OBSERVER : Comment observer ? Par quelles méthodes simples et faciles à mettre en œuvre ? Quels risques ? Quelles protections ?

COMPRENDRE : Qu’est-ce qu’une éclipse ? Comment se déroule t-elle ? Toutes les explications illustrées étape par étape.

EXPLORER : En savoir plus sur quelques éclipses dans l’histoire, sur les mythes et croyances liées aux éclipses, sur les éclipses visibles en France et dans le monde, passées et à venir.

• Consulter le sommaire.

• Voir quelques extraits de pages.

• L’ouvrage est disponible chez l’éditeur sur ce lien, ou en librairie.

• Format 14 × 21 cm – 88 pages en couleur

• Éditeur : EDP Sciences

• ISBN : 978-2-7598-4018-2

• Date de parution : 9 juillet 2026

• Prix : 12,90€

Cette éclipse est la dix-septième éclipse totale de Soleil du XXI^e siècle et la seconde éclipse de l'année 2026. La durée de l’éclipse générale est de 4 h 23,4 min et sa grandeur est de 1,03994.

Cette éclipse est une éclipse polaire nord, elle passe sur le pôle Nord. Elle est visible sur l’océan Arctique, le Groenland, l’océan Atlantique Nord, l’ouest de l’Europe et le nord-ouest de l’Afrique. La bande de totalité traverse l’océan Arctique, l’est du Groenland, l’ouest de l’Islande, le nord de l’Espagne, les Baléares et prend fin en Méditerranée au sud-ouest de la Sardaigne.

Circonstances générales de l'éclipse

Le tableau ci-dessous donne les circonstances générales de l’éclipse (en UTC). Pour avoir l'heure légale en France métropolitaine ajouter 2 h jusqu'au 26 octobre à 1 h UTC.

Phases	Instant en UTC	Longitude	Latitude
Début de l’éclipse générale	15 h 34 min 16 s	-166° 03′ 26,7″ O	56° 41′ 21,3″ N
Début de l’éclipse totale	16 h 58 min 04 s	117° 44′ 15,9″ E	74° 55′ 35,3″ N
Début de l’éclipse centrale	17 h 00 min 07 s	113° 26′ 29,5″ E	75° 04′ 42,7″ N
Maximum de l'éclipse	17 h 46 min 00 s	-25° 13′ 41,4″ O	65° 11′ 41,1″ N
Fin de l'éclipse centrale	18 h 32 min 12 s	5° 24′ 06,5″ E	38° 40′ 45,9″ N
Fin de l'éclipse totale	18 h 34 min 13 s	4° 29′ 43,4″ E	37° 45′ 28,2″ N
Fin de l'éclipse générale	19 h 57 min 59 s	-25° 11′ 20,8″ O	11° 26′ 42,2″ N

Le maximum de cette éclipse a lieu deux jours après le passage de la Lune à son périgée, le diamètre apparent de la Lune (32′ 34,2″) est supérieur à celui du Soleil (31′ 34,00″). Il a lieu un jour avant le passage de la Lune par son nœud descendant et peu de temps (9,15 min) après l’instant de la nouvelle lune. Durant l’éclipse, la Lune se trouve dans la constellation du Lion.

À travers le portail des formulaires de calcul du LTE, vous pouvez également obtenir les circonstances locales de l’éclipse, télécharger les cartes de l’éclipse générale et retrouver toutes les éclipses passées et futures. Les résultats sont constamment actualisés en fonction des avancées de la recherche.

Série longue de Saros contenant cette éclipse

On appelle à tort "Saros" la période de récurrence des éclipses égale à 223×L lunaisons moyennes de 6 585,321 314 jours. Cette période est proche de 242×D révolutions draconitiques moyennes égales à 6 585,357 436 jours, la différence 242×D–223×L est de 0,036 12 jour, soit 52 minutes. Elle est également proche de 239×A révolutions anomalistiques moyennes de 6 585,537 419 jours, la différence 239×A–223×L est de 0,21610 jours, au bout d'un Saros, la pleine lune se retrouve donc en moyenne à 2,8° en amont sur sa position orbitale précédente. La proximité numérique de ces trois périodes fait que l’on retrouve avec chaque période d’un Saros des conditions très voisines et que l’évolution des éclipses après chaque Saros est relativement lente, ce qui permet de construire des séries longues d’éclipses homologues séparées par un Saros. En moyenne une série longue d’éclipses comporte 72 éclipses : 12 éclipses partielles, puis 48 éclipses centrales suivies de 12 éclipses partielles.

Cette éclipse appartient à une série longue de 72 éclipses successives. Cette série commence avec l’éclipse partielle du 10 mars 1179 (les dates antérieures à 1582 sont données dans le calendrier julien) et elle se termine par l’éclipse partielle du 10 mai 2459. Elle se compose de huit éclipses partielles, suivies de vingt-huit éclipses annulaires, puis trois éclipses mixtes et dix éclipses totales et se termine par vingt-trois éclipses partielles. On remarque que le nombre d’éclipses de cette série longue est égal à 72, donc égale la moyenne, par contre on a une forte dissymétrie dans le nombre d’éclipses partielles.

