Pour connaître le détail de ce que vous pourrez observer selon votre localisation, vous pouvez vous rendre sur le portail web des formulaires de calcul d’éphémérides du LTE et choisir votre localisation pour obtenir les circonstances locales de l’éclipse.

Voici par exemple celles de Paris :

Depuis Paris, les observateurs ne verront ni le début de l’éclipse (P1), ni le début de la totalité (T1). La Lune ne sera visible qu’après le maximum de l’éclipse (M) lorsqu’elle se lèvera à l’est.

La lumière crépusculaire du Soleil couchant n'empêchera pas de voir le phénomène, même si elle en atténuera le contraste. La fin du crépuscule marquera la fin de la totalité, et nous permettra d’observer dans l’obscurité et assez haut sur l’horizon, la sortie de l’ombre.

Quelles seront les possibilités d’observation en d’autres lieux ?

• L’éclipse sera visible en totalité sur tous les territoires de l’océan Indien (l’île Maurice, La Réunion, les Seychelles, les Maldives et les terres australes et antarctiques françaises).
• En Nouvelle-Calédonie, l’éclipse sera visible en seconde partie de nuit (du 7 au 8 septembre). Les premières phases de l’éclipse ainsi que la phase de totalité y seront observables. La Lune se couchera ensuite à l’ouest.
• À Tahiti, seul le tout début de la phase par la pénombre sera possiblement visible, mais quasiment inobservable.
• La phase de totalité sera aussi entièrement visible depuis : l’Asie et l’océan Indien. Elle sera visible seulement en partie depuis l’océan Atlantique, l’Europe, l’Afrique, l’ouest de l’océan Pacifique, l’Australie.

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 :

• P1 : instant du premier contact extérieur avec le cône de pénombre (grands pointillés).
• O1 : limite de la région où l’on observe l’entrée dans l’ombre (petits pointillés).
• (T1) : instant du premier contact intérieur avec le cône d’ombre (trait plein).
• (T2) : instant du dernier contact intérieur avec le cône d’ombre (trait plein).
• O2 : instant du dernier contact extérieur avec le cône d’ombre (petits pointillés)..
• 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 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.

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.

Ce maximum correspond à l'instant où la distance entre le centre de la Lune et le centre du cône d'ombre est minimale. 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. Elle prend alors une teinte plus ou moins rouge et plus ou moins intense en fonction de la distance du centre de la Lune au centre de l'axe du cône d'ombre.

Pourquoi la Lune devient teintée de rouge ?

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.

L’absorption atmosphérique produite par la diffusion de la lumière solaire par les molécules et les aérosols de l'air qui entoure la Terre est très sensible à la longueur d'onde. La lumière bleue est donc plus absorbée que la lumière rouge et l’absorption croît avec la largeur de la couche atmosphérique traversée. C’est d’ailleurs le même phénomène ce qui explique le rougeoiement du ciel au coucher du Soleil.

Dans le cas d'une éclipse de Lune ce sont les rayons passant à faible altitude qui traversent la plus grande largeur de l'atmosphère. Leur lumière bleue étant absorbée, il reste les rayons de lumière rouge qui ne sont pas absorbés par l’atmosphère mais réfractés vers le centre du cône. Le degré d'absorption par l’atmosphère dépendra également des conditions météorologiques.

L'intensité lumineuse au centre du cône dépend également de la distance Terre-Lune et les éclipses totales de Lune proches du périgée sont toujours plus sombres que les éclipses totales proches de l'apogée. Au maximum de l'éclipse la luminosité baisse également, car le phénomène de réfraction est également la cause d'un phénomène d'atténuation qui diminue la luminosité de la Lune éclipsée lorsque l'on s'approche du centre du cône d'ombre.

Quelles sont les conditions pour qu’une éclipse ait lieu ?

Une éclipse de Lune se produit toujours à la pleine lune, lorsque la Lune se trouve en opposition au Soleil vis-à-vis de la Terre. La Lune passe alors 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.

