Vénus est la deuxième des quatre planètes telluriques. Elle s’intercale entre la première planète, Mercure, et la troisième, la Terre. On dit parfois que Vénus est la sœur jumelle de la Terre. C’est vrai en ce qui concerne sa taille (diamètre à l’équateur d’environ 12 100 km pour Vénus, 12 750 pour la Terre) et sa masse très similaire aussi à celle de la Terre. Dernier point commun, la présence d’une atmosphère dense autour de chacune des planètes. Puis la similitude s’arrête là, car pour le reste, Vénus est plutôt un enfer comparé à notre planète. Alors que la Terre offre des conditions physico-chimiques ayant permis l’éclosion, puis l’épanouissement de la vie, celles qui règnent sur Vénus semblent totalement incompatibles avec toute forme de vie : il fait environ 450 °C à sa surface. Cette fournaise est due à sa proximité au Soleil (orbite située à environ 108 millions de kilomètres de notre étoile, 150 millions pour la Terre) et surtout à la présence d’une atmosphère très dense principalement constituée de dioxyde de carbone (CO₂), dont l’effet de serre, aujourd’hui bien connu, capture l’énergie du Soleil. Les hautes couches nuageuses de son atmosphère sont de couleur claire, ce qui lui offre un albédo de 77 % (34 % pour la Terre) à l’origine de son éclat important vu depuis la Terre.

Jupiter est la plus imposante planète de notre système solaire. Si, en diamètre, elle est dix fois plus petite que le Soleil, elle est aussi onze fois plus grosse que la Terre. C’est la première des quatre planètes gazeuses, puisqu’elle est suivie de Saturne, Uranus et Neptune. Comme Saturne, Jupiter a une composition chimique très proche de celle du Soleil, ce qui a permis de comprendre qu’il s’agit d’un embryon d’étoile qui n’a pas pu s’allumer en raison d’une masse insuffisante. Avec une masse supérieure, des réactions nucléaires se seraient produites dans son cœur et le Système solaire aurait été constitué d’une étoile double entourée d’un cortège planétaire forcément très différent de celui que nous connaissons aujourd’hui. À lui tout seul, Jupiter est un petit système solaire en réduction, puisqu’on lui connaît aujourd’hui près de 120 satellites (lunes). Sa surface constituée de nuages d’altitude est très tourmentée. On y a observé des vents de 500 km/h et des courants contraires, ce qui provoque un aspect continuellement changeant. Ces variations sont visibles dans un instrument d’amateur. Par sa masse très importante, Jupiter a grandement influencé son environnement proche. On sait par exemple que la ceinture d’astéroïdes positionnée entre Mars et la planète géante est constituée de débris rocheux qui n’ont pas pu s’agglomérer, du fait des perturbations gravitationnelles engendrées par Jupiter, pour former une planète. En d’autres termes, si Jupiter avait été positionnée plus loin du Soleil, il est fort probable que le Système solaire compterait une cinquième planète rocheuse qui orbiterait au-delà de la planète Mars.

La conjonction qui nous intéresse aura lieu peu avant l’aube du mardi 12 août 2025 et sera bien visible jusqu’aux premières lueurs du jour. Les deux planètes, positionnées au milieu de la constellation des Gémeaux, seront séparées par moins d’un degré. Avec des magnitudes de − 4 pour Vénus et − 1,9 pour Jupiter, aucun problème pour les trouver : les deux astres étincèleront au-dessus de l’horizon nord-est. Des jumelles n’apporteront pas grand-chose en termes de détails supplémentaires, sauf peut-être la possibilité de remarquer la présence des satellites galiléens autour de Jupiter (deux à gauche, deux à droite). Un instrument, petite lunette ou télescope, sera par contre très utile, puisque, même modeste, il permettra de voir la phase gibbeuse de Vénus (voir ci-dessous), de mieux détailler la position des satellites joviens ainsi que d’observer les bandes équatoriales sur le disque de la planète géante, et, si le ciel est stable et sans trop de turbulence, d’autres détails.

