Conditions du phénomène

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 : 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. Il faut également que la Lune 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).

Une éclipse de Lune est dite « partielle » lorsque la Lune passe en partie dans le cône d’ombre de la Terre.

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

Carte de visibilité

La carte ci-dessus est centrée sur la zone de visibilité. De chaque côté se trouvent deux zones d’invisibilités. Pour les éclipse partielle de Lune, 4 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).
• 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).

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.

Observation

Le début et la fin d’une éclipse partielle de Lune sont très peu spectaculaires : ces phases qui correspondent respectivement à l’entrée de la Lune dans le cône de pénombre de la Terre et à la sortie de la Lune de ce même cône sont en effet difficiles à observer à l’œil nu, car la perte de luminosité du disque lunaire est très faible lorsqu’une partie de la Lune est dans la pénombre de la Terre. Par contre, la phase du passage de la Lune dans le cône d’ombre de la Terre est plus facilement observable.

Paramètres de l’éclipse

• Grandeur : 0,08519
• Rayon du cône d’ombre : 0,769 88°
• Rayon du cône de pénombre : 1,300 25°
• Durée de la phase partielle : 1 h 02 min 55 s
• Durée de la phase partielle : 4 h 06 min 18 s

À l’instant du maximum la Lune se trouve dans la constellation des Poissons. seule une petite partie de la Lune est occultée par l’ombre de la Terre.

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

Phases	Instant UTC	Longitude λSLP	Latitude φSLP	Angle de position P	Séparation angulaire d
Entrée dans la pénombre	0 h 41 min	− 12° 20′ 16″	− 3° 12′ 52″	21,73°	1,58°
Entrée dans l’ombre	2 h 13 min	− 34° 28′ 23″	− 2° 45′ 01″	348,37°	1,05°
Maximum de l’éclipse	2 h 44 min	− 42° 03′ 45″	− 2° 35′ 28″	151,07°	1,00°
Sortie de l’ombre	3 h 16 min	− 49° 39′ 37″	− 2° 25′ 53″	313,75°	1,05°
Sortie de la pénombre	4 h 47 min	− 71° 47′ 25″	− 1° 57′ 59″	280,40°	1,58°

Pour chaque phase sont donnés :

• la longitude λ_SLP et la latitude φ_SLP (système WGS84) du lieu à la surface de la Terre où la Lune est au zénith (point sublunaire) ;
• l’angle de position : angle entre la direction centre de la Lune-point de contact et la direction centre de la Lune-pôle Nord céleste ;
• la séparation angulaire géocentrique entre le centre de la Lune et le centre du cône d’ombre.

Cette éclipse a lieu environ 10 h avant le passage de la Lune à son périgée, le diamètre apparent de la Lune est donc important (33,43′), ainsi que sa vitesse angulaire. L’éclipse a lieu après la nouvelle lune et avant le passage de la Lune par son nœud ascendant.

Voici la suite des événements relatifs à la Lune le 18 septembre 2024.

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 73 éclipses successives. Cette série commence avec l’éclipse par la pénombre du 2 mars 1105 (les dates antérieures à 1582 sont données dans le calendrier julien) et se termine par l’éclipse par la pénombre du 7 mai 2403. Elle se compose de 9 éclipses par la pénombre, suivies de 7 éclipses partielles par l’ombre, puis de 28 éclipses annulaires, puis de 8 éclipses partielles par l’ombre et se termine par 21 éclipses par la pénombre. Ce sont toutes des éclipses au nœud ascendant de la Lune, donc les latitudes célestes successives de la Lune décroissent des latitudes positives aux latitudes négatives, 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 nord au sud. 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 18 septembre 2024 est la 52^e éclipse de la série longue et la dernière éclipse par l’ombre de la fin de la série, la trajectoire du bord de la Lune est donc assez proche du bord du cône d’ombre de la Terre, qui explique la faible magnitude de l’éclipse. L’éclipse annulaire de la série qui a la phase de totalité la plus longue est celle du 7 avril 1754 (1 h 39 min 23 s). Comme l’éclipse de septembre 2024 est dans la seconde partie de la série longue, 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 ascendant.

D’où vient-elle ?

C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) a été découverte en janvier 2023 par l’Observatoire de la Montagne Pourpre, en Chine, et à nouveau le mois suivant par le télescope sud-africain du programme ATLAS, avec des appareils mesurant respectivement 100 et 50 centimètres de diamètre. La comète avait alors une magnitude visuelle de 18.

