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, 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).

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.

La durée d’une éclipse totale de Lune dépend de plusieurs paramètres :

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.

La phase de totalité de l’éclipse, pendant laquelle le disque lunaire restera dans l’ombre de la Terre, sera de 58 min. Au maximum de l’éclipse, la quantité de diamètre lunaire éclipsée (soit la grandeur de l’éclipse) sera de 1,151. Cette grandeur augmente avec la proximité de la Lune par rapport au centre de l’ombre.

Paramètres de l’éclipse

• Grandeur : 1,151
• Rayon du cône d’ombre : 0,6985°
• Rayon du cône de pénombre : 1.23607°
• Durée de la totalité : 0 h 58 min 23 s
• Durée de la phase partielle : 3 h 27 min 14 s
• Durée de la phase de pénombre : 5 h 38 min 40 s

À l’instant du maximum, la Lune se trouvera dans la constellation du Lion.

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	8 h 44 min 25 s	− 129° 35′ 27,7″	7° 7′ 55,4″	104,30°
Entrée dans l’ombre	9 h 50 min 4 s	− 145° 30′ 11,6″	6° 50′ 57,5″	96.19°
Début de la totalité	11 h 04 min 30 s	− 163° 32′ 43,8″	6° 31′ 41,9″	243,08°
Maximum de l’éclipse	11 h 33 min 43 s	− 170° 37′ 44,0″	6° 24′ 07,9″	208,19°
Fin de la totalité	12 h 02 min 53 s	− 177° 42′ 02,3″	6° 16′ 34,4″	173,37°
Sortie de l’ombre	13 h 17 min 18 s	164° 15′ 29,6″	5° 57′ 16,5″	320,26°
Sortie de la pénombre	14 h 23 min 05 s	148° 18′ 23,2″	5° 40′ 11,8″	312,13°

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 3 mars 2026 appartient à une série comportant 71 éclipses successives, dont elle sera la 27^e.

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 cuivré 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. 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.

Toute la phase de totalité est visible sur l’océan Pacifique, sur le nord-ouest de l’Amérique, le nord-est de l’Asie et l’est de l’Australie. Elle est visible en partie sur une grande partie de l’est de l’Asie et l’ouest de l’Amérique du Nord. Toutes les phases seront visibles en Nouvelle-Zélande et sur une grande partie des îles du Pacifique, notamment en Polynésie et en Nouvelle-Calédonie, dont à Nouméa. Elle n’est pas visible en France métropolitaine.

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

Il ne sera pas visible à l’œil nu, mais un troisième acteur sera présent et tout proche : la huitième et dernière planète de notre Système solaire sera positionnée à 20ʹ d’arc à l'ouest (à droite) de Vénus. Saturne, quant à elle, sera située à un peu plus d’un degré à l’est (à gauche) de Vénus. L’ordre des intervenants sur l’écliptique sera donc, en partant du Soleil, Neptune, Vénus et Saturne qui ferme la marche.

L’observation de ce rapprochement sera toutefois un challenge, car le maître de cérémonie qui orchestre le bal, le Soleil, ne sera pas très loin de la scène qui nous intéresse, une vingtaine de degrés tout au plus. La conséquence première de cette proximité est que les trois planètes vont baigner dans les lueurs du crépuscule ; la seconde qu’elles se coucheront quasiment ensemble un peu plus d’une heure après l’astre du jour.

L’acte 1 du phénomène sera le coucher de notre étoile : cet évènement aura lieu, suivant la position de l’observateur, aux alentours de 18h45 TLF.

À instant, le ciel est encore trop brillant pour espérer voir à l’œil nu un des acteurs du rapprochement. Toutefois, en s’aidant d’une paire de jumelles, et en balayant les lueurs du couchant en haut à gauche du point de coucher solaire, on devrait assez vite découvrir la planète Vénus, qui brille à la magnitude -3,9.

Pour l’acte 2, on disposera d’une petite heure seulement pour admirer le rapprochement. Vers 19h15, une paire de jumelles, ou mieux encore une petite lunette ou un télescope devrait permettre de capturer Saturne (magnitude 1). Pour Neptune, le défi va être autrement plus compliqué, car au fur et à mesure que l’on attend que le ciel s’assombrisse, le trio se rapproche de l’horizon ouest, souvent obscurci par les brumes. Sa magnitude de 8 ne va pas aider. Toutefois, sa grande proximité avec Vénus pourrait aider à la repérer. Dans cet exercice pour trouver Neptune, une lunette ou un télescope de 100 ou 150 mm semble un minimum requis.

