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Les éclipses
Occultations et Passages

Aperçu 
On appelle éclipse  la disparition partielle ou totale d'un astre causée momentanément par de l'alignement de trois astres. Cette situation se rencontre dans deux circonstances différentes : lorsqu'il y a occultation d'un astre par un autre qui s'interpose devant lui, ou bien quand un astre passe dans l'ombre projetée par un autre astre. Les éclipses de Soleil et de Lune fournissent des exemples respectifs de chacune de ces deux situations. On parle également d'éclipses à propos des occultations mutuelles observées dans certains systèmes d'étoiles doubles (Les Binaires à éclipses), ou encore, lorsque les satellites galiléens de Jupiter, par exemple, disparaissent dans l'ombre de la planète géante. Dans toutes ces circonstances, l'explication des éclipses est fondée sur le mode de formation des ombres. On sait que, lorsqu'un corps opaque est placé devant un corps lumineux, il y a derrière lui une région où ne pénètre aucun rayon lumineux, c'est l'ombre, et une autre, la pénombre, qui ne reçoit qu'une partie des rayons que la source pourrait envoyer et qui, par suite, n'est qu'imparfaitement éclairée. 
Ombre et pénombre - On désigne sous le nom d'ombre géométrique d'un corps par rapport à un point lumineux la portion de l'espace dont tous les points sont tels que, si on les joint au point lumineux par une ligne droite. cette droite rencontre le corps considéré. Cette portion de l'espace n'est donc pas éclairée par le point lumineux. La surface qui limite la région de l'ombre est un cône à section irrégulière, dont le point lumineux est le sommet et dont les génératrices sont tangentes au corps opaque. Lorsque, au lieu d'un point lumineux, en a un corps lumineux, l'espace au lieu d'être divisé en deux régions, l'une d'ombre et l'autre de pleine lumière, se trouve partagé en trois; aux deux premières vient s'ajouter la pénombre, c.-à-d. une portion de l'espace dont les points ne reçoivent qu'une partie de la lumière que le corps lumineux leur enverrait si le corps opaque n'existait pas. La pénombre est comprise entre deux surfaces, l'une qui limite l'ombre et l'autre qui limite la région de pleine lumière. La première surface peut être engendrée par un plan tangent au corps lumineux et au corps opaque prenant toutes les positions possibles, mais telles que ces deux corps soient du même côté du plan; c'est la surface séparant l'ombre de la pénombre; l'autre surface, celle qui sépare la pénombre de la pleine lumière, peut être engendrée par un plan, tangent encore aux deux corps qui se trouvent cette fois de part et d'autre du plan. La quantité de lumière reçue aux divers points de la pénombre varie suivant sa distance à ces deux surfaces limites. (A. Joannis).


En librairie - Roberto Casati, La découverte de l'ombre (de Platon à Galilée, une énigme qui fascine tous les grands penseurs de l'humanité), Albin Michel, 2002.
Lorsque la Lune s'interpose devant le Soleil, il y a éclipse, parce que la Terre est dans l'ombre ou la pénombre de la Lune; lorsque la Terre s'interpose entre le Soleil et la Lune, il y a éclipse parce que la Lune se trouve dans l'ombre ou la pénombre de la Terre. La plupart du temps, les phénomènes d'éclipses sont bien moins spectaculaires que ceux qui impliquent conjointement nos deux luminaires. Lorsqu'un astéroïde occulte une lointaine étoile, l'ombre projetée est évidemment insignifiante, de même lorsque Mercure, par exemple, passe devant le Soleil, il y a toutes les chances que notre traversée de sa pénombre reste inaperçue pour la plupart des humains. Ces discrètes éclipses n'en ont pas moins une notable importance du point de vue astronomique.