Mais cela ne se produit pas à chaque pleine lune. Il faut également que la Lune se trouve proche de l’un des deux nœuds de son orbite. La ligne des nœuds correspond à l’intersection du plan de l’orbite de la Lune et du plan de l’orbite de la Terre autour du Soleil, ce plan est nommé écliptique. Lors de sa révolution autour de la Terre, la Lune passe deux fois dans la direction de cette ligne, une fois au nœud ascendant et une fois au nœud descendant. La direction Soleil-Terre passe également dans la direction de la ligne des nœuds en moyenne tous les 173,3 jours (cette période porte le nom de saison des éclipses).

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

Paramètres de l’éclipse

• 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

Les phases de l’éclipse

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	15 h 28,2 min	126° 09,4′ E	− 6° 45,4′ S	51,4°	1,53°
Entrée dans l’ombre	16 h 27 min	111° 58′ 06″	− 6° 29′ 25″	45,89°	1°
Début de la totalité	17 h 30 min	96° 34′ 17″	− 6° 11′ 40″	205,9°	0,47°
Maximum de l’éclipse	18 h 11 min	86° 38′ 22″	− 6° 00′ 11″	151,57°	0,27°
Fin de la totalité	18 h 52 min	76° 42′ 09″	− 5° 48′ 41″	97,1°	0,47°
Sortie de l’ombre	19 h 56 min	61° 18′ 09″	− 5° 30′ 49″	257,25°	1°
Sortie de la pénombre	20 h 55 min	47° 08′ 11″	− 5° 14′ 20″	251,78°	1,54°

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.

Pour chaque début et fin de phase on donne l'angle au pôle des points de contact. Les points de contact 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, cela permet de tracer les limites des courbes aux levers- couchers de la Lune en tenant compte de la réfraction atmosphérique et de la parallaxe lunaire.

Remarque : Pour avoir, une bonne approximation des instants des débuts et fins de chaque phase en un lieu quelconque, il suffit d’ajouter le décalage horaire du lieu avec UTC aux instants des différentes phases pour avoir l’heure locale du lieu. Ainsi en France on ajoute 2 h à chaque instant, si la Lune est levée à ces instants l’observation est possible. Pour la Nouvelle-Calédonie, le décalage horaire est de +11 h, on voit bien que le début de l’éclipse a lieu après minuit (26 h 28,4 min, donc 2 h 28,4 min le 8 septembre), donc le lendemain et l’on verra les phases suivantes si elles ont lieu avant le coucher de la Lune le matin à l’ouest. Par contre à Tahiti, le décalage horaire est de −10 h, donc le début de l’éclipse a lieu à 5 h 28,4 min le matin du 7 septembre, peu de temps avant le coucher de la Lune. Le décalage d’un jour avec la Nouvelle-Calédonie s’explique par le fait que les deux îles sont de part et d’autre de la ligne de changement de date.

Voici la suite des événements relatifs à la Lune le 7 septembre 2025.

La série de saros de cette éclipse de Lune

Le saros est une période de récurrence des éclipses de 6585,32 jours correspondant à 223 révolutions synodiques de la Lune, à 242 révolutions draconitiques et à 239 révolutions anomalistiques de la Lune. Elle a la propriété de ramener la pleine lune proche du même nœud de l’orbite lunaire et proche de la même position de la Lune sur son orbite par rapport à la direction de son périgée. Cette période a été nommée, à tort, saros par Edmont 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 18 juin 1304 (les dates antérieures à 1582 sont données dans le calendrier julien) et se termine par l’éclipse par la pénombre du 2 août 2566. Elle se compose de sept éclipses par la pénombre suivies de vingt-trois éclipses partielles par l’ombre, puis de quinze éclipses totales, puis dix-neuf éclipses partielles par l’ombre et se termine par sept 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 7 septembre 2025 est la 41^e éclipse de la série longue. L’éclipse totale de la série qui a la phase de totalité la plus longue est celle du 26 juillet 1953 (1 h 40 min 44 s). Comme l’éclipse de septembre 2025 est postérieure à celle de 1953, la trajectoire de la Lune passe au sud du cône d’ombre et le maximum de l’éclipse a lieu après la pleine lune et avant son passage par le nœud ascendant.

