Evolution de la longitude de l'opposition après un saros

Nous allons regarder comment évolue la longitude de l'opposition après une période d'un saros. L'écart entre le saros de 223 lunaisons « L » et les 242 révolutions draconitiques « G » est de moins 52 minutes de temps (- 0,03612 jour).

Aspect d'une suite longue d'éclipse de Lune

Les premières éclipses d'une suite longue sont faibles, car elles sont proches de l'arc A'B', donc loin du nœud. Ensuite, leur grandeur va croître jusqu'à ce qu'elles se produisent au voisinage du nœud, puis leur grandeur va décroître pour finir de nouveau faible au voisinage de l'arc BA. Pour une suite longue de 72 éclipses, si l'on respecte les pourcentages des différents types d'éclipses (environ 1/3 de chaque), on aura donc successivement 12 éclipses par la pénombre de grandeur croissante, puis 12 éclipses partielles par l'ombre, puis 12 éclipses totales de grandeur croissante (sur 650 ans), puis de nouveau 12 éclipses totales de grandeur décroissante, puis 12 éclipses partielles par l'ombre et enfin 12 éclipses par la pénombre de grandeur décroissante (sur 650 ans). Dans la pratique, les deux ou trois éclipses du milieu de la suite longue sont maximales, elles servent de transition entre la période de croissance et de décroissance des éclipses totales. On remarque que toutes les éclipses d'une suite ont lieu au même nœud. Si la suite longue a lieu au nœud descendant les latitudes célestes successives de la Lune croissent des latitudes négatives aux latitudes positives, les positions de la Lune par rapport aux cônes d'ombre et de pénombre de la Terre vont donc se déplacer du sud au nord. Inversement pour une suite longue au nœud ascendant les latitudes célestes successives de la Lune décroissent des latitudes positives aux latitudes négatives, les positions de la Lune par rapport aux cônes d'ombre et de pénombre de la Terre vont donc se déplacer du nord au sud. En réalité, dans les propos précédents, les directions nord et sud désignent le nord et le sud par rapport à l'écliptique et non par rapport à l'équateur terrestre, il faut bien se rappeler que l'écliptique est incliné par rapport à l'équateur terrestre.

Evolution en longitude terrestre

Nous avons vu que la période du saros n'est pas un nombre entier de jours, sa valeur est de 6585,32 jours. Donc entre deux éclipses homologues, la Terre n'a pas tourné d'un nombre entier de jour, les zones concernées par les éclipses ne sont donc pas les mêmes. En 0,32 jour, la Terre tourne d'environ 120°, les zones concernées par l'éclipse se déplacent donc d'environ 120° vers l'ouest. Comme une éclipse de Lune est visible, au moins durant une partie de sa durée, sur environ les deux tiers de la surface terrestre, il n'est pas surprenant que des éclipses homologues successives soient visibles d'un même lieu. Après trois saros, l'éclipse a même lieu sensiblement au même instant. Cela explique que la période de récurrence des éclipses (saros) soit plus facilement décelable, en un lieu, à travers les suites d'éclipses de Lune observées. Ce qui n'est pas le cas pour les éclipses de Soleil.

Evolution en latitude écliptique par rapport aux cônes d'ombre et de pénombre

Le dessin ci-dessus nous montre l'évolution des éclipses homogènes de Lune durant une suite longue de saros au nœud ascendant. Sur cette figure nous avons figée la longitude de la pleine Lune (opposition), ce sont donc les positions du nœud ascendant qui vont variées dans le sens direct par rapport à l'opposition au cours du temps. Nous avons représenté la position du nœud ascendant environ tous les 325 ans ainsi que les maxima des éclipses correspondantes c'est-à-dire les distances minimales entre le centre de la Lune et le centre des cônes.

