Saros
Modèle:Autre Le saros est, en astronomie, une période de Modèle:Unité ou lunaisons (environ Modèle:Unité) qui peut être utilisée pour prédire les éclipses de Soleil et de Lune.
Après cet intervalle d'un saros suivant une éclipse, le Soleil, la Terre et la Lune retrouvent approximativement la même configuration relative, et une éclipse presque identique se produit.
Historique
Le premier témoignage historique du saros est attesté chez les astronomes chaldéens<ref name="pinches" />. Le terme ne désigne cependant pas l'actuel saros, mais une période de Modèle:Nombre lunaires et n'a alors rien à voir avec les éclipses. Le terme akkadien « Modèle:Lang » signifie « cercle », « totalité », « horizon » ; comme nombre, il possède la valeur 3 600<ref name="akkadian" />. Le concept actuel de saros est connu dans le monde grec, en particulier par Hipparque, Pline l'Ancien<ref name="pline" /> et Ptolémée<ref name="ptolémée" />, mais sous des noms différents. Un calcul mécanique du cycle est présent dans la machine d'Anticythère.
Le terme actuel dérive du grec ancien Modèle:Lang (Modèle:Lang) et fut employé par l'astronome Edmond Halley en 1691 après l'avoir découvert dans la Souda, une encyclopédie byzantine de la fin du Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle<ref name="stephenson" />,<ref name="souda" />. L'ouvrage empruntait le mot aux Chroniques d'Eusèbe de Césarée, lui-même citant Bérose. Halley interprète ce terme de manière incorrecte : la Souda appelle « saros » une période de Modèle:Nombre lunaires sans rapport avec les éclipses. Bien que l'erreur de Halley ait été mise en évidence par Guillaume Le Gentil en 1756, le nom est resté en usage<ref name="rocher" />.
Définition
Pour qu'une éclipse se produise, il faut que la Lune soit située entre la Terre et le Soleil (pour une éclipse solaire) ou que la Terre soit située entre le Soleil et la Lune (pour une éclipse lunaire). Ceci ne peut se produire que lorsque la Lune est nouvelle ou pleine, événements contrôlés par la période synodique de la Lune, d'environ Modèle:Unité.
La plupart du temps toutefois, l'ombre de la Lune ou de la Terre ne se projette pas sur la surface de l'autre corps : une éclipse ne peut se produire que si les trois objets célestes sont « presque alignés ». Cette condition n'est réalisée que lors d'une pleine ou d'une nouvelle Lune se produisant près de l'écliptique, c'est-à-dire, à proximité de l'un des deux nœuds de l'orbite lunaire.
La période entre deux passages successifs au même nœud est donnée par le mois draconitique : Modèle:Unité. La combinaison de ces deux périodes produit des conditions propices à une éclipse tous les Modèle:Unité.
Cependant, pour que deux éclipses aient la même apparence et durée, les distances entre la Terre et la Lune, et entre la Terre et le Soleil doivent être les mêmes dans les deux cas. La nature de cette éclipse (complète ou annulaire) dépend de la distance entre Terre et Lune, et donc, de la position de la Lune par rapport à son périgée lunaire, qui correspond à son mois anomalistique. La période mise par la Lune pour parcourir une fois son orbite autour de la Terre et revenir à la même distance est donnée par le mois anomalistique : Modèle:Unité.
Le Saros est le temps au bout duquel les éclipses de Lune ou de Soleil seront « sensiblement les mêmes » que la fois précédente. Le saros est une période de Modèle:Nombre, soit Modèle:Nombre, Modèle:Unité (Modèle:Unité si l'intervalle contient Modèle:Unité) Modèle:Unité et Modèle:Unité - qui dérive de trois périodes de l'orbite de la Lune : le mois synodique, le mois draconitique et le mois anomalistique.
Calcul
Si S désigne la période de révolution synodique de la Lune (Modèle:Unité) et D sa période de révolution draconitique (Modèle:Unité), alors l'intervalle de temps d représentant le saros s'obtient en résolvant l'équation aux inconnues entières m et n par décomposition de réels en fractions continues : S×m = D×n.
On trouve ainsi que Modèle:Nombre draconitiques valent à peu près Modèle:Nombre synodiques, soit près d'un an (Modèle:Nombre), le rapport entre les deux étant de l'ordre de 12/13. Les approximations successives de la fraction continue sont 38 / 35 pour Modèle:Unité, 51 / 47 pour Modèle:Unité, 242 / 223 pour Modèle:Unité, 777 / 716 pour Modèle:Unité…
Lorsqu'on calcule ensuite ces durées en termes de mois anomalistique, on constate que l'un de ces rapports, 242 / 223, correspond à Modèle:Unité, soit « presque » un nombre entier, à moins de un pour cent près. C'est une coïncidence tout à fait remarquable pour une fraction impliquant des nombres aussi petits ; pour retrouver une précision comparable au pour cent près il faudrait pousser jusqu'à un rapport de Modèle:Unité / Modèle:Unité, pour un cycle de plus de Modèle:Unité.
La valeur précise de d ainsi obtenue est Modèle:Unité.
