Une éclipse de Lune se produit lorsque la Lune passe dans l’ombre de la Terre, laquelle s’interpose alors entre le Soleil et la Lune, bloquant tout ou partie du rayonnement solaire qui vient éclairer la Lune.

Pour qu’une éclipse de Lune ait lieu, il faut que la Lune soit en opposition au Soleil vis-à-vis de la Terre, c’est-à-dire en phase de pleine lune, et qu’elle se trouve proche de l’un des nœuds de son orbite, intersections du plan de l’orbite de la Lune avec celui de l’écliptique (plan de l’orbite du Soleil dans un repère géocentrique, ainsi nommé, car c’est lorsque la Lune passe par ce plan qu’il peut se produire des éclipses, de Soleil comme de Lune).

Circonstances et phases de l’éclipse

Quand la Lune est proche de son périgée, comme ce sera le cas pour cette éclipse, sa vitesse angulaire est élevée et son diamètre apparent est proche de sa valeur maximale. La phase de totalité de l’éclipse, pendant laquelle le disque lunaire restera dans l’ombre de la Terre, sera de 1 h 24 min. Lors de l’éclipse en question, la Lune sera à une distance de 362 131 kilomètres, et se déplacera très rapidement dans le ciel (à une vitesse de 0,6° par heure, soit un peu plus de l’équivalent de son diamètre apparent en une heure). À cette distance, le diamètre apparent de la pleine lune est de 33,43′, soit un peu plus d’un demi‑degré sur le ciel. L’éclipse aura lieu avant le passage de la Lune par son nœud descendant, et la Lune se trouvera dans la constellation de la Balance. Au maximum de l’éclipse, la quantité de diamètre lunaire éclipsée (soit la grandeur de l’éclipse) sera de 1,41397. Cette grandeur augmente avec la proximité de la Lune par rapport au centre de l’ombre.

De quels facteurs dépend la durée d’une éclipse ?

1. Le positionnement de la Lune par rapport au centre de l’ombre : plus la Lune est proche du centre de l’ombre au moment du maximum, plus l’éclipse dure longtemps.
2. La distance Terre-Lune : l’orbite lunaire est une ellipse (et non un cercle), de ce fait cette distance varie constamment. Lorsque la Lune se trouve dans sa position la plus éloignée de la Terre (à son apogée), elle nous apparaît plus petite dans le ciel et se meut aussi plus lentement le long de son orbite, de sorte qu’elle met en définitive plus de temps à traverser le cône d’ombre. Au contraire, lorsque la Lune se trouve dans sa position la plus proche de la Terre (à son périgée), elle paraîtra plus grande dans le ciel, et avancera plus rapidement sur son orbite.

L’éclipse du 16 mai réunira l’ensemble des facteurs d’une éclipse courte, qui durera dans son ensemble 5 h 18 min.

Paramètres de l’éclipse

• Grandeur : 1,41397
• Rayon du cône d’ombre : 0,758 21°
• Rayon du cône de pénombre : 1,285 34°
• Durée de la totalité : 1 h 24 min 55 s
• Durée de la phase partielle : 3 h 27 min 18 s
• Durée de la phase de pénombre : 5 h 18 min 44 s

Phases	Instant en UTC	Longitude	Latitude	Angle au pôle
Entrée dans la pénombre	1 h 32 min 09 s	25° 33′ 47″ E	18° 46′ 57″ S	100,11°
Entrée dans l’ombre	2 h 27 min 54 s	38° 58′ 07″ E	18° 58′ 32″ S	95,20°
Commencement de la totalité	3 h 29 min 05 s	53° 40′ 34″ E	19° 11′ 07″ S	257,58°
Maximum de l’éclipse	4 h 11 min 33 s	63° 52′ 49″ E	19° 19′ 48″ S	199,50°
Fin de la totalité	4 h 54 min 01 s	74° 05′ 13″ E	19° 28′ 24″ S	141,41°
Sortie de l’ombre	5 h 55 min 12 s	88° 47′ 31″ E	19° 40′ 43″ S	303,79°
Sortie de la pénombre	6 h 50 min 53 s	102° 10′ 12″ E	19° 51′ 48″ S	298,89°

La série de saros de cette éclipse

Le saros est une période de récurrence des éclipses. Elle permet de construire des séries d’éclipses. L’éclipse du 16 mai appartient à une série comportant 72 éclipses successives, dont elle sera la 34^e, et la 5^e des éclipses totales.

Que pouvons-nous voir dans le cas d’une éclipse totale ?

Au cours du phénomène, la Lune se soustrait progressivement à l’éclairement du Soleil, de telle sorte qu’au maximum de l’éclipse, lorsque la Lune se trouve au plus près du centre du cône d’ombre, la quantité de lumière qu’elle reçoit du Soleil diminue considérablement, pour augmenter peu à peu après le maximum.

