Éclipse lunaire

Mécanique et géométrie orbitale

Une éclipse lunaire se produit lorsque la Terre est située directement entre le Soleil and la Lune, projettant une ombre sur la surface lunaire.^[1][2][3][4] Cet arrangement géométrique ne peut avoir lieu que lors d'une pleine lune, lorsque la Lune est en opposition par rapport au Soleil pour un observateur terrestre.^[3][5] Parce que le corps illuminé par le Soleil de la Terre est infiniment plus grand que la Lune, la planète projette deux zones d'ombre distinctes dans l'espace : un cône central convergent d'ombre complète appelé l'ombre, et un cône extérieur en expansion d'ombre partielle connu sous le nom de pénombre.^[3][6] Le rayonnement solaire direct est entièrement bloqué dans l'ombre, tandis que la pénombre permet à des fractions variables de la lumière du Soleil d'éclairer les corps célestes qui la traversent.^[6][7]

Les éclipses lunaires ne se produisent pas à chaque pleine lune parce que le plan orbital de la Lune est incliné d'environ 5 degrés et 9 minutes par rapport au plan de l'écliptique de l'orbite terrestre autour du Soleil.^[5] Par conséquent, la Lune voyage généralement au nord ou au sud du cône d'ombre de la Terre lors de la pleine lune. Une éclipse ne peut se produire que lorsqu'une pleine lune coïncide avec le passage de la Lune à travers ou à proximité de l'une des deux intersections orbitales connues sous le nom de nœuds lunaires : le nœud ascendant ou le nœud descendant.^[3][5][8] La ligne reliant ces nœuds tourne de manière rétrograde sur la sphère céleste de 19,3 degrés par an, ce qui fait que la ligne des nœuds pointe à nouveau vers le Soleil tous les 173,31 jours, une durée désignée comme la moitié d'une année d'éclipses. Les éclipses ne se produisent que pendant les saisons d'éclipses, lorsque le Soleil semble passer près de l'un ou l'autre des nœuds de l'orbite de la Lune.

Le diamètre équatorial du Soleil est d'environ 109 fois celui de la Terre, de sorte que la Terre projette un cône d'ombre convergent de 1 384 584 kilomètres de long. À la distance moyenne de la Lune, soit 384 403 kilomètres de la Terre, l'ombre a un diamètre d'environ 9 200 kilomètres. En comparaison, le diamètre de la Lune est de 3 476 kilomètres, de sorte que l'ombre est environ 2,65 fois plus large que la Lune. Par conséquent, la Lune peut tenir entièrement à l'intérieur du cône d'ombre, maintenant une phase totale prolongée alors qu'elle se déplace le long de son orbite.^[3]

La Lune reste visible même lorsqu'elle est complètement immergée dans l'ombre de la Terre parce que les rayons solaires traversant tangentiellement l'atmosphère terrestre sont réfractés vers l'intérieur dans le cône d'ombre.^[9][10][11] Alors que la lumière du Soleil traverse cette couche atmosphérique dense, la diffusion de Rayleigh élimine préférentiellement les plus courtes longueurs d'onde, telles que la lumière violette et bleue, tout en permettant aux plus longues longueurs d'onde rouges et oranges de pénétrer.^{[8][10][11][12]} La réfraction dévie cette lumière restante vers l'intérieur jusqu'à 2,2 degrés, la dirigeant vers la surface lunaire éclipsée.^[10] La teinte qui en résulte varie du cuivre brillant au rouge brun foncé.^[11][13] L'obscurité et la couleur exacte de la totalité dépendent des niveaux d'aérosols et de poussières dans la stratosphère terrestre ; les grandes éruptions volcaniques qui injectent de lourds nuages de cendres dans la haute atmosphère, telles que l'éruption du mont Pinatubo en 1991, font paraître les éclipses totales inhabituellement sombres ou presque noires.^[13][14]

Classification et types

Les éclipses lunaires sont catégorisées en classes distinctes basées sur la trajectoire de la Lune à travers les zones d'ombre de la Terre. Ces classes comprennent les éclipses pénombrales, les éclipses partielles par l'ombre et les éclipses totales par l'ombre, ainsi que des sous-catégories spécialisées comprenant les éclipses centrales et les éclipses horizontales.^[15][16][17] La visibilité, la manifestation visuelle et les caractéristiques scientifiques varient considérablement selon ces formes.

Éclipse lunaire pénombrale

Une éclipse lunaire pénombrale a lieu lorsque la Lune traverse uniquement la pénombre de la Terre sans entrer dans l'ombre.^[15][16][17] Dans cette région, la Terre obstrue partiellement le disque solaire tel qu'il est vu depuis la Lune, provoquant une réduction subtile de la luminosité lunaire.^[15][17] Les éclipses pénombrales sont fréquemment indiscernables pour les observateurs visuels occasionnels ; un assombrissement de la surface lunaire ne devient généralement perceptible à l'œil nu que lorsqu'au moins 60 à 70 pour cent du diamètre de la Lune est immergé dans la pénombre, ce qui correspond à une magnitude pénombrale supérieure à 0,7.^[18][19][20] Lors d'une éclipse pénombrale partielle, seule une portion du disque lunaire pénètre dans la pénombre, tandis que lors d'une éclipse pénombrale totale, toute la Lune est immergée exclusivement dans la pénombre sans toucher la limite de l'ombre.^[15][16][18]

Les éclipses pénombrales totales sont des phénomènes rares parce que la largeur annulaire de la pénombre terrestre n'est que d'environ 11 pour cent supérieure au diamètre de la Lune.^[18][21] Par conséquent, la Lune doit suivre une trajectoire exacte à travers la pénombre pour éviter de toucher l'ombre d'un côté ou l'espace vide de l'autre. Les éclipses pénombrales totales représentent environ 3,2 pour cent de toutes les éclipses pénombrales, se produisant à un rythme moyen d'environ trois par siècle.^[16][22] Lorsqu'une éclipse pénombrale totale se produit, le limbe de la Lune le plus proche de l'ombre apparaît sensiblement plus sombre que le limbe opposé.^[18][22] La dernière éclipse pénombrale totale a eu lieu le 14 mars 2006, et la prochaine se produira le 29 août 2053.^[18][21][23]

