Lorsque la Terre traverse une zone contenant nombre de ces débris, ces derniers sont précipités vers notre planète à des vitesses de plusieurs dizaines de kilomètres par seconde, ce qui provoque leur vaporisation dans les hautes couches de l’atmosphère : ce phénomène furtif, mais brillant, provoque ce que l’on appelle une « étoile filante ». La Terre traverse régulièrement de tels nuages. La rencontre avec l’un de ces nuages prend plusieurs heures ou jours. Des étoiles peuvent donc être observées durant plusieurs jours lors de cette traversée. De telles périodes sont appelées « pluie d’étoiles filantes ». Les objets à l’origine de ces phénomènes sont des fragments minuscules de matière solide, appelés « météoroïdes ».

L’origine de cette matière est diverse. Il peut s’agir soit de fragments résiduels de la nébuleuse protosolaire dans laquelle le Soleil et les planètes se sont formés il y a 4,56 milliards d’années, soit de résidus de collision entre astéroïdes, ou encore des matériaux disséminés par des comètes lors de leur passage à proximité du Soleil. Il s’agit la plupart du temps d’objets de taille relativement petite, de quelques micromètres à quelques centimètres au maximum. S’ils sont plus gros (1 mètre ou plus), ils provoquent un phénomène visuel très lumineux (très grosse étoile filante) appelé « bolide ». Il s’agit cependant de phénomènes peu fréquents, puisque la plupart des météoroïdes ne font que quelques millimètres de diamètre.

C’est au mois d’août qu’a lieu l’une des plus célèbres pluies d’étoiles filantes : les Perséides. Ces dernières ont lieu au milieu de l’été, soit du 17 juillet au 24 août avec un pic (maximum d’activité) entre le 10 août et le 13 août. Cet essaim est connu, car les médias s’en font largement l’écho : le public visé est bien souvent en vacances, donc réceptif. Mais la raison tient aussi dans l’activité souvent importante de cet essaim.

Moins connu, car beaucoup moins relayé par les médias généralistes, l’essaim des Léonides mérite lui aussi que l’on s’y attarde. La traversée du nuage de débris intervient cette fois du 14 novembre au 21 novembre, avec un pic d’activité souvent dans la nuit du 17 novembre au 18 novembre.

Notons que l’astronome italien Giovanni Schiaparelli (1835-1910) découvrit que l’orbite de la comète 55P/Tempel‑Tuttle coïncide avec celle d’un nuage de débris à l’origine d’un essaim d’étoiles filantes visibles en novembre. Il fait donc tout rationnellement le lien entre la comète Tempel‑Tuttle et les étoiles filantes visibles chaque année en novembre et qui allaient devenir les Léonides. Cet essaim porte le nom de Léonides, car chaque météoroïde de ce nuage semble venir d’un point central appelé « radiant » et qui se situe… dans la constellation du Lion (du latin Leo) !

Cette année, la Lune ne va pas nous faciliter la tâche, puisque si le dernier quartier de lune intervient le 16 novembre et la nouvelle Lune le 23 novembre, lors de la nuit du 17 novembre au 18 novembre, soit lors du maximum, notre satellite sera positionné dans la constellation qui nous intéresse, à savoir le Lion.

Comment observer les Léonides et que voit-on ?

Si l’observation d’un essaim d’étoiles filantes est théoriquement possible en ville, il est évident qu’on pourra dénombrer bien plus de ces traînées lumineuses à la campagne grâce à un ciel bien plus noir permettant d’en observer les plus faibles spécimens. L’œil nu est l’instrument idéal pour ce genre d’observation, tout autre instrument, même des jumelles, étant à proscrire du fait de leur champ bien plus restreint que celui de l’œil humain. Un transat sera lui aussi bienvenu pour assurer le confort de l’observateur dans la durée.

La constellation du Lion se levant tard (vers 1 h 00) à la mi-novembre, c’est en observant en deuxième partie de nuit que l’on aura le plus de chance d’observer ces étoiles filantes.

La comète 55P/Tempel-Tuttle à l’origine de cette pluie est passée à son périhélie en 1998, soit il y a plus de 20 ans. La connaissance des mécanismes d’éjection lors des passages de cette comète a permis de valider l’aspect variable de l’activité de cette pluie. Le maximum du millésime 2022 se produira le 17 novembre (dans la nuit du 16 au 17 novembre). Les météores pourraient être assez brillants : un ZHR de 200 semble possible, même si ce ZHR est habituellement plus proche de 50.

À titre de repère, en observant de 1 h 00 à 3 h 00 du matin, l’auteur de ces lignes a pu observer 92 de ces étoiles filantes fines et rapides lors d’une année favorable sans lune.

