Les transits de Mercure et de Vénus
- Table des matières
- Avant propos
- Le soleil
- Mercure
- Vénus
- Vision héliocentrique des planètes
- Les lois de Képler
- Conjonction
- Opposition
- Elongation
- Les grands alignements
- Ligne des noeuds
- Révolution synodique
- Les transits de Mercure et Vénus en 2003 et 2004
- Périodicité des transits
- Prochains transits
- Apports scientifiques des transits
- Transit de Mercure
- Transit de Vénus
- Comment les observer ?
- La goutte noire
- Un peu d'histoire
- Transit de Vénus : les malheurs de l'astronome Le Gentil
- Vulcain, la planète fantôme du système solaire
- Bibliographie
- Sites internet
Depuis plusieurs siècles les astronomes s'intéressent aux phénomènes rares des transits qui constituent les passages des planètes Mercure et Vénus devant le Soleil.
On compte en moyenne seulement 13 transits de Mercure par siècle.
De nos jours, ils sont surtout une curiosité impatiemment attendue par les amoureux du ciel.
Les prochains passages auront lieu :
- le mercredi 7 mai 2003 pour Mercure entre 5h11m29s T.U. et 10h32m42s T.U.
- le mardi 8 juin 2004 pour Vénus 5h22m et 10h22m T.U.
Le Soleil est l'étoile centrale du système solaire autour de laquelle gravitent non seulement la Terre mais les autres planètes, sans oublier bon nombre de comètes et astéroïdes.
De par sa proximité relative, 150 millions de kilomètres, ses possibilités d'études sont fondamentales pour mieux comprendre son fonctionnement ainsi que ceux des étoiles de mêmes types, voire même très différentes.
Le Soleil est une sphère de gaz incandescent au centre de laquelle la température atteint environ 15 millions de degrés.
Sa température et sa densité permettent le déroulement de réactions de fusions thermonucléaires. Elles réalisent la fusion de noyaux d'atomes d'hydrogène en noyaux d'atomes d'hélium, avec une perte de masse compensée par un dégagement d'énergie rayonnante.
Passage du Mercure devant le Soleil le 15 novembre 1999.
Source NASA
La surface «visible» du Soleil est la photosphère, la température avoisine quelques 6000 degrés.
Le soleil est de ce fait considéré comme une étoile relativement petite et froide de type spectral G2 (étoile jaune). Son atmosphère est constituée de deux couches principales : d'abord la chromosphère, puis on monte dans la couronne, la partie la plus extérieure.
Son diamètre est de l'ordre de 1.390.000 km soit 109 fois celui de la Terre.
Sa masse correspond à 333.000 fois celle de la Terre.
Sa composition est dominée par deux éléments : 75 % d'hydrogène et 24 % d'hélium.
Image filtrée du soleil bouillonnant avec protubérance
Le Soleil serait arrivé à la moitié de sa vie, il est donc âgé de 5 milliards d'années.
Etant une sphère de gaz, la rotation du Soleil sur autour de son axe ne se fait pas «d'un bloc». En effet l'équateur fait un tour en 25 jours alors qu'il faut 37 jours aux pôles. C'est la rotation différentielle.
Enfin le Soleil gravite à 28.000 années lumière du centre de notre galaxie (La Voie Lactée).
Notre galaxie, comme la plupart des galaxies comptent environs 150 milliards d'étoiles plus ou moins semblables à notre Soleil.
La voie Lactée : 100.000 années lumière
Avec son diamètre de 4878 km, Mercure fait partie des petites planètes du système solaire. Elle est aussi la plus proche du Soleil, sa distance moyenne étant de 58 millions de km.
Grâce à son éclat, qui rivalise avec celui des étoiles les plus brillantes, Mercure fut repérée dès l'Antiquité. Mais les égyptiens crurent longtemps à l'existence de deux astres distincts, car Mercure apparaît tantôt à Ouest, après le coucher du Soleil, tantôt à l'Est avant son lever.