L’éclipse du 12 août 2026 est l’avant-dernière éclipse de la série d’éclipses totales de la fin de la série longue. Toutes les éclipses de la série ont lieu au nœud descendant de la Lune, ce qui signifie que d'une éclipse à la suivante, soit tous les 18 ans environ, sur 1280 ans, la latitude moyenne dérive lentement du sud vers le nord (autour de 1000km en latitude après chaque saros). L’éclipse totale du 12 août 2026 est dans la seconde moitié de la série, elle passe donc bien dans l'hémisphère nord du globe terrestre.

Comment observer une éclipse sans danger ?

Que se passe-t-il lors d’une éclipse de Soleil ?

Le Soleil ne peut être éclipsé que dans ses conjonctions avec la Lune (phase de nouvelle lune), celle-ci s’interpose alors entre la Terre et le Soleil. Bien que la Lune soit incomparablement plus petite que le Soleil, elle est cependant suffisamment proche de la Terre pour que son diamètre apparent soit comparable à celui du Soleil. Un observateur situé à la surface de la Terre peut ainsi observer plusieurs types d’éclipses de Soleil :

• L’éclipse totale, lorsque la surface du Soleil est complètement occultée par la Lune et que le diamètre apparent de la Lune est supérieur à celui du Soleil ;
• L’éclipse annulaire, lorsque la surface du Soleil n’est pas complètement occultée par la Lune et que le diamètre apparent de la Lune est inférieur à celui du Soleil ;
• L’éclipse partielle, lorsqu’une partie seulement du Soleil est occultée par la Lune.

Si le plan de l’orbite lunaire coïncidait parfaitement avec celui de l’écliptique, nous assisterions chaque mois à une alternance d’éclipses de Soleil et de Lune pour chaque conjonction et chaque opposition de la Lune et du Soleil. Mais en raison de l’inclinaison mutuelle de ces plans, la Lune, dans ses conjonctions et ses oppositions (syzygies), est souvent élevée au-dessus du Soleil ou du cône d’ombre de la Terre, ou abaissée sous le Soleil ou sous le cône d’ombre de la Terre. Elle ne peut recouvrir le Soleil ou passer dans le cône d’ombre de la Terre que si elle se trouve au voisinage de l’un de ses nœuds.

Le début du mois de juillet va nous offrir un rapprochement intéressant : le samedi 4 juillet 2026, la planète Mars sera en conjonction avec Uranus, un phénomène qui sera observable en deuxième partie de nuit, dans les lueurs du Soleil levant.

Ces deux planètes sont loin d’être dans leur meilleur période de visibilité ; Mars était en conjonction avec le Soleil le 9 janvier dernier. Il va falloir attendre 2027 pour la retrouver resplendissante dans le ciel. Uranus était en conjonction avec le Soleil le 22 mai dernier. Elles émergent donc à droite du Soleil, et ne sont actuellement visibles que le matin. Le passage en conjonction signifie qu’elles sont passées derrière le Soleil par rapport à la Terre, et que leur distance à la Terre est proche du maximum possible ce jour-là.

On en jugera avec ces données chiffrées le 4 juillet : La distance séparant Mars du Soleil sera environ de 216 millions de km alors que la distance à la Terre sera de 314 millions de km. Rappelons, à titre de repère, que lorsque Mars est en opposition favorable à la Terre, sa distance avoisine les 50 millions de km (comme en 2003). Pour Uranus, sa distance au Soleil sera ce 4 juillet de 2,91 milliards de km alors que sa distance à la Terre sera de 3,03 milliards de km.

Il en résulte tout logiquement que les éclats et les diamètres apparents ne feront pas rêver les observateurs :

• Magnitude + 1,3 et diamètre apparent de 4,5" pour Mars
• Magnitude + 5,8 et diamètre apparent de 3,5" pour Uranus

Si pour Uranus, qui est une planète continuellement très éloignée de la Terre, ces valeurs sont proches des moyennes (même au plus près de la Terre, le disque d’Uranus ne mesure guère plus de 4 secondes de degrés), pour Mars, on est loin des records possibles.

Doit-on en conclure que l’événement proposé n’aura que peu d’intérêt ?