Elle a été suivie en continu depuis, et le modèle de trajectoire qui correspond à ces observations indique que Tsuchinshan-ATLAS serait arrivée avec une orbite elliptique ayant une distance maximale (ou aphélie) de 400 000 unités astronomiques. C’est 1.5 fois la distance qui nous sépare de Proxima Centauri, et cela signifie qu’il faut prendre ce nombre avec des pincettes : à ces distances du Soleil, la trajectoire d’un objet est difficile à modéliser. En réalité Tsuchinshan-ATLAS pourrait très bien venir d’un peu plus près, comme par exemple du nuage d'Oort.

Une magnitude incertaine

Un autre aspect des comètes difficile à modéliser est leur apparence dans le ciel. La visibilité du nuage de glaces et de poussières (la coma) qui entoure le noyau, ainsi que celle des queues de poussière et de gaz, dépendent de l’activité de la comète, c'est-à-dire le taux de production des différents volatiles émis à sa surface. Cela peut donc dépendre de la composition de la comète, des caractéristiques physiques de sa surface et de son intérieur… On voit pourquoi s’essayer à une prédiction n’est pas aussi facile que dans le cas d’un astéroïde, dont c’est simplement la surface que l’on observe.

Mais cela vaut quand même le coup d’essayer. La manière standard de prévoir la magnitude visuelle d’une comète est de faire la somme de trois composantes : la première est constante, la seconde dépend de sa distance à la Terre, et la troisième dépend de sa distance au Soleil. La dépendance à la distance héliocentrique est double : en se rapprochant, d’une part, la comète est davantage éclairée par le Soleil donc plus brillante, d’autre part, elle est davantage chauffée ce qui augmente son activité. Pour prédire la magnitude de Tsuchinshan-ATLAS, il faut ajuster ce modèle aux observations passées, pour extrapoler à une date future.

À la date du 4 août, Tsuchinshan-ATLAS a une magnitude de 9. Selon nos estimations, le pic de magnitude, prévu environ au passage proche de la Terre le 12 octobre, sera autour de 2.4 ! Si c’est bien le cas, ce sera assez brillant pour pouvoir l'observer à l'œil nu, à condition bien sûr d’avoir un ciel assez sombre, loin de la ville.

Mais si cette comète a tant fait parler d’elle au printemps dernier, c’est que les observations à ce moment-là laissaient prévoir un pic de magnitude à 0, c'est-à-dire encore plus brillante que la comète C/2020 F3 (NEOWISE) qui est passée à l’été 2020, et dont on pouvait même admirer les queues à l'œil nu. Depuis quelques mois cependant, les observateurs mesurent une Tsuchinshan-ATLAS moins brillante que prévu, et le modèle a été revu à la baisse. C’est décevant, mais une magnitude 2.4 serait tout de même spectaculaire ! Ce qu’il faut garder en tête, c’est qu’avec la nature imprévisible des comètes, la prévision pourrait très bien évoluer dans un sens comme dans l’autre. La page de G. van Buitenen dédiée au comètes, ou également la Comet Observation database (COBS), sont d’excellentes ressources pour se tenir au courant de la situation.

Fin septembre, une comète du matin. Dès la mi-octobre, une comète du soir

La trajectoire de Tsuchinshan-ATLAS, elle, ne sera que faiblement affectée par son activité cométaire : on peut donc quand même prédire où et quand cette comète sera observable. Elle sera d’abord dans le ciel du matin tout le mois de septembre, avec une élongation maximale de 23° le vendredi 27 septembre. Attention, cela ne signifie pas pour autant qu’au lever du Soleil, la comète sera à 23° d’élévation : selon votre latitude, elle pourra se situer plutôt à droite ou à gauche du Soleil, et donc plus basse sur l’horizon. L’observation de Tsuchinshan-ATLAS en septembre depuis l’hémisphère nord sera limitée, car elle se lèvera trop tard, quand la lumière de l’aube sera déjà trop forte. Depuis l’hémisphère sud, en revanche, Tsuchinshan-ATLAS se lèvera bien plus tôt, et les observateurs matinaux pourront la distinguer quelques jours avant et après le 27 septembre, au moins une heure avant le lever du Soleil, juste au-dessus de celui-ci.

Tsuchinshan-ATLAS passera ensuite entre la Terre et le Soleil, rendant son observation presque impossible environ entre le 3 et le 12 octobre. Puis arrivera la meilleure période pour observer Tsuchinshan-ATLAS depuis la métropole : à partir du dimanche 13 octobre, la comète réapparaîtra de l’autre côté du Soleil, dans le ciel du soir. Jour après jour, au moins une heure après le coucher de Soleil, juste au-dessus de celui-ci, on verra cette comète de plus en plus haut dans le ciel. Toutefois, elle brillera de moins en moins, car elle aura dépassé son passage au plus proche de la Terre. Difficile de dire quel sera le meilleur soir pour l’observer : soyez à l'affût pendant la semaine du 14 octobre, une paire de jumelles étant bien sûr un excellent moyen de distinguer la comète.

