Une éclipse solaire est un type d'éclipse qui se produit lorsque la Lune passe entre le Soleil et la Terre et qu'elle bloque totalement ou partiellement le Soleil ("occulte"). Cela ne peut se produire qu'à la nouvelle lune, lorsque le Soleil et la Lune sont en conjonction, vus de la Terre, dans un alignement appelé syzygie. Lors d'une éclipse totale, le disque du Soleil est entièrement masqué par la Lune. Dans les éclipses partielles et annulaires, seule une partie du Soleil est occultée.

Si la Lune se trouvait sur une orbite parfaitement circulaire, un peu plus proche de la Terre et dans le même plan orbital, il y aurait des éclipses solaires totales tous les mois. Cependant, l'orbite de la Lune est inclinée de plus de 5 degrés par rapport à l'orbite de la Terre autour du Soleil (voir l'écliptique), de sorte que son ombre, à la nouvelle lune, passe généralement à côté de la Terre. L'orbite de la Terre est appelée plan de l'écliptique, car l'orbite de la Lune doit traverser ce plan pour qu'une éclipse (solaire ou lunaire) se produise. En outre, l'orbite réelle de la Lune est elliptique et l'éloigne souvent suffisamment de la Terre pour que sa taille apparente ne soit pas suffisante pour bloquer totalement le Soleil. Les plans orbitaux se croisent au niveau d'une ligne de nœuds, ce qui entraîne au moins deux, et jusqu'à cinq, éclipses solaires par an, dont deux au maximum peuvent être des éclipses totales. Cependant, les éclipses solaires totales sont rares en un lieu donné, car la totalité n'existe que le long d'un chemin étroit à la surface de la Terre, tracé par l'ombre de la Lune ou umbra.

Une éclipse est un phénomène naturel. Néanmoins, dans certaines cultures anciennes et modernes, les éclipses solaires ont été attribuées à des causes surnaturelles ou considérées comme de mauvais présages. Une éclipse solaire totale peut être effrayante pour les personnes qui ne connaissent pas son explication astronomique, car le Soleil semble disparaître pendant la journée et le ciel s'obscurcit en quelques minutes.

Comme le fait de regarder directement le Soleil peut entraîner des lésions oculaires permanentes ou la cécité, une protection oculaire spéciale ou des techniques d'observation indirecte sont utilisées lors de l'observation d'une éclipse solaire. Techniquement, il est possible de ne regarder que la phase totale d'une éclipse solaire totale à l'œil nu et sans protection. Il s'agit toutefois d'une pratique dangereuse, car la plupart des gens ne sont pas formés pour reconnaître les phases d'une éclipse, qui peuvent durer plus de deux heures alors que la phase totale ne dure que 7,5 minutes à un endroit donné. Les personnes appelées "chasseurs d'éclipses" ou "ombraphiles" se rendent dans des endroits reculés pour observer ou assister à des éclipses solaires centrales prévues.

• Type
• Durée
• Largeur du rectangle visuel
• Azimut
• Altitude
• Gamma
• Saros
• Coordonnées

Type

• Total
  L'éclipse totale se produit lorsque la silhouette sombre de la Lune masque complètement la lumière intensément brillante du Soleil, laissant apparaître la couronne solaire, beaucoup moins lumineuse. Au cours d'une éclipse, la totalité ne se produit au mieux que dans une zone étroite à la surface de la Terre.
• Partial
  se produit lorsque le Soleil et la Lune ne sont pas exactement alignés et que la Lune n'obscurcit que partiellement le Soleil. Ce phénomène peut généralement être observé depuis une grande partie de la Terre en dehors de la trajectoire d'une éclipse annulaire ou totale. Cependant, certaines éclipses ne peuvent être vues que comme des éclipses partielles, car l'ombre passe au-dessus des régions polaires de la Terre et ne croise jamais la surface de la Terre. Les éclipses partielles sont pratiquement imperceptibles, car il faut une couverture bien supérieure à 90 % pour remarquer un quelconque assombrissement. Même avec une couverture de 99 %, l'obscurité n'est pas plus importante que celle du crépuscule civil.
• Annular
  se produit lorsque le Soleil et la Lune sont exactement alignés, mais que la taille apparente de la Lune est inférieure à celle du Soleil. Le Soleil apparaît alors comme un anneau très lumineux entourant le disque sombre de la Lune.
• Hybrid
  La lumière du soleil se déplace entre une éclipse totale et une éclipse annulaire. En certains points de la surface de la Terre, elle apparaît comme une éclipse totale, tandis qu'en d'autres points, elle apparaît comme une éclipse annulaire. Les éclipses hybrides sont relativement rares.