Éclipse lunaire partielle

Une éclipse lunaire partielle se produit lorsque seule une portion du disque de la Lune entre dans le cône d'ombre de la Terre, tandis que la portion restante réside dans la pénombre ou complètement en dehors de l'ombre.^[16][18][24] La frontière entre l'ombre et la région illuminée crée un bord sombre incurvé et clairement défini à travers la surface lunaire.^[24] Parce que la Lune se déplace le long de son orbite à une vitesse moyenne d'environ 1,03 kilomètre par seconde (2 300 miles par heure), ce qui est légèrement supérieur à son diamètre par heure, les phases partielles peuvent s'étendre sur plusieurs heures.^[25] La durée maximale de la totalité dans les éclipses totales atteint environ 106 à 108 minutes, mais l'intervalle de temps total entre le premier contact du limbe lunaire avec l'ombre de la Terre et sa sortie finale lors d'événements partiels ou totaux peut atteindre jusqu'à 236 minutes.^[16][25][26]

Éclipse lunaire totale

Une éclipse lunaire totale se produit lorsque toute la surface visible de la Lune entre dans l'ombre de la Terre.^[16][17][27] Immédiatement avant le deuxième contact, le fin croissant du limbe lunaire qui reste exposé à la lumière directe du Soleil produit un éclat intense qui atténue visuellement les parties ombragées de la Lune.^[24][28] Une fois que la totalité commence et que la lumière directe du Soleil est complètement coupée, le disque lunaire apparaît uniformément éclairé par une lumière faible et réfractée, permettant aux étoiles d'arrière-plan de devenir visibles.^[24][28] Les bords de la Lune éclipsée apparaissent souvent plus brillants que la région centrale en raison de réflexions diffuses provenant de la topographie de surface irrégulière le long du limbe, une propriété visuelle analogue à la lumière se reflétant sur un tissu de velours drapé sur une surface incurvée.^[28]

Éclipse lunaire centrale

Lorsque la Lune passe directement par le centre géométrique de l'ombre de la Terre et touche le point antisolaire, l'événement est classé comme une éclipse lunaire centrale.^[29][30] Les éclipses centrales représentent 59,6 pour cent de toutes les éclipses lunaires totales.^[22] Parce que la Lune traverse la partie la plus large du cône d'ombre, les éclipses centrales présentent les durées de totalité les plus longues et l'obscurcissement le plus profond.^[29] L'excentricité orbitale fait varier la distance de la Lune entre le périgée à environ 356 400 kilomètres et l'apogée à 406 700 kilomètres. À l'apogée, la Lune se déplace à sa vitesse orbitale la plus basse, et comme la largeur de l'ombre ne diminue pas substantiellement sur cette plage orbitale, une éclipse coïncidant avec l'apogée lunaire produit la phase totale potentielle la plus longue.^[31]

Sélénélion

Un sélénélion, également appelé sélénohélion ou éclipse horizontale, se produit lorsque le Soleil et une Lune éclipsée sont visibles au-dessus des horizons opposés en même temps.^[32][33][34] Géométriquement, le Soleil, la Terre et la Lune sont alignés en ligne droite pendant la totalité, ce qui placerait les deux corps célestes sous des horizons opposés pour un observateur terrestre.^[32] Cependant, la réfraction atmosphérique courbe la lumière des deux corps, élevant leurs positions visuelles apparentes d'environ 0,5 degré par rapport à leurs véritables positions géométriques.^[32][35] Les observateurs stationnés à des points de vue élevés ou sur de hauts・sommets montagneux assistant au lever du soleil ou au coucher du soleil peuvent observer simultanément le Soleil levant et la Lune couchante totalement éclipsée.^[32][33]

Apparence visuelle et photométrie

Pour classer l'obscurité et l'apparence chromatique de la Lune éclipsée pendant la totalité, l'astronome français André Danjon a développé une échelle empirique allant de zéro à quatre.^[36] Selon l'échelle de Danjon, L égal à 0 désigne une éclipse très sombre où la Lune est presque invisible, en particulier au milieu de la totalité.^[36] Une valeur L de 1 correspond à une éclipse sombre avec une coloration grise ou brunâtre et des détails de surface lunaire à peine discernables.^[36] Un indice de L égal à 2 indique une éclipse rouge foncé ou rouille présentant une ombre centrale très sombre et une limite extérieure de l'ombre relativement brillante.^[36] Une note L de 3 représente une éclipse rouge brique où l'ombre est entourée d'une bordure jaunâtre.^[36] La note la plus élevée, L égal à 4, désigne une éclipse orange ou rouge cuivré vif caractérisée par un bord d'ombre bleuté.^[36] La note doit être attribuée au milieu de la totalité, bien que différents observateurs et divers emplacements de surface à travers la Lune puissent présenter différentes valeurs de Danjon lors de la même éclipse.