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

La phase de totalité de l’éclipse, pendant laquelle le disque lunaire restera dans l’ombre de la Terre, sera de 1 h 25 min. Lors de cette éclipse qui se produira loin des passages de la Lune à son périgée et à son apogée, notre satellite sera à une distance de 390 652 kilomètres : à cette distance, le diamètre apparent de la pleine lune est donc moyen (30,59′). L’éclipse aura lieu après le passage de la Lune par son nœud ascendant, et la Lune se trouvera dans la constellation du Bélier. Au maximum de l’éclipse, la quantité de diamètre lunaire éclipsée (soit la grandeur de l’éclipse) sera de 1,35918. 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.

Paramètres de l’éclipse

• Grandeur : 1,35918
• Rayon du cône d’ombre : 0,678 47°
• Rayon du cône de pénombre : 1,216 33°
• Durée de la totalité : 1 h 25 min 01 s
• Durée de la phase partielle : 3 h 39 min 54 s
• Durée de la phase de pénombre : 5 h 53 min 55 s

Phases	Instant UTC	Longitude λSLP	Latitude φSLP	Angle au pôle
Entrée dans la pénombre	8 h 02 min 19 s	− 126° 08′ 26,4″	16° 15′ 22,4″	76,878°
Entrée dans l’ombre	9 h 09 min 14 s	− 142° 20′ 36,7″	16° 29′ 01,2″	82,409°
Commencement de la totalité	10 h 16 min 41 s	− 158° 40′ 19,8″	16° 42′ 40,0″	282,078°
Maximum de l’éclipse	10 h 59 min 13 s	− 168° 58′ 03,9″	16° 51′ 13,0″	337,527°
Fin de la totalité	11 h 41 min 42 s	− 179° 15′ 12,5″	16° 59′ 42,8″	32,924°
Sortie de l’ombre	12 h 49 min 09 s	164° 25′ 24,8″	17° 13′ 06,5″	232,602°
Sortie de la pénombre	13 h 56 min 13 s	148° 11′ 18,5″	17° 26′ 19,3″	238,142°

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 8 novembre appartient à une série comportant 72 éclipses successives (commençant avec l’éclipse par la pénombre du 13 avril 1680 – les dates antérieures à 1582 sont données dans le calendrier julien – et se terminant par l’éclipse par la pénombre du 31 mai 2960), dont elle sera la 20^e, et la 5^e éclipse totale.

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, l’éclipse ne sera pas visible : la Lune sera déjà couchée au moment de l’entrée dans la pénombre et se lèvera après la sortie de la pénombre. Elle sera toutefois visible en Nouvelle-Calédonie et en Polynésie française. La phase de pénombre et l’entrée dans l’ombre seront visibles depuis les Antilles et la Guyane avant le coucher de la Lune.

L’éclipse sera visible en totalité sur une grande partie de l’océan Pacifique, le nord-ouest de l’Amérique du Nord et le nord-est de l’Asie.

Lire le III^e chapitre : « Laplace et l’empire des résonances »

Newton avait découvert la loi de l’attraction universelle qui exprime la façon dont les corps célestes – mais aussi terrestres – s’attirent entre eux proportionnellement à leurs masses et en raison inverse du carré des distances mutuelles. S’il en avait défriché les conséquences les plus importantes (mouvement des corps célestes, précession des équinoxes, marées, forme de la Terre…), cependant sa conquête totale fut l’œuvre de ses successeurs prestigieux tout au long des XVIII^e et XIX^e siècles.

Ce nouveau monde est si vaste qu’il s’apparente à un continent hostile aux multiples facettes avec ses reliefs escarpés et ses régions en apparence inaccessibles. Ses premiers explorateurs sont si nombreux qu’il est impossible en seulement quatre épisodes d’en donner une liste exhaustive. Le choix qui a été fait peut sembler subjectif, voire arbitraire, il vise humblement à exposer quelques protagonistes – certains plus connus que d’autres - dont les travaux fondamentaux ont jeté les bases de la mécanique céleste et ce faisant ont permis de consolider la grande loi de Newton, à la fois simple dans sa formulation et frêle face à la complexité des mouvements des corps célestes dont elle doit rendre compte. Elle fut à de nombreuses reprises soumise à falsification : peut-elle être mise en défaut ? Est-elle capable de faire des prédictions jamais observées ? Ce sont ces questionnements qui nous ont guidés dans la sélection que nous vous proposerons ici.

