Le cycle de saros
Cela s’applique également dans une certaine mesure aux éclipses de Soleil, si l’on y ajoute que la Lune se trouvant elle aussi à la même distance de la Terre, dans le cas d’une éclipse totale observée 18 ans auparavant, on peut être sûr que la nouvelle sera encore totale, plutôt qu’annulaire. Considérons cependant que le saros correspond rigoureusement à la moyenne entre 223 mois lunaires (29,53059 jours x 223 = 6 585,3216 jours) et 242 révolutions draconitiques (27,21222 x 242 = 6585,3572 jours). Un saros équivaut donc très précisément à 6 585,34 jours, soit 18 ans, 11 jours et un tiers. Cela signifie que des éclipses intervenant ultérieurement après un saros auront lieu non pas à la même heure du jour, mais huit heures plus tard (1/3 de jour), et concerneront ainsi une localité située 120° plus à l’ouest. Si ce fait n’empêche aucunement une éclipse de Lune d’être visible au même endroit, il s’oppose en revanche à l’observation d’une éclipse de Soleil depuis le même site.
Comme le lecteur l’aura deviné, au bout de trois cycles (54 ans et 34 jours) l’éclipse revient à la longitude de départ. On notera toutefois un décalage de latitude d’un millier de kilomètres en moyenne, vers le nord ou vers le sud, parce que la saison à laquelle se déroule le phénomène a changé et que le Soleil s’élève par conséquent à une hauteur différente au-dessus de l’horizon. Déjà connu des Babyloniens et des Grecs, ce cycle de 54 ans et 34 jours était désigné sous le terme d’exeligmos.
Visibilité:
la distance qui sépare la Terre de la Lune, l’ombre de notre satellite se révèle extrêmement petite. En raison de la rotation terrestre, le cône d’ombre lunaire décrit une trajectoire de plusieurs milliers de kilomètres de long sur la surface du globe : la bande de totalité de l’éclipse, d’une largeur plutôt réduite. En règle générale, quand l’éclipse se produit à des latitudes tropicales ou tempérées, la tache d’ombre dépasse rarement 300 km de large. Mais lorsque les éclipses ont lieu à de très hautes latitudes, aussi bien septentrionales que méridionales, l’axe de l’ombre lunaire demeure assez éloigné du centre de la Terre et, partant, l’ombre elle-même reste toujours très proche du bord de la Terre pendant toute la durée du phénomène. Lors de l’éclipse
du 30 mars 2033, centrée sur le nord de l’Alaska, la largeur maximale atteindra 830 km. L’exiguïté de la bande de totalité explique pourquoi une éclipse n’est visible que dans des régions circonscrites : une localité est concernée par une éclipse totale en moyenne une fois tous les 410 ans. S’agissant des éclipses annulaires, la largeur de la bande de visibilité est en principe à peu près la même, mais les exceptions sont dans ce cas encore plus remarquables : le 31 mai 2003, par exemple, il se produira une éclipse annulaire centrée entre l’Islande et le Groenland, pendant laquelle la bande de visibilité mesurera au moins 5185 km de large. La durée maximale d’une éclipse annulaire s’élève à 12 minutes et 30 secondes. Une éclipse totale de Lune a en revanche une durée considérable, car l’ombre de la Terre est très large (environ 2,6 diamètres lunaires à la distance de la Lune) : la Lune met 3 heures et 48 minutes à la traverser en son milieu, et proportionnellement moins le long d’une corde inférieure (1 heure et 44 minutes, telle est la durée maximale théorique pour la phase de totalité). En raison de la grande dimension de l’ombre terrestre, tout l’hémisphère de notre planète ayant la Lune au-dessus de l’horizon peut assister à l’événement.
Ce qui apparaît dans l’obscurité:
Le Soleil est un gigantesque four thermonucléaire qui produit de l’énergie en transformant dans son noyau, à une température de 14 millions de degrés, de l’hydrogène en hélium. Après un très long voyage, les particules qui véhiculent cette énergie émergent à la surface du Soleil, que caractérisent de violents mouvements de convection, par l’existence de puissants champs magnétiques et par une rotation différentielle globale, moyennant quoi des régions du Soleil à diverses latitudes tournent à différentes vitesses.
L’interaction de ces trois éléments engendre des structures que l’on observe sur la photosphère (la couche superficielle habituellement visible du Soleil, hors éclipse, ou même durant les phases d’une éclipse partielle). C’est le cas des facules (zones plus brillantes où affleure le champ magnétique, qui favorise la convection et donc le chauffage) et des taches (zones en revanche où le champ magnétique est si intense qu’il bloque les mouvements convectifs et refroidit ainsi la photosphère).
L’éclipse est l’occasion de voir apparaître des régions encore plus extérieures du Soleil, normalement invisibles en dehors du phénomène ou bien visibles seulement à l’aide d’instruments spécifiques. Elles sont en effet trop ténues pour
pouvoir être perçues en présence de la très lumineuse photosphère.