Plusieurs pluies se produisent au cours de l’année. Leur appellation se rapporte à la constellation en direction de laquelle le radiant (lieu d’où elles semblent provenir) de la pluie se situe : les Quadrantides en janvier (constellation du Bouvier – anciennement Quadrant), les Lyrides en avril (constellation de la Lyre), les Êta aquarides (constellation du Verseau) en mai, les Léonides en novembre (constellation du Lion) et les Géminides en décembre (constellation des Gémeaux).

Les mois d’été étant propices à l’observation du ciel en raison des températures douces et d’une météo généralement plus favorable, une pluie appelée « les Perséides » a été largement popularisée. La pluie des Perséides est active de mi-juillet à début septembre, mais le pic aura lieu dans la nuit du 12 au 13 août 2025. Au cours de ce pic et dans des conditions favorables (absence de pollution lumineuse), il sera alors possible d’apercevoir quelques dizaines d’étoiles filantes par heure. Alors à vos transats et appréciez le spectacle !

En réalité, le problème est plus complexe. Le barycentre Terre-Lune tourne autour du centre de gravité du Système solaire et la Terre tourne autour du centre de gravité du système Terre-Lune. On doit donc calculer la position du barycentre Terre-Lune dans un repère centré sur le Soleil, puis calculer la position de la Lune par rapport à la Terre et en déduire la position de la Terre par rapport au barycentre Terre-Lune. Cela permet d’obtenir les coordonnées du centre de la Terre par rapport au centre du Soleil et la distance géométrique entre le centre du Soleil et le centre de la Terre.

De plus, l’orbite du barycentre Terre-Lune n’est pas képlérienne, mais subit les perturbations des autres planètes du Système solaire. Cela se traduit par des variations des paramètres de l’ellipse osculatrice, notamment son excentricité et son demi-grand axe, et cela crée une avance de son périhélie (et de son aphélie). Le demi-grand axe tourne de 11,61″ dans le sens direct (un tour en environ 111 600 ans).

La période moyenne de révolution du barycentre Terre-Lune dans un repère tournant avec le demi-grand axe porte le nom de « révolution anomalistique moyenne ». C’est le temps moyen que met le barycentre Terre-Lune pour revenir à une même position dans un repère tournant avec le demi-grand axe. Cette période moyenne est de 365,259 641 34 jours, soit 365 jours 06 h 13 min 53,01 s. Comme l’excentricité et le demi-grand axe ne sont pas constants, les distances Terre-Soleil au périhélie et à l’aphélie varient au cours du temps. De même, le temps qui sépare deux passages consécutifs à l’aphélie (la révolution anomalistique vraie) ne sera pas constant, mais variera autour de la période de révolution anomalistique moyenne.

Enfin notre calendrier, le calendrier grégorien, est construit de manière à suivre les saisons (la « révolution tropique »), c’est-à-dire le mouvement rétrograde de la ligne des équinoxes. Le mouvement du demi-grand axe se faisant dans le sens direct, cela se traduira par des dates des passages à l’aphélie (et au périhélie) qui avanceront dans notre calendrier au cours du temps.

Si l’on prend comme échelle de temps le Temps universel coordonné (UTC), le passage à l’aphélie de la Terre en 2025 tombe le jeudi 3 juillet à 19 h 54 min 43 s UTC (21 h 54 min 43 s en Temps légal français) et sa distance au Soleil est de 152 087 737,601 km, le diamètre apparent du Soleil est alors de 31,4640′.

Le tableau ci-dessous donne les dates des passages à l’aphélie pour les années 2019 à 2030 ainsi que les distances de la Terre au Soleil.