La durée de l’éclipse va dépendre la position de chacun des trois acteurs à savoir le Soleil, la Terre et bien entendu la Lune.

L’orbite terrestre comme l’orbite lunaire sont des ellipses et non des cercles, de ce fait la distance entre elles et l’objet autour duquel elles tournent varie constamment. On appelle la distance maximale l’apogée et la minimale l’aphélie. 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. Mais la Lune n’est pas la seule à se déplacer ! La Terre aussi se déplace et avec elle les cônes d’ombre et de pénombre qu’elle forme en passant devant le Soleil. Ces cônes et la Lune se déplacent dans le même sens (par rapport à la Terre) mais pas à la même vitesse. La durée de l'éclipse dépendra donc en partie de la différence des vitesses entre la Lune et les cônes d'ombre et de pénombre que l’on nomme la vitesse synodique de la Lune.

Elle dépendra aussi de la taille des cônes qui est relative à la distance Soleil-Terre et de la position de la Lune à l’intersection des cônes qui sera plus ou moins centrale. Le sommet du cône d'ombre se situe entre la Terre et la Lune et le sommet du cône de pénombre se situe entre le Soleil et la Terre. La distance entre le sommet du cône d'ombre et le centre de la Terre varie en fonction de la distance Terre-Soleil.

Elle est maximale, environ 231 rayons terrestres, lorsque la Terre est à son aphélie et minimale, environ 221 rayons terrestres, lorsque la Terre est à son périhélie. De même la distance entre le sommet du cône de pénombre et le centre de la Terre dépend de la distance Terre-Soleil, elle est maximale, environ 216 rayons terrestres lorsque la Terre est à son aphélie et elle est minimale, environ 209 rayons terrestres lorsque la Terre est à son périhélie. De même la distance Terre-Lune variant entre 56 et 63,8 rayons terrestres selon la position de la Lune sur son orbite entre une Lune au périgée et une Lune à l'apogée, ce qui modifie l'endroit où elle coupe les cônes d'ombre et de pénombre.

Plus la Lune sera centrale dans le cône d’ombre, plus l’éclipse sera longue.

Pour conclure

La grandeur maximale s'observe dans le cas des éclipses totales centrales périgées (avec la Terre à l'aphélie), mais la durée maximale s'observe pour les éclipses totales apogées (avec la Terre au périhélie). En effet, dans ce cas le diamètre apparent de la Lune est plus petit, mais son mouvement synodique est plus lent.

Le tableau donne les valeurs extrêmes du demi-diamètre apparent du cône d'ombre en tenant compte des corrections de réfraction. Pour ces valeurs on donne également les positions de la Terre et de la Lune, la valeur du demi-diamètre apparent de la pénombre la vitesse synodique de la Lune en secondes de degré par heure, la grandeur de l'éclipse et la durée totale de l'éclipse. Dans ce tableau sL désigne le rayon apparent de la Lune.