Loin s’en faut. L’observation méritera le détour pour diverses raisons. Elle permettra tout d’abord de reprendre contact avec la planète rouge, invisible au début de cette année. Ensuite, ce sera pour tout observateur débutant l’occasion de faire connaissance avec la planète rouge. Notons que, si Mars est visible à l’œil nu, ce n’est pas le cas pour Uranus. Si en théorie, la planète gazeuse doit pouvoir être accessible à l’œil nu, il faut un ciel noir et pur et une très bonne acuité visuelle pour espérer la distinguer sous la forme d’une étoile extrêmement faible. Très peu d’observateurs rapportent l’avoir observée sans instrument. Il est donc préférable d’utiliser une paire de jumelles, même modestes, qui seront suffisantes pour voir la planète gazeuse. Et ce rapprochement offre des conditions idéales pour réussir à admirer Uranus aux jumelles. Lorsqu’elle est perdue au milieu d’une zone de ciel pauvre en étoiles repères, elle n’est pas facile à trouver, même avec une paire de jumelles. Par contre, ce 4 juillet, l’espace séparant les deux planètes sera de l’ordre de 10’. Si l’on considère qu’une paire de jumelles 10x50 offre un champ de 5° de large, on comprendra qu’en visant Mars, on verra Uranus très proche de la planète rouge.

Et c’est tout l’intérêt de ce rapprochement : capturer les deux planètes dans le même champ aux jumelles !

L’emploi d’une lunette ou d’un télescope permettra de mieux distinguer les minuscules disques, mais, considérant les distances ce jour-là, il ne faudra pas espérer en voir plus.

Pour ajouter une jolie touche esthétique, notons que le rapprochement aura lieu 10° en dessous du bel amas ouvert des Pléiades.

Mars se lèvera vers 3h20 TLF. Le meilleur moment pour observer aura lieu vers 6h00 TLF. A ce moment, les Pléiades seront situées 20° au-dessus de l’horizon, avec Mars et Uranus positionnées 10° en dessous, soit à mi-chemin entre les Pléiades et l’horizon nord-est.

En réalité, le problème est plus complexe. Le barycentre Terre-Lune tourne autour du centre de gravité du Système solaire et la Terre tourne autour du centre de gravité du système Terre-Lune. On doit donc calculer la position du barycentre Terre-Lune dans un repère centré sur le Soleil, puis calculer la position de la Lune par rapport à la Terre et en déduire la position de la Terre par rapport au barycentre Terre-Lune. Cela permet d’obtenir les coordonnées du centre de la Terre par rapport au centre du Soleil et la distance géométrique entre le centre du Soleil et le centre de la Terre.

De plus, l’orbite du barycentre Terre-Lune n’est pas képlérienne, mais subit les perturbations des autres planètes du Système solaire. Cela se traduit par des variations des paramètres de l’ellipse osculatrice, notamment son excentricité et son demi-grand axe, et cela crée une avance de son périhélie (et de son aphélie). Le demi-grand axe tourne de 11,61″ dans le sens direct (un tour en environ 111 600 ans).

La période moyenne de révolution du barycentre Terre-Lune dans un repère tournant avec le demi-grand axe porte le nom de « révolution anomalistique moyenne ». C’est le temps moyen que met le barycentre Terre-Lune pour revenir à une même position dans un repère tournant avec le demi-grand axe. Cette période moyenne est de 365,259 641 34 jours, soit 365 jours 06 h 13 min 53,01 s. Comme l’excentricité et le demi-grand axe ne sont pas constants, les distances Terre-Soleil au périhélie et à l’aphélie varient au cours du temps. De même, le temps qui sépare deux passages consécutifs à l’aphélie (la révolution anomalistique vraie) ne sera pas constant, mais variera autour de la période de révolution anomalistique moyenne.

Enfin notre calendrier, le calendrier grégorien, est construit de manière à suivre les saisons (la « révolution tropique »), c’est-à-dire le mouvement rétrograde de la ligne des équinoxes. Le mouvement du demi-grand axe se faisant dans le sens direct, cela se traduira par des dates des passages à l’aphélie (et au périhélie) qui avanceront dans notre calendrier au cours du temps.

Si l’on prend comme échelle de temps le Temps universel coordonné (UTC), le passage à l’aphélie de la Terre en 2026 tombe le lundi 6 juillet à 17h 30min 33s UTC (19h 30min 33s en temps légal français) et sa distance au Soleil est de 152 087 774,317 km, le diamètre apparent du Soleil est alors de 31,4640′.

Le tableau ci-dessous donne les dates des passages à l’aphélie pour les années 2019 à 2030 ainsi que les distances de la Terre au Soleil.