Il en est de même des transits d'exoplanètes circulant autour d'autres étoiles. Ces événements ne sont pas encore directement observables, mais les astronomes en ont déjà obtenu des indications indirectes, comme dans le cas du passage d'Osiris (dénomination encore non officielle), la planète extrasolaire découverte autour de l'étoile HD209458, et obtenues en novembre 1999 par G. W. Henry (université d'État du Tennessee) et G. Marcy (université de Californie à Berkeley). Dans les systèmes où les conditions de l'observation de tels phénomènes sont favorables, on peut attendre de précieuses informations sur la nature de l'atmosphère de la planète concernée et sur ses dimensions. L'étude de HD209458 a ainsi déjà permis en 2004 de détecter dans l'atmosphère de la planète la présence d'hydrogène et d'oxygène neutres ainsi que de carbone ionisé. 
 
Vue d'artiste du passage d'une planète géante devant l'étoile HD209458. Cette planète est ausi l'une des deux premières (l'autre étant TrES-1) hors du système solaire dont on ait pu recueillir directement en 2005 la lumière (infrarouge).    (Copyright : Lynette Cook).

Mise en ordre
Les occultations*

Le terme d'occultation s'applique à tout phénomène de recouvrement apparent d'un astre par un autre.  Le commencement ou disparition de l'astre s'appelle immersion, la sortie émersion; - des termes introduits au XVIIe siècle par Picard (Le Voyage d'Uraniborg, article 9) - enfin, lorsque l'astre en arrière-plan, sans être caché, se rapproche beaucoup de l'astre en avant-plan, on dit qu'il y a appulse. Si le rayon visuel mené de l'oeil de l'observateur à deux planètes, par exemple, rencontre ces deux corps, puis n'en voit plus qu'un seul, le plus éloigné disparaissant derrière l'autre se trouve occulté. Lorsque les corps concernés sont des planètes, ces circonstances se rencontrent  très rarement. A peine plus communes sont les occultations (partielles) du Soleil par Mercure ou Vénus, que l'on appelle plutôt  passages des disques de Mercure et de Vénus sur celui du Soleil.

Lalande cite les occultations de Mars par Vénus le 3 octobre 1590, de Jupiter par Mars le 9 janvier 1591 observées par Képler. Historiquement les passages de Vénus ont eu une plus grande importance,  c'est de l'observation des passages de Vénus sur le Soleil en 1764 et en 1769, qu'on a déduit la première valeur approchée de la parallaxe du Soleil.  Ajoutons que les occultations d'étoiles par les astéroïdes, objets de petites dimensions apparentes, mais très nombreux, ont également un intérêt. Elles ont permis en particulier de préciser la forme irrégulière de certains d'entres eux.
Du fait du grand diamètre angulaire de la Lune, c'est donc d'abord à elle que l'on se réfère lorsqu'on parle d'occultations. Notre satellite, en effet, dans son mouvement de révolution mensuel autour de la Terre, recouvre successivement pour un observateur terrestre les étoiles (quotidiennement) et les planètes (de temps à autre) situées une bande de la sphère céleste d'une largeur égale à celle de son disque. Ces astres sont occultés ou cachés  pendant un certain temps, de là le nom du phénomène. 
Certaines occultations peuvent être aisément perçues à l'oeil nu - celles d'Aldébaran (Taureau), par exemple -, et dans les anciennes chroniques l'on trouve mentionnés des phénomènes de ce genre; ces données sont assez intéressantes, car elles permettent de fixer des dates et de contrôler les tables de la Lune. 

Observer une occultation par la Lune consiste simplement à noter l'heure de la disparition un de la réapparition de l'astre qu'elle cache. La chose n'est généralement possible, même en s'aidant d'une forte lunette, que pour les étoiles les plus brillantes, la Lune très brillante faisant disparaître par contraste les astres plus faibles, surtout lorsque le phénomène se produit sur le bord éclairé. Cette difficulté disparaît pendant les éclipses totales, le disque de la Lune n'étant alors presque plus perceptible, les observations peuvent être multipliées. Les astronomes ont beaucoup utilisé une circonstance aussi exceptionnelle en vue la détermination de la grandeur réelle du disque lunaire, élément resté longtemps difficile à obtenir d'une manière très précise, un seul bord étant généralement éclairé et la diffraction venant en plus troubler les observations. 
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Occultation de saturne par la Lune.
(Source : Site du Groupe d'Astronomie de Spa).

