Le terme de disparition est cependant inapproprié : les anneaux ne disparaissent pas, ils deviennent simplement invisibles depuis la Terre ! Et ce phénomène, qui aura bien lieu en mars 2025, sera malheureusement invisible en raison d’un autre phénomène qui aura lieu au même moment.

De quoi s’agit-il ?

Les anneaux de Saturne disparaissent périodiquement de notre point de vue de terrien ! Cela se produit lors d’une configuration particulière : le moment auquel Saturne est proche de son équinoxe. Comme le plan orbital de Saturne est proche de l’écliptique, la Terre passe dans le plan équatorial de Saturne autour du moment de l’équinoxe de Saturne. À ce moment, depuis la Terre, les anneaux ne se voient que par la tranche, c’est-à-dire selon un trait si mince qu’il donne l’illusion de leur disparition.

En effet, dans ce plan équatorial, les anneaux de Saturne visibles ne dépassent pas 40 mètres d’épaisseur ! Il existe des anneaux moins denses, dont l’épaisseur atteint des milliers de kilomètres, mais ils sont tellement peu lumineux qu’ils sont presque impossibles à observer depuis la Terre.

La lecture de l’article sur l’ombre de Titan paru dans la Lettre d’information de janvier 2025 vous a peut-être déjà permis de comprendre le phénomène qui se joue à ce moment : dans le plan équatorial, les anneaux éclairés par la tranche ne réfléchissent plus directement la lumière du Soleil. Ils ne projettent leur ombre sur Saturne que selon un trait (vraiment) fin. Ils restent cependant détectables, car ils sont faiblement éclairés par Saturne et occultent son équateur.

Ce phénomène devrait avoir lieu le 23 mars. Malheureusement, lors de cette configuration 2025, il ne sera pas observable.

Pourquoi l’événement n’est-il pas visible ?

Cette observation ne sera pas possible en raison d’un autre phénomène : la conjonction de Saturne avec le Soleil. Saturne sera à cette période noyée dans la lumière du Soleil en journée et non visible la nuit. Elle ne sera donc pas observable. Lorsque Saturne redeviendra visible, les anneaux pourront à nouveau être observés : ils seront visibles par la face sud, alors qu’avant la période d’invisibilité de Saturne, ils étaient visibles par la face nord. On aura donc manqué l’instant de visibilité par la tranche.

Quel est l’intérêt du phénomène ?

Quand il est visible, ce phénomène permet d’observer Saturne comme on peut le faire rarement. En effet, l’équinoxe de Saturne correspond à l’instant auquel le Soleil traverse le plan équatorial de Saturne. La planète met un peu plus de 29 ans pour faire sa révolution autour du Soleil. L’équinoxe est donc un événement rare qui se produit deux fois pendant la course de Saturne autour du Soleil, soit tous les 14,7 ans.

À cette période, la planète est observable dans sa presque totalité, alors qu’entre les équinoxes, les anneaux masquent une partie plus ou moins importante de Saturne. La période est également favorable à l’observation des satellites de la planète, qui ne se trouvent plus cachés par les anneaux.

Quand pourra-t-on observer ce phénomène à nouveau ?

La prochaine fois que les anneaux disparaîtront sera le 1^er avril 2039. Saturne sera à l’opposition et le phénomène sera alors facile à observer.

Comprendre les instants importants

Le diagramme suivant donne l’évolution des angles des différents éléments.

Le cercle vert correspond à l’équinoxe saturnien le 6 mai 2025. Le cercle orange correspond à la date du 23 mars, date de disparition des anneaux vus depuis la Terre. À partir de ce jour, on commencera à voir la face sud des anneaux.

L’axe de droite donne l’élongation, l’angle apparent entre Saturne et le Soleil vus depuis la Terre. Lorsque l’élongation est à son minimum, Saturne se trouve derrière le Soleil : on dit que Saturne est en conjonction avec le Soleil, et malheureusement, il sera alors impossible d’observer le phénomène.

Qu’est-ce qu’on aurait dû voir ?

Pour ceux qui ne veulent pas manquer le phénomène, voici une vidéo de ce que l’on verrait si la lumière du Soleil n’empêchait pas de voir Saturne. Sur la vidéo, l’ombre des anneaux n’est pas représentée. Essayez de faire un arrêt sur image le 23 mars 2025 pour observer la disparition des anneaux et le 7 mai 2025 pour observer l’équinoxe (la vidéo n’a pas d’image pour le 6 mai).