Durée

The following factors determine the duration of a total solar eclipse (in order of decreasing importance):

1. La lune étant presque exactement au périgée (ce qui rend son diamètre angulaire aussi grand que possible).
2. La terre étant très proche de l'aphélie (la plus éloignée du soleil sur son orbite elliptique, ce qui rend son diamètre angulaire aussi petit que possible).
3. Le point médian de l'éclipse étant très proche de l'équateur terrestre, là où la vitesse orbitale est la plus grande.
Le vecteur de la trajectoire de l'éclipse au point médian de l'éclipse s'alignant sur le vecteur de la rotation de la terre (c'est-à-dire non pas en diagonale mais en direction de l'est).
5. Le point médian de l'éclipse étant proche du point subsolaire (la partie de la terre la plus proche du soleil).

Largeur du rectangle visuel

Lors d'une éclipse centrale, l'ombre de la Lune (ou l'antumbra, dans le cas d'une éclipse annulaire) se déplace rapidement d'ouest en est à travers la Terre. La Terre tourne également d'ouest en est, à une vitesse d'environ 28 km/min à l'équateur, mais comme la Lune se déplace dans le même sens que la rotation de la Terre, à une vitesse d'environ 61 km/min, l'ombre semble presque toujours se déplacer dans une direction approximativement ouest-est sur une carte de la Terre, à la vitesse de l'orbite de la Lune moins la vitesse de rotation de la Terre.

La largeur de la trajectoire d'une éclipse centrale varie en fonction des diamètres apparents relatifs du Soleil et de la Lune. Dans les circonstances les plus favorables, lorsqu'une éclipse totale se produit très près du périgée, la trajectoire peut atteindre 267 km de large et la durée de la totalité peut être supérieure à 7 minutes[24]. En dehors de la trajectoire centrale, une éclipse partielle est observée sur une zone beaucoup plus large de la Terre. En général, l'ombre a une largeur de 100 à 160 km, tandis que le diamètre de la pénombre dépasse les 6 400 km.

Azimut

Un azimut en général est une mesure angulaire dans un système de coordonnées sphériques. Le vecteur allant d'un observateur (origine) à un point d'intérêt est projeté perpendiculairement sur un plan de référence ; l'angle entre le vecteur projeté et un vecteur de référence sur le plan de référence est appelé azimut.

L'angle d'azimut solaire est l'angle d'azimut du soleil. Il définit la direction dans laquelle se trouve le soleil et la valeur indiquée pour chaque éclipse donne l'azimut du soleil au moment de la plus grande éclipse. Il est traditionnellement défini comme l'angle entre une ligne plein sud et l'ombre projetée par une tige verticale sur la Terre. Cette convention stipule que l'angle est positif si la ligne est à l'est du sud et négatif si elle est à l'ouest du sud. Cependant, malgré la tradition, la convention la plus communément acceptée pour analyser l'irradiation solaire, par exemple pour les applications d'énergie solaire, est le sens des aiguilles d'une montre à partir du nord, de sorte que l'est est à 90°, le sud à 180° et l'ouest à 270°.

Altitude

L'angle d'élévation solaire est l'altitude du soleil, c'est-à-dire l'angle entre l'horizon et le centre du disque solaire. La valeur indiquée pour chaque éclipse donne l'altitude du soleil au moment de la plus grande éclipse.

Gamma

Le gamma (noté γ) d'une éclipse décrit la façon dont l'ombre de la Lune ou de la Terre frappe l'autre au centre. La distance, lorsque l'axe du cône d'ombre passe au plus près du centre de la Terre ou de la Lune, est exprimée en fraction du rayon équatorial de la Terre. Le signe de gamma définit, pour une éclipse solaire, si l'axe de l'ombre passe au nord ou au sud du centre de la Terre ; une valeur positive signifie le nord. Pour les éclipses de soleil, la Terre est définie comme la moitié exposée au Soleil (cela change avec les saisons et n'est pas directement lié aux pôles ou à l'équateur de la Terre ; le centre de la Terre se trouve donc là où le Soleil est directement au-dessus de la tête).