Pendant la totalité, les observateurs enregistrent souvent une bande bleue ou turquoise distincte le long de la frontière séparant l'ombre de la pénombre, un phénomène connu sous le nom de frange turquoise.^[37] Cette teinte bleue provient de l'absorption par l'ozone dans la haute stratosphère terrestre.^[37] La lumière du Soleil traversant la haute stratosphère traverse la couche d'ozone, qui absorbe la lumière rouge, de sorte que la lumière bleue restante est réfractée sur le bord de la Lune éclipsée.^[37] La bande bleue a été photographiée en Allemagne lors de l'éclipse lunaire totale du 4 mai 2007, et le 13 février 2008, NASA Science News a proposé le nom de frange turquoise pour celle-ci. Des mesures spectroscopiques et photographiques de ce bord bleu ont fourni une méthode pour calculer la distribution verticale et l'épaisseur de la couche d'ozone de la Terre.^[37][38][39]

La magnitude visuelle apparente de la Lune chute considérablement pendant une éclipse. Dans des conditions normales de pleine lune, la Lune brille à une magnitude visuelle d'environ moins 12,5, mais lors d'une éclipse totale centrale, sa luminosité chute à environ plus 2, représentant une réduction de luminance d'un facteur de 600 000. Au centre de l'ombre, l'intensité lumineuse chute d'un facteur de 1 à 2 millions. Après l'éruption du mont Pinatubo en 1991, certaines éclipses très sombres ont été observées, au cours desquelles la luminosité de la Lune peut chuter à environ plus 5, un facteur d'atténuation de 10 millions. Dans de telles conditions, la limite inférieure de l'illumination résiduelle est maintenue principalement par la lumière du Soleil provenant de la couronne solaire, qui n'est que partiellement occultée par le globe terrestre. Des éclipses exceptionnellement sombres se sont produites le 30 décembre 1963 et lors de deux éclipses totales en 1913, où la Lune éclipsée semblait disparaître entièrement du ciel nocturne.^[40][41][42]

La perception humaine et les capteurs photographiques rencontrent des défis optiques distincts lors des éclipses lunaires. Avant la totalité, la vision humaine perçoit l'ombre qui avance comme noire parce que le contraste élevé de la surface lunaire illuminée adjacente provoque un éblouissement visuel. En réalité, la partie ombragée devient rouge foncé dès le début, mais l'éblouissement cache cette couleur, qui se montre progressivement à mesure que l'éblouissement s'estompe. Il en va de même pour les caméras, qui ont tendance à restituer la partie la plus brillante de l'image, de sorte que dans les vidéos, la Lune semble ne devenir rouge qu'une fois qu'elle est assombrie. Une Lune presque totalement éclipsée qui montre encore un petit croissant blanc faiblement couronné à son bord est parfois dite montrer l'effet de l'ongle.

Étapes de contact et minutage

La progression chronologique d'une éclipse lunaire totale est structurée autour de sept points de contact standard qui marquent les rencontres géométriques entre le limbe lunaire et les limites de l'ombre terrestre.^[43] Le premier contact (P1) désigne le début de l'éclipse pénombrale, lorsque le limbe extérieur de la Lune touche pour la première fois le périmètre extérieur de la pénombre.^[43] Le deuxième contact (U1) désigne le début de l'éclipse partielle, se produisant lorsque le limbe lunaire touche la limite extérieure de l'ombre.^[43] Le troisième contact (U2) marque le début de la totalité, lorsque tout le disque lunaire est immergé dans l'ombre.^[43] L'éclipse maximale représente le moment de l'occultation maximale, lorsque le centre du disque lunaire atteint son approche angulaire la plus proche du centre de l'ombre.^[43] Le quatrième contact (U3) marque la fin de la totalité alors que le limbe avant de la Lune commence à sortir de l'ombre.^[43] Le cinquième contact (U4) désigne la fin de l'éclipse partielle lorsque le limbe de traîne dégage l'ombre.^[43] Enfin, le sixième contact (P4) marque la fin de l'éclipse pénombrale lorsque la Lune se dégage entièrement de l'ombre pénombrale.^[43]

Pendant les éclipses partielles, les contacts U2 et U3 ne se produisent pas, et dans les éclipses pénombrales, les contacts U1, U2, U3 et U4 sont entièrement absents.^[44] La durée théorique totale d'une éclipse lunaire de P1 à P4 peut atteindre environ 6 heures lorsque la trajectoire lunaire passe directement par le centre de l'ombre. La vitesse orbitale lunaire est en moyenne de 1,03 km/s, permettant à la phase totale de durer jusqu'à près de 107 minutes dans des conditions optimales.^[16][25] Les éclipses se produisant lorsque la Lune est proche de l'apogée ont leur totalité allongée parce que la Lune se déplace à sa vitesse orbitale minimale, tandis que les événements se produisant près du périgée présentent des durées totales plus courtes mais présentent des diamètres angulaires apparents de la Lune plus grands.^[31]

Les dimensions physiques de l'ombre de la Terre s'écartent systématiquement des projections purement géométriques en raison des effets atmosphériques terrestres et de l'aplatissement du globe.^[45] L'aplatissement polaire de la Terre réduit la parallaxe lunaire de 1/500 à une latitude moyenne de 45 degrés, tandis que la réfraction atmosphérique élargit le rayon effectif du cône d'ombre de 1/50, soit environ 2 pour cent.^[45] Cet élargissement de l'ombre, reconnu pour la première fois par l'astronome français Philippe de La Hire au début du XVIIIe siècle, rend la frontière de l'ombre diffuse et délavée plutôt que tranchante.^[45] Pour tenir compte de cet élargissement dans les éphémérides prédictives, les astronomes augmentent traditionnellement le rayon d'ombre calculé de 2 pour cent.^[45] Une méthode de calcul alternative, adoptée par le Bureau des Longitudes français dans la Connaissance des Temps, applique une correction atmosphérique différente qui se traduit par des magnitudes d'éclipse plus petites de 0,005 pour les éclipses par l'ombre et de 0,026 plus petites pour les éclipses pénombrales par rapport aux méthodes traditionnelles.^[46][47]

Calcul mathématique et éphémérides

La taille de l'ombre de la Terre (S) peut être exprimée en fonction de la parallaxe lunaire (Pl), de la parallaxe solaire (Ps) et du demi-diamètre solaire (Ss), par la relation S = Pl + Ps - Ss. Le rayon angulaire de la pénombre (P) à la distance de la Lune est exprimé par la formule P = Pl + Ps + Ss + (Pl / Sl), où Sl représente le demi-diamètre de la Lune.

