Cette découverte issue de travaux dirigés par un astronome de l’Observatoire de Paris – PSL au sein de l’Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (Observatoire de Paris – PSL/CNRS/Sorbonne Université/Université de Lille) est parue dans la revue Nature le 8 février 2024. Elle pourrait faire de Mimas la nouvelle cible à privilégier pour l’étude des conditions d’apparition de la vie dans le Système solaire.

S’il y a bien un objet dans le Système solaire au sein duquel on ne s’attendait pas à trouver de l’eau à l’état liquide, c’est sans nul doute Mimas. À la différence de sa grande sœur Encelade, la surface de Mimas est extrêmement cratérisée et inactive, ne témoignant d’aucun signe d’activité sous sa surface. De plus, Mimas est une lune de taille modeste (de l’ordre de 400 km de diamètre), taille qui ne lui permet pas de retenir longtemps sa chaleur interne.

C’est en étudiant le mouvement de l’orbite de Mimas, grâce aux données de la sonde Cassini de la NASA, que les chercheurs sont parvenus à confirmer la présence d’un océan sous l’ensemble de la surface glacée du satellite.

Mimas rejoint ainsi le club très fermé des lunes qui possèdent un océan d’eau global (Europe et Ganymède pour Jupiter, et Encelade et Titan pour Saturne). C’est même la plus petite d’entre elles. À la différence des autres lunes où un océan a déjà été détecté, il s’agit ici d’un océan naissant, offrant des conditions uniques pour étudier, de nos jours, des processus d’interaction eau-roche, tels qu’ils ont pu exister dans de nombreux corps au jeune âge du Système solaire.

Une éclipse de Lune survient lorsque la Lune passe dans l’ombre de la Terre. Les éclipses de Lune ne peuvent se produire que lorsque la Lune est en opposition avec le Soleil vis-à-vis de la Terre, c’est-à-dire en phase de pleine lune. La Terre s’interpose alors entre le Soleil et la Lune, bloquant tout ou partie du rayonnement solaire qui vient éclairer la Lune.

Il se produit une éclipse totale par la pénombre lorsque le disque lunaire se retrouve complètement immergé dans la zone de pénombre sans jamais entrer dans l’ombre.

Occultations, éclipses, passages : module interactif pour comprendre ces phénomènes.

Les éclipses de Lune par la pénombre sont très peu spectaculaires et difficiles à observer à l’œil nu, la perte de luminosité du disque lunaire étant très faible lorsqu’une partie de la Lune est dans la pénombre de la Terre.

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.

Pour les éclipses par la pénombre, deux courbes sont tracées :

• P1 : la limite de la région où l’entrée dans la pénombre est observée.
• P2 : la limite de la région où la sortie de la pénombre est observée.

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.

L’éclipse de Lune par la pénombre du 25 mars 2024 sera visible en totalité sur le continent américain, sur une partie est de l’océan Pacifique et sur une partie ouest de l’océan Atlantique. Elle est en partie visible sur l’Europe de l’Ouest, sur l’est de l’Asie et l’est de l’Australie. Elle est en partie visible en France métropolitaine : on n’observera pas le maximum et la fin de l’éclipse, mais elle est visible en totalité à la Martinique et en Guadeloupe.

• Durée totale de l’éclipse : 4 h 39 min 15,0 s.
• À l’instant du maximum, la Lune se trouve dans la constellation de la Vierge.
• Sa magnitude est 0,956 009.

Le tableau ci-dessous donne les circonstances de l’éclipse (en UTC), il faut ajouter une heure pour avoir l’heure légale en France métropolitaine.

Phases	Instant en UTC	Longitude	Latitude	Angle au pôle
Entrée dans la pénombre	4 h 53,2 min	72° 17,5′ E	0° 39,0′ S	161,1°
Maximum de l’éclipse	7 h12,8 min	106° 16,6′ E	1° 12,2′ S	29,0°
Sortie de la pénombre	9 h 32,5 min	140° 16,1′ E	1° 45,2′ S	256,9°

Pour chaque début et fin de phase, on donne l’angle au pôle des points de contact, les points de contacts 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.

Cette éclipse a lieu proche du passage de la Lune à son apogée, le diamètre apparent de la pleine lune est donc faible (29,48′). L’éclipse a lieu après le passage de la Lune par son nœud descendant.

Voici la suite des événements relatifs à la Lune sur cette courte période de temps.