La valeur absolue de gamma permet de distinguer différents types d'éclipses solaires:

• si gamma est égal à 0, l'axe du cône d'ombre se situe exactement entre les moitiés nord et sud de la face éclairée de la Terre lorsqu'il passe au-dessus du centre.
• si gamma est inférieur à 0,9972, l'éclipse est centrale. L'axe du cône d'ombre frappe la Terre et il existe des endroits sur Terre où la Lune peut être vue au centre devant le Soleil. Les éclipses centrales peuvent être totales ou annulaires (si la pointe de l'ombre atteint à peine la surface de la Terre, le type d'éclipse peut passer d'annulaire à totale et vice versa, c'est ce qu'on appelle une éclipse hybride).
• Si gamma est compris entre 0,9972 et 1,0260, l'axe du cône d'ombre manque la Terre, mais comme l'ombre ou l'antre a une certaine largeur, dans certaines circonstances, une partie de l'ombre ou de l'antre peut toucher la Terre dans les régions polaires. Il en résulte une éclipse totale non centrale ou annulaire.
• si gamma est compris entre 0,9972 et environ 1,55 et que les circonstances particulières mentionnées ci-dessus ne se produisent pas, l'éclipse est partielle, la Terre ne traverse que la pénombre.

Si la Terre était une sphère, la limite de l'éclipse centrale serait de 1,0, mais en raison de l'aplatissement de la Terre, elle est de 0,9972.

Saros

Le saros est une période d'environ 223 mois synodiques (environ 6585,3211 jours, soit 18 ans et 11 jours et 8h), qui peut être utilisée pour prédire les éclipses de Soleil et de Lune. Une période de saros après une éclipse, le Soleil, la Terre et la Lune reviennent approximativement à la même géométrie relative, une ligne presque droite, et une éclipse presque identique se produira, dans ce que l'on appelle un cycle d'éclipses.

Une série d'éclipses séparées par un saros est appelée une série de saros. Chaque série de saros commence par une éclipse partielle (le Soleil entre pour la première fois à l'extrémité du nœud), et à chaque saros successif, la trajectoire de la Lune est décalée soit vers le nord (lorsqu'elle est proche du nœud descendant), soit vers le sud (lorsqu'elle est proche du nœud ascendant), du fait que le saros n'est pas un nombre entier exact de mois draconiques (il manque environ une heure). À un moment donné, les éclipses ne sont plus possibles et la série se termine (le Soleil quitte le début du nœud). Des dates arbitraires ont été établies par des compilateurs de statistiques sur les éclipses. Ces dates extrêmes sont 2000 avant notre ère et 3000 après notre ère. Bien entendu, la série Saros s'est poursuivie avant et se poursuivra après ces dates. Comme la première éclipse de 2000 avant notre ère n'était pas la première dans son saros, il est nécessaire d'étendre les nombres de la série des saros au-delà de 0 jusqu'à des nombres négatifs pour tenir compte des éclipses qui se sont produites dans les années qui ont suivi 2000 avant notre ère. Le saros -13 est le premier saros à apparaître dans ces données. Pour les éclipses solaires, les statistiques de la série complète des saros entre 2000 avant notre ère et 3000 après notre ère sont données dans les références de cet article. Il faut entre 1226 et 1550 ans pour que les membres d'une série de saros traversent la surface de la Terre du nord au sud (ou vice versa). Ces extrêmes permettent de 69 à 87 éclipses dans chaque série (la plupart des séries ont 71 ou 72 éclipses). De 39 à 59 (le plus souvent environ 43) éclipses d'une série donnée seront centrales (c'est-à-dire totales, annulaires ou hybrides annulaires-totales). À tout moment, environ 40 séries de saros différentes seront en cours.

Les séries Saros sont numérotées selon le type d'éclipse (solaire ou lunaire) et selon qu'elles se produisent au nœud ascendant ou descendant de la Lune. Les numéros impairs sont utilisés pour les éclipses solaires se produisant près du nœud ascendant, tandis que les numéros pairs sont attribués aux éclipses solaires se produisant au nœud descendant. Pour les éclipses de Lune, cette numérotation est quelque peu aléatoire. L'ordre de ces séries est déterminé par le moment où chaque série atteint son maximum, ce qui correspond au moment où l'éclipse est la plus proche de l'un des nœuds lunaires. Pour les éclipses solaires, les 40 séries numérotées entre 117 et 156 sont actives, alors que pour les éclipses lunaires, il y a maintenant 41 séries saros actives.