Pour déterminer la distance angulaire exacte (sigma) entre la Lune et le centre de l'ombre de la Terre, les astronomes modernes utilisent un système de coordonnées sphériques dont l'axe polaire s'étend du Soleil à travers le centre de la Terre vers le point antisolaire.^[48] En utilisant les coordonnées équatoriales du Soleil (alpha_s, delta_s) et de la Lune (alpha_m, delta_m), les coordonnées de l'axe de l'ombre sont données par a = alpha_s + 180 degrés et d = -delta_s. La position de la Lune est normalisée à la distance Terre-Lune unitaire en utilisant les composantes cartésiennes x et y, où x = sin(delta_m) * cos(d) - cos(delta_m) * sin(d) * cos(alpha_m - a) et y = cos(delta_m) * sin(alpha_m - a).^[49] La séparation angulaire sigma est ensuite approximée par la formule sigma = sqrt(x^2 + y^2). La transformation entre les systèmes de coordonnées est exécutée en multipliant le vecteur de position unitaire lunaire par une matrice de rotation D dérivée des coordonnées solaires.^[50] Les temps de contact correspondent à des valeurs de séparation prédéterminées (L1, L2, L3) définies par les sommes et différences du rayon lunaire et des rayons d'ombre de l'ombre et de la pénombre (f1, f2), qui constituent les éléments bessels de l'éclipse lunaire.^[49]

Des algorithmes prédictifs historiques ont également été développés dans le monde islamique et en Asie du Sud. Dans le Zij-i Bahadurkhani, l'astronome Ghulam Hussain Jaunpuri a formulé des procédures analytiques pour calculer la visibilité et le minutage des éclipses.^[51] Jaunpuri a donné comme conditions pour qu'une éclipse lunaire soit observable que la Lune ne soit pas à plus de 12 degrés et 28 minutes d'un nœud orbital, et que l'événement ait lieu pendant la nuit, pas plus de 2 heures et 4 minutes après le lever du soleil, ou pas plus de 2 heures et 4 minutes avant le coucher du soleil.^[51] L'algorithme calcule les variables de temps k et T sur la base de l'année civile fractionnaire, évalue l'anomalie solaire moyenne M, l'anomalie lunaire moyenne M prime et l'argument de latitude de la Lune F, et établit un critère d'éclipse : si la différence entre F et le multiple le plus proche de 180 degrés est inférieure à 13,9 degrés, une éclipse est certaine, tandis qu'une différence supérieure à 21 degrés exclut une éclipse. Des équations trigonométriques auxiliaires fournissent des paramètres intermédiaires (C, S, v, u, p, t et n), qui déterminent le jour julien de la moitié de la totalité et calculent la durée de la totalité et de la partialité en utilisant des formules radicales impliquant p, t et v.^[52]

La profondeur d'une éclipse est quantifiée par sa magnitude, définie comme la fraction du diamètre lunaire obscurcie par l'ombre de la Terre le long de la ligne reliant le centre de l'ombre et le centre lunaire.^[18][53] Pour les éclipses par l'ombre, le diamètre de l'ombre est d'environ 2,63 fois le diamètre lunaire en moyenne, ce qui donne des magnitudes d'ombre allant de 0 à 1,815. Les valeurs entre 0 et 1 désignent des éclipses partielles, tandis que les valeurs égales ou supérieures à 1 désignent des éclipses totales.^[18] Pour les éclipses pénombrales, le rapport de la largeur pénombrale au diamètre lunaire est en moyenne de 1,03, produisant des magnitudes pénombrales entre 0 et 1 pour les événements pénombraux partiels et supérieures à 1 pour les événements pénombraux totaux.^[18] Dans l'astronomie ancienne et médiévale, telle que codifiée par Ptolémée dans l'Almageste, les magnitudes des éclipses étaient mesurées en chiffres d'éclipse, 12 chiffres représentant une couverture totale du disque lunaire.^[54][55][56]

Périodicité et cycles

La survenue des éclipses lunaires est régie par des cycles orbitaux, produisant entre deux et cinq éclipses lunaires chaque année civile lorsque les événements pénombraux sont inclus.^[57][58][59] Si l'on ne considère que les éclipses par l'ombre, le compte annuel varie de zéro à trois.^[1][60][61] Le XXIe siècle compte 228 éclipses lunaires, comprenant une moyenne de 2,28 éclipses par an, dont 85 sont totales, 57 sont partielles et 86 sont pénombrales.^[18][57][62] Sur un canon de 5 000 ans s'étendant de 2000 av. J.-C. à 3000 apr. J.-C., 36,3 pour cent de toutes les éclipses lunaires sont pénombrales, 34,9 pour cent sont partielles par l'ombre et 28,8 pour cent sont totales par l'ombre.^[22]

Les occurrences d'éclipses se répètent dans des séquences prévisibles régies par le cycle du Saros, une période reconnue depuis l'Antiquité par les astronomes babyloniens.^[63][64] Le Saros découle d'une résonance numérique entre trois périodes orbitales lunaires : 223 mois synodiques (le cycle des phases lunaires, totalisant 6 585,32 jours), 242 mois draconiques (le cycle de passage des nœuds, totalisant 6 585,36 jours) et 19 années d'éclipses (le passage du Soleil par le même nœud, totalisant 6 585,78 jours).^[65] Ces périodes se synchronisent étroitement à 6 585,3 jours, ce qui équivaut à 18 années civiles, 11 jours et environ 8 heures (ou 10 jours et 8 heures si la période contient 5 années bissextiles).^[63][64] Au cours d'une période du Saros, environ 70 à 71 éclipses se produisent, dont 28 ou 29 sont lunaires et 42 ou 43 sont solaires.^[66]

Sur des échelles de temps plus courtes, les éclipses se produisent dans des cycles semestriels, qui servent d'unité structurelle fondamentale des séries d'éclipses. Après une éclipse, la Lune atteint à nouveau la pleine phase un mois synodique plus tard, mais la distance au nœud orbital est généralement trop grande pour permettre une autre éclipse. Après six lunations (environ 177 jours), la Lune arrive près du nœud opposé, produisant une autre éclipse si la distance nodale angulaire est inférieure à la limite d'éclipse. Parce que six lunations sont légèrement plus longues que la moitié d'une année d'éclipses (173,31 jours), le passage du nœud à la pleine lune arrive avec environ quatre jours de retard chaque semestre, déplaçant la distance nodale d'environ 4 degrés le long de l'écliptique. Un cycle semestriel contient 8 à 10 éclipses lunaires et dure environ quatre ans ; la pleine lune s'approche du nœud, atteint sa plus petite distance par rapport à lui dans l'éclipse la plus visible du cycle, puis s'éloigne à nouveau, avec des éclipses pénombrales peu visibles au début et à la fin.