Demi-diamètre de l’ombre r	Minimal : 2,61 s	Moyen : 2,69 s	Maximal 2,78 s
Positions de la Lune et de la Terre	17 h 45,8 min	92° 30,1′ E	21° 15,5′ S
Demi-diamètre de la pénombre s	4253″ = 4,82 s	4425″ = 4,75 s	4678″ = 4,65 s
Vitesse synodique de la Lune	1626″/h	1858″/h	2150″/h
Grandeur de l’éclipse	1,805	1,845	1,890
Durée de l’éclipse	~6 h 19 min	~5 h 46 min	~5 h 17 min

L’éclipse du 7 septembre 2025 a lieu trois jours avant le passage de la Lune à son périgée, le diamètre apparent de la pleine lune est donc fort (32,33′). On remarque que la distance entre les limites des cônes d’ombre et de pénombre est 31,74′, donc inférieure au diamètre lunaire, on n’a donc pas une éclipse totale de la Lune dans la zone de pénombre. L’éclipse a lieu avant le passage de la Lune par son nœud ascendant. Durant l’éclipse la Lune se trouve dans la constellation du Verseau.

Inutile de préciser que le phénomène sera difficile à observer. En fonction de votre position en France métropolitaine, l’occultation aura lieu aux alentours (± 3 minutes suivant lieu) de 14 h TLF. Les deux astres seront alors positionnés à 30° à l’ouest (à droite) du Soleil. La nouvelle lune ayant lieu le 21 septembre, soit 48 heures après l’événement, la Lune sera visible sous la forme d’un croissant extrêmement fin et dirigé vers le Soleil. Malgré sa magnitude de − 3,91, Vénus ne sera pas facile à trouver dans le fond de ciel bleu. Certains observateurs très entraînés la trouvent facilement en plein jour. Ils seront grandement aidés par cette aisance. Pour tous les autres, des jumelles seront un allié incontournable. Mais il est certain que l’instrument idéal sera cette fois sans contestation un instrument équipé d’une visée automatique (système Goto). Il suffira de demander à viser la Lune et l’instrument pointera notre satellite en quelques secondes maximum.

Les deux astres seront à rechercher environ 45° au-dessus de l’horizon sud-ouest . Il faudra idéalement localiser les deux objets vers 13 h 45 TLF afin d’admirer le rapprochement et l’inéluctable rencontre. Il s’écoulera environ 22 secondes entre le premier et le dernier contact. Les troisième et quatrième contacts auront lieu (± 3 minutes selon votre position) vers 15 h 20 TLF. Si le phénomène sera accessible et intéressant aux jumelles, il est évident que c’est dans un instrument type petite lunette (60 à 90 mm) ou télescope modeste (115 à 150 mm) équipé d’une monture équatoriale, si possible motorisée, que l’événement sera le plus esthétique, le plus intéressant et le plus confortable à observer.

Qui verra-t-on ?

Vénus est l’astre le plus brillant du ciel après le Soleil et la Lune. On l’appelle aussi l’étoile du Berger, le terme étoile étant impropre et pouvant porter à confusion, puisqu’il ne s’agit pas d’une étoile, comme le Soleil, mais bien d’une planète. Du fait de sa rotation autour du Soleil, elle est visible tantôt le soir, lorsque, vue depuis la Terre, elle est à gauche du Soleil, tantôt le matin, lorsqu’elle est à droite du Soleil, tantôt pas du tout, lorsqu’elle passe entre la Terre et le Soleil ou derrière ce dernier.

Le challenge pourra intéresser les astrophotographes qui auront l’occasion de multiplier les clichés, que ce soit avec des téléobjectifs (image grand champ) ou au foyer de leur lunette ou télescope (image resserrée).

Visibilité de l’éclipse

Cette éclipse est une éclipse polaire sud, elle passe proche du pôle Sud. Elle est visible sur une partie de l’Antarctique, sur une très faible partie de la côte Est de l’Australie, en Tasmanie, en Nouvelle-Zélande, en Nouvelle-Calédonie, sur l’île Norfolk, sur l’île Vanuatu, sur les îles Fidji, à Wallis et Futuna, sur l’île Tonga, sur l’île Samoa, sur les îles Cook et sur le sud de l’océan Pacifique. Comme l’éclipse a lieu aux fortes latitudes sud, la vitesse de la pénombre à la surface de la Terre est rapide. En effet, cette vitesse est égale à la différence entre la vitesse de la pénombre dans l’espace et de la vitesse du sol terrestre. Or la vitesse du sol terrestre diminue lorsque la latitude augmente. Cela explique la faible durée de l’éclipse générale.