Coordonnées

Latitude et longitude où l'éclipse la plus importante est observée.

Total

Nombre total	11 898
Nombre total	3173 (26.7 %)
Nombre d’annulaire	3956 (33.2 %)
Nombre de partielle	4200 (35.3 %)
Nombre d’hynride	569 (4.8 %)
Moyenne par an	2.38
Maximum par an	5 (-1852, -1805, -1787, -1740, -1675, -1154, -1089, -568, -503, -438, -373, 18, 83, 148, 604, 669, 734, 1255, 1805, 1935, 2206, 2709, 2774, 2839, 2904)
Minimum par an	2
Actuel	743 s (150)
La plus longue totale	449 s (2186)
éclipse lunaire la plus longue	743 s (150)
La plus longue éclipse hybride	108 s (-979)
Largest partial	magnitude 0.99984 (-1577)
Petite éclipse partielle	magnitude 0.00002 (-1838)
Durée moyenne	155 s
Max largeur du rectangle visuel	1419 km (881.7 mi) (1547)
Moyenne largeur du rectangle visuel	133 km (82.6 mi)

Ventilation par Millenia

	Total	-1999 à -1000	-999 à 0	1 à 1000	1001 à 2000	2001 à 3000
Nombre total	11 898	2401	2373	2351	2385	2388
Nombre total	3173 (26.7 %)	633 (26.4 %)	622 (26.2 %)	652 (27.7 %)	616 (25.8 %)	650 (27.2 %)
Nombre d’annulaire	3956 (33.2 %)	782 (32.6 %)	764 (32.2 %)	809 (34.4 %)	767 (32.2 %)	834 (34.9 %)
Nombre de partielle	4200 (35.3 %)	843 (35.1 %)	857 (36.1 %)	816 (34.7 %)	837 (35.1 %)	847 (35.5 %)
Nombre d’hynride	569 (4.8 %)	143 (6.0 %)	130 (5.5 %)	74 (3.1 %)	165 (6.9 %)	57 (2.4 %)
Moyenne par an	2.38	2.40	2.37	2.35	2.39	2.39
Maximum par an	5	5	5	5	5	5
Plus longue	743 s (150)	727 s (-1655)	728 s (-177)	743 s (150)	729 s (1955)	668 s (2010)
Durée moyenne	155 s	156 s	153 s	156 s	155 s	156 s
Max largeur du rectangle visuel	1419 km (881.7 mi) (1547)	1258 km (781.7 mi) (-1591)	1300 km (807.8 mi) (-833)	1318 km (819.0 mi) (807)	1419 km (881.7 mi) (1547)	1130 km (702.1 mi) (2987)
Moyenne largeur du rectangle visuel	133 km (82.6 mi)	134 km (83.3 mi)	132 km (82.1 mi)	133 km (82.5 mi)	133 km (82.8 mi)	132 km (82.2 mi)

• En fonction de la géométrie du Soleil, de la Lune et de la Terre, il peut y avoir entre 2 et 5 éclipses solaires par an.


• au pôle Nord ou au pôle Sud, vous ne pouvez voir que des éclipses solaires partielles. Dans d'autres parties du monde, on peut observer des éclipses partielles, totales, annulaires et hybrides.


• La durée maximale d'une éclipse solaire totale est de 7 minutes et 40 secondes.


• la durée maximale d'une éclipse solaire annulaire est de 12 minutes et 24 secondes.


• si des planètes se trouvent dans le ciel au moment d'une éclipse solaire totale, elles peuvent être vues comme des points lumineux.


• Les éclipses solaires ne peuvent se produire que lors d'une nouvelle lune.


• une éclipse solaire se produit toujours deux semaines avant ou après une éclipse lunaire.


• à n'importe quelle position géographique sur la Terre, une éclipse solaire totale se produit en moyenne une fois tous les 360 ans.


• après une éclipse solaire totale, il faut environ une heure pour que la lumière du jour soit rétablie.


• la Lune s'éloigne lentement de la Terre, de sorte que dans environ un million d'années, une éclipse solaire ne sera même plus perceptible.


• lors d'une éclipse solaire totale, certains animaux ont tendance à être désorientés ou à se préparer à dormir.