Les canons historiques astronomiques, y compris les calculs de Theodor von Oppolzer couvrant la période de 3 369 ans entre 1207 av. J.-C. et 2162 apr. J.-C., enregistrent 8 000 éclipses solaires et 5 200 éclipses lunaires, confirmant que les éclipses solaires dépassent en nombre les éclipses lunaires à l'échelle mondiale dans un rapport d'environ trois pour deux.^[61][67][68] Néanmoins, les éclipses lunaires sont beaucoup plus fréquemment observées depuis n'importe quel emplacement géographique spécifique parce que chaque éclipse lunaire est visible dans tout l'hémisphère nocturne de la Terre, tandis que les éclipses solaires totales tracent des trajectoires au sol étroites dépassant rarement 270 à 300 kilomètres de largeur.^{[5][61][64][69]} La modélisation computationnelle moderne de la NASA a atteint une grande précision, bien que les recalculs historiques aient parfois révisé les prédictions antérieures ; par exemple, en 1989, la NASA a publié une éclipse pour août 2016 que des modèles de 2009 ultérieurs ont prouvé ne pas devoir se produire, tandis qu'une éclipse inexistante en février 1951 a été corrigée de la même manière.^[70][71]

La durée maximale d'une éclipse lunaire totale est atteinte lorsque la Lune est proche de l'apogée et passe de manière centrale à travers l'ombre de la Terre.^[31] La plus longue éclipse lunaire totale a eu lieu le 31 mai 318 apr. J.-C., avec une phase totale durant jusqu'à 1 heure et 47 minutes.^[72] À l'ère moderne, des éclipses totales de longue durée notables se sont produites le 16 juillet 2000 (1 heure 46 minutes à 1 heure 47 minutes), le 6 juillet 1982 (1 heure 46 minutes) et le 27 juillet 2018 (1 heure 43 minutes).^{[26][73][74][75]} Une prochaine éclipse centrale totale le 26 juin 2029 devrait durer 1 heure et 42 minutes, au cours de laquelle le centre du disque lunaire passera presque précisément par le centre du cône d'ombre de la Terre tandis que la Lune est proche du périgée.^[26] Le 21 décembre 2010, une éclipse lunaire totale a coïncidé avec le solstice d'hiver pour la première fois en 372 ans, un alignement qui se reproduira le 21 décembre 2094.^[76]

Pratique d'observation et astrophotographie

Contrairement aux éclipses solaires, qui nécessitent des filtres optiques certifiés pour éviter les lésions rétiniennes, les éclipses lunaires peuvent être observées en toute sécurité à l'œil nu, avec des jumelles ou des télescopes parce que la Lune éclipsée reflète une lumière solaire atténuée qui est plus sombre qu'une pleine lune normale.^[77][78] Les astronomes amateurs peuvent utiliser les éclipses lunaires pour observer des occultations d'étoiles faibles, et même de planètes et d'astéroïdes, ce que la grande différence de luminosité rend autrement impossible. Les observateurs au télescope placent parfois un filtre cyan transparent sur l'oculaire du télescope pour supprimer la lumière rouge, ce qui accentue les subtiles gradations de couleur bleue et verte à l'intérieur de l'ombre et améliore la netteté de la frontière de l'ombre.^[79]

Lors de la photographie d'une éclipse lunaire, la différence de luminosité entre la partie de la Lune éclairée directement par le Soleil et la partie située dans l'ombre peut s'étendre sur vingt crans d'exposition, plus qu'une seule exposition ne peut en capturer. Le temps d'exposition (t) en secondes peut être calculé à partir du nombre f de l'ouverture de l'objectif (k), de l'indice d'exposition ISO (S_i) et de la valeur d'exposition de la scène (EV) en utilisant la formule t = 100 * (k^2 / (2^EV * S_i)).^[80] Lors de l'utilisation d'un trépied stationnaire, le temps d'exposition maximal (t_max) avant que le mouvement diurne lunaire ne provoque un flou perceptible est estimé par la règle empirique t_max = alpha / 6, où alpha est le champ de vision de l'objectif de l'appareil photo en degrés.^[81] Les photographies remplissant le format prises avec des téléobjectifs (champ de vision de 0,7 degré) nécessitent des expositions inférieures à un dixième de seconde à moins d'être montées sur un entraînement de suivi équatorial motorisé.^[81][82] Pour gérer le bruit du capteur numérique et le chauffage thermique lors de longues expositions, les photographes utilisent le refroidissement actif du capteur, le bracketing d'exposition à grande dynamique et un logiciel d'empilement d'images pour combiner plusieurs images en images composites.^[83] La température de couleur peut être réglée à environ 4 100 kelvins, la valeur de blanc neutre de la lumière réfléchie par la pleine lune, tandis que des valeurs plus élevées telles que les 5 500 kelvins de la lumière directe du soleil donnent des images avec une composante rouge plus forte.