Au début de la suite longue d'éclipse de Lune, le nœud se trouve en position N1, à l'ouest de l'opposition, la Lune va donc passer d'ouest en est devant le bord nord du cône de pénombre, les premières éclipses de la suite seront donc des éclipses par la pénombre passant au bord nord de la pénombre (éclipsant donc le sud de la Lune). 325 ans plus tard, le nœud ascendant de l'orbite lunaire est en N2, la Lune rencontre le bord nord du cône d'ombre, les éclipses de Lune sont donc partielles par l'ombre. 325 ans plus tard, le nœud ascendant N3 est confondu avec la longitude de l'opposition, c'est le cas idéal d'une éclipse totale centrale, puis nous avons une situation symétrique par rapport à l'opposition, c'est-à-dire un nœud en N4 correspondant à des éclipses partielles par l'ombre mais au sud du cône d'ombre (éclipsant le nord de la Lune), puis des éclipses par la pénombre au sud du cône de pénombre qui prennent fin après la dernière position N5 du nœud.

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Le tableau ci-dessous résume tous les cas possibles pour un doublet d'éclipses

Variation sur le fond d'étoile et dans l'année

Nous rappelons que d'un saros à l'autre, le Soleil, donc l'éclipse se décale d'environ 10,5° par rapport aux constellations zodiacales. Au cours d'une suite longue le soleil apparent effectue plus de deux tours complets d'orbite et l'on rencontre toutes les configurations liées au soleil apparent. Les éclipses parcourent les quatre saisons et cela deux fois.

Variation des types d'éclipses

Nous avons vu également que suite à l'écart entre un saros et 239 révolutions anomalistiques, la distance de la Lune à son périgée varie de 2,8° d'un saros à l'autre. Au cours d'une suite longue de 72 saros, les conjonctions lunaires liées aux éclipses homologues (donc la Lune) ne vont parcourir que 202° de l'orbite lunaire, soit un peu plus que la moitié. De plus durant les 48 éclipses centrales du saros, cet arc se réduit à 134°, il convient de comparer cette valeur avec les portions de l'orbite lunaire où les éclipses sont totales ou annulaires.

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On remarque que cette suite n'est pas complète, en effet le canon d'éclipse de l'IMCCE s'arrête en 2999, il y a probablement des éclipses de la suite qui sont postérieures à cette date. Malgré cela on dépasse la valeur moyenne de 72 éclipses. Et l'on est assez loin des valeurs moyennes, ainsi le nombre d'éclipses partielles de la partie croissante est de 21, la moyenne donne 12 ! On constate également que toutes les éclipses centrales sont des éclipses annulaires, donc l'arc parcouru par les conjonctions lunaires est au voisinage de l'apogée. L'éclipse du 31 mai 2003 est la première éclipse centrale de la partie croissante de la suite, on peut donc en déduire qu'elle a lieu après le passage au nœud et relativement longtemps après ce passage. De plus elle est proche d'un des pôles terrestre. On ne peut pas savoir si la suite est au nœud ascendant ou descendant de l'orbite lunaire. Pour cela il suffit de connaître la latitude de la Lune à la conjonction pour une seule éclipse de la suite. Cette longitude est positive pour l'éclipse du 31 mai donc cette suite longue est au nœud ascendant et l'éclipse du 31 mai 2003 est proche du pôle nord terrestre et les éclipses de la suite vont parcourir le globe terrestre du nord au sud. Les éphémérides de la Lune nous donnent les informations suivantes :

• le 28/05/2003 à 13h 04m 44s UT : la Lune à l'apogée (distance maximale à la Terre) d=406168 km, diam. app. =29.5'.
• le 30/05/2003 à 08h 32m 17s UT : la Lune passe par le nœud ascendant de son orbite, long. moyenne = +59° 30,9'.
• le 31/05/2003 à 04h 08m 18s UT : maximum de l'éclipse annulaire de Soleil.
• le 31/05/2003 à 04h 19m 51s UT : Nouvelle Lune.

On constate que le maximum de l'éclipse a bien lieu entre le passage et la conjonction, qu'il est proche de la conjonction (11m 33s) mais éloigné du passage au nœud (19h 36m 1s). L'éclipse est proche du passage de la Lune à l'apogée elle est donc annulaire.