• une éclipse solaire totale provoque une baisse de température pouvant aller jusqu'à 20 degrés.


• Dans l'Antiquité, les gens pensaient qu'une éclipse était le signe que les dieux étaient en colère ou que de mauvaises choses allaient se produire.


• la couronne, l'atmosphère extérieure du soleil, ne peut être observée que lors d'une éclipse solaire totale.


• des personnes appelées "chasseurs d'éclipses" ou "ombraphiles" se rendent dans des endroits éloignés pour observer ou assister à des éclipses solaires centrales prévues.


• En raison de l'accélération des marées, l'orbite de la Lune autour de la Terre s'éloigne d'environ 2,2 cm chaque année.


• le diamètre du Soleil augmente d'environ 5 % par milliard d'années. Par conséquent, la dernière éclipse solaire totale sur Terre se produira dans environ six cents millions d'années.


• Les éclipses historiques sont une ressource très précieuse pour les historiens, car elles permettent de dater avec précision quelques événements historiques, ce qui permet de déduire d'autres dates et d'anciens calendriers.


• Dans des conditions normales, le Soleil est si brillant qu'il est difficile de le fixer directement. Cependant, lors d'une éclipse, une grande partie du Soleil étant recouverte, il est plus facile et plus tentant de le fixer. Regarder le Soleil pendant une éclipse est aussi dangereux que de le regarder en dehors d'une éclipse, sauf pendant la brève période de totalité, lorsque le disque du Soleil est complètement recouvert.


• lorsque la partie visible de la photosphère devient très petite, les perles de Baily apparaissent. Ces perles sont dues au fait que la lumière du soleil peut encore atteindre la Terre à travers les vallées lunaires. La totalité commence alors par l'effet de l'anneau de diamant, le dernier éclat de lumière solaire.


• Une éclipse solaire totale n'est perceptible que lorsque le Soleil est recouvert à 90 % par la Lune. Lorsque la Lune couvre le Soleil à 99 %, le ciel ressemble à un crépuscule.


• L'astronome canadien et célèbre chasseur d'éclipses J. W. Campbell a parcouru le monde pendant 50 ans pour tenter de voir 12 éclipses différentes. À chaque fois, il s'est heurté à un ciel couvert.

Une éclipse de Lune se produit lorsque la Lune passe directement derrière la Terre, dans son ombre. Cela ne peut se produire que lorsque le Soleil, la Terre et la Lune sont alignés (en "syzygie") exactement, ou très étroitement, avec la Terre au milieu. Par conséquent, une éclipse lunaire ne peut se produire que la nuit de la pleine lune. Le type et la durée d'une éclipse dépendent de la position de la Lune par rapport à ses nœuds orbitaux.

Contrairement à une éclipse solaire, qui ne peut être observée qu'à partir d'une zone relativement restreinte du globe, une éclipse lunaire peut être observée depuis n'importe quel endroit de la face nocturne de la Terre. Une éclipse lunaire dure quelques heures, alors qu'une éclipse solaire totale ne dure que quelques minutes à un endroit donné, en raison de la taille réduite de l'ombre de la Lune. Contrairement aux éclipses solaires, les éclipses lunaires peuvent être observées sans protection oculaire ni précautions particulières, car elles sont moins lumineuses que la pleine lune.

L'ombre est la partie de l'ombre de la Terre qui ne contient pas de rayonnement direct du Soleil. De même, la pénombre est la région de l'espace où la Terre ne bloque que partiellement la lumière du Soleil..

Afin de classer le type d'éclipse de lune qui se produit, une échelle connue sous le nom d'échelle de Danjon a été développée par André-Louis Danjon.

• L=0 - l'éclipse la plus sombre, celle que la plupart des gens imaginent lorsqu'ils pensent à une éclipse de lune.
• L=1 - Bien qu'elle soit encore très sombre, la Lune prend une teinte grise ou brune. Cependant, les détails de la Lune sont encore difficiles à identifier.
• L=2 - la Lune apparaît rouge foncé, avec éventuellement une légère touche d'orange. La Lune apparaît toujours très sombre à cette valeur.
• L=3 - la Lune est rouge brique et nettement plus claire que L=2. Les bords peuvent également apparaître plus clairs, éventuellement avec une teinte jaunâtre.
• L=4 - la Lune apparaît rouge vif ou orange, tandis que le bord de la Lune apparaît presque bleuâtre.