Vue depuis la surface lunaire

Du point de vue d'un observateur ou d'un instrument situé sur la surface lunaire, une éclipse lunaire terrestre correspond à une éclipse solaire totale au cours de laquelle la Terre occulte le Soleil.^[3][84][85] Parce que le diamètre apparent de la Terre dans le ciel lunaire est environ quatre fois plus grand que le diamètre du Soleil, la planète bloque complètement la lumière directe du Soleil pendant des heures.^[3][86] Au lieu de disparaître, le disque sombre de la Terre est entouré d'un brillant halo rouge-orange produit par la lumière du Soleil se réfractant à travers tout le périmètre de l'atmosphère terrestre, correspondant à tous les levers et couchers de soleil se produisant simultanément sur Terre.^[11][84][85]

Cette vue a été documentée par des engins spatiaux robotisés sur et autour de la Lune. Le 24 avril 1967, la caméra de télévision à bord de l'atterrisseur lunaire Surveyor 3 a enregistré la Terre éclipsant le Soleil depuis la surface lunaire.^[84][85] Le 9 février 2009, l'orbiteur lunaire japonais SELENE (Kaguya) a filmé le Soleil éclipsé par la Terre depuis son orbite autour de la Lune.^[85] Parce qu'il a filmé depuis la pénombre, le Soleil n'était pas complètement caché, mais un effet de bague de diamant produit par a été observé.^[87] En 2025, l'atterrisseur Blue Ghost Mission 1 a capturé des images en couleur d'une éclipse terrestre depuis la surface lunaire.^[88]

L'interruption du rayonnement solaire pendant la totalité produit un choc thermique extrême sur la surface lunaire. Parce que la Lune manque d'atmosphère pour retenir la chaleur, les températures de surface en plein soleil dépassent 130 degrés Celsius.^[89] Lorsque l'ombre de la Terre balaie le paysage lunaire, la température de surface plonge rapidement en dessous de moins 99 degrés Celsius, entraînant une chute de température d'environ 229 degrés Celsius en environ une heure et demie.^[89] Une fois que la totalité prend fin et que le soleil direct revient, la température de surface rebondit à son niveau d'origine avec la même vitesse.^[89] Le drame visuel d'une Terre éclipsée vue de la Lune a également inspiré des artistes spatiaux, notamment Lucien Rudaux, Ludek Pesek, Chesley Bonestell et David Hardy, dont les peintures représentent le paysage lunaire rouge cuivré incandescent sous la silhouette sombre de la Terre couronnée par la réfraction atmosphérique, la couronne solaire et la lumière zodiacale.^[84][85]

Jalons historiques et scientifiques

Les éclipses lunaires ont servi de preuves d'observation fondamentales dans l'histoire de la science. Au IVe siècle av. J.-C., le philosophe grec Aristote a démontré que la Terre est sphérique en observant que l'ombre portée sur la Lune lors d'une éclipse lunaire est toujours circulaire, un résultat qui ne pouvait être produit que par un corps sphérique indépendamment de la géométrie de l'éclipse.^[90][91][92] Aristarque a été le premier à essayer de calculer les tailles et les distances entre la Terre, la Lune et le Soleil à partir d'une éclipse lunaire ; il a constaté que le Soleil est beaucoup plus loin de la Terre que la Lune et beaucoup plus grand que la Lune, et a conclu que le Soleil, et non la Terre, devait être considéré comme le centre de l'univers.^[92] L'astronome grec Hipparque, qui a vécu de 180 à 125 av. J.-C., a calculé la taille de la Lune et sa distance par rapport à la Terre en observant l'ombre de la Terre lors d'une éclipse lunaire. Dans la Rome antique, Lucrèce a examiné les mécanismes physiques potentiels des éclipses dans De rerum natura, envisageant à la fois le passage de corps célestes obscurs et l'assombrissement intrinsèque.^[93] L'historien romain Tacite a enregistré que lors de la mutinerie des légions pannoniennes en 14 apr. J.-C. suivant la mort d'Auguste, une éclipse lunaire soudaine le 27 septembre a terrifié les soldats rebelles, qui ont interprété l'obscurcissement de la Lune comme un présage de mécontentement divin ; leur commandant, Drusus, qui ne partageait pas leurs croyances, a cherché à tirer parti de leur peur.^[94][95]

Dans la Chine ancienne, les plus anciens registres survivants d'éclipses lunaires apparaissent sur des inscriptions sur os oraculaire de la dynastie Shang de la fin du deuxième millénaire av. J.-C..^[96][97] La compréhension théorique a progressé pendant la dynastie Han, lorsque l'astronome Zhang Heng (78–139 apr. J.-C.) a expliqué que les éclipses lunaires se produisent lorsque la Terre obstrue la lumière du soleil voyageant vers la Lune, désignant l'ombre de la Terre comme l'anxu (vide sombre).^[98] Au Japon, les annales impériales ont documenté des éclipses, avec des mentions précoces dans le Nihon Shoki enregistrant des éclipses pendant les règnes de l'impératrice Kogyoku (dans la deuxième année de son règne) et de l'empereur Tenmu (dans la neuvième année de son règne), tandis que le courtisan Kujo Kanezane a enregistré des prières solennelles pendant les éclipses médiévales dans son journal Gyokuyo.^{[99][100][101]}

Lors de son deuxième voyage à Hispaniola, Christophe Colomb a observé l'éclipse lunaire du 14–15 septembre 1494 et, en comparant les heures de son début et de sa fin avec celles enregistrées dans les tables de Granollachs, a déduit la longitude. Une décennie plus tard, lors de son quatrième voyage, Colomb et son équipage ont fait naufrage en Jamaïque en 1504.^[102][103] Lorsque les habitants indigènes ont cessé de fournir des vivres, Colomb a consulté l'almanach astronomique d'Abraham Zacuto, l'Almanach Perpetuum, et a prédit l'éclipse lunaire totale du 29 février (ou 1er mars) 1504.^[102][103] Il a informé les chefs indigènes que Dieu était mécontent de leur refus de fournir des provisions et le démontrerait en enlevant la Lune.^[103] Lorsque la Lune est devenue sombre et rougeâtre, la population indigène terrifiée a repris l'approvisionnement de l'équipage espagnol.^[102][103]