Le temps d’observation étant relativement court, on recherchera un horizon ouest bien dégagé ; on évitera aussi les milieux urbains aux horizons souvent encombrés (arbres, immeubles…) et pollués.

Acte 3 : du fait de la proximité des trois astres, le trio disparaitra sous l’horizon à quelques minutes d’intervalle, aux alentours de 19h50 TLF.

Cette observation sera l’occasion de resituer l’immensité de notre espace interplanétaire que la vision à l’œil nu, en deux dimensions sur le ciel, ne permet pas d’appréhender. Ce soir-là, Vénus sera à 1,64 au de la Terre, Saturne à 10,44 au et Neptune 30,83 au !

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

Pour simplifier, la Terre décrit dans l’espace une orbite que l’on peut assimiler à un grand cercle. Le plan de cette orbite est appelé le plan de l’écliptique. Comme tout dépend du point de vue adopté, on peut tout aussi bien considérer que le Soleil décrit cette même orbite autour d’une Terre supposée fixe.

Par ailleurs, la Terre est inclinée dans l’espace : son axe de rotation n’est pas perpendiculaire au plan de son orbite, le plan de l’écliptique. En revanche, il est, par définition, perpendiculaire au plan de l’équateur terrestre, appelé plan équatorial céleste. Les deux plans – plan de l’écliptique et plan équatorial céleste – sont donc inclinés entre eux.

L’équinoxe correspond précisément à l’instant où le Soleil se situe à l’intersection de ces deux plans fondamentaux. Autrement dit, lors des équinoxes, le Soleil se trouve dans le plan de l’équateur céleste. Comme il n’existe 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 uniques et indépendants du lieu d’observation sur Terre.

Lors des équinoxes, si l’on néglige la réfraction atmosphérique, la durée du jour est égale à celle de la nuit, ce qui explique l’étymologie latine : du mot aequinoctium, formé de aequus (égal) et nox (nuit). À ces moments-là, 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.

Depuis la création du calendrier grégorien (1582), l’équinoxe de printemps tombe le 19, 20 ou 21 mars. Aux XIX^e et XX^e siècles, il est toujours tombé le 20 ou le 21 mars. Dans le passé, il est tombé le 19 mars en 1652, 1656, 1660, 1664, 1668, 1672, 1676, 1680, 1684, 1685, 1688, 1689, 1692, 1693, 1696, 1697, 1780, 1784, 1788, 1792 et 1796. Il tombera de nouveau le 19 mars en 2044.

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

Conformément à l’arrêté du 3 avril 2001 du Ministère de l’Economie, des Finances et de l’Industrie, relatif à l’heure légale française, la période d’heure d’été pour l’année 2026 commence le dernier dimanche de mars à 2 heures du matin en Temps légal français (1 h UTC + 1 h).

L’horloge parlante, située à l’Observatoire de Paris, a cessé de diffuser l’heure légale française le 1^er juillet 2022, mettant fin à un service de plus de 89 ans. Si l’horloge parlante disparaît, d’autres techniques de transfert de temps beaucoup plus performantes demeurent : Outil de diffusion et synchronisation de l’heure légale

Décalage horaire

Le choix du méridien de Greenwich comme méridien origine et le découpage de la surface terrestre en 24 fuseaux horaires de 15° datent de la conférence internationale de Washington de 1884. Le temps moyen du méridien origine, le Greenwich Mean Time (GMT) sera remplacé en 1976 par une nouvelle dénomination : le Temps universel UT, suivi de différentes variantes. Actuellement, 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. L’Europe est couverte par trois zones horaires définies par un décalage constant avec UTC.

Le tableau suivant donne ces trois zones :

Zone	Décale horaire	Nom civil	Nom militaire
Z	UTC	WET (Western European Time)	Zulu
A	UTC + 1 h	CET (Central European Time)	Alpha
B	UTC + 2 h	EET (Eastern European Time)	Bravo

Chaque pays européen a choisi, en fonction de sa longitude, une zone horaire. Chaque pays utilise en plus une heure d’été. Cela se traduit, en période d’été, par un décalage horaire d’une heure supplémentaire par rapport à la zone horaire choisie. Afin de faciliter les relations entre pays, les pays de l’Union européenne effectuent leurs passages aux heures d’été et d’hiver, 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, la Norvège pour les régions dénommées Svalbard et Jan Mayen ne suivent pas cette règle. En période d’été, les acronymes des noms civils deviennent respectivement WEST, CEST et EEST, la lettre S étant l’initial de « Summer ».