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 comportant 71 éclipses successives. Cette série commence avec l’éclipse par la pénombre du 29 avril 888 (les dates antérieures à 1582 sont données dans le calendrier julien) et se termine par l’éclipse par la pénombre du 10 juin 2150. Elle se compose de 7 éclipses par la pénombre, suivies de 23 éclipses partielles par l’ombre, puis de 13 éclipses totales, puis 18 éclipses partielles par l’ombre et se termine par 10 éclipses par la pénombre. 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 pas 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 25 mars 2024 est la 64^e éclipse de la série longue et la troisième éclipse par la pénombre de la fin de la série, la trajectoire du bord de la Lune est donc assez proche du bord nord du cône d’ombre. L’éclipse totale de la série qui a la phase de totalité la plus longue est celle du 4-5 juin 1555 (1 h 43 min 07 s). Comme l’éclipse de mars 2024 est postérieure à celle de 1555, la trajectoire de la Lune passe en dessous du cône d’ombre, donc le maximum de l’éclipse a lieu après la pleine lune et avant le passage par le nœud descendant. On remarque également que les deux éclipses par la pénombre qui précèdent l’éclipse du 25 mars sont des éclipses totales par la pénombre. On peut également remarquer une dissymétrie dans la répartition des différents types d’éclipse de cette série longue, principalement pour les éclipses par l’ombre.

Qui verra-t-on ?

Deuxième planète par ordre de distance au Soleil, Vénus est la planète sœur de la Terre, puisqu'elle a un diamètre quasi identique (12 100 km à l'équateur comparés aux 12 768 km pour la planète bleue). Si les deux planètes ont connu une histoire commune au cours des premières centaines de millions d'années, la plus grande proximité au Soleil a fini par transformer Vénus en enfer : il fait aujourd'hui environ 450 °C sous l'épaisse atmosphère principalement constituée de CO². Quant à Saturne, il s'agit de la sixième planète par ordre de distance, mais aussi de la deuxième planète gazeuse en taille.

Que verra-t-on ?

La conjonction aura lieu le jeudi 21 mars à 23 h 16 UTC (soit le 22 mars à 0 h 16 en Temps légal français sur nos montres). À cet instant, l'écart entre les 2 planètes ne sera que de 19′26″. Toutefois, ce rapprochement ne sera pas visible, car les deux astres seront alors sous l'horizon, donc invisibles en Europe. Ce n'est pas bien grave, puisqu'on pourra tenter d'observer le rapprochement un peu avant ou un peu après, soit (en Temps légal français) le 21 mars ou le 22 mars.

Où et quand les trouver ?

Pour un observateur terrestre situé dans l'hémisphère nord, les deux planètes seront situées à droite du Soleil. Elles sont donc à rechercher le matin. Sachant que l'écartement de ces astres par rapport au Soleil sera d'un peu moins de 10° le 21 mars (Saturne était en conjonction avec le Soleil le 28 février 2024), cela signifie qu'il faudra les chercher dans les lueurs du levant, très peu de temps avant le lever de l'astre du jour. Enfin, leurs positions respectives actuelles sur l'écliptique de printemps font qu'elles sont très proches de l'horizon est. On l'aura compris, il s'agit là de conditions peu favorables à une observation aisée… ce qui rend le challenge d'autant plus intéressant.

Il faudra scruter l'horizon, idéalement avec des jumelles. Étant la plus lumineuse (magnitude − 3,8), il faudra rechercher en premier le phare de la brillante Vénus qui se lèvera vers 6 h 25 en Temps légal français. Les deux astres seront à rechercher un peu à droite du point cardinal est, matérialisé par les lueurs les plus brillantes du Soleil non encore levé (rappelons que le jour de l'équinoxe, le Soleil se lève quasiment sur le point cardinal est).

Il va sans dire que pour relever le défi, il faudra disposer d'un horizon plat et parfaitement dégagé, idéalement à la campagne, sur une colline qui regarde l'horizon est.

La méthode à suivre consistera à balayer horizontalement l'horizon avec des jumelles à partir de 6 h 25. Dès qu'on aura repéré Vénus, après qu'elle aura bien émergé de l'horizon, on recherchera le petit point voisin de Saturne (magnitude + 1).

Pour l'anecdote, vu depuis notre balcon terrestre, le rapprochement offrira une belle plongée cosmique, puisque si le point le plus brillant de Vénus sera situé à près de 238 millions de kilomètres de la Terre (Vénus est presque « derrière » le Soleil par rapport à la Terre), la belle planète aux anneaux sera quant à elle autrement plus loin, à 1,6 milliard de kilomètres.

L’équinoxe est à la fois un lieu et un instant, tous deux indépendants du lieu où l’on se trouve sur Terre.