Où va-t-elle ?

Ensuite, si la comète C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) survit à son passage proche du Soleil sans se désintégrer, elle repartira pour plusieurs millions d’années à des dizaines de milliers d'unités astronomiques. Son passage dans le Système Solaire aura perturbé légèrement son orbite, d’une part à cause de la gravité des planètes, d’autre part à cause des jets de gaz et de poussières que la comète aura émis. Les modèles de propagation d’orbite, ajustés pour correspondre aux observations, prédisent que son excentricité aura changé de 0.999998 avant son passage à 1.000014 après son passage. Encore une fois, la trajectoire d’une comète loin du Soleil est difficile à estimer, mais cela pourrait bien indiquer que Tsuchinshan-ATLAS sera éjectée du Système Solaire, pour aller se perdre entre les étoiles.

À cet instant, l'ascension droite n'est pas exactement égale à 12 h et la déclinaison du centre du Soleil n'est pas nulle, car la latitude apparente du centre du Soleil n'est pas nulle, mais ces deux dernières valeurs sont proches de zéro. La direction du centre du Soleil est alors très proche de la direction opposée au 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 d'automne qui est unique et le fait que le Soleil passe par cette direction. Ainsi dans l'hémisphère nord le début de l'automne correspond au passage du Soleil dans la direction de l'équinoxe d'automne alors que ce même phénomène traduit le début du printemps 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 d'automne est, en 2024, le dimanche 22 septembre à 12 h 43 min 40,82 s UTC, soit à 14 h 43 min 40,82 s en temps légal français (UTC + 2 h). À cet instant la latitude géocentrique du centre du Soleil est de 0,56″, son ascension droite est de 12 h 0 min 0,015 s et sa déclinaison est de 0,52″. Comme on le constate, la déclinaison et la latitude sont très proches de zéro et l'ascension droite est très proche de 12 h. C'est pourquoi on dit souvent que le Soleil est dans la direction opposée au point gamma, ce qui est en partie exact dans la mesure où le diamètre apparent du Soleil est de l'ordre de trente minutes d'angle.

Néanmoins pour un calcul à la seconde de temps près, le choix de la définition est important. En effet la déclinaison du centre du Soleil est nulle à 12 h 44 min 12,69 s UTC et l'ascension droite du centre du Soleil est égale à 12 h à 12 h 43 min 34,85 s UTC. .

Dans le calendrier grégorien, créé en 1582, l'équinoxe d'automne peut tomber le 21, 22, 23 ou 24 septembre. Il tombe en général le 22 ou le 23 septembre. Il tombera le 21 septembre en 2092 et ce sera la première fois depuis la création du calendrier grégorien. Cela se reproduira en 2096, puis en 2464, 2468, 2472, 2476, 2480, 2484, 2488, 2492, 2493, 2496 et 2497. Il est tombé un 24 septembre en 1803, 1807, 1903, 1907, 1911, 1915, 1919, 1923, 1927 et 1931, il tombera de nouveau à cette date en 2303. On trouvera dans un document suivant les dates des équinoxes sur la période allant de 1583 à 2999, ce document a été élaboré en 2008 avec des valeurs UTC extrapolées à partir de 2008, il peut donc y avoir des petits écarts avec les valeurs calculées chaque nouvelle année.

Le jour de l'équinoxe, si on fait abstraction de la réfraction atmosphérique, la durée de la nuit est égale à la durée du jour et c'est également le jour où le Soleil se lève plein est et se couche plein ouest.

Cette éclipse annulaire de Soleil est la seconde de l’année 2024, et sera, comme toujours, l’un des phénomènes célestes les plus spectaculaires à vivre et à observer.

Paramètres de l’éclipse

• Grandeur : 0,93374
• Rayon de la Terre : 6378,137 km
• Rayon du Soleil : 695700 km
• Durée de la phase annulaire : 3 h 48 min 36 s
• Durée de l'éclipse : 6 h 03 min 59 s

Circonstances générales de l’éclipse

Le tableau ci-dessous donne les circonstances générales de l’éclipse (en UTC). La durée de l’éclipse générale est de 6 h 04 min, la durée de la phase annulaire est de 3 h 49 min et sa magnitude est de 0,966676.

