoire due à l’agitation atmosphérique, mais on distingue bien une baisse du signal aux instants prévus par la prédiction du phénomène. La baisse du signal est bien due au passage d’un corps devant l’autre (occultation) ou de l’ombre d’un corps sur un autre (éclipse), cet autre corps émettant ainsi moins de lumière solaire réfléchie. Lorsqu’on ne disposait pas d’ordinateurs puissants, on déterminait la différence entre la date prévue et la date observée. L’observation était alors réduite à cette date observée et sa comparaison avec la date calculée permettait d’améliorer la modélisation du mouvement des satellites. On peut aujourd’hui aller plus loin dans la réduction et obtenir plus d’informations.

Deuxième opération : modéliser le flux reçu des satellites

À un instant T, le flux reçu dépend de la position relative entre les deux satellites Io et Europe. Ce flux dépend aussi du Soleil qui éclaire les satellites (supposé constant), de la surface des satellites qui réfléchit la lumière du Soleil (qui n’est pas la même d’un phénomène à l’autre), de l’absorption atmosphérique (qui varie au cours de l’observation), de la bande passante, de la réaction du récepteur à la lumière des satellites et du filtre éventuel que l’on peut installer pour éliminer la lumière parasite (voyez ici la description de la procédure et la construction des équations). L’absorption atmosphérique (brume, nuages légers) est connue grâce à l’observation simultanée d’un satellite non impliqué dans le phénomène : son flux émis est supposé constant pendant toute l’observation. Ainsi, un phénomène peut être observé à travers les nuages pour autant qu’il y ait toujours un peu de lumière des satellites qui les traverse. Les autres paramètres sont mesurables indépendamment de l’observation et les seules inconnues sont donc les positions relatives des deux satellites. On ajoute cependant des paramètres inconnus sur le récepteur lui-même. On peut donc écrire une équation pour chaque point de la courbe de la seconde image.

Troisième opération : résolution du système d’équations

On a un très grand nombre d’équations (autant que de points de la courbe de lumière) et peu d’inconnues (les positions relatives des satellites) et donc le résultat est très précis : la précision de la distance angulaire ainsi mesurée entre les satellites (figure 1) est de l’ordre du millième du diamètre de la planète Jupiter présente sur l’image. Toute l’information est dans le flux de lumière reçu des satellites.

Pour en savoir plus sur la réduction des observations de phénomènes, des explications complètes ont été données lors de l’atelier de travail préparatoire à la campagne d’observation.

Images en mouvement

Pour terminer, voici une magnifique animation, due à Antony Wesley (Australie), montrant une double éclipse de Ganymède par Io et Callisto. On y distingue bien l’ombre de Callisto passant sur le disque de Ganymède.

Neptune est la dernière planète du Système solaire à avoir été découverte.

La raison tient à son faible éclat et son déplacement apparent très lent. Sa découverte date de 1846. Pourtant, elle a été observée à plusieurs occasions dans les siècles qui ont précédé, mais alors confondue avec une banale étoile fixe. Ces observateurs, qui se sont alors mépris sur la nature de l’astre visible dans l’oculaire de leur lunette, étaient cependant expérimentés et avaient bel et bien noté un déplacement apparent, sensible en l’espace de quelques jours, mais n’y ont pas davantage prêté attention.

Le célèbre Galilée fut le premier à observer Neptune sans le savoir.

Ses manuscrits en témoignent. Ce fut le cas notamment lors des nuits du 28 décembre 1612 et du 28 janvier 1613. Jupiter et ses 4 principaux satellites qu’il venait de découvrir deux années auparavant étaient alors l’objet de toutes ses attentions. Seulement, il s’est trouvé que, par une heureuse coïncidence, Neptune était alors en rapprochement très serré avec Jupiter. Galilée a bien relevé la position de ce petit astre, et même noté son déplacement ! Toutefois, il ne lui a pas accordé plus de considération que cela. Seule importait pour lui la position des satellites, les gardes du corps de Jupiter, afin d’en connaître précisément le mouvement.

Une autre occasion manquée survint au siècle suivant. Jérôme Lefrançois de Lalande (1732-1807) observa à nouveau le petit astre des confins du Système solaire à sa lunette méridienne de l’Observatoire de l’École militaire. À son tour, il ne comprit pas ce qu’il observa. Il était alors occupé à dresser un catalogue des étoiles du ciel jusqu’à la magnitude 9, l’Histoire céleste. Par deux fois, il nota son passage par les trois fils du réticule les 8 et 10 mai 1795. L’objet manifesta un léger déplacement de 3′ de degré entre ces deux moments. Que fit-il ? Il écarta l’observation du 8 mai qualifiée de « vicieuse » et ne la publia pas dans son Histoire céleste. Elle fut retrouvée beaucoup plus tard, en 1847, par Victor Mauvais (1809-1854) dans le carnet d’observation manuscrit de Lalande. Mauvais était alors à la recherche de Neptune qu’il soupçonnait à juste titre d’être cachée parmi les dizaines de milliers d’observations de Lalande. Une aiguille dans une botte de foin qu’il finit par trouver. Il montra que l’astre considéré par Lalande comme « vicieux » se trouvait bien sur l’orbite calculée de Neptune et que le déplacement attendu correspondait parfaitement à celui observé.

Références

• C.T. Kowal et S. Drake, “Galileo’s observations of Neptune”, Nature, 287, 1980, p. 311-313.
• V. Mauvais, « Sur une observation initiale inédite de la nouvelle planète », Compte-rendu hebdomadaire des séances de l’Académie des sciences, vol. 24, p. 666-670, 1847.