La planète ne s'écarte jamais à plus de 28° du Soleil ; au mieux, elle ne se lève que 2h15 min après lui ou ne se couche que 2h15 min après lui.
Elle est difficile à observer dans de bonnes conditions car elle se trouve toujours basse sur l'horizon, dans les régions du ciel chargées en brumes et ne se détache jamais sur un fond de ciel fort sombre.
Les meilleures conditions d'observations correspondent aux époques de ses élongations (voir Chapitre 10).
Il fallut attendre les années 1970 pour que le travail des sondes spatiales (notamment Mariner 10) pour mieux connaître le relief de cette planète.
Sa surface est très semblable en apparence à celle de la Lune. On y trouve des régions montagneuses et de grands bassins criblés de cratères météoritiques. Pour sa structure interne, on suppose l'existence d'un très volumineux noyau métallique qui occuperait 42% du volume de la planète.
Vue rapprochée de Mercure montrant sa surface
couverte de cratères prise par Mariner
(La sonde Mariner 10 est le seul vaisseau spatial à avoir visité Mercure. Il effectua trois survols en 1973 et 1974 cartographiant 45% de sa surface).
Tout comme la Lune, Mercure est pour ainsi dire dépourvue d'atmosphère en raison de sa faible gravité et de l'absence d'activité interne. Cette absence d'atmosphère, donc de « couche tampon » autorise des différences de température entre le jour (partie exposée au Soleil) et la nuit assez considérables.
400 degrés de jour et –170° la nuit.
Cette planète tourne sur elle-même en 58 jours et décrit sa révolution autour du Soleil en quelques 88 jours.
Sa période de révolution synodique est de 115,9 jours. (Voir Révolution Synodique).
Sa masse par rapport à la Terre est de 0.055 (La Terre = 1) et l'inclinaison de son plan orbital par rapport à l'écliptique est de 7°00'. Pour rappel, l'écliptique est le plan de l'orbite terrestre autour du Soleil.
Malgré les fortes températures, de l'eau sous forme de glace pourrait exister aux pôles, là où le rayonnement solaire effleure la planète. Cette possibilité est aussi évoquée concernant la Lune.
A propos de Lune, Mercure comme Vénus est dépourvue de satellite naturel.
Enfin, le diamètre angulaire de Mercure oscille entre 4,7" et 12,9" (La seconde d'arc notée " est une unité d'angle, on retrouve 60" dans une minute, et 60' dans un degré, on peut donc dire que la seconde d'arc représente 1/3600ème partie d'un cercle). Le 7 mai 2003 il sera de 12", donc proche de son maximum.
Photo de la Surface de Mercure prise par la sonde Mariner
Planète du système solaire située entre Mercure et la Terre. Vénus après le Soleil et la Lune est l'astre le plus lumineux de notre ciel. C'est le premier astre qui «s'allume» le soir et le dernier qui «s'éteint» le matin. Cette planète est de ce fait très populaire.
Elle est à ce titre nommée «étoile du Berger», ce qui pour une planète, sème quelques fois la confusion chez le profane.
Ses particularités ont été mises en évidence, notamment, depuis 1962 par diverses sondes spatiales soviétiques et américaines. Son atmosphère très épaisse est constituée de gaz carbonique (96,5%) et d'azote (3,4%) qui masquent sa surface.
La couche nuageuse supérieure est constituée principalement de gouttelettes d'acide sulfurique en solution aqueuse. La haute température de sa surface (470°C), où la pression est 92 fois plus forte que celle de la Terre s'explique par un effet de serre dû au gaz carbonique.
(La sonde Pioneer Venus effectua en 1978 la première cartographie de haute qualité de la surface de la planète)
De longues séries d'observations au radar ont montré que Vénus, contrairement aux 8 autres planètes du système solaire, tourne sur elle-même en 243 jours, en sens rétrograde (sens Est-Ouest). Cette particularité, conjuguée à la période de révolution de Vénus autour du Soleil (224.7 jours), vaut au jour solaire vénusien (durée d'ensoleillement d'un point proche de l'équateur) d'avoir une durée de 117 jours.