En première approximation, afin de rendre la chose compréhensible, la Terre décrit dans l’espace une orbite, assimilée à un grand cercle. Le plan dans lequel se trouve cette orbite est appelé plan de l’écliptique. Comme tout n’est qu’une question de point de vue relatif, il est tout à fait équivalent de considérer que le Soleil décrit dans l’espace cette même orbite autour de la Terre considérée comme fixe.

Par ailleurs, la Terre est inclinée dans l’espace de sorte que son axe de rotation n’est pas perpendiculaire au plan de son orbite, donc au plan de l’écliptique. Cependant, son axe de rotation est perpendiculaire, par définition, au plan défini par l’équateur. Ce plan est appelé plan équatorial céleste. Les deux plans – plan de l’écliptique et plan équatorial céleste – sont donc inclinés entre eux.

Ce faisant, par définition, le moment de l’équinoxe est défini comme l’instant pour lequel le Soleil se retrouvera en ce lieu particulier défini par l’intersection de ces deux plans fondamentaux. En d’autres termes, lors des équinoxes, le Soleil se retrouve dans le plan de l’équateur céleste. Comme il n’y a qu’un seul équateur céleste (celui qui partage la Terre en deux et qui est perpendiculaire à son axe de rotation) et un seul Soleil, les instants des équinoxes sont donc uniques, indépendants de là où l’on se trouve sur Terre.

Lors des équinoxes, si l’on fait abstraction de la réfraction atmosphérique, la longueur du jour est égale à celle de la nuit, caractéristique qui explique l’étymologie latine du mot aquinoxe qui provient de aequus (égal) et nox (la nuit). De même à ces instants, le Soleil se lève exactement à l’est et se couche exactement à l’ouest.

Pour en savoir plus sur les saisons, nous vous invitons à relire la lettre d’information de septembre 2023, dans laquelle ce sujet fut développé à l’occasion de l’ouverture de notre nouveau formulaire sur les saisons.

Aller plus loin sur le calcul de l’équinoxe

Par définition, les dates des équinoxes et des solstices, et donc les débuts des saisons astronomiques, sont les instants pour lesquels la longitude planétocentrique apparente du Soleil (incluant les effets de l’aberration et du mouvement du pôle) est un multiple entier de 90°.

Dans l’hémisphère nord :

• Le printemps débute à l’instant auquel la longitude planétocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 0° (équinoxe de printemps) ;
• L’été débute à l’instant auquel la longitude planétocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 90° (solstice d’été) ;
• L’automne débute à l’instant auquel la longitude planétocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 180° (équinoxe d’automne) ;
• L’hiver débute à l’instant auquel la longitude planétocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 270° (solstice d’hiver).

Dans l’hémisphère sud, les solstices et les équinoxes sont à l’opposé de ceux de l’hémisphère nord.

L’instant de l’équinoxe de printemps dans l’hémisphère nord est celui auquel la longitude géocentrique (ou planétocentrique dans le cas d’une autre planète que la Terre) apparente du centre du Soleil est égale à zéro degré (incluant les effets de l’aberration et du mouvement du pôle).

À cet instant, l’ascension droite et la déclinaison du centre du Soleil ne sont pas nulles, car la latitude apparente du centre du Soleil n’est pas nulle, mais toutes ces valeurs sont proches de zéro. La direction du Soleil est alors très proche de celle du point gamma, intersection de l’écliptique et de l’équateur céleste. La définition de cette direction est donc unique sur la sphère céleste. Il ne faut pas confondre la direction de l’équinoxe de printemps qui est unique et le fait que le Soleil passe par cette direction. Ainsi, dans l’hémisphère nord, le début du printemps correspond au passage du Soleil dans la direction de l’équinoxe de printemps alors que ce même phénomène traduit le début de l’automne dans l’hémisphère sud.

Notre calendrier (le calendrier grégorien) est construit de manière à éviter la dérive des dates des changements de saisons en conservant une date quasi fixe pour le début de chaque saison.

La date de l’équinoxe de printemps est, en 2024, le mercredi 20 mars à 3 h 06 min 25,40 s UTC, soit le mercredi 20 mars à 4 h 06 min 25,40 s heure légale française (UTC + 1 h).