Date UTC	Distance au Soleil	Écart de distance avec le passage précédent	Révolution anomalistique vraie
04/07/2019 à 22 h 10 min 47 s	152 104 285,097 km	8 719 km	363,22502 j
04/07/2020 à 11 h 34 min 44 s	152 095 295,258 km	− 8 990 km	365,55830 j
05/07/2021 à 22 h 27 min 25 s	152 100 527,044 km	5 232 km	366,45325 j
04/07/2022 à 7 h 10 min 44 s	152 098 455,102 km	− 2 072 km	363,36341 j
06/07/2023 à 20 h 06 min 38 s	152 093 250,543 km	− 5 205 km	367,53882 j
05/07/2024 à 5 h 06 min 03 s	152 099 968,251 km	6 718 km	364,37459 j
03/07/2025 à 19 h 54 min 43 s	152 087 737,601 km	− 12 231 km	363,61713 j
06/07/2026 à 17 h 30 min 33 s	152 087 774,317 km	37 km	367,89988 j
05/07/2027 à 5 h 05 min 42 s	152 100 481,194 km	12 707 km	363,48274 j
03/07/2028 à 22 h 17 min 58 s	152 093 128,578 km	− 7 353 km	364,71685 j
06/07/2029 à 5 h 11 min 44 s	152 098 057,276 km	4 929 km	367,28734 j
04/07/2030 à 12 h 57 min 34 s	152 099 543,532 km	1 486 km	363,32350 j

On remarque que la date du passage à l’aphélie évolue sur cette période entre le 3 et le 6 juillet. Les différences de distances entre deux passages consécutifs s’expliquent en partie par le mouvement de la Terre autour du barycentre Terre-Lune, par la phase de la Lune et par la position de la Lune par rapport à son apogée et son périgée. Les autres écarts sont dus à la position du centre du Soleil par rapport au centre de gravité du Système solaire et aux perturbations planétaires sur l’orbite du barycentre Terre-Lune.

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, et qu’elle se trouve proche de l’un des nœuds de son orbite. Dans un repère géocentrique, les nœuds correspondent aux intersections du plan de l’orbite de la Lune avec le plan de l’orbite du Soleil, dénommé écliptique, car c’est lorsque la Lune passe par ce plan qu’il peut se produire des éclipses, de Soleil comme de Lune.

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.

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

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.

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

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.

Paramètres de l’éclipse totale de Lune du 7 septembre 2025

• Grandeur : 1,36214
• Rayon du cône d’ombre : 0,73657°
• Rayon du cône de pénombre : 1,26547°
• Durée de la totalité : 1 h 22 min 08 s
• Durée de la phase partielle : 3 h 29 min 28 s
• Durée de la phase de pénombre : 5 h 26 min 43 s

Carte de visibilité et observation de l’éclipse totale de Lune du 7 septembre 2025

La carte ci-dessus est centrée sur la zone de visibilité. De chaque côté se trouvent deux zones d’invisibilités. Pour les éclipses totales de Lune, 6 courbes sont tracées :

• Entrée dans la pénombre (P1) : instant du premier contact extérieur avec le cône de pénombre (grands pointillés).
• Entrée dans l’ombre (O1) : instant du premier contact extérieur avec le cône d’ombre (petits pointillés).
• Début de la totalité (T1) : instant du premier contact intérieur avec le cône d’ombre (trait plein).
• Fin de la totalité (T2) : instant du dernier contact intérieur avec le cône d’ombre (trait plein).
• Sortie de l’ombre (O2) : instant du dernier contact extérieur avec le cône d’ombre (petits pointillés).
• Sortie de la pénombre (P2) : instant du dernier contact extérieur avec le cône de 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 à ceux où la Lune se couche. Pour chaque phase, les lieux situés à l’ouest d’une courbe rouge ne voient pas la phase, car la Lune n’est pas encore levée, alors que ceux situés à l’est la voient, 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, alors que ceux situés à l’ouest la voient, car la Lune n’est pas encore couchée.