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.

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.

Paramètres de l’éclipse

• Grandeur : 1,17874
• Rayon du cône d’ombre : 0,653 83°
• Rayon du cône de pénombre : 1,189 85°
• Durée de la totalité : 1 h 05 min 28 s
• Durée de la phase partielle : 3 h 38 min 19 s
• Durée de la phase de pénombre : 6 h 02 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	3 h 57 min 29 s	− 58° 08′ 50,5″	3° 24′ 47,4″	131,80°
Entrée dans l’ombre	5 h 09 min 36 s	− 75° 41′ 36,7″	3° 07′ 20,7″	139,64°
Début de la totalité	6 h 26 min 02 s	− 94° 17′ 11,8″	2° 48′ 51,2″	350,45°
Maximum de l’éclipse	6 h 58 min 47 s	− 102° 15′ 14,1″	2° 40′ 55,6″	29,07°
Fin de la totalité	7 h 31 min 30 s	− 110° 12′ 50,6″	2° 33′ 00,5″	67,66°
Sortie de l’ombre	8 h 47 min 55 s	− 128° 48′ 21,8″	2° 14′ 30,5″	278,47°
Sortie de la pénombre	10 h 00 min 09 s	− 146° 22′ 35,6″	1° 57′ 01,5″	286,33°

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 14 mars 2025 appartient à une série comportant 72 éclipses successives, dont elle sera la 53^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 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.

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.

La phase de totalité de l’éclipse de Lune du 14 mars 2025 sera visible depuis le continent américain, une grande partie de l’océan Pacifique et de l’océan Atlantique, l’extrême ouest de l’Europe et de l’Afrique. Elle est en partie visible en France métropolitaine.

À Paris, on observera les entrées dans la pénombre et dans l’ombre, mais pas le début de la totalité, car la Lune sera couchée. Par contre, elle sera visible sur l’ouest de la Bretagne. Toutes les phases seront visibles à la Martinique et en Guadeloupe.

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.

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

Cette éclipse est la dix-septième éclipse partielle de Soleil du XXI^e siècle et la première éclipse de l’année 2025.

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 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 ce module interactif.

Visibilité de l’éclipse de Soleil du 29 mars 2025

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.

Cette éclipse est une éclipse polaire nord, c’est-à-dire qu’elle passe sur le pôle Nord. Elle est visible sur l’est du Canada, le Groenland, l’Europe, le nord de la Russie et le nord-ouest de l’Afrique. Elle est visible sur l’océan Atlantique Nord, une partie de l’océan Arctique et l’ouest de la Méditerranée.

Comme l’éclipse a lieu aux fortes latitudes nord, 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 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 1 h. La durée de l’éclipse générale est de 3 h 52 min et sa magnitude est de 0,93818.

Phases	Instant en UTC	Longitude	Latitude
Début de l’éclipse générale	8 h 50 min 44 s	− 42° 23′18,7″	14° 00′28,7″
Maximum de l’éclipse	10 h 47 min 25 s	− 77° 11′58,8″	61° 14′38,3″
Fin de l’éclipse générale	12 h 43 min 44 s	90° 52′23,1″	71° 13′28,3″

Le maximum de cette éclipse a lieu la veille du passage de la Lune à son périgée, le diamètre apparent de la Lune (33′ 23,62″) est bien supérieur à celui du Soleil (32′ 2,14″). Il a lieu un jour après le passage de la Lune par son nœud ascendant et peu de temps (10,4 min) avant l’instant de la nouvelle lune. Durant l’éclipse, la Lune se trouve dans la constellation des Poissons.

À travers le portail des formulaires de calcul du 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.

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

Conformément à l’arrêté du 3 avril 2001 du ministère de l’Économie, des Finances et de l’Industrie, relatif à l’heure légale française, la période d’heure d’été pour l’année 2025 commence le dernier dimanche de mars à 2 heures du matin en Temps légal français (1 h UTC + 1 h). On passera ainsi d’UTC + 1 h à UTC + 2 h, et le dimanche 30 mars aura une durée de 23 h.