Circonstances générales de l’éclipse

Le tableau ci-dessous donne les circonstances générales de l’éclipse (en UTC). Pour avoir l’heure légale en France métropolitaine, ajouter 2 h jusqu’au 26 octobre à 1 h UTC. La durée de l’éclipse générale est de 4 h 24,0 min et sa magnitude est de 0,8552624.

Phases	Instant en UTC	Longitude	Latitude
Commencement de l’éclipse générale	17 h 29,7 min	174° 5,5′ O	13° 58,5′ S
Maximum de l’éclipse	19 h 47,9 min	153° 24,8′ E	61° 3,9′ S
Fin de l’éclipse générale	21 h 53,7 min	61° 16,3′ O	72° 16,2′ S

Le maximum de cette éclipse a lieu cinq jours avant le passage de la Lune à son apogée, le diamètre apparent de la Lune (30′ 5,00″) est inférieur à celui du Soleil (30′ 23,98″). Il a lieu un jour après le passage de la Lune par son nœud descendant et peu de temps (12,2 min) avant l’instant de la nouvelle lune. 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.

À travers le portail des formulaires de calcul de l’LTE, 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.

Remarques

L’éclipse a lieu dans l’hémisphère sud, donc localement, contrairement à ce qu’on observe dans l’hémisphère nord, les astres culminent lors du passage au méridien nord, on voit donc les astres se lever au nord-est, passer au méridien au nord et se coucher au nord-ouest. Dans le ciel, ils se déplacent de droite à gauche, car on regarde vers le nord. On voit donc localement la Lune passer devant le Soleil de gauche à droite. On peut le constater sur le site web en regardant les circonstances locales pour un lieu quelconque et en regardant le déplacement de la Lune dans le repère local.

On remarque que les limites de cette éclipse passent quasiment sur le pôle Sud, c’est normal, car nous sommes proches de l’équinoxe d’automne. On remarque également que la pénombre recouvre la ligne de changement de date. Ainsi, en Nouvelle-Zélande (à l’est du méridien de Greenwich), l’éclipse a lieu le 22 septembre, alors qu’en Polynésie française (à l’ouest du méridien de Greenwich), elle a lieu le 21 septembre.

On remarque également que l’on a une éclipse de Soleil proche de l’équinoxe d’automne, on va donc avoir une marée océanique de vive-eau d’équinoxe, où les déclinaisons de la Lune et du Soleil sont très proches de zéro. La marée solaire est maximale, mais pas la marée lunaire. En effet, la force de marée est inversement proportionnelle au cube des distances, or la Lune est proche de son passage à l’apogée, la distance Terre-Lune est donc importante, ce qui diminue la marée lunaire. Et le coefficient de marée n’est que de 91 le 23 septembre. Par contre, la pleine lune du 7 septembre est associée à une éclipse totale de Lune avec une pleine lune proche de son périgée qui a lieu le 10 septembre et la Lune a une déclinaison nulle le 8 septembre, cela est propice à une forte force de marée lunaire et à une marée de vive-eau importante. Le 9 septembre, son coefficient est de 109. Cela prouve que ce n’est pas forcément la marée de vive-eau la plus proche de la date de l’équinoxe qui a le plus fort coefficient. Cela s’explique par le fait que la marée lunaire est 2,18 fois plus forte que la marée solaire, c’est donc elle qui a le plus d’influence sur l’amplitude des marées.