À cet instant, la latitude apparente géocentrique du centre du Soleil est de − 0,38″, son ascension droite est de 23 h 59 min 59,989 s (soit  0,165″ après le point gamma) et sa déclinaison est de − 0,38″. Comme on le constate, ces valeurs sont toutes très proches de zéro. C’est pourquoi on dit souvent que le centre du Soleil est dans la direction du point gamma. Néanmoins, pour un calcul à la seconde de temps près, le choix de la définition est important. En effet, l’ascension droite du centre du Soleil est nulle à 3 h 6 min 29,82 s UTC et la déclinaison du centre du Soleil est nulle à 3 h 6 min 2,05 s UTC.

Site de l’heure légale française : https://heurelegalefrancaise.fr

Conformément à l’arrêté du 3 avril 2001 du ministère de l’Économie, des Finances et de l’Industrie, relatif à l’heure légale française, la période d’heure d’été pour l’année 2024 commence le dernier dimanche de mars à 2 heures du matin en Temps légal français (1 h UTC + 1 h). On passera ainsi d’UTC + 1 h à UTC + 2 h, et le dimanche 31 mars aura une durée de 23 h.

Le changement d’heure en dates

Aujourd’hui, tous les États membres de l’Union européenne appliquent le changement d’heure, le même jour et au même instant. Un grand nombre des pays européens, non membres de l’Union européenne, font de même. Seules l’Islande, la Biélorussie et la Norvège, pour les régions dénommées Svalbard et Jan Mayen, ne suivent pas cette règle.

On utilise le Temps universel coordonné (UTC) lié au Temps atomique international (TAI). L’usage de fuseaux horaires a permis de définir des zones horaires pour lesquelles le décalage horaire avec le Temps universel coordonné est constant.

1. Un calendrier perpétuel hégirien basé sur la lunaison moyenne

Ce calendrier alterne six mois de 30 jours et six mois de 29 jours pour les années communes de 354 jours, et sept mois de 30 jours et cinq mois de 29 jours pour les années abondantes de 355 jours (les deux derniers mois ayant 30 jours). Onze années abondantes sont judicieusement réparties sur une période de 30 ans parmi 19 années communes. Ce calendrier suit remarquablement bien la lunaison moyenne. En effet, il se décale d’un jour par rapport à la lunaison moyenne au bout de 30 902 lunaisons, soit environ 2 575 années lunaires. Le jour calendaire commence le soir au crépuscule.

2. Un calendrier religieux basé sur l’observation du premier croissant de lune

Ce calendrier est par nature local, car les conditions d’observation dépendent du lieu d’observation et de l’époque à laquelle l’observation a lieu. Ainsi, les premiers croissants de lune sont difficilement observables dans l’hémisphère nord aux fortes latitudes pour les lunaisons proches de l’équinoxe d’automne, alors qu’elles sont facilement observables dans l’hémisphère sud à la même époque. On a le phénomène inverse au voisinage de l’équinoxe de printemps.

Puisque la longueur du mois ne peut avoir plus de 30 jours, la nuit qui commence au soir du 29^e jour est appelée la nuit du doute. Si le croissant est visible, le mois qui se termine a 29 jours et le nouveau mois commence le soir même. Si le croissant n’est pas visible, le mois qui se termine a 30 jours et le mois suivant commence le lendemain soir. Le début du mois de rang n dépend donc du début du mois de rang n – 1. La prédiction du début et de la fin du mois de jeûne de Ramadan s’appuie sur ce principe et sur des critères de visibilité du premier croissant.

De plus, localement, la visibilité du croissant dépend fortement des conditions météorologiques qui sont très difficilement prévisibles à long terme. Les critères de visibilité du premier croissant utilisés dans les programmes de prédiction sont basés sur une hypothèse de ciel clair et sans nuages.

Finalement, c’est l’autorité religieuse qui décide des dates de début et de fin des mois, en s’appuyant sur les prédictions de visibilité ou sur la visibilité effective du croissant.

Visibilité du premier croissant de lune en France en mars et avril 2024

En 2024, le premier croissant de lune définissant le début du mois de Ramadan sera visible à l’œil nu en France métropolitaine le soir du 11 mars 2024. Le second croissant qui marque la fin du mois de Ramadan et le début du mois Chaououal sera visible à l’œil nu le soir du 9 avril. Comme chaque année, plus l’on se déplace vers le sud, plus la visibilité des premiers croissants est facilitée.

Lire le 13^e épisode : « Dans la mesure de l’impossible »

L’astrométrie est aussi l’une des premières activités des astronomes de l’Antiquité. Elle est au fondement de l’astronomie. Sans elle et sans le gain en précision associé à cette branche, acquis au fil du temps jusqu’à nos jours, l’astronomie n’aurait pu se développer. Il était donc urgent de revenir aux racines de l’astronomie.