Position des éclipses analogiques
Après un saros, la Lune a terminé environ un nombre entier de mois synodiques (223), draconitiques (242, à Modèle:Unité près) et anomalistiques (239, à Modèle:Unité et Modèle:Unité près), et la géométrie Terre-Soleil-Lune est presque identique : la Lune présente la même phase, se situe au même nœud et à la même distance de la Terre. De plus, comme le saros dépasse de peu Modèle:Nombre (de Modèle:Nombre), la Terre est quasiment à la même distance du Soleil et l'orientation de son inclinaison reste à peu près la même<ref name="littmann" />. Si la date d'une éclipse est connue, une éclipse presque identique se produira alors un saros plus tard.
Un saros n'est pas un nombre entier de jours, mais comprend un intervalle résiduel de Modèle:Nombre et Modèle:Unité (environ ⅓ de jour). Du fait de la rotation de la Terre, cet intervalle conduit à un décalage d'environ 116° vers l'ouest entre deux éclipses distantes d'un saros.
Après trois saros, ce décalage ne sera plus que d'environ 13° vers l'est. Cette période de trois saros (Modèle:Unité, soit Modèle:Unité Modèle:Unité Modèle:Unité et Modèle:Unité), est appelée Modèle:Lang. La valeur de sa durée est très proche d'un nombre entier de jours (Modèle:Nombre), ce dernier compte permettant une bonne approximation dans le calcul des prévisions. Entre deux éclipses distantes d'un saros, une quarantaine d'autres éclipses se produisent, mais avec une géométrie différente.
Séries de saros
Le saros est basé sur le fait que Modèle:Nombre synodiques sont approximativement égaux à Modèle:Unité draconitiques et à Modèle:Unité anomalistiques.
Cette correspondance n'est pas parfaite, et la géométrie de deux éclipses distantes d'un saros diffère légèrement. En particulier, l'endroit où le Soleil et la Lune rentrent en conjonction se déplace vers l'ouest d'environ 0,5° par rapport aux nœuds lunaires à chaque saros, ce qui conduit à une série d'éclipses, appelée « série de saros », dont l'apparence change lentement.
Une série de saros débute par une éclipse partielle et, à chaque saros successif, la trajectoire de la Lune est décalée vers le nord (si l'éclipse se produit près du nœud descendant) ou vers le sud (pour le nœud ascendant). À un certain moment, les éclipses ne se produisent plus et la série se termine. Une série de saros dure entre Modèle:Unité et comporte entre Modèle:Unité (la plupart des séries en comprennent 71 ou 72). Entre 39 et 59 (généralement environ 43) éclipses d'une série donnée sont centrales, c'est-à-dire totales, annulaires ou hybrides, les autres étant partielles. À n'importe quel moment, environ Modèle:Nombre de saros distinctes se produisent.
Les séries de saros sont numérotées selon le type d'éclipse (solaire ou lunaire) et selon le nœud ascendant ou descendant<ref name="bergh" />,<ref name="liu" />. Pour les éclipses solaires, les numéros impairs correspondent aux éclipses se produisant près du nœud ascendant, les numéros pairs près du nœud descendant. Pour les éclipses lunaires, la numérotation est moins rigoureuse. L'ordre des séries est déterminé par la date à laquelle chaque série culmine, c'est-à-dire quand une éclipse est au plus près de l'un des nœuds. La série no 1 comprend par convention la première éclipse s'étant produite après 2000 Modèle:Av JC (qui n'était pas d'ailleurs la première de sa série). Les tables des séries comprennent toutes les éclipses solaires entre 2000 Modèle:Av JC et 3000<ref name="meeus" />,<ref name="espenak" />.
Exemple
Le Modèle:Lien (dont fait partie l'[[Éclipse solaire du 11 août 1999|éclipse solaire du Modèle:Date-]]) est une série de Modèle:Unité, débutant le Modèle:Date et se terminant le Modèle:Date-, soit une durée de Modèle:Unité<ref name="saros145" />. Les éclipses successives sont les suivantes :
- Modèle:Nombre partielles, du Modèle:Date au Modèle:Date ;
- Modèle:Nombre annulaire, le Modèle:Date ;
- Modèle:Nombre hybride, le Modèle:Date ;
- Modèle:Nombre totales, du Modèle:Date au Modèle:Date 2648 ;
- Modèle:Nombre partielles, du Modèle:Date- au Modèle:Date-.
Les quatre cartes suivantes illustrent quatre éclipses totales de cette série, distantes de chacune d'entre-elles d'un saros ; et couvrant en tout un exeligmos :
| Fichier:SE1999Aug11T.png [[Éclipse solaire du 11 août 1999|Éclipse solaire du Modèle:Date-]] Modèle:21e du Modèle:Nobr. |
Fichier:SE2017Aug21T.png [[Éclipse solaire du 21 août 2017|Éclipse solaire du Modèle:Date-]] Modèle:22e du Modèle:Nobr. |
Fichier:SE2035Sep02T.png [[Éclipse solaire du 2 septembre 2035|Éclipse solaire du Modèle:Date-]] Modèle:23e du Modèle:Nobr. |
Fichier:SE2053Sep12T.png Modèle:Lien Modèle:24e du Modèle:Nobr. |
Notes et références
Voir aussi
Bibliographie
- {{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Ouvrage