Phases	Instant UTC	Longitude λ	Latitude φ
Début de l’éclipse générale (P1)	15 h 43 min	− -147° 19′ 56″	− 16° 02′ 24″
Début de l’éclipse annulaire (O1)	16 h 51 min	− -164° 46′ 00″	− 8° 52′ 43″
Début de l’éclipse centrale	16 h 54 min	− -165° 33′ 12″	− 7° 49′ 16″
Maximum de l’éclipse (M)	18 h 45 min	− -114° 31′ 07″	-21° 57′ 12″
Fin de l’éclipse centrale	20 h 36 min	− -37° 05′ 24″	-49° 28′ 41″
Fin de l’éclipse annulaire (O4)	20 h 39 min	− -37° 55′ 27″	-48° 58′ 55″
Fin de l’éclipse générale (P4)	21 h 47 min	− -55° 52′ 19″	-41° 51′ 17″

Cette éclipse est visible principalement dans l’hémisphère sud et elle passe sur le pôle Sud. Elle débute dans le nord de l’océan Pacifique et se termine dans l’océan Atlantique sud. Sous forme d’éclipse partielle, elle recouvre uniquement le sud de l’Amérique du Sud, des îles du Pacifique sud et l’Antarctique. De même, sa bande de centralité ne recouvre que l’extrême sud de l’Amérique du Sud (Le Parc national Torres del Paine au Chili et la province de Santa Cruz en Argentine) ainsi que l'île de Pâques. Par contre, elle sera visible sous la forme d’éclipse partielle en Polynésie (îles du Vent, îles Sous-le-Vent, l'archipel des Tuamotu, l'archipel des Gambier, les îles Australes et l'archipel des Marquises) et sur de nombreuses autres îles du Pacifique sud.

À travers le portail des formulaires de calcul de l’IMCCE, vous pouvez également obtenir les circonstances locales de l’éclipse, télécharger les cartes de l’éclipse générale et retrouver toutes les éclipses passées et futures. Les résultats sont constamment actualisés en fonction des avancées de la recherche.

Comment observer une éclipse sans danger ?

Que se passe-t-il lors d’une éclipse de Soleil ?

Le Soleil ne peut être éclipsé que dans ses conjonctions avec la Lune (phase de nouvelle lune), celle-ci s’interpose alors entre la Terre et le Soleil. Bien que la Lune soit incomparablement plus petite que le Soleil, elle est cependant suffisamment proche de la Terre pour que son diamètre apparent soit sensiblement égal à celui du Soleil et que l’on puisse observer des éclipses solaires annulaires.

Si le plan de l’orbite lunaire coïncidait parfaitement avec celui de l’écliptique, nous assisterions chaque mois à une alternance d’éclipses de Soleil et de Lune pour chaque conjonction et chaque opposition de la Lune et du Soleil. Mais du fait de l’inclinaison mutuelle de ces plans, la Lune, dans ses conjonctions et ses oppositions (syzygies), est souvent élevée au-dessus du Soleil ou du cône d’ombre de la Terre, ou abaissée sous le Soleil ou sous le cône d’ombre de la Terre. Elle ne peut recouvrir le Soleil ou passer dans le cône d’ombre de la Terre que si elle se trouve au voisinage de l’un de ses nœuds. Ce qui sera le cas ici.

Pour en savoir plus sur les éclipses et les autres phénomènes d’occultations, explorer ce module interactif.

L’éclipse n’existe effectivement que pour les observateurs situés sur la bande de centralité sur Terre. En dehors de la bande de centralité, mais dans la zone de pénombre, les observateurs verront une éclipse partielle. Pour tout observateur au-delà de cette zone, qu’il soit sur Terre ou ailleurs dans l’espace, la Lune et la Terre n’auront aucune danse commune à présenter.

Que se passera-t-il dans le Pacifique ?

Pour aller plus loin

Le maximum de cette éclipse a lieu moins d’une heure avant le passage de la Lune à son apogée, le diamètre apparent de la Lune (29″ 23,6″") est donc très faible. Il a lieu peu de temps (4,3 min) avant l’instant de la nouvelle lune et après le passage de la Lune par son nœud descendant. Durant l’éclipse, la Lune se trouve dans la constellation de la Vierge.

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

Série longue de saros contenant cette éclipse

Cette éclipse appartient à une série longue de Saros comportant 70 éclipses successives. Cette série commence avec l’éclipse partielle du 11 avril 1736 (les dates antérieures à 1582 sont données dans le calendrier julien) et elle se termine par l’éclipse partielle du 5 mai 2980. Elle se compose de huit éclipses partielles, suivies de trente-neuf éclipses annulaires, puis la série longue se termine avec vingt-trois éclipses partielles. On remarque que toutes les éclipses centrales sont annulaires. L’éclipse annulaire du 29 décembre 2168 est celle qui a la phase centrale la plus longue.