Le changement d’heure en dates

La notion de temps coordonnée nous est fournie par la théorie de la relativité, et ne doit pas être confondue avec celle, plus familière, de temps propre. Ce dernier possède une dimension locale et représente le temps qui est physiquement indiqué par une horloge idéale. A contrario, le temps coordonné est purement conventionnel, mais dispose d’une portée globale, c’est-à-dire qu’il est défini et peut être utilisé partout, et par n’importe quel observateur. Deux observateurs distants peuvent ainsi comparer la primauté de leur datation locale respective en convertissant (via une procédure mathématique) leur mesure locale de temps propre dans une même échelle de temps coordonnée.

Dans l’environnement lunaire, trois échelles de temps coordonnés peuvent présenter un intérêt pratique.

• La première, E1, est l’échelle de temps la plus fondamentale ; elle est naturellement donnée par la théorie de la relativité générale : c’est le temps coordonné lunocentrique. La durée d’une seconde de E1 coïncide avec une seconde d’une horloge qui serait située au centre de masse de la Lune ; E1 est ainsi l’analogue pour la Lune du temps coordonné géocentrique.
• La deuxième échelle (E2) est obtenue en appliquant artificiellement un facteur multiplicatif à la durée d’une seconde de E1, de sorte que la seconde de E2 coïncide avec la seconde battue par une horloge au repos sur le géoïde lunaire ; E2 est alors l’analogue pour la Lune du temps terrestre.
• Enfin, la troisième échelle (E3) est elle aussi artificiellement construite en appliquant un facteur multiplicatif à la durée d’une seconde de E1, en s’assurant, cette fois-ci, que la durée d’une seconde de E3 est aussi proche que possible d’une seconde de l’échelle de temps universel coordonné.

L’échelle E2 peut présenter un avantage si plusieurs horloges placées sur la surface de la Lune souhaitent échanger leur mesure. En effet, le temps propre de chaque horloge lunaire restera proche du temps coordonné E2 qui est utilisé pour la comparaison, ce qui masque la procédure mathématique de transformation du temps propre en temps coordonné.

À première vue, E2 est donc la plus avantageuse.

Cependant, la surface de la Lune étant fortement nivelée, une horloge atomique ne se trouvera généralement pas sur le géoïde lunaire ; elle ne battra donc pas la même seconde que E2 et la procédure mathématique de transformation ne pourra pas être évitée en général, tout comme elle ne peut pas être évitée dans le cas des échelles E1 et E3. De plus, E2 et E3 sont des mises à l’échelle de E1, ce qui, dans le cadre de la théorie de la relativité générale, implique de mettre également à l’échelle les masses. Cette mise à l’échelle des paramètres physiques est problématique dans la mesure où la valeur numérique des masses dans les échelles E2 et E3 sera différente de celle qui est naturellement fournie par la théorie de relativité générale, à savoir celle qui est compatible avec l’échelle E1.

En conclusion, puisque la procédure mathématique qui transforme les temps propres en temps coordonnés E1, E2, et E3 ne peut pas être évitée pour des horloges situées sur la surface de la Lune, et parce que E1 n’implique pas de mise à l’échelle des paramètres physiques contrairement à E2 et à E3, les auteurs recommandent d’adopter le temps coordonné lunocentrique (c.-à-d. E1) comme échelle de temps coordonné associée au système de référence lunaire. De plus, dans un futur proche, cette approche sera facilement transposable aux autres corps du système solaire, notamment Mars.

Ma thèse avec Arnaud Landragin au LTE (ex-SYRTE) a porté sur le développement d’un gravimètre quantique compact pour des mesures de terrain au sein de l’équipe Interférométrie atomique et capteurs inertiels. En 2014, nous avons publié un résultat majeur ouvrant la voie à l’utilisation de ces instruments hors des laboratoires.

Les technologies développées dans l’équipe furent transférées par le CNRS à la start-up Muquans qui en a fait un produit commercial, permettant alors d’installer un de ces capteurs sur le volcan Etna, expédition à laquelle j’ai participé personnellement.

J’ai fini par écrire un livre sur le sujet, dans lequel je reviens sur l’aventure humaine et scientifique de l’ascension. La vulgarisation scientifique autour des sujets de la métrologie, des capteurs quantiques et de la géophysique y tient une bonne place. Le roman est sorti le 20 février en librairie, aux éditions Transboréal.