Lors d’une éclipse totale, pendant la phase de totalité, la Lune se trouve inscrite à l’intérieur du cône d’ombre projetée par la Terre dans l’espace et prend une teinte rouge cuivrée plus ou moins intense. Cette lumière rouge est issue du rayonnement solaire qui a été filtré lors de sa traversée de l’atmosphère terrestre et dont la composante rouge a subi la réfraction la plus forte, déviant ainsi son chemin vers l’intérieur de l’ombre. C’est la raison pour laquelle la Lune nous apparaît encore visible, simplement teintée de rouge.

Carte de visibilité et observation

La carte ci-dessus est centrée sur la zone de visibilité. De chaque côté se trouvent deux zones d’invisibilités. Six courbes sont tracées :

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

En France métropolitaine, la Lune se couchera pendant la phase de totalité : plus on ira vers l’ouest, plus on observera une grande partie de la totalité (20 minutes à Strasbourg, 40 minutes à Paris, 1 heure 10 minutes sur l’île d’Ouessant).

L’observation depuis les Antilles ou la Guyane sera quant à elle idéale, car la Lune sera très haut dans le ciel. L’éclipse sera visible en totalité en Amérique du Sud, en Amérique centrale et sur une partie est de l’Amérique du Nord.

Qui verra-t-on ?

À tout seigneur, tout honneur : si la cinquième planète de notre système solaire a été baptisée du nom du dieu des dieux, Jupiter dans la mythologie romaine, ce n’est pas sans raison. Dans l’absolu, ce n’est pas la plus brillante des planètes, puisque c’est Vénus qui occupe ce rang. Mais si Vénus est un astre plus étincelant que Jupiter, c’est tantôt le matin, tantôt le soir, mais jamais toute la nuit, sa position entre la Terre et le Soleil lui interdisant de briller au milieu de la nuit. L’orbite de Jupiter étant située au-delà de celle de la Terre, elle peut, dans les meilleures conditions, lors de l’opposition, être visible toute la nuit. Avec une magnitude maximale avoisinant − 2,5, elle brillera alors plus que n’importe quelle étoile (l’étoile la plus brillante, Sirius, brille à la magnitude de − 1,45).

Située à environ 778 millions de kilomètres du Soleil (la Terre est à environ 150 millions de kilomètres du Soleil), Jupiter est la plus grosse des huit planètes de notre système solaire et aussi la première des quatre planètes gazeuses par ordre de distance. Sa composition chimique est très proche de celle du Soleil, chose assez logique, puisque les deux objets se sont formés à partir du même nuage. Il s’avère que Jupiter, comme Saturne, est un embryon d’étoile ratée. Si cette planète Jupiter avait été plus massive, elle serait devenue une étoile. Notons qu’elle est loin du compte, puisque des calculs ont montré qu’il faudrait qu’elle soit au moins 13 fois plus massive qu’elle ne l’est actuellement pour que son cœur s’allume (fusion nucléaire du deutérium), ce qui la transformerait en simple petite naine brune. Cela n’empêche pas Jupiter d’être un astre imposant. Si elle est à peine 10 fois plus petite que le Soleil en diamètre, elle est aussi 11 fois plus grosse que la Terre. Sa masse conséquente lui permet de posséder un imposant cortège de satellites, puisqu’elle possède actuellement 79 lunes connues, liste non exhaustive, puisque le dépouillement d’images prises par des sondes spatiales apporte régulièrement de nouveaux candidats potentiels. Les quatre plus gros, Io, Europe, Ganymède et Callisto, connus depuis leur découverte par Galilée en 1610, sont déjà visibles dans une paire de jumelles.

Concernant Mars, pour en savoir plus sur son histoire et sa physique, on pourra se référer à l’article « Les phénomènes intéressants en ce mois d’avril » de la Lettre d’information de l’IMCCE du mois d’avril 2022, puisque la planète rouge y était déjà à l’honneur grâce à sa conjonction avec la planète aux anneaux, Saturne.

Que verra-t-on ?

Le phénomène qui nous intéresse en ce matin du dimanche 29 mai 2022 est donc le rapprochement de la planète rocheuse Mars avec la planète gazeuse Jupiter.

Les données chiffrées du rapprochement sont les suivantes (en Temps légal français).

Le 29 mai 2022 à Paris :

• Lever du Soleil : 5 h 55,8 min.
• Lever de Mars : 3 h 36,4 min.
• Lever du Jupiter : 3 h 33,4 min.
• Les deux astres se lèvent environ 2 h 15 min avant le lever du Soleil, donc on ne peut les voir qu’en fin de nuit et à l’aube.
• Élongation minimale entre Mars et Jupiter : 0° 34′ 56,9″ à 12 h 26 min 33 s.

On notera que l’écartement minimum entre les deux planètes interviendra en milieu de journée, soit bien après le lever du Soleil, et qu’il sera donc invisible à l’œil nu.