Toutes les éclipses de la série ont lieu au nœud descendant de la Lune, donc les éclipses successives de la série vont parcourir la surface du globe terrestre du sud au nord. L’éclipse du 2 octobre 2024 est dans la première moitié de la série (17^e éclipse de la série et 9^e éclipse annulaire), elle passe donc principalement sur l’hémisphère sud du globe terrestre.

Yann Duchemin, chercheur affilié à l’IMCCE, a été invité à cet événement pour animer une conférence sur la navigation spatiale autonome pour l’exploration du système solaire. Il a présenté les missions passées et les avancées dans ce domaine, soulignant l'importance des observations préparatoires pour améliorer les éphémérides astronomiques et la mise en œuvre de catalogues d’étoiles spécifiquement conçus pour les objectifs des missions spatiales. Ce fut l’occasion de mettre en évidence les perspectives d’exploration planétaire avec de la robotique collaborative, ouvrant de nouvelles possibilités pour les futures missions spatiales tout en limitant les risques d’échec dans un contexte budgétaire contraint.

Parmi les autres invités de l’Observatoire il y avait aussi le planétologue Alain Doressoundiram du LESIA/Obs. de Paris/PSL qui a développé un sujet autour du système solaire et des astéroïdes, ponctué par la manipulation de météorites et d’une maquette de la mission Bepi-Colombo (ESA-JAXA pour l’exploration de la planète Mercure).

L’Esigelec a présenté une conférence traitant de la navigation spatiale autonome et Philippe Ledoux, astronome amateur a fait découvrir le club d’astronomie de Toussaint avec son sujet « l’astronomie pour tous ».

Enfin, Eric Ringuet, a clôturé le cycle des conférences en partageant une vision pédagogique de « la théorie du chaos ».

Le réseau normand de la filière aéronautique (NAE) était également présent pour expliquer ses missions et les métiers aux étudiants. Les conférences furent ponctuées d’activités ludiques (Observatoire de Paris, NAE), d’échanges avec des passionnés (clubs d’astronomie de Toussaint) et des astrophysiciens (Alain Doressoundiram et Yann Duchemin). Olivier Rouvière (ingénieur de recherche irseem) et Jean-Yves Calais (chef de département SEI) ont apporté leur soutien en animant les ateliers « Sciences et mythes », et « la conquête spatiale ».

Bien que la manifestation ait débuté en début d’après-midi, en raison d’une météo capricieuse, les astronomes amateurs ont partagé dès le matin, leurs instruments avec un public nombreux pour observer une activité solaire particulièrement intense cette année.

Les observations du ciel nocturne ont malheureusement été annulées pour des raisons météorologiques, mais le public présent a pu se régaler autour d’une paella géante offerte par CESI-Alumni, organisateur de cette journée passionnante et conviviale.

La plaque photographique est au télescope ce que la pellicule est à l’appareil photographique : le moyen analogique de fixer et conserver une prise de vue. Utilisées depuis les années 1890 par les premiers astronomes modernes, elles ont été progressivement remplacées en 1998 par les cameras CCD et autres CMOS.

Le fait est que les observatoires du monde entier recèlent dans leurs archives plusieurs dizaines (voire centaines) de milliers de plaques chacun ! Seule une infime partie a été analysée, principalement pour les besoins scientifiques de l’époque et ceux des premières sondes spatiales, avec des méthodes de mesure aujourd’hui obsolètes et imprécises. Nous disposons donc d’un réservoir observationnel immense, dont une première ou nouvelle analyse peut apporter des données scientifiques de premier ordre et sur une période de temps de près d’un siècle.

Depuis son ouverture officielle en 2020, le centre NAROO contribue à la numérisation en haute résolution et à l’analyse de plaques astro-photographiques. Il aura vu passer nombre de collections propres et externes, comme les plaques de Camille Flammarion de l’observatoire de Juvisy (SAF), les plaques du programme EROS (ESO), les plaques des principaux Sky Surveys (POSSI, POSSII, La Silla…), et bien d’autres encore.

L’équipe scientifique travaille en partenariat avec de nombreux observatoires nationaux et internationaux dans l’objectif de numériser leurs collections à des fins scientifiques. Il est prévu en fin d’année le rapatriement de la collection historique de l’observatoire de Greenwich par exemple. Il est aussi prévu la mise en ligne des numérisations pour la communauté professionnelle et le grand public, avec notamment le lancement d’une campagne de science participative prochainement !