• Les positions des astres sont données mois par mois pour préparer les observations : d’un seul coup d’œil, tous les astres du mois sont lisibles ;
• Un chapitre entier est dédié aux méthodes d’observation de différents phénomènes : l’observateur a toutes les clefs pour réaliser des observations scientifiquement utilisables, intégrer un réseau d’observateurs et contribuer ainsi à l’amélioration de la recherche ;
• Les explications nécessaires à l’utilisation des éphémérides sont accompagnées d’exemples ;
• Une multitude d’informations sur les phénomènes observables sont communiquées agrémentées de cartes ;
• Les notions de calendriers, d’échelle de temps et autres connaissances indispensables sont rappelées.

Consulter la table des matières.

• Format : 16 × 24 cm – 380 pages
• Parution le 3 novembre : commander
• Éditeur : EDP Sciences
• ISBN : 978-2-7598-2798-5
• Prix : 19 €

Cet événement, nommé « occultation », s’est déroulé sur une bande étroite de 60 km qui traversait en diagonale l’Europe, dont la France sur l’axe de Pau à Reims. Pour l’occasion, l’Association française d’astronomie (AFA), en collaboration avec l’IMCCE, la Société française d’astronomie (SAF) et Unistellar, a lancé une grande campagne de sciences participatives pour permettre à des astronomes débutants ou amateurs aguerris d’enregistrer l’occultation, de traiter les données et finalement de participer à la caractérisation de cet astéroïde. À l’échelle de l’Europe, le réseau habituel d’observateurs d’occultation de l’International Occultation Timing Association/European Section (IOTA/ES) participait également à l’observation.

Cet événement est intéressant à plus d’un titre : l’étoile est suffisamment brillante pour être observée avec un instrument modeste ou même un appareil photo, et l’astéroïde est l’une des cibles de la mission spatiale Lucy qui explorera 6 objets troyens à partir de 2027. Pour l’occasion, le South West Research Institute (Boulder/USA), qui exploite la mission Lucy, organise des campagnes d’occultations par les cibles de la mission au niveau mondial. Les occultations stellaires permettent en effet de donner de précieux détails sur ces objets, comme la taille, la forme ou même détecter un satellite. Elles permettent aussi d’améliorer notre connaissance de la trajectoire de l’astéroïde, et ainsi de mieux préparer le survol de la sonde.

Pour cette occultation, un peu plus de 800 personnes ont répondu à l’appel de l’AFA. À l’IMCCE, nous avions à notre disposition 6 stations mobiles autonomes fournies par le SwRI avec pour mission de se répartir à intervalles réguliers sur la trajectoire de l’occultation et en fonction des conditions météo. Les jours précédant l’occultation, les modèles météo donnaient des conditions favorables dans le sud-ouest. Nous nous sommes alors répartis entre Bordeaux et Toulouse. Par ailleurs, d’autres astronomes de notre laboratoire s’étaient répartis un peu partout en France pour optimiser les chances d’observations.

Finalement, à 4 h du matin, ce dimanche 23 octobre, les nuages couvraient le ciel sur une grande partie de la bande de l’occultation. Parmi les 6 stations SwRI, on enregistrait une positive et une négative, les autres étant sous les nuages. Ailleurs, des astronomes enregistraient également des données malgré des nuages. La vidéo ci‑dessous montre l’occultation positive de l’étoile enregistrée en Gironde.

D’ores et déjà, une dizaine de stations ont rapporté avoir observé l’occultation. Les rapports d’observations sont toujours en cours d’envoi (via l’AFA et Euraster) et leur analyse vient à peine de commencer. Les résultats préliminaires peuvent être vus sur le site Euraster.

Personnels de l’IMCCE ayant participé à la campagne

• Kevin Baillié
• François Colas
• Florent Deleflie
• Josselin Desmars
• Anne-Charlotte Perlbarg
• Pierre-Louis Phan
• Stefan Renner
• Melaine Saillenfest

Présents sur le stand n° 17, en compagnie de l’Unité Formation et Enseignement de l’Observatoire de Paris, nous serons disponibles pour discuter avec vous de nos activités de recherche et des services que l’on propose à l’ensemble de la communauté astronomique. Vous pourrez ainsi consulter nos ouvrages, être guidés dans la découverte et l’utilisation des formulaires de calcul ou encore tenir entre vos mains une caméra Fripon.

Ces rencontres sont aussi pour nous l’occasion d’intervenir sur plusieurs sujets.

Les images présentées ici, outre le morceau de Soleil manquant, nous révèlent combien le relief lunaire n’est pas une longue courbe circulaire tranquille. Les accidents et brisures y sont nombreux, ce sont les montagnes de la Lune qui viennent ainsi se découper en ombres chinoises sur fond de Soleil. Elles nous montrent également la présence d’une tache solaire et le très fort assombrissement centre-bord rendant la surface non uniformément lumineuse.