Date UTC	Distance au Soleil	Écart de distance avec le passage précédent	Révolution anomalistique vraie
04/07/2019 à 22 h 10 min 47 s	152 104 285,097 km	8 719 km	363,22502 j
04/07/2020 à 11 h 34 min 44 s	152 095 295,258 km	− 8 990 km	365,55830 j
05/07/2021 à 22 h 27 min 25 s	152 100 527,044 km	5 232 km	366,45325 j
04/07/2022 à 7 h 10 min 44 s	152 098 455,102 km	− 2 072 km	363,36341 j
06/07/2023 à 20 h 06 min 38 s	152 093 250,543 km	− 5 205 km	367,53882 j
05/07/2024 à 5 h 06 min 03 s	152 099 968,251 km	6 718 km	364,37459 j
03/07/2025 à 19 h 54 min 43 s	152 087 737,601 km	− 12 231 km	363,61713 j
06/07/2026 à 17 h 30 min 33 s	152 087 774,317 km	37 km	367,89988 j
05/07/2027 à 5 h 05 min 42 s	152 100 481,194 km	12 707 km	363,48274 j
03/07/2028 à 22 h 17 min 58 s	152 093 128,578 km	− 7 353 km	364,71685 j
06/07/2029 à 5 h 11 min 44 s	152 098 057,276 km	4 929 km	367,28734 j
04/07/2030 à 12 h 57 min 34 s	152 099 543,532 km	1 486 km	363,32350 j

On remarque que la date du passage à l’aphélie évolue sur cette période entre le 3 et le 6 juillet. Les différences de distances entre deux passages consécutifs s’expliquent en partie par le mouvement de la Terre autour du barycentre Terre-Lune, par la phase de la Lune et par la position de la Lune par rapport à son apogée et son périgée. Les autres écarts sont dus à la position du centre du Soleil par rapport au centre de gravité du Système solaire et aux perturbations planétaires sur l’orbite du barycentre Terre-Lune.

Du 31 juillet au 4 août, il sera possible de voir le Soleil se coucher sous l’arche de l’Arc de Triomphe vue depuis l’avenue des Champs-Élysées. Il s’agit de la deuxième période favorable de l’année après celle autour du 8 mai.

Cette fois, le Soleil est un peu plus bas sur l’horizon chaque soir et donc les meilleurs endroits pour l’observation sont plutôt en haut de l’avenue en début de période et en bas de l’avenue en fin de période. C’est généralement aux environs du rond-point des Champs-Élysées que le phénomène est le plus intéressant, car la taille apparente du Soleil est très proche de la taille apparente de l’arche, le Soleil semblant s’y caler parfaitement.

Même si l’alignement est visible partout le long de l’avenue, nous distinguons ici deux endroits pour le calcul du passage du Soleil sous l’Arc de Triomphe : la place de la Concorde et le rond-point des Champs-Élysées. Les horaires sont donnés à la minute, car ils peuvent varier de plusieurs secondes suivant votre position. Pour rappel, dans la perspective, le haut de l’arche de la Défense est également visible et peut donc parfois barrer le Soleil.

Depuis la place de la Concorde

• 3 août à 19 h 14 UTC (Soleil en haut de l’arche) ;
• 4 août à 19 h 15 UTC (Soleil au milieu de l’arche) ;
• 5 août à 19 h 16 UTC (Soleil en bas de l’arche).

Depuis le rond-point des Champs-Élysées

• 31 juillet à 19 h 12 UTC (Soleil en haut de l’arche) ;
• 1^er août à 19 h 13 UTC (Soleil au milieu de l’arche) ;
• 2 août à 19 h 13 UTC (Soleil au milieu de l’arche) ;
• 3 août à 19 h 14 UTC (Soleil en bas de l’arche) ;

Il est aussi possible de voir le passage du Soleil plus haut dans l’avenue les soirs précédents, mais le Soleil est d’apparence plus petite par rapport à l’arche.

Les jours les plus favorables sont donc les 4 août pour la place de la Concorde et le 1^er et le 2 août pour le rond-point des Champs-Élysées.

Plusieurs pluies se produisent au cours de l’année. Leur appellation se rapporte à la constellation en direction de laquelle le radiant (lieu d’où elles semblent provenir) de la pluie se situe : les Quadrantides en janvier (constellation du Bouvier – anciennement Quadrant), les Lyrides en avril (constellation de la Lyre), les Êta aquarides (constellation du Verseau) en mai, les Léonides en novembre (constellation du Lion) et les Géminides en décembre (constellation des Gémeaux).

Les Perséides

Les mois d’été étant propices à l’observation du ciel en raison des températures douces et d’une météo généralement plus favorable, une pluie appelée « les Perséides » a été largement popularisée. La pluie des Perséides est active de mi-juillet à début septembre, mais le pic aura lieu dans la nuit du 12 au 13 août 2026. Son maximum viendra donc quelques heures après l'éclipse, le pic d'intensité étant prévu le matin du 13 entre 4 et 6h UTC. L'absence de la Lune rend les observations particulièrement interressantes cette année, avec une centaine de météores visibles à l'oeil nu dans des consitions parfaites. En pratique, les observateurs pourront voir environ une étoile filante par minute au moment du maximum, à condition d'être loin de la pollution lumineuse et dans une météo favorable.