La phase de totalité de l’éclipse de Lune du 7 septembre 2025 sera visible depuis l’Asie, l’Australie, l’Afrique de l’Est et une partie de l’Europe, dont la France métropolitaine.

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 comparable à celui du Soleil. Un observateur situé à la surface de la Terre peut ainsi observer plusieurs types d’éclipses de Soleil :

• l’éclipse totale, lorsque la surface du Soleil est complètement occultée par la Lune et que le diamètre apparent de la Lune est supérieur à celui du Soleil ;
• l’éclipse annulaire, lorsque la surface du Soleil n’est pas complètement occultée par la Lune et que le diamètre apparent de la Lune est inférieur à celui du Soleil ;
• l’éclipse partielle, lorsqu’une partie seulement du Soleil est occultée par la Lune.

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 en raison 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.

Pour en savoir plus sur les éclipses et les autres phénomènes d’occultations, explorer le module interactif « Occultations, éclipses, passages ».

Comment observer une éclipse sans danger ?

Paramètres de l’éclipse partielle de Soleil du 7 septembre 2025

• Grandeur : 0,85551
• Durée de l’éclipse : 4 h 24 min 01 s
• Rayon de la Terre : 6 378,137 km
• Rayon du Soleil : 695 700 km

Visibilité de l’éclipse partielle de Soleil du 7 septembre 2025

Lors de cette éclipse, l’ombre de la Lune ne viendra pas à la rencontre de la Terre. Nous ne pourrons donc assister nulle part sur Terre à une éclipse totale. Cette éclipse sera partielle, seule la zone de pénombre recouvrira donc une partie du globe terrestre.

La carte ci-dessus est centrée sur la zone de visibilité. Plusieurs courbes sont tracées :

• La limite australe (noir).
• Le commencement (rouge), le maximum et la fin (bleu) au lever du Soleil.
• Le commencement (orange), le maximum et la fin (vert) au coucher du Soleil.

Les circonstances générales d’une éclipse correspondent aux différentes phases de l’éclipse. Ces phases sont liées aux mouvements relatifs du Soleil, de la Lune et de la Terre. Elles correspondent chacune à un instant particulier et à un lieu unique sur Terre.

• P1 correspond à l’instant du commencement de l’éclipse générale.
• P4 correspond à l’instant de la fin de l’éclipse générale.
• M correspond à l’instant du maximum de l’éclipse, c’est-à-dire lorsque la grandeur de l’éclipse est maximale.

À travers une collaboration internationale inédite, dix horloges atomiques de nouvelle génération ont été comparées simultanément dans six pays, grâce à des réseaux de fibres optiques et des liaisons satellites. Cette avancée marque une étape déterminante vers la création de futures échelles de temps fondées sur les horloges optiques, ouvrant de nouvelles perspectives en astronomie, en géodésie, et pour la métrologie temps-fréquence.

Le contexte et la problématique

La nouvelle génération d’horloges atomiques, dites « optiques », dépasse de plusieurs ordres de grandeur la précision des standards actuels. Leurs performances ouvrent la voie à de nouveaux champs scientifiques, comme la géodésie chronométrique – une méthode de mesure de différence d’altitude par différence de rythme des horloges distantes – ou encore l’amélioration des systèmes de référence spatiotemporels, essentiels à de nombreux services scientifiques et systèmes d’observation, de la Terre et de l’espace. Mais leur extrême stabilité rend les méthodes classiques de comparaison d’horloges obsolètes.

La méthode

Pour surmonter cette limite, les chercheurs s’appuient sur des liaisons par fibre optique, où la lumière se propage de manière symétrique dans les deux sens, permettant une comparaison fidèle et ultra-précise d’horloges éloignées de milliers de kilomètres. Dans ce travail collaboratif sans précédent, dix horloges réparties dans six pays ont été reliées par ces réseaux avancés ainsi que par des liaisons satellites à l’état de l’art, afin d’être comparées simultanément.