Le changement d’heure en dates

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

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

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

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

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

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

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

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

Aller plus loin sur le calcul de l’équinoxe

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

Dans l’hémisphère nord :

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

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

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

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

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

En 2025, la date de l’équinoxe de printemps est le jeudi 20 mars à 9 h 01 min 30,18 s UTC, soit le jeudi 20 mars à 10 h 01 min 30,18 s en Temps légal français (UTC + 1 h).

À cet instant, la latitude apparente géocentrique du centre du Soleil est de − 0,70″, son ascension droite est de 0 h 00 min 00,019 s (soit 0,285″ après le point gamma) et sa déclinaison est de − 0,64″. Comme on le constate, ces valeurs sont toutes très proches de zéro. C’est pourquoi on dit souvent que le centre du Soleil est dans la direction du point gamma. Néanmoins, pour un calcul à la seconde de temps près, le choix de la définition est important. En effet, l’ascension droite du centre du Soleil est nulle à 9 h 01 min 22,79 s UTC et la déclinaison du centre du Soleil est nulle à 9 h 02 min 09,32 s UTC.

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.

Existe-t-il un lien entre les grandes marées et les équinoxes ?

Les côtes est de l’océan Atlantique sont soumises à des marées semi-diurnes, elles ont été décrites dès le I^er siècle par Pline l’Ancien (23-79) dans son Histoire naturelle.

Elles ont les caractéristiques suivantes :

• Il y a deux marées par jour séparées en moyenne par 12 h 25 min 14 s.
• Pour un lieu donné, les hautes mers suivent les passages de la Lune au méridien supérieur et au méridien inférieur d’un intervalle de temps presque constant ; cet écart de temps porte le nom d’établissement moyen du port (3 h 50 min à Brest).
• Les deux marées semi-diurnes sont d’amplitudes légèrement différentes. Lorsque la déclinaison de la Lune est positive, l’amplitude de la marée qui suit le passage supérieur est plus forte que l’amplitude de la marée qui suit le passage inférieur. Inversement, lorsque la déclinaison de la Lune est négative, l’amplitude de la marée qui suit le passage inférieur de la Lune est plus forte que l’amplitude de la marée qui suit le passage supérieur. Les deux amplitudes sont voisines lorsque la déclinaison de la Lune est nulle (astre dans l’équateur).
• Durant une lunaison, l’amplitude de la marée n’est pas constante : on distingue des marées de vive-eau au voisinage de la pleine lune et de la nouvelle lune, et des marées de morte-eau au voisinage du premier et du dernier quartier.
• La plus forte marée de vive-eau et la plus faible marée de morte-eau ne coïncident pas exactement avec les phases lunaires, elles sont décalées par rapport aux phases d’environ trois marées, ce phénomène porte le nom d’âge de la marée (37,4 h à Brest, soit trois marées après la phase lunaire).
• On observe des marées de très forte amplitude au voisinage des équinoxes, mais la marée de vive-eau la plus proche de l’équinoxe n’est pas toujours la plus forte.

L’analyse de ces observations permet d’émettre les suppositions suivantes :

• La corrélation entre les passages de la Lune aux méridiens et les instants des hautes mers permet d’attribuer le phénomène des marées à la Lune.
• Le fait que la marée soit sensible aux phases lunaires et que les marées de vive-eau soient plus fortes aux équinoxes implique aussi une interaction due au Soleil.

Il y a donc une composante lunaire et une composante solaire. Ces deux composantes s’ajoutent lorsque les corps sont en conjonction (nouvelle lune) et en opposition (pleine lune), mais ne s’ajoutent pas lorsque les deux corps sont en quadrature (premier et dernier quartier). Le fait que les hautes mers suivent les passages de la Lune aux méridiens plutôt que ceux du Soleil implique que la force de marée lunaire doit être supérieure à la force de marée solaire. La présence de fortes marées aux équinoxes implique que la marée solaire est plus forte lorsque le Soleil est dans le plan de l’équateur terrestre. Il doit en être de même pour la composante lunaire, elle doit être plus forte lorsque la Lune est dans le plan de l’équateur terrestre, c’est-à-dire lorsque sa déclinaison est nulle. Si l’on suppose que la force de marée est de nature gravitationnelle, on peut s’attendre à ce qu’elle soit proportionnelle à la masse des corps perturbateurs et qu’elle varie avec la distance de ces corps.