Série longue de saros contenant cette éclipse

Le saros est une période de récurrence des éclipses égale à 223 × L lunaisons moyennes de 6 585,321 314 jours. Cette période est proche de 242 × D révolutions draconitiques moyennes égales à 6 585,357 436 jours, la différence 242 × D – 223 × L est de 0,036 12 jour, soit 52 minutes. Elle est également proche de 239 × A révolutions anomalistiques moyennes de 6 585,537 419 jours, la différence 239 × A – 223 × L est de 0,21610 jour, au bout d’un saros, la pleine lune se retrouve donc en moyenne à 2,8° en amont sur sa position orbitale précédente. La proximité numérique de ces trois périodes fait que l’on retrouve avec chaque période d’un saros des conditions très voisines et que l’évolution des éclipses après chaque saros est relativement lente, ce qui permet de construire des séries longues d’éclipses homologues séparées par un saros. En moyenne, une série longue d’éclipses comporte 72 éclipses : 12 éclipses partielles, puis 48 éclipses centrales suivies de 12 éclipses partielles.

Cette éclipse appartient à une série longue de saros incomplète dans notre canon d’éclipse qui s’arrête en 3000. Elle ne comporte que 61 éclipses successives. Cette série commence avec l’éclipse partielle du 19 juillet 1917 (les dates antérieures à 1582 sont données dans le calendrier julien) et elle se termine par l’éclipse totale des 6 et 7 mai 1999. Elle se compose de 7 éclipses partielles, suivies d’une éclipse annulaire non centrale, puis 16 éclipses annulaires, puis 2 éclipses mixtes et 35 éclipses totales. On a complété cette série avec les données du site de la NASA (Saros Series 154), la série complète comporte alors 71 éclipses, avec 2 éclipses totales supplémentaires suivies de 8 éclipses partielles.

L’éclipse du 21 septembre 2025 est la 6^e et dernière éclipse de la série d’éclipses partielles du début de la série 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 partielle du 21 septembre 2025 est dans la première moitié de la série, elle passe donc principalement sur hémisphère sud du globe terrestre.

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 12 h et 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 2025, le lundi 22 septembre à 18 h 19 min 21,76 s UTC, soit à 20 h 19 min 21,76 s en temps légal français (UTC + 2 h). À cet instant, la latitude géocentrique du centre du Soleil est de − 0,24″, son ascension droite est de 11 h 59 min 59,994 s et sa déclinaison est de − 0,22″. 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 l’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 prés, le choix de la définition est important, en effet la déclinaison du centre du Soleil est nulle à 18 h 19 min 08,34 s UTC et l’ascension droite du centre du Soleil est égale à 12 h à 18 h 19 min 24,36 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. Au xxi^e siècle, il tombe 76 fois le 22 septembre, 22 fois le 23 septembre et deux fois le 21 septembre : en 2092 et c’est la première fois depuis la création du calendrier grégorien, puis en 2096. Après le xxi^e siècle, cela se reproduit au xxv^e siècle 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. Vous trouverez ci-dessous dans un document PDF 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.

Et si les sédiments racontaient l’histoire de l’orbite de la Terre ? C’est le pari tenu par AstroGeoFit, une nouvelle méthode développée dans le cadre du projet européen ERC AstroGeo, coordonné par Jacques Laskar, directeur de recherche au CNRS (LTE, Observatoire de Paris/Paris Sciences et Lettres, Sorbonne Université). Cette méthode, associée à un logiciel open source, permet de reconstruire à la fois l’échelle de temps des dépôts géologiques et l’évolution orbitale de notre planète à partir des seuls sédiments.

Le climat écrit par le Soleil… et les planètes

Depuis un siècle, les scientifiques savent que les cycles orbitaux de la Terre — excentricité, inclinaison, précession — modulent la distribution d’énergie solaire reçue à sa surface. Ces rythmes, liés aux interactions gravitationnelles avec les autres planètes, sont enregistrés dans les couches géologiques, comme une empreinte fossile du climat passé.