Piscis Austrinides et des Delta Aquaride

Ces deux pluies sont qualifiées de "mineures" car leur activité est très faible, avec moins de 10 météores visibles par heure dans des conditions parfaites qui ne sont jamais réunies. Le pic est prévu pour la nuit du 30 au 31 juillet. En pratique, un observateur ayant des conditions idéales (aucune pollution lumineuse, ciel clair, pas de Lune) pourra observer 1 ou 3 météores par heure seulement. Les chercheurs du LTE s'étonnent d'ailleurs que ces deux pluies mineures soient autant citées ces deux dernières années ! L'UAI répertorie en réalité des centaines de pluies mineures tout au long de l'année...

Conditions du phénomène

Une éclipse de Lune se produit lorsque la Lune passe dans l’ombre de la Terre, laquelle s’interpose alors entre le Soleil et la Lune, bloquant tout ou partie du rayonnement solaire qui vient éclairer la Lune.

Pour qu’une éclipse de Lune ait lieu, il faut que la Lune soit en opposition au Soleil vis-à-vis de la Terre, c’est-à-dire en phase de pleine lune, et qu’elle se trouve proche de l’un des nœuds de son orbite. Dans un repère géocentrique, les nœuds correspondent aux intersections du plan de l’orbite de la Lune avec le plan de l’orbite du Soleil, dénommé écliptique, car c’est lorsque la Lune passe par ce plan qu’il peut se produire des éclipses, de Soleil comme de Lune.

Une éclipse de Lune est dite « partielle » lorsque la Lune passe en partie dans le cône d’ombre de la Terre.

Pour voir les différentes phases d’une éclipse de Lune en un lieu donné, il suffit qu’il fasse nuit durant ces phases. En effet, les éclipses de Lune se produisent toujours à la pleine lune. Or à la pleine lune, la Lune se lève lorsque le Soleil se couche et se couche lorsque le Soleil se lève : la Lune est donc visible toute la nuit.

Occultations, éclipses, passages : module interactif pour comprendre ces phénomènes.

De quels facteurs dépend la durée d’une éclipse ?

1. Le positionnement de la Lune par rapport au centre de l’ombre : plus la Lune est proche du centre de l’ombre au moment du maximum, plus l’éclipse dure longtemps.
2. La distance Terre-Lune : l’orbite lunaire est une ellipse (et non un cercle), de ce fait cette distance varie constamment. Lorsque la Lune se trouve dans sa position la plus éloignée de la Terre (à son apogée), elle nous apparaît plus petite dans le ciel et se meut aussi plus lentement le long de son orbite, de sorte qu’elle met en définitive plus de temps à traverser le cône d’ombre. Au contraire, lorsque la Lune se trouve dans sa position la plus proche de la Terre (à son périgée), elle paraîtra plus grande dans le ciel, et avancera plus rapidement sur son orbite.

Que pouvons-nous voir dans le cas d’une éclipse partielle de Lune ?

Le début et la fin d’une éclipse partielle de Lune sont très peu spectaculaires : ces phases qui correspondent respectivement à l’entrée de la Lune dans le cône de pénombre de la Terre et à la sortie de la Lune de ce même cône sont en effet difficiles à observer à l’œil nu, car la perte de luminosité du disque lunaire est très faible lorsqu’une partie de la Lune est dans la pénombre de la Terre. Par contre, la phase du passage de la Lune dans le cône d’ombre de la Terre est plus facilement observable.

Paramètres de l’éclipse partielle de Lune du 28 août 2026

• Grandeur : 0.93027
• Rayon du cône d’ombre : 0.68417°
• Rayon du cône de pénombre : 1.21171°
• Durée de la phase partielle : 3 h 18 min 12 s
• Durée de la phase de pénombre : 5 h 37 min 48 s

Carte de visibilité et observation de l’éclipse partielle de Lune du 28 août 2026

La carte ci-dessus est centrée sur la zone de visibilité. De chaque côté se trouvent deux zones d’invisibilités. Pour les éclipses de Lune, 6 courbes sont tracées :

• Entrée dans la pénombre (P1) : instant du premier contact extérieur avec le cône de pénombre (grands pointillés).
• Entrée dans l’ombre (O1) : instant du premier contact extérieur avec le cône d’ombre (petits pointillés).
• Sortie de l’ombre (O2) : instant du dernier contact extérieur avec le cône d’ombre (petits pointillés).
• Sortie de la pénombre (P2) : instant du dernier contact extérieur avec le cône de pénombre (grands pointillés).

Chacune de ces courbes correspond aux lieux où la Lune se trouve à l’horizon à l’instant de la phase correspondante : les courbes en rouge correspondent aux lieux où la Lune se lève et les courbes en bleu à ceux où la Lune se couche. Pour chaque phase, les lieux situés à l’ouest d’une courbe rouge ne voient pas la phase, car la Lune n’est pas encore levée, alors que ceux situés à l’est la voient, car la Lune est déjà levée. De même, les lieux situés à l’est d’une courbe bleue ne voient pas la phase, car la Lune est déjà couchée, alors que ceux situés à l’ouest la voient, car la Lune n’est pas encore couchée.