Le moment des éclipses totales de lune est déterminé par ses contacts.

• P1 (Premier contact)
  Début de l'éclipse pénombrale. La pénombre de la Terre touche le limbe externe de la Lune.
• U1 (Deuxième contact)
  Début de l'éclipse partielle. L'ombre de la Terre touche le bord extérieur de la Lune.
• U2 (Troisième contact)
  Début de l'éclipse totale. La surface de la Lune se trouve entièrement dans l'ombre de la Terre.
• Grande éclipse
  L'éclipse totale est à son apogée. La Lune est au plus près du centre de l'ombre de la Terre.
• U3 (Quatrième contact)
  Fin de l'éclipse totale. Le membre extérieur de la Lune sort de l'ombre de la Terre.
• U4 (Cinquième contact)
  Fin de l'éclipse partielle. L'ombre de la Terre quitte la surface de la Lune.
• P4 (Sixième contact)
  Fin de l'éclipse pénombrale. La pénombre terrestre n'est plus en contact avec la Lune.

• Type
• Nombre de lunaisons
• Temps dynamique
• Saros
• Gamma
• Magnitude
• Durée
• Coordonnées

Type

• Total
  l'ombre de la Terre - la partie centrale et sombre de son ombre - masque toute la surface visible de la Lune.
• Partial
  seule une partie de la surface visible de la Lune est masquée par l'ombre de la Terre.
• Penumbral
  la Lune traverse la partie pénombrale de l'ombre de la Terre.

Nombre de lunaisons

Nombre donné à chaque lunaison à partir d'une certaine date dans l'histoire. Plusieurs conventions sont utilisées.

Le plus couramment utilisé est le Brown Lunation Number (BLN), qui définit la lunaison 1 comme commençant à la première nouvelle lune de 1923, l'année où la théorie lunaire d'Ernest William Brown a été introduite dans les principaux almanachs astronomiques nationaux. La lunaison 1 a eu lieu à environ 02:41 UTC, le 17 janvier 1923. Les nouvelles lunes se produisent aux dates juliennes.

Temps dynamique (TD)

Temps dynamique (TD) de la plus grande éclipse, l'instant où la distance entre le centre de la Lune et l'axe ou le cône d'ombre de la Terre atteint un minimum.

Le TD a été introduit par l'UAI en 1979 en tant qu'échelle de temps coordonnée pour un observateur à la surface de la Terre. Il prend en compte les effets relativistes et est basé sur le Temps atomique international (TAI), qui est une norme de haute précision utilisant plusieurs centaines d'horloges atomiques dans le monde. En tant que tel, le TD est l'équivalent en temps atomique de son prédécesseur, le ET, et il est utilisé dans les théories du mouvement des corps du système solaire. Pour assurer la continuité avec l'ET, le TD a été défini pour correspondre à l'ET pour la date du 01 janvier 1977. En 1991, l'UAI a affiné la définition du TD pour le rendre plus précis. Il a également été rebaptisé Temps terrestre (TT), bien que sur ce site Web, l'ancien nom de Temps dynamique terrestre soit préféré et utilisé.

Saros

Période d'environ 223 mois synodiques (environ 6585,3211 jours, ou 18 ans et 11 jours et 8h), qui peut être utilisée pour prédire les éclipses de Soleil et de Lune. Une période saros après une éclipse, le Soleil, la Terre et la Lune reviennent approximativement à la même géométrie relative, une ligne presque droite, et une éclipse presque identique se produira, dans ce que l'on appelle un cycle d'éclipses. Un sar est la moitié d'un saros.

Pour qu'une éclipse lunaire se produise, la Terre doit se trouver entre le Soleil et la Lune. Cela ne peut se produire que lorsque la Lune est pleine, et la répétition de ces phases lunaires résulte des orbites solaires et lunaires produisant la période synodique de la Lune de 29,53059 jours.

Toutefois, lors de la plupart des pleines et nouvelles lunes, l'ombre de la Terre ou de la Lune tombe au nord ou au sud de l'autre corps. Les éclipses se produisent lorsque les trois corps forment une ligne presque droite.