Mais un défi de taille surgit lorsqu’on tente de remonter loin dans le passé. L’orbite de la Terre est chaotique, comme l’a démontré Jacques Laskar dès les années 1990 : de minuscules incertitudes initiales s’amplifient exponentiellement, rendant toute reconstitution directe imprécise après environ 60 millions d’années. Au-delà, les sédiments eux-mêmes deviennent notre seule horloge fiable.

AstroGeoFit : une double reconstruction innovante

C’est là qu’intervient AstroGeoFit, conçu pour extraire les cycles astronomiques directement depuis les dépôts géologiques, même lorsque les solutions orbitales deviennent incertaines. Son originalité repose sur deux piliers :

1. Des algorithmes génétiques, qui simulent de multiples scénarios d’accumulation sédimentaire (en tenant compte des variations de rythme, des hiatus, etc.).
2. Une analyse statistique bayésienne, qui sélectionne les paramètres orbitaux les plus compatibles avec les données, tout en évaluant les marges d’erreur.

Cette approche permet de reconstituer l’excentricité de l’orbite terrestre — une clé de voûte du climat sur des millions d’années — et d’établir une échelle de temps complète pour les sédiments analysés.

Un outil testé sur des archives clés

AstroGeoFit a été appliqué à des données synthétiques et à trois grands forages océaniques de référence (ODP 926, 1260, 1262). Résultat : l’outil parvient à identifier les rythmes astronomiques, à reconstruire avec précision les variations de sédimentation, et à proposer une chronologie cohérente avec les datations existantes — voire à affiner ces dernières.

Des sédiments pour remonter le Système solaire

Au-delà de la datation, AstroGeoFit ouvre aussi une nouvelle perspective : utiliser les archives terrestres pour mieux comprendre l’évolution passée du Système solaire lui-même. En comparant les signaux extraits des roches à ceux calculés par les modèles astronomiques, il devient possible de contraindre les paramètres orbitaux passés, là où le chaos rend les simulations incertaines. Une manière unique de faire dialoguer géologie, climat et mécanique céleste.

Lire le 7^e épisode : « Temps mesurés, temps démesurés – IV »

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.

Il est également connu sous le nom de l’objet non périodique C/2025 N1 (ATLAS) et le fut sous celui de A11pl3Z. Il peut alors s’agir soit d’un astéroïde, soit d’une comète. Mais dès le 2 juillet, date de l’annonce de sa découverte par le MPC (Minot Planet Center), la présence d’une queue dite coma confirme qu’il s’agit d’un objet de nature cométaire. Puis, de nombreux éléments apportés par les 2 889 observations fournies attestent que l’objet est d’origine interstellaire, c’est à dire qu’il ne provient pas du Système solaire.

Nous partageons avec vous ces images prises depuis l’Observatoire des Makes sur l’île de La Réunion et depuis l’observatoire du pic du Midi.

"L'animation a été faite à partir de 100 images individuelles de 15 secondes prises avec le télescope T1M du Pic du Midi le 10 juillet 2025 entre 22h55 et 23h24 UTC. Nous avons utilisé un filtre rouge (r' SDSS) pour baisser la contribution de la lumière diffusée par la Lune présente dans le ciel au moment de l'observation. Les images individuelles ont été transmises à l'ESA. Pour l'animation, les 100 images ont été préalablement additionnées par paquets de 10 pour augmenter la visibilité de la comète 3I/ATLAS."

Comment savoir qu’il ne provient pas du Système solaire ?

En premier, la vitesse de l’objet est bien trop élevée (64 km/s par rapport au Soleil), ce qui est bien trop rapide pour que la gravité solaire puisse le retenir, chose confirmée par la nature hyperbolique de sa trajectoire. Lors de sa découverte à environ 4,5 unités astronomiques, soit environ 670 millions de kilomètres, 3I/ATLAS se trouvait à hauteur de l’orbite de Jupiter. Elle était alors dans notre Système solaire qu’elle va traverser dans les semaines qui viennent, puis en sortir sans jamais revenir.