L’éclipse de Lune du 28 août 2026 sera visible depuis les Amériques, l'Afrique, l'Europe dont la France métropolitaine au coucher de la Lune.

C'est sur cette question qu'Aurélien Hees, chercheur au Laboratoire Temps Espace (LTE), a récemment achevé une étude qui confronte la théorie MOND aux données les plus précises jamais obtenues sur le Système solaire. Nous l'avons rencontré.

MOND : une alternative à la matière noire

Lorsqu'on observe la vitesse de rotation des étoiles dans une galaxie, on constate une anomalie : dans les régions les plus éloignées du centre, elles tournent plus vite que ce que les lois de Newton permettent de prédire. « On mesure les vitesses des étoiles, on mesure la masse de la galaxie à l'intérieur, et si on utilise simplement les lois de Newton, on se rend compte qu'elles bougent plus vite que ce qu'on attend », explique Aurélien Hees.

La réponse classique est d'introduire une masse supplémentaire non visible — la matière noire. C'est l'hypothèse dominante, appuyée par de nombreuses preuves indirectes. Mais en l'absence d'observation directe, d'autres pistes restent ouvertes. Dans les années 1980, le physicien Mordehai Milgrom propose l'une d'elles : et si les lois de Newton n'étaient plus valides à certaines échelles d'accélération ?

C'est ainsi qu'est née MOND — Modified Newtonian Dynamics.

Son principe : modifier les lois fondamentales du mouvement pour que, dans des régimes de très faible accélération, la dynamique des corps s'écarte légèrement de ce que Newton prédit.

La loi fondamentale newtonienne s'écrit simplement : masse × accélération = force gravitationnelle.

MOND propose d'intervenir sur cette équation. Une option possible est de modifier l'interaction gravitationnelle de façon à ce que, dans les faibles accélérations, elle présente des déviations par rapport à ce qui est prévu. L'objectif est de reproduire, sans invoquer de matière invisible, les courbes de rotation observées dans les galaxies.

Le Système solaire comme laboratoire : un choix contre-intuitif

Pour tester MOND, l’équipe auteur de l’étude s’est tournée vers le Système solaire — un choix qui peut surprendre. MOND est une théorie conçue pour les régimes de très faible gravitation, là où les accélérations sont infimes. Les planètes, relativement proches du Soleil, évoluent dans un champ gravitationnel bien trop intense pour que des effets MONDiens soient a priori attendus.

Mais le Système solaire possède un avantage décisif : on y mesure les trajectoires des différents corps célestes mieux que n'importe quel autre endroit de l'univers.

« Il est juste à côté de nous, on a des observations qui remontent sur des décennies, voire des siècles. On a des missions spatiales où on mesure les trajectoires de certains satellites au centimètre, voire mieux. C'est un laboratoire dans lequel on contrôle vraiment bien ce qu'on mesure. » précise Aurélien Hees.

Depuis 2011, un effet MONDien inattendu change la donne : l'effet de champ externe.

L'idée est la suivante : le Système solaire n'est pas isolé dans le vide. Il baigne dans le champ gravitationnel de la Voie Lactée tout entière, et c'est précisément ce champ galactique qui vient modifier subtilement la dynamique interne du Système solaire dans le cadre de MOND.

Aurélien Hees nous explique : « Si on prend le Système solaire de façon isolée, l'accélération gravitationnelle décroît avec la distance au Soleil, et à un certain moment, à très large distance, on entre dans le régime MONDien. Sauf qu'en réalité, le champ galactique vient se superposer au champ du Soleil, et c'est ce champ externe qui vient modifier un peu la dynamique interne.»

Cet effet se manifeste par des petites modifications des trajectoires des corps du Système solaire, en particulier des corps qui se situent loin du Soleil. Ce sont ces signatures qu'Aurélien Hees et ses collaborateurs cherchent à contraindre expérimentalement.

Cassini, Saturne et les éphémérides DE440

Pour mesurer les trajectoires des planètes, encore faut-il disposer des meilleures données. C'est là qu'entrent en jeu les éphémérides — des tables de référence qui décrivent avec une précision extrême l’évolution des corps du Système solaire au fil du temps. Plusieurs groupes dans le monde en produisent de façon indépendante : au LTE, elles s'appellent INPOP ; aux États-Unis, c'est le JPL de la NASA qui les publie sous le nom DE, suivi d'un numéro de version. DE440 est l'une des dernières versions majeures, régulièrement mise à jour au fil des nouvelles observations et missions spatiales.

L'effet de champs externe dû à MOND étant plus marqué loin du Soleil, l'idéal est d'observer les planètes les plus éloignées possible. Saturne s'impose comme le meilleur candidat car elle est relativement éloignée du Soleil tout en bénéficiant de données très précises sur sa trajectoire provenant des données de suivi de la sonde Cassini.