Juan Lopez de Velasco, nommé cosmographe en chef du roi Philippe II d'Espagne en 1572, a rédigé à la demande du roi des règles pour l'observation correcte de l'éclipse lunaire de 1577 en Espagne et dans les Amériques et a conçu un instrument spécial pour l'observer, envoyant un modèle afin qu'il puisse être construit partout ; les observations ont permis de fixer la longitude de nombreux endroits. En 1577, Philippe II a envoyé le Valencien Joan Jacme Ferrer au Mexique et aux Philippines pour calculer leur longitude. Les éclipses totales sont utilisées en géodésie spatiale pour relier les réseaux trigonométriques continentaux, et les occultations d'étoiles par la Lune sont utilisées dans le même but. Les perceptions publiques des éclipses attirent toujours des revendications astrologiques concernant les effets sur la santé, telles que la notion de couloirs d'éclipse dangereux, mais Rouslan Kochelev, médecin dans un institut de recherche clinique régional de Moscou, a déclaré que, du point de vue de la physique, de la chimie et de la médecine, une éclipse lunaire n'a aucun effet direct sur la santé humaine, et les spécialistes de la NASA ont décrit le lien établi entre les couloirs d'éclipse et le malheur comme un exemple de biais de confirmation.^{[104][105][106][107]} Des affirmations non fondées circulent parfois dans la presse, comme de fausses informations publiées par plusieurs médias ukrainiens le 27 mai 2018 concernant une éclipse lunaire prétendument due ce jour-là.^[108][109]

Croyances culturelles et traditions religieuses

De nombreuses cultures ont développé des mythologies interprétant les éclipses lunaires comme des animaux célestes consommant la Lune. Les Égyptiens de l'Antiquité considéraient l'éclipse comme une truie noire avalant l'orbe lunaire pendant une brève période.^[110][111] Dans la mythologie maya, on croyait qu'un jaguar cosmique dévorait la Lune, tandis que le folklore chinois traditionnel comprenait des contes d'un crapaud mythique à trois pattes nommé Chan Chu avalant le satellite.^[110][112] Les Incas croyaient de même qu'un jaguar céleste attaquait et mangeait la Lune, produisant son aspect rouge sang.^[111][113] Craignant que le jaguar ne descende sur Terre pour dévorer les animaux terrestres après avoir fini la Lune, les communautés incas criaient, lançaient des lances vers le ciel et battaient intentionnellement leurs chiens pour les faire hurler, croyant que les cris des créatures innocentes évoqueraient la pitié du créateur suprême Illa Tiqsi Wiracocha et chasseraient la bête.^[111][114]

Dans le folklore chinois, les éclipses étaient communément attribuées à un dragon céleste ou à d'autres bêtes sauvages mordant la Lune, incitant les citoyens à sonner des cloches, à battre des gongs et à faire de grands bruits pour effrayer le prédateur.^[115][116] Jusqu'au XIXe siècle, la marine chinoise a fait feu de son artillerie de bord pendant une éclipse lunaire pour effrayer la créature céleste.^[117][118] En chinois, une éclipse lunaire est populairement appelée le tiangou mangeant la lune.^[119] Le Xieji Bianfang, citant le Shuyao Li, décrit le Tiangou comme une divinité maligne dans la Lune, et un compte rendu soutient à partir de là que l'expression est une erreur moderne et que la Chine ancienne ne parlait que du Tiangou mangeant le Soleil, bien que l'expression apparaisse dans la poésie chinoise et coréenne plus ancienne. Au Vietnam, une pratique folklorique appelée sauver la Lune consistait à battre des gongs en bois et à lancer des pierres pour chasser ce que les gens croyaient être un chien céleste ou un ours mangeant la Lune.

Dans la Mésopotamie ancienne, les éclipses lunaires étaient perçues comme une agression contre la Lune par sept démons.^[113][120] Parce que la cosmologie religieuse mésopotamienne liait étroitement les phénomènes célestes à la gouvernance terrestre, et parce que le roi représentait tout le pays, une attaque contre la Lune était considérée comme une menace mortelle directe pour le monarque.^[113][120] Pour protéger le véritable souverain, les Mésopotamiens ont institué le rituel du roi suppléant (sar puhi), plaçant un substitut temporaire sur le trône pour absorber le présage divin tandis que le vrai roi se cachait.^[113][120] Une fois l'éclipse terminée et le danger passé, le roi suppléant était fait disparaître, probablement par empoisonnement.^{[111][113][120]}

Dans la tradition hindoue, les éclipses lunaires ont été expliquées à travers le mythe de Rahu, raconté dans le Bhagavata Purana entre autres textes et se déroulant pendant le barattage de l'océan de lait. Lorsque les demidieux et les démons ont baratté l'océan pour obtenir le nectar d'immortalité (amrita), le démon Rahu a pris la forme d'un demidieu pour recevoir une part. Le dieu de la Lune Soma, ou dans un autre récit le Soleil et la Lune, a reconnu la supercherie, et Vishnu a tranché la tête de Rahu avec son Sudarshana Chakra. Parce que Rahu avait déjà le nectar dans sa bouche, sa tête est devenue immortelle et est restée dans le ciel ; la tête et le corps sont devenus connus sous le nom de Rahu et Ketu, qui en astronomie correspondent aux deux points où se croisent les chemins du Soleil et de la Lune. En guise de vengeance, Rahu poursuit et avale continuellement le Soleil et la Lune, mais parce que sa gorge est tranchée, les corps célestes finissent par réapparaître.^[121] Les éclipses sont considérées comme spirituellement de mauvais augure (ashubha), incitant les hindous dévots à rester à l'intérieur et à se baigner dans le fleuve sacré du Gange par la suite pour obtenir la purification.^[122]

Les musulmans ont pour instruction d'accomplir une prière de congrégation dédiée lors d'une éclipse lunaire, connue sous le nom de Salat al-Khusuf ou Salat al-Ayat (la prière des signes).^[123][124] Dans la jurisprudence chiite, réciter la Salat al-Ayat lors d'une éclipse lunaire est un devoir obligatoire (wajib) pour tous les croyants adultes résidant dans la région de visibilité, tandis que dans la tradition sunnite, elle est classée comme une pratique sunnah emphatique.^[123][124]