Aujourd’hui, le déploiement de gravimètres quantiques sur le terrain continue, notamment dans le cadre du projet EQUIP-G, porté par le CNRS et piloté par le LTE.

• Format : 12 × 18 cm – 224 pages
• Éditeur : Transboréal
• ISBN : 978-2-36157-366-9

12 août 2026 : Totale, la « nuit d’été » au ras du soir

En plein cœur de l’été, le Soleil s’apprête à faire un vrai numéro de disparition. La bande de totalité traverse le nord de l’Espagne (et passe aussi par l’Islande) : là, pendant environ 1 à 2 minutes selon l’endroit (max ~1 min 50 s dans le nord de l’Espagne, jusqu’à ~2 min 18 s sur la ligne centrale avant d’arriver en Europe), le jour bascule - le ciel bleuit, l’air fraîchit, et la couronne solaire apparaît comme un halo vivant autour d’un disque noir. Et tout cela arrive vite : l’ombre avance à environ 3429 km/h, comme une vague sombre qui déferle sans bruit. En France, ce sera une éclipse partielle en soirée, parfaite à observer au retour de la plage ou d’un pique-nique : la lumière devient étrange, comme si quelqu’un avait tourné doucement le variateur du monde. Et pour l’Europe “facile d’accès”, c’est un rendez-vous très attendu : la première éclipse visible depuis l’UE continentale depuis 1999, le retour d’un grand spectacle tout près de chez nous.

2 août 2027 : Totale, la grande « longue »

Un an plus tard, nouveau coup de théâtre… mais cette fois le matin, quand le ciel est clair et que l’ombre s’avance sur le continent à une vitesse de 2398 km/h. La totalité effleure l’Europe par le sud de l’Espagne, vers l’Andalousie et le détroit de Gibraltar : là, l’obscurité peut durer plusieurs minutes (jusqu’à près de 5 minutes dans les meilleurs secteurs : 4 min 49 s à Ceuta, plus de 4 min 30 s à Tarifa), assez longtemps pour sentir le silence se faire et pour voir l’horizon prendre des couleurs de crépuscule sur 360°. Plus loin sur son trajet (notamment vers l’Égypte), l’éclipse atteint un maximum d’environ 6 min 23 s - deuxième plus longue éclipse totale du XXIᵉ siècle et la plus longue sur des terres facilement accessibles, celle dont on dit qu’elle laisse « le temps de regarder », comme si le temps, lui aussi, se regardait : le temps d’être surpris, le temps de comprendre, le temps d’avoir la chair de poule. En France, on la verra partielle, comme un croissant qui grignote le Soleil, mais l’événement, lui, se joue à quelques heures de route. Et pour dépasser cette durée, il faudra attendre très longtemps, près d’un siècle : la prochaine totale plus longue est annoncée pour le 3 juin 2114, avec 6 min 32 s au maximum, avant la très longue du 13 juin 2132, approchant la durée maximale d’une éclipse totale lorsque toutes les conditions célestes optimales sont réunies, soit 7 min.

26 janvier 2028 : Annulaire, l’« anneau de feu » au crépuscule

Dernier acte, en plein hiver : pas une nuit en plein jour, mais un bijou céleste. Le 26 janvier, la Lune se place juste devant le Soleil sans le recouvrir totalement : elle laisse un anneau lumineux, fin, net, presque irréel - le fameux « ring of fire ». La bande annulaire survole à nouveau le Portugal et l’Espagne (avec un passage vers Gibraltar et le nord du Maroc) et, magie supplémentaire, le phénomène se produit en fin d’après-midi : un spectacle de crépuscule, où l’anneau peut durer plusieurs minutes, avec un maximum mondial d’environ 10 minutes, très rare pour une annulaire et donc exceptionnelle à ce titre (la durée maximale “théorique” d’une éclipse annulaire est d’environ 12 min 35 s). Ici, la lenteur relative de l’ombre fait partie de la magie : près de 1709 km/h - et c’est aussi l’une des raisons majeures pour lesquelles l’anneau peut s’attarder si longtemps. En France, ce sera une partielle : un avant-goût. Mais sur l’Ibérie, avec un horizon bien dégagé, on pourra voir le Soleil porter sa bague - comme si le ciel signait, en lumière, la fin de cette trilogie.