Dans une année, les plus grandes marées ont donc lieu lorsque le Soleil est proche de l’équateur (jours des équinoxes) et lorsque la Lune est également dans l’équateur (déclinaison nulle). De plus, les forces de marée sont inversement proportionnelles aux cubes des distances des astres à la Terre. La force de marée due à la Lune est donc la plus forte lorsque la Lune est proche de son périgée. À l’équinoxe de printemps, la distance du Soleil à la Terre est de 148 982 890 km, alors qu’à l’équinoxe d’automne, elle est de 150 140 345 km. On peut en déduire que la force de marée due au Soleil est plus forte au printemps. Mais c’est bien la force de marée due à la Lune qui est prédominante, donc elle varie avec sa déclinaison et sa distance à la Terre à la pleine lune et à la nouvelle lune.

Que donne l’analyse des phénomènes liés à la Lune au voisinage de l’équinoxe de printemps en 2025 ?

La syzygie la plus proche de la date de l’équinoxe est la pleine lune du 14 mars avec une déclinaison qui est nulle le même jour, mais la Lune est proche de son apogée. Il n’y a donc qu’un paramètre propice à une forte marée lunaire.

La nouvelle lune du 28 février est plus loin de la date de l’équinoxe, mais elle a lieu la veille du jour auquel la déclinaison est nulle et auquel la Lune passe au périgée.

La nouvelle lune du 29 mars est plus proche de la date de l’équinoxe, la déclinaison de la Lune est nulle la veille et le passage au périgée a lieu le lendemain. De plus, la distance de la Lune à la Terre au périgée de 358 127,737 km est plus faible que la distance au périgée du 1^er mars qui est de 361 963,587 km.

Avec cette analyse, on peut s’attendre à ce que les plus forts coefficients de marée soient ceux liés de la nouvelle lune du 29 mars, puis ceux liés à la nouvelle lune du 28 février et enfin ceux liés à la pleine lune du 14 mars.

Et c’est effectivement le cas ! Le 31 mars, nous avons un coefficient de 114 et c’est le plus fort coefficient de l’année 2025. Le 2 mars, nous avons un coefficient de 111 et le 15 mars, on a un coefficient de 90. Les écarts de ces dates avec les dates des syzygies sont dus à l’âge de la marée. On voit que la distance Terre-Lune a plus d’incidence sur la force de la marée que la déclinaison de la Lune. Les dates du 14 mars et du 29 mars correspondent toutes les deux à des déclinaisons quasi nulles, mais la première est proche de l’apogée, alors que la seconde est proche du périgée de la Lune. La forte marée liée à la nouvelle lune du 29 mars correspond également à une éclipse partielle de Soleil avec une Lune au périgée, alors que la faible marée du 14 mars correspond à une éclipse totale de Lune avec une Lune à l’apogée.

Lire le 2^e épisode : « Temps sociétaux, temps mesurés – II »

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.

Les recherches que l’équipe mène actuellement portent sur une étude des pratiques dans les sciences astronomiques du Moyen Âge jusqu’au XX^e siècle et se fondent sur les sources, les mesures, les observations. Une partie notable de ces sources se trouve ici même à l’Observatoire de Paris.

Trois axes chronologiques et un thème transversal structurent ses travaux.

• Astronomie et mathématiques au Moyen Âge et à la Renaissance

  • Histoire des pratiques mathématiques et astronomiques en Europe aux xii^e-xvi^e siècles, histoire de l’astronomie alphonsine.
  • Recherche en humanité numérique pour l’édition et l’analyse des sources astronomiques anciennes et médiévales.

• Sciences physico-mathématiques au xvii^e et au xviii^e siècles

  • Construction des savoirs physico-mathématiques (mécanique rationnelle, philosophie mécanique, astronomie, optique, physique, etc.).
  • Éditions critiques et commentées papiers et numériques.

• Physique et astronomie à l’époque contemporaine

  • Physique théorique (relativité restreinte, relativité générale, électrodynamique, physique atmosphérique).
  • Institutionnalisation de la physique et formation (écoles d’ingénieurs, sociétés savantes, journaux).