Les résultats

Au total, 38 rapports de fréquence entre horloges optiques ont été mesurés, certains pour la toute première fois, avec des incertitudes record. Il s’agit de la comparaison la plus vaste et la plus précise jamais réalisée dans le domaine. Ces résultats constituent une avancée majeure vers la création des premières échelles de temps optiques, et l’adoption des horloges optiques comme base du Temps atomique international (TAI).

Les perspectives

En astronomie multi-messager, ces futures échelles de temps optiques permettront de déceler des écarts temporels infimes entre les temps d’arrivée de différents messagers détectés à des sites distants. La capacité à générer et diffuser ces nouvelles références de temps et de fréquence permettront de cartographier dynamiquement le champ de gravité terrestre via la géodésie relativiste et améliorera la précision des observations VLBI.

Vesta est un corps primitif, une protoplanète, qui orbite dans la ceinture principale d’astéroïdes située entre Mars et Jupiter. C’est le deuxième plus gros corps avec un rayon moyen de l’ordre de 270 km. Une récente étude, parue dans la revue Nature, et dont l’un des auteurs est membre du LTE, révèle une structure interne inattendue qui ouvre de nouveaux scénarios de formation pour ce corps.

Du 16 juillet 2011 au 5 septembre 2012, la mission spatiale Dawn de la NASA s’est mise en orbite autour de cet astéroïde pour effectuer des mesures de géodésie à partir de l’expérience de radioscience, et de la caméra à bord.

L’expérience de radioscience consiste à mesurer le décalage Doppler (variation de la fréquence) et le temps mis par le signal radio de télécommunication entre une sonde en orbite autour d’un autre corps et une antenne terrestre. De ces mesures, il est alors possible d’extraire la vitesse de la sonde le long de la ligne de visée ainsi que sa distance par rapport à la Terre. Ces informations servent ensuite à déterminer la trajectoire de la sonde autour du corps. La trajectoire perturbée de la sonde dépend du champ gravitationnel de Vesta qui est ainsi déduit.

Les images issues de la caméra ont permis non seulement de montrer une surface cratérisée, mais aussi de reconstruire la forme globale de l’astéroïde. Celle-ci correspond à un ellipsoïde aplati suivant une forme d’orange. En combinant les données de topographie, du champ gravitationnel et du mouvement de rotation, les auteurs de l’article ont pu étudier les propriétés de Vesta afin d’en savoir plus sur son intérieur.

La mesure du mouvement de rotation, extraite à partir des images successives de la surface, s’est révélée particulièrement précieuse, car elle a permis, en combinaison avec les données du champ gravitationnel, de déterminer le moment d’inertie de Vesta.

À quoi correspond le moment d’inertie d’un astre et pourquoi est-il intéressant de le connaître ?

Le moment d’inertie est une quantité physique qui représente la résistance d’un corps aux couples de force et qui dépend de la distribution de masse à l’intérieur d’un corps. Cette quantité influence donc le mouvement de rotation. Par exemple, lorsqu’un patineur sur glace tourne sur lui-même avec les bras tendus vers l’extérieur et qu’il ramène ses bras le long de son corps, il diminue son moment d’inertie et en même temps augmente sa vitesse de rotation (par conservation du moment cinétique). Par analogie, la mesure de la vitesse de rotation permet de déterminer le moment d’inertie de Vesta et ainsi de comprendre la répartition de masse à l’intérieur de celui-ci. Si son inertie est faible, il y aura alors une concentration de masse plus forte vers son centre. Si elle est élevée, la masse sera alors répartie plus uniformément dans le corps.

À partir de la distribution de masse à l’intérieur du corps et avec les données du champ gravitationnel et de topographie, les auteurs de l’étude ont pu déduire un profil de densité réaliste. Ils ont montré que l’intérieur de Vesta serait moins différencié que ce que l’on attendait. Le noyau de Vesta serait environ deux fois plus petit que ce qui était prédit dans les études précédentes et son manteau est donc plus épais et plus dense.

