Quand le disque lunaire masque le Soleil aux yeux d'un observateur terrestre, on parle d'occultation du Soleil par la Lune ou plus couramment d'éclipse de Soleil. Ce phénomène ne peut se produire qu'à la nouvelle Lune et à condition que Terre, Lune, Soleil soient parfaitement alignés.
1 - Un observateur terrestre verra une éclipse de Soleil si, lors de l'occultation, il se trouve situé à l'intérieur du cône d'ombre ou de pénombre. Comme la Lune a des dimensions inférieures à celle de la Terre (environ d'ordre 4), le fin pinceau du cône d'ombre de la Lune ne délimite sur Terre qu'une zone étroite de quelques centaines de kilomètres.
La Lune est plus ou moins proche de la Terre
(en effet, son orbite est elliptique); c'est la raison pour laquelle la Lune
nous apparaît plus ou moins grosse, mais aussi masque complètement ou partiellement
le Soleil lors d'une éclipse.
Selon que la distance Terre-Lune
est plus ou moins grande, il peut y avoir éclipse totale ou seulement éclipse
annulaire (cf. figure ci-dessus où la variation de la distance Terre-Lune a
été exagérée).
2 - Les éclipses de Soleil existent car la Lune est juste assez grande, angulairement parlant (elle a environ le même diamètre apparent que le Soleil), pour occulter le Soleil lorsqu'elle s'interpose entre lui et la Terre.
Si la Lune tournait dans le plan de l'orbite terrestre (écliptique), il y aurait une éclipse de Soleil à chaque nouvelle Lune. Ce n'est pas le cas (plan de l'orbite lunaire incliné d'environ 5° par rapport à l'écliptique). Il ne peut y avoir occultation du Soleil par la Lune que si, à la nouvelle Lune, la Terre, la Lune et le Soleil sont parfaitement alignés, c'est-à-dire si la Lune est dans le plan de l'écliptique.
Observation des éclipses
Aujourd'hui, l'observation scientifique des éclipses solaires est extrêmement précieuse : elle fournit des informations sur la façon dont les variations minimes du Soleil modifient le temps sur Terre et sur la manière dont les scientifiques peuvent améliorer la prévision des éruptions solaires.
En outre, de nombreux problèmes astronomiques ne peuvent être étudiés que pendant une éclipse totale du Soleil, par exemple la taille et la composition de la couronne solaire (en raison de l'éclat important du disque solaire et de l'illumination de l'atmosphère terrestre par le Soleil en temps normal), ou l'action du champ gravitationnel solaire sur la courbure des rayons lumineux passant à proximité du Soleil.
Il existe un autre type d'éclipse :
L'éclipse de Lune
La Terre, éclairée par le Soleil, projette dans l'espace un cône d'ombre, entouré par une zone partiellement assombrie, le cône de pénombre. La longueur moyenne de l'ombre est de 1 379 200 km. À 384 600 km, distance moyenne de la Terre à la Lune, le cône d'ombre a un diamètre d'environ 9 170 km.
Une éclipse totale de Lune se produit lorsque l'astre est entièrement plongé dans le cône d'ombre de la Terre. Si la Lune passe exactement au centre du cône d'ombre, elle est obscurcie pendant environ deux heures. Dans les autres cas, la période d'éclipse totale est moindre, et peut ne durer qu'un instant si la Lune passe juste à la limite de l'ombre.
Une éclipse partielle de Lune survient lorsqu'une partie seulement de la Lune est plongée dans le cône d'ombre de la Terre et est partiellement obscurcie. On rencontre des éclipses partielles de différentes ampleurs. Les deux cas extrêmes sont l'éclipse presque totale, lorsque la Lune est presque entièrement obscurcie, et l'éclipse mineure, lorsqu'on aperçoit une petite partie de l'ombre terrestre passant sur la Lune. D'un point de vue historique, l'observation de l'ombre circulaire de la Terre avançant sur la surface de la Lune fut la première indication de la forme de la Terre.
Avant de pénétrer dans le cône d'ombre de la Terre, la Lune passe dans le cône de pénombre, et sa surface s'assombrit nettement. La partie qui pénètre dans le cône d'ombre semble pratiquement noire. Cependant, au cours d'une éclipse totale, le disque lunaire n'est pas totalement obscur : il est légèrement éclairé par une lumière rouge réfractée par l'atmosphère terrestre, qui filtre les rayons bleus de la lumière solaire. Si une éclipse de Lune se produit alors que la Terre est recouverte d'une épaisse couche de nuages qui empêche la réfraction de la lumière, la surface de la Lune est invisible durant toute l'éclipse.
Fréquence des éclipses
Si l'orbite terrestre, ou écliptique, était dans le même plan que l'orbite lunaire, deux éclipses totales surviendraient au cours de chaque mois lunaire : une éclipse de Lune se produirait au moment de chaque pleine Lune, et une éclipse de Soleil apparaîtrait au moment de chaque nouvelle lune. Les deux orbites sont toutefois inclinées. Par conséquent, les éclipses surviennent seulement lorsque la Lune ou le Soleil sont à moins de quelques degrés de deux points, appelés nœuds, qui sont les lieux d'intersection des deux orbites.
Périodiquement, le Soleil et la Lune retrouvent une même position par rapport à l'un des nœuds. Ainsi, les éclipses se produisent à intervalles réguliers appelés saros. Un saros correspond à environ 6 585,3 jours, c'est-à-dire 18 années, de 9 à 11 jours (selon le nombre d'années bissextiles) et 8 heures. Le saros, connu depuis l'Antiquité, correspond à 19 retours du Soleil au même nœud, 242 retours de la Lune au même nœud et 223 mois lunaires. L'inégalité entre le nombre de retours de la Lune et le nombre de mois lunaires provient du déplacement des nœuds vers l'ouest, à raison de 19,5° par an. Chaque éclipse est identique à la précédente, mais est déplacée de 120° vers l'ouest à la surface de la Terre, en raison de la rotation de cette dernière.
Pendant un saros, environ 70 éclipses ont lieu, dont 29 éclipses de Lune et 41 éclipses de Soleil. Parmi ces dernières, en général 10 sont totales et 31 partielles. Au cours d'une année, il se produit de 2 à 7 éclipses.
Cependant, un long intervalle de temps sépare deux observations successives d'éclipses totales de Soleil à partir d'un même lieu. Ainsi, depuis le début du siècle, on n'a pu observer que trois éclipses totales de Soleil en France, en 1912, en 1961 et la dernière fût visible le 11 août 1999.