Après un saros, la Lune aura accompli un nombre entier de cycles d'orbite lunaire et de périodes synodiques, draconiques et anomales (241, 223, 242 et 239) et la géométrie Terre-Soleil-Lune sera presque identique : la Lune aura la même phase et sera au même nœud et à la même distance de la Terre. En outre, comme le saros a une durée proche de 18 ans (environ 11 jours de plus), la Terre sera presque à la même distance du Soleil et inclinée par rapport à lui dans une orientation presque identique.

Gamma

Le gamma (noté γ) d'une éclipse décrit la façon dont l'ombre de la Lune ou de la Terre frappe l'autre au centre. La distance, lorsque l'axe du cône d'ombre passe au plus près du centre de la Terre ou de la Lune, est exprimée sous la forme d'une fraction du rayon équatorial de la Terre.

Le signe de gamma définit, pour une éclipse de lune, si l'axe de l'ombre de la Terre passe au nord ou au sud de la Lune ; une valeur positive signifie le sud.

Magnitude

La magnitude d'une éclipse est la fraction du diamètre du corps éclipsé qui est dans l'éclipse. Lors d'une éclipse de Lune, le corps éclipsé est la Lune et le "corps" éclipsant est l'ombre de la Terre. Étant donné que l'ombre de la Terre, à la distance de la Lune, est toujours considérablement plus grande que la Lune, une éclipse de Lune ne peut jamais être annulaire, mais est toujours partielle ou totale. L'ombre de la Terre est composée de deux éléments : l'ombre sombre et la pénombre beaucoup plus lumineuse. Une éclipse de Lune aura deux magnitudes géométriques : la magnitude ombrale et la magnitude pénombrale. Si la valeur maximale de la magnitude ombrale est négative, la Lune n'atteint pas l'ombre de la Terre - elle peut néanmoins traverser la pénombre de la Terre, et une telle éclipse est appelée éclipse pénombrale.

Penumbral

La magnitude pénumbrale est la fraction du diamètre de la Lune immergée dans la pénombre à l'instant de la plus grande éclipse (égale à la distance mesurée entre le bord de l'ombre pénumbrale et le bord de la Lune le plus profond dans la pénombre).

Umbral

La magnitude ombrale est la fraction du diamètre de la Lune immergée dans l'ombre au moment de la plus grande éclipse (égale à la distance mesurée entre le bord de l'ombre ombrale et le bord de la Lune le plus profond dans l'ombre).

Durée

Durée de la phase de l'éclipse pénombrale

Intervalle de temps entre le premier et le dernier contact de la Lune avec l'ombre pénombrale (= P4 - P1).

Durée de la phase de l'éclipse partielle

L'intervalle de temps entre le premier et le dernier contact de la Lune avec l'ombre ombrale (= U4 - U1).

Durée de la phase de l'éclipse totale

L'intervalle de temps entre le deuxième et le troisième contact de la Lune avec l'ombre ombrale (= U3 - U2).

Statistiques globales

Nombre total	12 064
Nombre total	3479 (28.8 %)
Nombre de penombrale	4378 (36.3 %)
Nombre de partielle	4207 (34.9 %)
Moyenne par an	2.41
Maximum par an	5 (-1926,-1796,-1731,-1275,-1210,-1145,-1080,-1033,-624,-559,-512,-447,-103,74,204, 475,595,660,725,790,1181,1246,1311,1676,1694,1749,1879,2132,2262,2400,2653,2783,2968)
Minimum par an	2
Plus longue	296.5 min (1322)
La plus longue totale	106.6 min (318)
éclipse lunaire partielle la plus longue	210.0 min (2669)
Longest penumbral	296.5 min (1322)

Ventilation par Millenia

	Total	-1999 à -1000	-999 à 0	1 à 1000	1001 à 2000	2001 à 3000
Nombre total	12064	2431	2392	2396	2431	2414
Nombre total	3479 (28.8 %)	672 (27.6 %)	722 (30.2 %)	709 (29.6 %)	682 (28.1 %)	694 (28.7 %)
Nombre de penombrale	4378 (36.3 %)	900 (37.0 %)	858 (35.9 %)	858 (35.8 %)	885 (36.4 %)	877 (36.3 %)
Nombre de partielle	4207 (34.9 %)	859 (35.3 %)	812 (33.9 %)	829 (34.6 %)	864 (35.5 %)	843 (34.9 %)
Moyenne par an	2.41	2.43	2.39	2.40	2.43	2.41
Maximum par an	5	5	5	5	5	5
La plus longue totale	106.6 min (318)	106.5 min (-1505)	106.2 min (-380)	106.6 min (318)	106.5 min (1859)	106.2 min (2264)

• Les éclipses lunaires ne peuvent se produire que lors d'une pleine lune.