• Observatoire de Paris : institution, pratiques, acteurs

  • Histoire des pratiques scientifiques et historiographiques (journaux d’observation, mémoires, archives personnelles, instruments, etc.).
  • Histoire institutionnelle.

Enfin, l’équipe Histoire des sciences astronomiques anime les séminaires qui apparaissent à présent chaque mois dans cette lettre et publie des éditions critiques de manuscrits et d’imprimés anciens au format papier et dans le domaine des humanités numériques.

La mission embarquera plusieurs instruments de mesure du temps : PHARAO (Projet d’Horloge Atomique par Refroidissement d’Atomes en Orbite) et un Maser Spatial à Hydrogène (SHM) pour former un ensemble d’horloges atomiques de haute précision. Cet ensemble sera installé à l’extérieur du module européen Columbus de l’ISS, en position nadir, permettant la transmission de signaux micro-ondes (MWL) et laser (ELT) vers des stations au sol équipées d’horloges atomiques. Cette configuration facilitera la comparaison entre les horloges spatiales et terrestres, améliorant ainsi la stabilité et l’exactitude des échelles de temps mondiales, telles que le Temps atomique international (TAI) et le Temps universel coordonné (UTC), et permettra de fournir une nouvelle référence de temps spatial.

Pourquoi placer une horloge atomique dans l’espace ?

Sur Terre, les horloges atomiques à atomes froids sont déjà d’une précision remarquable : elles dérivent de moins d’une seconde tous les 50 millions d’années.

Dans l’espace, l’horloge PHARAO sera libérée des perturbations gravitationnelles terrestres comme les vibrations du sol (sismiques ou thermiques), des variations de pression atmosphérique et des champs électromagnétiques parasites. Ceci permettra une plus grande garantie sur la stabilité des mesures. De plus, PHARAO, à bord d’ACES, utilise des atomes de césium refroidis par laser pour mesurer le temps avec une précision extrême. Sur Terre, ces atomes tombent rapidement sous l’effet de la gravité, ce qui limite le temps d’observation et donc la précision de la mesure. En microgravité, les atomes se déplaceront donc plus lentement et resteront piégés plus longtemps dans la zone de mesure, ce qui :

• réduit les effets perturbateurs de la gravité ;
• améliore la stabilité et la précision de l’horloge ;
• permet d’atteindre une précision de 1 seconde pour 350 millions d’années, bien supérieure à celle des horloges terrestres.

La station spatiale ISS constitue un laboratoire idéal pour tester ces nouvelles technologies, car elle se trouve à une altitude de 400 kilomètres, où l’influence de la gravité est plus faible qu’à la surface de la Terre. PHARAO pourra mesurer avec une extrême précision les effets de la relativité générale sur l’écoulement du temps et sa comparaison avec les horloges terrestres permettra de quantifier ces effets de dilatation relativiste du temps.

Le rôle du LTE et du LNE-OP dans la mission

Le LNE-OP, rattaché au Laboratoire Temps Espace (LTE), joue un rôle essentiel dans cette mission. Spécialisé en métrologie du temps et des fréquences, le LNE-OP est un acteur clé dans la conception des fontaines atomiques, des horloges à atomes froids de césium et des nouvelles générations d’horloges optiques, qui définissent avec une précision extrême l’unité de la seconde.

Le LTE a été l’un des principaux contributeurs au développement de PHARAO. Ses équipes ont participé à la définition des principes de fonctionnement de l’horloge, à la mise en place des protocoles expérimentaux pour garantir sa précision et sa stabilité, ainsi qu’aux tests au sol pour valider ses performances avant son intégration sur l’ISS.

Le LTE est également responsable de l’analyse des mesures issues de PHARAO et du lien micro-ondes (MWL). Son expertise en traitement du signal et en synchronisation des horloges lui permettra de comparer PHARAO avec les meilleures horloges terrestres, afin d’affiner la mesure du temps et d’explorer des effets relativistes.

Une mission aux retombées majeures

Au-delà de son impact en astronomie et en physique fondamentale avec l’un des meilleurs tests de la relativité générale, la mission ACES ouvrira la voie à des applications directes pour les systèmes de navigation (GPS et Galileo), en améliorant la précision des horloges embarquées, mais aussi pour les télécommunications, en garantissant une synchronisation ultra-stable des réseaux.