Toutefois, s’il sera proche de 35′ au moment de l’élongation minimale, cette élongation sera de 36′ quelques heures avant, lorsque l’on pourra les admirer dans les lueurs de l’aube, un écart infime donc, guère appréciable par un œil humain.

Pour situer les dimensions de cette élongation, rappelons que le diamètre lunaire est de 30′. Cela signifie que l’écartement entre les deux planètes sera à peine plus gros que le diamètre de notre satellite vu dans le ciel.

Comment observer ce phénomène ?

Comme le mois dernier, l’œil nu sera sans conteste un excellent allié pour savourer l’esthétique d’un phénomène mis en valeur par un horizon doucement coloré par les premières lueurs de l’aube. Une paire de jumelles sera elle aussi bienvenue. Elle permettra de voir que Jupiter est un petit confetti blanc (37″ de diamètre équatorial), entouré, vers 5 h 00 du matin par Ganymède et Europe sur sa gauche, et Io et Callisto sur sa droite. Une petite lunette ou un petit télescope permettront, en grossissant un peu plus, de distinguer deux bandes foncées parallèles sur l’équateur de Jupiter. Sur Mars, par contre, on ne verra qu’une minuscule bille orange, son diamètre apparent de seulement 6,4″ ne permettant pas de voir des détails sur son disque.

On profitera toutefois d’un beau phénomène qui nous permet par le hasard d’un heureux alignement céleste de les comparer visuellement, avec un rapprochement qui pourrait faire croire à un néophyte qu’elles sont effectivement très proches en distance, ce que les éphémérides contredisent, puisque Mars sera ce matin-là à 1,46 au de la Terre, alors que Jupiter sera séparée de 5,29 au de notre planète.

Lire le XXVI^e épisode : « La physique et la mécanique au XIX^e siècle – 2^e partie : durée du jour, théorie des fluides élastiques, vitesse du son, capillarité, atmosphère terrestre, magnétisme, théorie de la chaleur, théorie de la percussion des corps »

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.

L’étude des satellites d’astéroïde est une science relativement jeune comparée à celle des satellites de planètes. Généralement, la période des observations directes en optique adaptative ou par des télescopes spatiaux couvre les 20 dernières années. Le mouvement de ces satellites est régi principalement par le champ de gravité que génère l’astéroïde principal.

Pour la première fois, nous avons détecté une faible perturbation du mouvement d’un satellite d’astéroïde par un corps extérieur au système de l’astéroïde. Et ce corps est… le Soleil.

C’est en étudiant le système dynamique de l’astéroïde (379) Huenna et de son satellite qu’une divergence entre sa position prédite et celle observée a été rapportée par DeMeo et al. (2011, Icarus, 212). Nous avons compilé toutes les images disponibles du système acquises avec de grands télescopes terrestres équipés d’une caméra à optique adaptative. Sur la base de ces 40 observations couvrant 11 ans, nous avons déterminé que l’orbite du satellite est fortement affectée par l’influence gravitationnelle du Soleil, contrairement à ce que nous observons sur les satellites des grands astéroïdes de la ceinture principale. En combinant la masse de Huenna avec une compilation d’estimations de son diamètre provenant de la littérature, nous révisons l’estimation de sa densité apparente à 1 491 ± 249 kg·m^–3, en accord avec sa classification spectrale comme astéroïde de type P.

Le système composé de (379) Huenna et de son satellite tourne autour du centre de masse du Système solaire. Ce sont les caractéristiques physiques particulières du système de (379) Huenna qui nous ont permis de détecter cette perturbation. Tout d’abord, l’objet principal a un diamètre de 88 ± 2 km, pour une masse de 5,2 ± 2 × 10¹⁵ kg. Le satellite tourne autour de cet objet à une distance d’environ 3 500 kilomètres, pour une période de 80 jours terrestres. Cette distance est relativement élevée, et la masse de l’astéroïde assez faible. Le champ de gravité que l’astéroïde génère vis-à-vis de son satellite est de fait ténu et permet au Soleil d’agir sur le mouvement du satellite durant une courte période de temps. La gravité est une loi qui dépend de la distance entre les objets. Lorsque le satellite est plus près du Soleil que de l’astéroïde autour duquel il tourne, il subit un peu plus la gravité du Soleil que celle de l’astéroïde. Inversement, lorsqu’il se trouve plus loin du Soleil, c’est l’astéroïde qui en subit un peu plus les conséquences.

Au fil des révolutions, le satellite dévie légèrement par rapport à une orbite dont l’influence du Soleil ne serait pas prise en compte. Les résultats de 11 ans d’observation confirment l’influence du Soleil sur l’orbite du satellite. Parmi tous les astéroïdes connus à ce jour, nous pensons qu’un autre astéroïde de la ceinture principale, (3749) Balam, peut présenter cette même caractéristique. Nous n’avons pas encore suffisamment d’observations à long terme pour détecter cette particularité, mais la configuration du système (faible masse du principal et éloignement du satellite) ressemble en tout point à celui de (379) Huenna.