Il s’agit du troisième objet interstellaire qui traverse notre système solaire. Le premier était 1I/ʻOumuamua (découvert en octobre 2017) et le deuxième 2I/Borisov (découvert en août 2019). Voilà ce qui explique son préfixe 3I, pour 3^e objet interstellaire.

3I/ATLAS s’est donc formée dans un autre système stellaire dont elle a été éjectée, puis propulsée dans l’espace interstellaire. Pendant des millions, voire des milliards d’années, elle a erré entre les étoiles, peut-être traversé des systèmes planétaires, sans être capturée par leur gravité interne. Au moment de sa découverte, l’objet fut observé dans la constellation du Sagittaire.

Des observations photométriques réalisées à l’observatoire du Teide aux Canaries ont montré une période de rotation d’environ 8 heures, avec une amplitude d’éclat qui laisse supposer un objet de forme allongée (pas d’amplitude si l’objet est sphérique). La présence d’une coma constituée de poussières glacées éjectées par le noyau glacé et solide prouve qu’il s’agit d’un objet encore actif. Il est pour l’instant très difficile d’estimer la taille de ce noyau. À partir de mesures prises par le HST, cette taille est estimée entre 0,32 km et 5,6 km, mais sa taille probable est certainement inférieure au kilomètre. Des observations toutes récentes (août 2025) ont montré que la comète libère de grandes quantités de dioxyde de carbone qui forment une coma de près de 3′ d’arc. Cela provient probablement de l’absorption de glace d’eau et de l’émission de CO₂.

Des observations réalisées ensuite au JWST ont confirmé la forte teneur en dioxyde de carbone, ce qui attesterait que 3I/ATLAS s’est formée à un endroit appelé « ligne de glace du dioxyde de carbone » au sein du « disque protoplanétaire », qui entourait son étoile mère. Il s’agit du point où la température autour d’une étoile naissante ou « protoétoile » est suffisamment basse pour permettre au dioxyde de carbone de passer de l’état gazeux à l’état solide. De plus, la faible abondance de vapeur d’eau dans la chevelure de 3I/ATLAS indique que la chaleur du Soleil ne peut pas pénétrer dans son noyau glacé, pour une raison actuellement inconnue. Cela entraverait la transformation de l’eau de l’état solide à l’état gazeux par rapport au taux de transformation du dioxyde de carbone et du monoxyde de carbone. Outre que ces données attestent que 3I/ATLAS est probablement une comète riche en carbone, l’ensemble nous renseigne sur les conditions environnementales dans lesquelles elle s’est formée ainsi que sur les molécules formées dans un autre système stellaire que le nôtre.

Concernant la suite de son parcours, les anxieux craignant une fin du monde prochaine venant du ciel vont pouvoir continuer à dormir d’un sommeil apaisé : 3I/ATLAS ne croisera pas l’orbite de la Terre. Aucun risque donc d’impact puisqu’elle s’approchera au plus près de notre planète à environ 1,8 unité astronomiques (au) (soit environ 270 millions de kilomètres). 3I/ATLAS sera accessible aux instruments jusqu’en septembre 2025, après quoi elle passera trop près du Soleil pour pouvoir être observée. Elle atteindra son point le plus proche du Soleil, le périhélie, vers le 30 octobre 2025, à une distance d’environ 1,4 au (soit environ 210 millions de kilomètres), juste à l’intérieur de l’orbite de Mars. Elle réapparaîtra de l’autre côté du Soleil début décembre 2025, ce qui permettra de nouvelles observations.

À noter qu’à moins d’un sursaut tout à fait exceptionnel, cette comète ne sera jamais visible à l’œil nu durant son passage, et guère accessible visuellement dans des instruments d’amateurs avec des magnitudes qui oscillent entre 13,8 (passage au périhélie) et 16. Par contre, les astrophotographes pourront essayer de la capturer, et s’ils y parviennent, nous envoyer leurs clichés !