• Certaines éclipses de lune peuvent durer jusqu'à 3 heures et 45 minutes.


• l'apparence ou l'obscurité de la Lune varie au cours d'une éclipse lunaire totale en raison de la variation de la composition de l'atmosphère terrestre.


• L'échelle de Danjon est une échelle utilisée pour décrire l'obscurité d'une éclipse totale de Lune. Elle comporte 5 points allant de 0 (la lune semble presque invisible) à 4 (orange jaunâtre très brillant).


• il n'est pas dangereux de regarder directement la Lune lors d'une éclipse lunaire car la Lune n'émet pas sa propre lumière.


• Dans l'Antiquité, une éclipse lunaire totale ou la disparition de la Lune signifiait que les dieux étaient en colère contre le peuple.


• La pleine lune apparaît presque toujours d'un rouge cuivré lors d'une éclipse lunaire totale, en raison de la lumière solaire filtrée et réfractée par l'atmosphère de la Terre.


• Dans de nombreuses cultures, on croit que les pleines lunes et les éclipses lunaires ont un impact sur les sentiments et le comportement humains. Étant donné que les pleines lunes ont un impact sur les marées et que le corps humain est composé d'au moins 70 % d'eau, il est peut-être logique que les éclipses lunaires puissent avoir un impact sur les cycles menstruels des femmes ou sur le rythme circadien du corps. Les preuves scientifiques sont relativement peu concluantes. Cependant, d'un point de vue psychologique, la croyance qu'une éclipse lunaire peut avoir un impact sur votre comportement pourrait en fait créer cette réalité.


• D'un point de vue astrologique, les éclipses lunaires sont considérées comme des périodes propices à la croissance, à la libération et aux nouveaux départs.


• Les éclipses de lune sont visibles sur tout un hémisphère. Une éclipse de lune peut être observée depuis n'importe quel endroit de la face nocturne de la Terre.


• La vitesse de la lune dans l'ombre est d'environ un kilomètre par seconde. La totalité de l'éclipse peut donc durer jusqu'à 107 minutes et au maximum 3 heures et 40 minutes.


• Les Égyptiens avaient un mythe selon lequel l'éclipse est une truie qui avale la lune pendant une courte période.


• Les Incas croyaient que les éclipses lunaires correspondaient au moment où un jaguar mangeait la Lune, d'où l'aspect rouge des lunes de sang. Les Incas croyaient également qu'une fois que le jaguar avait fini de manger la Lune, il pouvait descendre et dévorer tous les animaux de la Terre, c'est pourquoi ils prenaient des lances et criaient sur la Lune pour l'éloigner.


• les anciens Mésopotamiens croyaient qu'une éclipse lunaire se produisait lorsque la Lune était attaquée par sept démons. Ils établissaient un lien entre ce qui se passait dans le ciel et ce qui se passait sur la terre, et comme le roi de Mésopotamie représentait la terre, on pensait que les sept démons attaquaient également le roi. Afin d'empêcher cette attaque contre le roi, les Mésopotamiens ont fait en sorte que quelqu'un se fasse passer pour le roi afin d'être attaqué à la place du véritable roi. Une fois l'éclipse lunaire terminée, le roi de substitution disparaissait (peut-être par empoisonnement).


• dans certaines cultures chinoises, les gens faisaient sonner des cloches pour empêcher un dragon ou d'autres animaux sauvages de mordre la Lune. Le mot chinois pour éclipse solaire est shih,"manger".


• les Grecs étaient en avance sur leur temps lorsqu'ils ont affirmé que la Terre était ronde et qu'ils ont utilisé l'ombre de l'éclipse lunaire comme preuve.


• due to its reddish color, a totally eclipsed Moon is sometimes referred to as a "blood moon".


• Jupiter peut connaître une triple éclipse, au cours de laquelle trois lunes projettent simultanément leur ombre sur la planète.


• Afin d'inciter les indigènes de la Jamaïque à continuer à le ravitailler, lui et ses hommes affamés, Christophe Colomb réussit à les intimider en prédisant correctement une éclipse totale de lune pour le 1er mars 1504.