Dans les Écritures juives, le prophète Joël mentionne les éclipses lunaires et solaires comme des signes de la fin des temps : Le soleil sera changé en ténèbres, et la lune en sang, avant l'arrivée du jour de l'Éternel, de ce jour grand et terrible.^[125] Dans le Talmud babylonien (traité Sukkah 29a), une éclipse de la Lune est décrite comme un mauvais présage pour Israël parce que le calendrier juif calcule les mois par les cycles lunaires, et la Lune est associée allégoriquement à Jacob.^[126][127] Cependant, le Talmud nuance cela en citant l'ordre de Jérémie de ne pas craindre les signes célestes, expliquant qu'Israël n'a rien à craindre des phénomènes célestes lorsqu'il accomplit les commandements divins.^[126][128] Dans son livre Be'er ha-Golah, le Maharal a demandé comment le Talmud pouvait lier les éclipses au péché humain alors qu'elles suivent le mouvement des luminaires et que leurs heures sont connues par le calcul, et a répondu par son principe de la cause de la cause : le mouvement des luminaires est la cause proche, mais parce que le monde contient le péché, Dieu n'a pas donné dès le début de la création aux luminaires une lumière qui ne pouvait pas être éclipsée. En revanche, l'érudit juif italien du XIXe siècle Samuel David Luzzatto (Shadal) a affirmé dans son commentaire sur la Genèse que traiter les éclipses célestes comme des présages surnaturels était une erreur païenne, arguant que Moïse et Jérémie ont enseigné que les éclipses sont des lois naturelles établies par décret divin.^[129] Les avis halakhiques divergent quant à savoir s'il faut réciter la bénédiction Oseh Ma'aseh Bereshit en assistant à une éclipse lunaire, de nombreuses autorités s'y opposant parce que les sources traditionnelles ont historiquement associé l'événement à un présage de malheur.^{[130][131][132]}

Diverses traditions folkloriques régionales interprètent les éclipses lunaires à travers des récits localisés. Les Hupas du nord de la Californie croyaient que la Lune entretenait un foyer de vingt épouses et une ménagerie de lions et de léopards ; lorsque la Lune ne fournissait pas assez de nourriture, les bêtes l'attaquaient, le faisant saigner jusqu'à ce que ses épouses interviennent pour soigner ses blessures.^[111] Le peuple Batammaliba du Togo et du Bénin considère une éclipse comme une querelle entre le Soleil et la Lune, se rassemblant pendant l'événement pour résoudre les conflits interpersonnels humains et faire la paix avec les ennemis.^[111] Dans la croyance bachkiire, une éclipse signifiait que la Lune avait été offensée ou rendue malade par les péchés humains, de sorte que les gens faisaient crier les enfants et le bétail, dans la croyance que la Lune aurait pitié des créatures sans péché et retournerait dans le ciel ; dans d'autres légendes, la Lune avait été volée par des êtres maléfiques, et les gens battaient le fer, tiraient des coups de feu et priaient pour les effrayer. Au Burkina Faso, la tradition populaire soutient qu'un chat cosmique a attrapé la Lune (djakouma ye kalo mine), incitant les communautés à jouer des instruments de musique et à chanter des supplications exhortant le chat à la relâcher.^[133][134] Le folklore bulgare traditionnel soutenait que les sorcières et les vagabonds utilisaient la magie pour traîner la Lune vers la Terre afin de récolter des connaissances surnaturelles.^[135] Dans la culture occidentale moderne, l'auteur évangélique John Hagee a popularisé la prophétie de la Lune de sang vers 2014–2015, affirmant que quatre éclipses lunaires totales consécutives sans éclipses partielles intermédiaires (une tétrade lunaire) présageaient des catastrophes mondiales.^{[136][137][138][139]} Dans la littérature et les arts contemporains, la lune de sang a inspiré la poésie des écrivains baléares Miquel Lopez Crespi et Joan Francesc Lopez Casasnovas, ainsi que la prémisse de la série télévisée de Netflix de 2022 If Only (Si j'avais su).^{[140][141][142][143]}

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44. 大陽光經過地球大氣層會發生散射，好似黃、綠、藍、靛、紫等色嘅光線波長比較短，喺大氣中受到嘅散射影響比較大，紅色嘅光線波長比較長，受到散射嘅影響唔大，可以通過大氣層穿透出去，折射到匿喺地球影子後面嘅月亮上而；此外，由於大氣層嘅灰塵同埋雲嘅含量同位置唔同，光線偏折程度會有唔同，因此月全食嘅月球係暗紅、紅銅、或者橙色。同樣道理，由於大氣層嘅散射，朝陽同夕陽唔係白色，而根據高度因為大氣散射程度不同，呈現橙色或紅色。
45. Numerosi sono i testi che parlano di questo aspetto, fra di essi si ricorda per la semplicità e al contempo rigore espositivo: Alfonso Fresa. La luna, Milano, Hoepli 1952. Teoria elementare delle eclissi, p. 236 e seguenti.
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47. Vedasi ad esempio quello della The International Occultation Timing Association
48. Dass der Scheitel des Sehwinkels bei Beobachtung von der Erdoberfläche aus ein anderer ist, bedeutet einen vernachlässigbaren Unterschied.
49. P. Kenneth Seidelmann: Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, 2nd ed. 1992 Seite 467–470 und 428–430
50. Die erste Drehung erfolgt um die alte Z-Achse mit {\displaystyle \gamma =a=\alpha _{s}+\pi }. Die zweite Drehung erfolgt um die neue y-Achse mit {\displaystyle \beta =\pi -d=\pi +\delta _{s}}. Die Drehung um die neue z-Achse entfällt: {\displaystyle \alpha =0}.
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