Avant que des mesures in situ puissent être réalisées, lors des missions Apollo, ce sont les occultations qui ont prouvé que la densité de l'atmosphère à la surface de notre satellite est à peu près nulle. Si elle était sensible, nous devrions voir l'étoile se projeter pendant quelques instants sur le disque de la Lune avant l'immersion et reparaître dans les mêmes conditions. Pour l'observateur, sur le bord obscur, la chose n'est pas appréciable, les apparences relevées sur le bord éclairé doivent tenir à la diffraction; elle nous fait paraître le disque de la lune plus grand qu'il n'est en réalité. Toutefois, il résulte de la discussion d'un grand nombre d'observations que le diamètre de la Lune déduit des occultations est d'environ 4" inférieur à celui fourni par les mesures directes. L'atmosphère lunaire pouvait être considérée, d'après ces études, à peu près 900 fois moins dense que celle qui nous entoure, et diverses autres données conduisaient à peu près à la même conclusion. 
 

Dans l'ombre de Zeus...

En dehors des occultations, on parle encore d'éclipse quand on a affaire à un satellite qui, entrant dans le cône d'ombre projeté par sa planète à l'opposite du Soleil, voit sa lumière s'éteindre progressivement. C'est typiquement ce qui se produit  lors des éclipses de Lune, quand notre satellite passe par l'ombre de la Terre. Après celles-là, les éclipses de satellites qui ont joué un plus grand rôle dans l'histoire de l'astronomie sont celles des satellites galiléens de Jupiter

C'est en observant attentivement les variations des temps qui s'écoulent entre deux éclipses consécutives de Io, par exemple, que Roemer a pu mesurer en 1675 la vitesse de la lumière. Par ailleurs, comme les éclipses des satellites de Jupiter peuvent être aperçues au même instant de différents endroits de la Terre, elles ont été dans le passé un moyen très couramment utilisé pour calculer la différence entre les méridiens de ces différents lieux, et par conséquent leur longitude. Cette méthode n'a perdu son intérêt qu'à partir de 1860 quand l'utilisation du télégraphe a permet d'obtenir les mêmes résultats plus simplement.
Ces éclipses correspondent à l'obscurité produite sur le disque d'un satellite, par l'ombre de la planète géante, qui se trouve alors placée entre le Soleil et le satellite.  Les satellites de Jupiter tournent en peu de temps autour de cette planète : leur orbite est peu inclinée par rapport à celle de Jupiter : et leur volume est très petit en comparaison de celui de Jupiter. Il arrive de-là qu'à chacune de leurs révolutions, ces satellites sont nécessairement plongés dans l'ombre de Jupiter; d'où il suit que leurs éclipses sont très fréquentes. Mais il faut savoir qu'avant l'opposition de Jupiter, et pendant tout le temps qu'il passe au méridien le matin ou après minuit, les éclipses de ses satellites se font à l'ouest de Jupiter : au contraire après son opposition, et pendant tout le temps que Jupiter passe au méridien le soir ou après midi, ces éclipses se font à l'Est de Jupiter. La distance apparente du satellite, par rapport à Jupiter, au moment d'une éclipse; est d'autant plus grande, que Jupiter est plus près de la quadrature
Il y a principalement deux choses à observer dans une éclipse d'un satellite jovien; à savoir, son immersion et son émersion. Lorsque le satellite commence à se plonger dans l'ombre, ce qui est le moment de son immersion, on le voit diminuer peu à peu, et enfin disparaître totalement; ce qui est l'immersion totale. Ensuite il faut être très attentif à saisir le moment de son émersion, qui arrive à l'instant on l'on commence à voir pointer le satellite : après quoi on le voit augmenter peu à peu jusqu'au moment de l'émersion totale.


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