Deux hypothèses sur la formation de Vesta sont alors proposées pour expliquer ces résultats inattendus.

La première hypothèse avance l’idée que Vesta se soit formée plus tardivement, ne laissant pas le temps à l’intérieur de Vesta de se différencier complètement.

La seconde hypothèse propose que Vesta soit le reste d’un corps plus gros, résultat d’une collision catastrophique. Cette hypothèse serait intéressante, car elle permettrait de penser que des protoplanètes plus grosses ont pu exister et que l’effet de collision a pu être important lors de la formation primordiale.

Vesta n’est pas une planète naine, car selon les définitions de l’Union astronomique internationale (UAI), la forme d’une planète naine correspond à l’équilibre hydrostatique, or ce n’est pas le cas de Vesta dont les hémisphères nord et sud ne sont pas symétriques. L’hémisphère sud présente des cratères issus de deux collisions majeures. Vesta serait donc le vestige d’une planète naine dont le processus de formation aurait été interrompu.

La méthode employée peut s’appliquer à l’ensemble des astéroïdes et petits corps, ce qui nous réserve sans nul doute encore de nombreuses surprises !

Lire le 6^e épisode : « Temps mesurés, temps démesurés – III »

Cette mesure a très vite permis d’organiser la société. Pour cela, les hommes ont créé des dispositifs de plus en plus ingénieux pour mesurer le temps à l’aide de phénomènes physiques bien choisis. Les liens entre la mesure du temps et l’astronomie sont d’ailleurs des plus anciens. C’est pour cette raison que la mesure du temps et la mesure de l’espace ont souvent été regroupées dans les observatoires astronomiques. Et cette intrication de l’espace et du temps est encore plus prégnante dans le cadre de la théorie de la relativité d’Einstein. Ce feuilleton est donc dédié à la mesure du temps, à la suite de celui consacré à la mesure du ciel.

Du 31 juillet au 4 août, il sera possible de voir le Soleil se coucher sous l’arche de l’Arc de Triomphe vue depuis l’avenue des Champs-Élysées. Il s’agit de la deuxième période favorable de l’année après celle autour du 8 mai.

Cette fois, le Soleil est un peu plus bas sur l’horizon chaque soir et donc les meilleurs endroits pour l’observation sont plutôt en haut de l’avenue en début de période et en bas de l’avenue en fin de période. C’est généralement aux environs du rond-point des Champs-Élysées que le phénomène est le plus intéressant, car la taille apparente du Soleil est très proche de la taille apparente de l’arche, le Soleil semblant s’y caler parfaitement.

Même si l’alignement est visible partout le long de l’avenue, nous distinguons ici deux endroits pour le calcul du passage du Soleil sous l’Arc de Triomphe : la place de la Concorde et le rond-point des Champs-Élysées. Les horaires sont donnés à la minute, car ils peuvent varier de plusieurs secondes suivant votre position. Pour rappel, dans la perspective, le haut de l’arche de la Défense est également visible et peut donc parfois barrer le Soleil.

Depuis la place de la Concorde

• 3 août à 19 h 14 UTC (Soleil en haut de l’arche) ;
• 4 août à 19 h 15 UTC (Soleil au milieu de l’arche) ;
• 5 mai à 19 h 06 UTC (Soleil en bas de l’arche).

Depuis le rond-point des Champs-Élysées

• 31 juillet à 19 h 12 UTC (Soleil en haut de l’arche) ;
• 1^er août à 19 h 13 UTC (Soleil au milieu de l’arche) ;
• 2 août à 19 h 14 UTC (Soleil en bas de l’arche) ;

Il est aussi possible de voir le passage du Soleil plus haut dans l’avenue les soirs précédents, mais le Soleil est d’apparence plus petite par rapport à l’arche.