Ce qui rend les données de Cassini particulièrement précieuses, c'est leur durée et leur précision : la sonde a orbité autour de Saturne pendant plus d'une décennie, avant de terminer sa mission en 2017. Ce suivi prolongé a permis de construire une compréhension fine et stable du système saturnien — ce qui est précisément ce qui rend le test fiable. « Ces éphémérides, ça fait des décennies qu'elles existent. On les améliore régulièrement, leurs orbites sont stables. C'est ça qui permet de les utiliser pour faire des tests de gravitation. »

Des résultats qui mettent MOND sous pression

Une première contrainte sur un des effets de champs externe avait déjà été publiée en 2013, lors d'un précédent post-doctorat d'Aurélien Hees au JPL. Ces résultats avaient bousculé certains modèles théoriques, et suscité des contre-arguments : les théoriciens de MOND estimaient que la modélisation du Système solaire utilisée était trop simpliste, et que d'autres effets auraient dû être pris en compte.

La nouvelle étude répond à ces critiques sur deux fronts. D'un côté, une modélisation théorique plus fine montre que les effets soulevés par les critiques sont en réalité négligeables : les approximations faites par les théoriciens jusqu’ici sont valides. De l'autre, l’ensemble des données de Cassini qui ont été analysées à nouveau permettent de produire une contrainte sur l’effet de champs externe à la fois plus précise et plus robuste.

Surtout, en combinant les contraintes du Système solaire avec les mesures de la courbe de rotation de la Voie Lactée, l'étude révèle une tension difficile à ignorer. « Si on veut expliquer le mouvement du Système solaire dans la Voie Lactée dans le cadre de MOND, il faut une déviation de la loi de Newton qui est vraiment en tension par rapport à ce qu'on mesure sur la trajectoire de Saturne. » La matière noire, elle, ne souffre d'aucune difficulté de ce type. Ces résultats ne condamnent pas MOND définitivement — la science ne fonctionne pas par sentences. Mais ils placent la balle dans le camp des théoriciens. « Idéalement, les futurs développements théoriques de MOND se doivent d’expliquer cette tension.»

L'étude est disponible en accès libre sur le serveur arXiv, et est actuellement sous presse dans la revue Physical Review D.

Des post-its sur le méridien

Le long du célèbre méridien de Paris tracé au sol de la salle Cassini, les étudiants ont positionné des post-its de couleur indiquant l'emplacement du premier jour de l'année selon plusieurs calendriers. Chaque couleur correspondant à un de ces calendriers, leur disposition révèle l'écart entre les différentes façons dont les sociétés humaines ont découpé et nommé le temps.

• Bleu foncé — Grégorien
• Rouge — Chinois
• Vert — Hijri
• Violet — Jalali
• Bleu clair — Hébreu
• Jaune — Saka
• Orange — Vesak

En un coup d’œil, la ligne au sol révélait l’écart entre les différentes façons dont les sociétés humaines ont découpé et nommé le temps.

Le méridien de Paris, une ligne qui mesure le temps

En 1729, la ligne matérialisant le méridien de Paris, tel qu'établi à la fin du XVIIe siècle est tracée au sol de la salle Cassini de l'Observatoire de Paris.

Chaque jour à midi solaire, le soleil passe par le cercle méridien. Sa lumière pénètre alors par une petite ouverture en hauteur aménagée dans le mur de la salle, c'est le principe du gnomon, et vient projeter son image sur la ligne méridienne.

Selon les saisons, cette image se déplace : au solstice d'hiver, le soleil est bas dans le ciel et son image se projette vers le nord de la ligne; au solstice d'été, il culmine bien plus haut et son image se projette vers le sud.

C'est l'écartement de ces deux points extrêmes qui permettait aux astronomes de mesurer avec précision les équinoxes, les solstices, et donc l'année elle-même. En un sens, le méridien est un calendrier solaire et universel.

Un méridien, mille façons de compter le temps

Pour les calendriers solaires comme le Jalali, le calcul est immédiat puisque le premier jour de l'année revient chaque année au même endroit et le post-it ne bouge pas. Pour le calendrier Hijri (lunaire) et les calendriers luni-solaires, chaque année exige un nouveau calcul et le post-it change de place.

Résultat : un seul coup d'oeil sur le sol de la salle Cassini suffit à voir, de façon très visuelle, à quel point les sociétés humaines ont des manières différents de découper le temps : certains nouvel an "voyageant" tout le long de l'année solaire, d'autres restant toujours au même endroit, et d'autres encore oscillant dans une zone donnée.