La chromosphère est la couche inférieure la plus dense de l’atmosphère solaire, qui entoure la photosphère comme un mince liseré de couleur rouge. En raison, justement, de sa finesse, on ne la distingue que quelques secondes au début et à la fin de la totalité, car, le reste du temps, elle est toujours masquée par le disque noir de la Lune.
Les protubérances sont d’énormes masses d’hydrogène d’une chaleur extrême, qui jaillis sent de la chromosphère et qui s’étirent sur des dizaines et des centaines de milliers de kilo mètres dans la couronne. On peut les consldérer comme des inhomogénéités coronales, 100 fois plus denses et 100 fois plus froides que le milieu environnant. N’était la présence du champ magnétique solaire, elles auraient
tendance à se dissiper en peu de temps dans la couronne, alors qu’elles subsistent entre quelques heures (protubérances à évolution
rapide) et plusieurs mois (protubérances quiescentes). On pense qu’elles se forment par condensation du plasma coronal, de la même façon que les nuages dans notre atmosphère. Une protubérance quiescente moyenne mesure 200 000 km de long, 50 000 km de haut et 8 000 km de large (rappelons que le diamètre du Soleil équivaut à 1400000 km).
La couronne solaire est la vaste atmosphère de notre étoile. Sa luminosité ne représente qu’un millionième de celle de la photosphère. Elle apparaît comme une sorte d’auréole blanc bleuté autour du
Soleil ; de forme irrégulière et différente d’une éclipse à l’autre, ses dimensions oscillent entre deux et cinq diamètres solaires en fonction de la perspective. On distingue trois composantes. La première s’étend sur environ un demi-degré (un rayon solaire du bord) et porte le nom de couronne K (de l’allemand «Kontinuum»), ou couronne électronique, car sa lumière résulte de la diffusion du rayonnement photosphérique par les électrons coronaux. La seconde couvre jusqu’à deux rayons solaires du bord : on la désigne sous le
terme de couronne F du fait de la présence, dans son spectre, des raies sombres de Fraunhofer liées à l’absorption, par le gaz coronal, de la lumière provenant des couches solaires sous-jacentes ; sa brillance est le fruit de la diffusion du même
rayonnement photosphérique par la poussière de l’espace interplanétaire. La troisième composante, la plus faible, correspond à la
lumière émise par les atomes fortement ionisés près du Soleil.
On entend souvent dire que la forme de la couronne solaire varie selon le degré d’activité solaire, qui suit un cycle de onze ans avec des phases de minimum (taches solaires peu nombreuses, petites protubérances) et de maximum (grand nombre de taches, protubérances considérables) caractéristiques. Il est généralement admis que, durant les périodes d’activité maximale, la couronne offre un aspect fondamentalement symétrique et circulaire, avec des extensions radiales brillantes dans toutes les directions; et que près du minimum, elle se concentre en de longs jets s’étendant au niveau de l’équateur solaire. Une nouvelle et récente interprétation des configurations coronales impute cependant le changement d’apparence de la couronne solaire à une combinaison entre la rotation du Soleil et la rotation-inversion du champ magnétique de notre étoile. Dans cette hypothèse, la couronne solaire revêt la forme d’un disque irrégulier de matière assez dense, dont le plan est perpendiculaire à l’axe magnétique solaire. Mais ce dernier n’est pas fixe dans l’espace et tourne en à peu près 22 ans autour de l’axe de rotation du Soleil. Quand notre étoile se trouve au minimum de son activité, l’axe magnétique est pratiquement perpendiculaire à l’axe de rotation, tandis qu’en période de maximum les deux axes coïncident presque. Au milieu du cycle, soit tous les 11 ans environ, l’activité solaire connaît une autre phase de minimum, analogue à celle qui se déroule tous les 22 ans, avec un petit nombre de taches et des protubérances peu voyantes, mais avec une polarité inversée par rapport à la précédente : les pôles magnétiques nord et sud du Soleil s’intervertissent. Par conséquent, le véritable cycle de l’activité solaire ne dure pas 11, mais 22 ans. La couronne n’a donc plus un aspect circulaire et symétrique durant les périodes proches du maximum. On pensait qu’il en allait ainsi, car la couronne étant effectivement plus brillante vers la période d’activité solaire maximale, la lumière de la couronne interne, surexposée, venait recouvrir partiellement les longs jets de la couche coronale la plus externe. Seul l’emploi de filtres à intensité radiale différentielle ou bien d’autres techniques permettent, en phase de maximum, de percevoir nettement les jets et les plumes polaires qui concrétisent les lignes de force du champ magnétique, et que l’on croyait pouvoir déceler uniquement lors des périodes d’activité minimale.
Vidéo : Le cycle de saros
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