Les jours les plus favorables sont donc les 3 et 4 août pour la place de la Concorde et le 31 juillet et 1^er août pour le rond-point des Champs-Élysées.

Rappelons que ce label est décerné par une association, l’International Dark-Sky Association (IDA), basée aux États-Unis, et dont la mission est de préserver et de protéger l’environnement nocturne, ainsi que l’héritage d’un ciel sombre grâce à un éclairage extérieur respectueux de l’environnement. Le label récompense des territoires dont la qualité du ciel étoilé est restée exceptionnelle et qui mettent en valeur leur ciel nocturne à des fins scientifiques, éducatives, culturelles, touristiques ou dans un but de préservation du patrimoine naturel.

À ce jour, il existe 24 lieux labellisés sur toute la planète, dont désormais 7 sont situés en France, à savoir :

• Le parc national des Pyrénées, qui inclut l’observatoire du pic du Midi et qui fut le premier label en France en 2013 ;
• Le parc national des Cévennes (2018) ;
• Le parc national du Mercantour (2019) ;
• Le parc régional de Millevaches (2021) ;
• Le parc naturel régional du Vercors (2023) ;
• Le parc naturel régional des Landes de Gascogne en février 2025 ;
• Le parc naturel régional du Morvan en mai 2025.

Situé au cœur de la Bourgogne, le Morvan est un vieux massif hercynien dont l’extrémité sud, soulevée par le plissement alpin, culmine à environ 900 m d’altitude. Le parc naturel régional a été créé il y a 55 ans. Il est essentiellement recouvert de forêts et de prairies, l’ensemble étant situé en moyenne montagne. Il s’agit d’un territoire faiblement peuplé, la population se répartissant entre petites villes, villages ou des hameaux isolés. Au niveau économique, les principales activités de la région sont le tourisme, l’agriculture et la sylviculture.

La RICE du Morvan est située dans la partie sud du parc naturel régional et couvre 1 297 km², dont 50 communes. Il comprend une zone centrale de 455 km², dont 16 communes, composée de plusieurs zones naturelles protégées : une zone Natura 2000, une réserve biologique intégrale (gorges de la Canche), une réserve naturelle régionale (sources de l’Yonne, étang de Préperny et tourbières), des zones naturelles d’intérêt écologique, faunistique et floristique (ZNIEFF 1 et 2). On y trouve également des sites culturels comme le centre archéologique européen de Bibracte et un réseau d’écomusées.

Les informations fournies par les syndicats d’énergie qui gèrent l’éclairage nocturne, complétées par des données photographiques satellites nocturnes, ont permis à DarkSkyLab (bureau d’études spécialiste de la pollution lumineuse et de l’éclairage artificiel) de créer des cartes de simulation de pollution lumineuse. Les mesures de la qualité du ciel zénithal par des capteurs SQM à enregistrement continu (Ninox) ont permis de valider et de surveiller la qualité du ciel nocturne : la luminance zénithale moyenne est de 21,6 mag/arcsec² dans la zone centrale. Une attention particulière a été portée à l’extinction de l’éclairage en milieu de nuit, atteignant 99,8 % des points lumineux éteints en moyenne entre 22 h et 6 h.

Ce label est une belle récompense pour le parc et pour tous les acteurs engagés dans le projet. Il valide les efforts accomplis depuis plusieurs années et fait connaître une région propice à la découverte d’un ciel noir. Rappelons qu’environ 98 % de la population française, essentiellement urbaine, ou péri-urbaine, ne dispose pas d’un ciel noir.

Conscients du nouvel atout offert par ce label, les acteurs touristiques locaux (hébergements, structures permettant des observations du ciel) mettent en avant cette opportunité en l’intégrant dans leur communication et dans leur offre.

Une très bonne nouvelle pour les amateurs d’une nature préservée, et plus encore pour les observateurs exigeants à la recherche d’un ciel pur et noir.