• Grégorien (occidental, civil) : solaire. Nouvel an : le 1ᵉʳ janvier, une date purement conventionnelle (aucun phénomène astronomique), tombant juste après le solstice d’hiver. Sur la ligne : point tout près de l’extrémité nord (Soleil bas), avec un décalage d’un quart de jour chaque année du fait du cycle des années bissextiles.
• Chinois (Chine, Asie de l’Est) : luni-solaire. Nouvel an : 1ᵉʳ jour du 1ᵉʳ mois lunaire, soit la 2ᵉ nouvelle lune après le solstice d’hiver (entre 21 janvier et 20 février). Sur la ligne : Fenêtre de fin d’hiver, côté nord.
• Hijri : lunaire pur. Nouvel an : 1ᵉʳ Muharram, calé sur la nouvelle lune. L’année ( 354 j) étant 11 j plus courte que l’année solaire, il recule chaque année et balaie toute la ligne en 33 ans.
• Jalali / hégirien solaire (Iran, Afghanistan) : solaire. Nouvel an : Norouz = l’instant exact de l’équinoxe de printemps ( 21 mars). Sur la ligne : Point fixe, précisément à 41°10′.
• Hébreu : luni-solaire. Les mois suivent la Lune mais l’année est périodiquement réajustée sur le Soleil pour que les fêtes restent calées sur les saisons. Les étudiants n’ont pas utilisé le nouvel an mais la date de la pâque juive : le jour de la pleine lune du mois de Nisan qui est le mois qui contient l’équinoxe de printemps.
• Saka balinais (Bali, hindou) : luni-solaire. Nouvel an : Nyepi, le « jour du silence », à la nouvelle lune autour de l’équinoxe de printemps (mi-mars ; le 19 mars en 2026). Sur la ligne : Fenêtre proche de l’équinoxe. (À distinguer du calendrier national indien, lui aussi « saka », qui est solaire.)
• Vesak : luni-solaire. C’est la grande fête bouddhiste (Waisak en Indonésie, à Borobudur), célébrée à la pleine lune du mois de Vaiśākha (mai), qui commémore la naissance, l’Éveil et la mort du Bouddha.

Une démonstration concrète et visuelle

En investissant symboliquement le méridien de Paris, lieu par excellence de la mesure et de la standardisation du temps, les étudiants ont offert une démonstration concrète et visuelle de ce que la recherche en histoire globale des sciences cherche à mettre en lumière : l’universalité de l’astronomie comme pratique humaine, et la richesse de ses expressions locales.

Pourquoi ces comportements si différents sur la ligne ?

Les calendriers se répartissent en trois grandes familles, et la position de leur nouvel an sur le méridien le révèle directement.

Les calendriers lunaires, comme le Hijri, font toujours commencer l’année à la même phase de la lune (la nouvelle lune). Mais une année lunaire étant plus courte d’environ onze jours qu’une année solaire, le nouvel an "recule" chaque année par rapport au soleil : ses marques se répartissent donc, au fil du temps, sur l’ensemble de la ligne.

Les calendriers solaires, comme le Jalali — et le Grégorien dans sa logique de fond —, font l’inverse : le nouvel an reste toujours au même point de l’année solaire, donc toujours au même endroit sur la méridienne, mais la phase de la lune ce jour-là varie sans régularité.

Les calendriers luni-solaires, comme le Chinois, l’Hébreu, le Saka, ou le Vesak, ajoutent périodiquement un mois intercalaire pour concilier les deux logiques. Leur nouvel an reste alors groupé dans une fenêtre de quelques semaines sur la ligne, sans être parfaitement fixe ni totalement mobile, tout en respectant une phase lunaire précise.

Ce principe explique aussi pourquoi les marques ne sont pas régulièrement espacées le long de la ligne : du fait de la géométrie de la salle, les points sont très resserrés près de l’extrémité sud, s’écartent fortement vers le milieu de la salle, puis se resserrent à nouveau vers le nord. C’est pour cela que les marques du Hijri sont compressées au sud tout en s’étalant largement au centre, et que la dispersion du Vesak apparaît bien plus compacte que celle du calendrier chinois.

Le calendrier chinois recèle d’ailleurs une subtilité supplémentaire : son mois intercalaire se déclenche selon que la hauteur du soleil au nouvel an franchit ou non un seuil précis sur l’écliptique, une finesse de calcul qui distingue les années avec et sans treizième mois.

En collaboration avec la bibliothèque de l'Observatoire de Paris et le département des manuscrits de la Bibliothèque nationale de France, l’équipe "Histoire des sciences astronomiques" (HSA) du LTE a organisé, du 8 au 12 juin dernier, la seconde édition de son école d’été d’histoire globale de l’astronomie.

Destinée aux doctorants et aux jeunes chercheurs du monde entier, cette formation tire parti de la richesse exceptionnelle des fonds d’archives de la BnF et de l'Observatoire pour proposer une approche de l’histoire de l’astronomie fondée sur l’étude des sources primaires. Ce focus sur les fonds parisiens permet également d’interroger l’histoire (coloniale) de leur constitution, ainsi que les nouvelles perspectives de recherche offertes par les outils numériques développés au sein de l'équipe HSA.