Lors d’une Nouvelle Lune, l’hémisphère face à la Terre n’est plus illuminé.
La Lune ne devient donc visible que lors d’une éclipse solaire, moment auquel elle bloque le Soleil et se positionne exactement entre le Soleil et la Terre.
L’orbite de la Lune, cependant, est inclinée de plus de 5 % par rapport à l’écliptique, soit la trajectoire apparente du Soleil sur la sphère céleste.
Cela explique pourquoi une éclipse solaire ne se produit pas à chaque Nouvelle Lune, comme on pourrait le supposer.
En raison de l’inclinaison du plan orbital lunaire et du fait que cette inclinaison est plus grande que les diamètres apparents de la Lune et du Soleil, l’ombre de la Lune est régulièrement trop au nord ou trop au sud de telle sorte qu’elle échappe à la Terre.
Ce n’est que lorsque la Lune s’approche de l’écliptique à l’un de ses deux nœuds, où se produit une jonction entre le plan de l’écliptique et le plan de l’orbite de la Lune, qu’une éclipse solaire se produit.
Lorsque la Lune orbite dans son plan incliné, elle finit par croiser un nœud allant vers le sud.
Une éclipse solaire se produit si le Soleil et la Lune croisent le même nœud en même temps.
Entre deux Nouvelles Lunes successives, le Soleil se déplace (29,5 jours * 360 degrés / 346,62 jours (année de l’éclipse)) ou 30,67 degrés dans le ciel.
Cette valeur est inférieure à la valeur minimale de la limite de l’écliptique, soit 30,70 degrés, qui représente la plus grande distance de la Lune au nœud où doit se produire une éclipse.
Le Soleil se déplaçant le long de l’écliptique d’un degré par jour, cela conduit à une saison d’éclipse de 31 jours, qu’il serait impossible pour une Nouvelle Lune de rater au cours de sa période synodique de 29,5 jours.
Lorsque le Soleil traverse la limite de l’écliptique, il doit donc être rattrapé par une Nouvelle Lune.
La précession des nœuds lunaires présente cependant une complexité supplémentaire lorsqu’il s’agit de prédire les éclipses solaires.
En raison de l’attraction gravitationnelle différentielle exercée par le Soleil sur les côtés de l’orbite de la Lune, les nœuds précessionnent.
De ce fait, ils tournent et l’orientation du plan orbital lunaire change légèrement de direction au cours d’une période de 18,6 ans, après quoi les nœuds reviennent à leur position d’origine.
Cela permet une certaine périodicité des éclipses, dans la mesure où une configuration géométrique du Soleil, de la Lune et de la Terre se reproduit tous les 18,031 ans et qu’une éclipse se produisant à un moment donné se répétera 18,031 ans plus tard.
Une telle périodicité de 6585,3211 jours est plus communément connue sous le nom de cycle de Saros et c’est le temps qu’il faut pour que quatre périodes lunaires coïncident à nouveau, à savoir la période sidérale (le temps qu’il faut à la Lune pour accomplir une période orbitale par rapport aux étoiles), la période synodique (le temps entre deux Nouvelles Lunes successives), la période draconitique (le temps entre deux intersections lunaires successives du nœud ascendant), et enfin la période anormale (le temps entre deux périgées successifs).
Le cycle de Saros n’est cependant pas exact.
En raison de la période de précession lunaire de 18,6 ans qui n’est pas égale au cycle de Saros de 18,931 ans, la Lune change de position par rapport au fond d’étoiles fixes à chaque cycle.
De plus, chaque Saros ne représente pas un nombre entier de jours mais comprend également une fraction d’environ 1/3 de jour.
De ce fait, des éclipses successives se produisent 8 heures plus tard, déplaçant ainsi la trajectoire de l’éclipse de 120° vers l’ouest sur la surface de la Terre, un décalage qui s’harmonise après trois cycles d’éclipse de Saros, après quoi l’éclipse revient au même endroit vers l’est/l’ouest et pourrait être observé exactement dans la même partie du monde.
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