Sa période de révolution synodique est de 583,92 jours.
Environ 85% de la surface sont occupés par des plaines d'où la mise en évidence du volcanisme. En outre, on dénombre pas moins de 800 cratères d'impacts avec des diamètres situés entre 2 et 280 Km.
Vénus se situe à une distance moyenne du Soleil de 108 millions de Km.
L'inclinaison de son plan orbital par rapport à l'écliptique est de 3°23' (pour rappel, l'écliptique est le plan de l'orbite terrestre autour du Soleil).
Image synthétique de la surface de Vénus d'après les données
de la sonde Magellan
(La sonde Magellan fut lancée en 1989 et cartographia 98% de la planète avec une résolution supérieure à 300 mètres)
Son diamètre est de 12102 km. Sa masse par rapport à la Terre est de 0.815. Enfin, le diamètre angulaire de Vénus oscille entre 9,9" et 63,1".
Le 8 juin 2004 il sera de 57.7 secondes d'arc et sera à 43 millions de km de la Terre.
L'héliocentrisme considère le Soleil comme le centre le l'Univers (Astronomie ancienne, car on sait aujourd'hui que le Soleil n'est pas non plus le centre de l'Univers) ou comme l'astre autour duquel tournent les planètes.
Vision héliocentrique du système solaire par Kepler
Ce système s'oppose au modèle ancestral du géocentrisme qui plaçait quant à lui la Terre au centre de L'Univers.
Ces célèbres lois définissent les règles du mouvement elliptique de deux corps soumis uniquement à leur attraction réciproque ; elles ont été formulées de manière empirique par Johannes Kepler (Astronome allemand, 1571 – 1630) à partir de l'étude des mouvements apparents des planètes dans le ciel.
Moins d'un siècle plus tard, on constata qu'elles sont la conséquence de la loi de la gravitation universelle.
Première loi
Les planètes décrivent des orbites elliptiques dont le Soleil occupe un des foyers.
Illustration de la 1ère loi avec F représentant
le soleil et T la Terre
A défini le point d'apogée et P le périgée.
Deuxième loi (loi des aires).
Au cours du mouvement, le rayon vecteur Planète - Soleil balaie des aires égales en des temps égaux.
Illustration de la 2ème loi, les surfaces S1 et S2 sont égales, donc
le temps mis par la Terre pour aller de P à T1 := le temps entre T2 et A
Troisième loi.
Le rapport du «cube du demi grand axe de l'orbite» au «carré de la période» a même valeur pour toute les planètes.
Illustration de la 3ème loi, a représente les demi-grands axes. T représente la période :
le temps mis par une planète pour accomplir une révolution autour du Soleil
Deux ou plusieurs astres en conjonction sont observables dans la même région du ciel.
On peut ainsi, par exemple, apprendre à identifier les planètes en profitant de ce qu'elles sont en conjonction avec la Lune ou une étoile connue pour les repérer.
Conjonction supérieur de Jupiter
Chaque mois, le Soleil se retrouve en conjonction avec la Lune : c'est la Nouvelle Lune. Les planètes inférieures comme Mercure et Vénus présentent avec le Soleil une conjonction dite inférieure lorsqu'elles s'interposent entre le Soleil et la Terre, et une conjonction supérieure lorsqu'elles passent derrière le Soleil.
Les planètes supérieures ne peuvent qu'être en conjonction supérieure avec le Soleil (Etant donné que les orbites de Mars, Jupiter etc., sont extérieures à celle de la Terre).
Configuration présentée par deux astres dont l'écart angulaire sur la sphère céleste vaut 180°.
Par leur mouvement apparent dans un plan qui est voisin de l'écliptique, les planètes supérieures comme Mars, Jupiter, saturne etc., se trouvent périodiquement en opposition avec le Soleil.
En revanche, les planètes inférieures, Mercure et Vénus dont les orbites sont inférieures à celle de la Terre, ne peuvent jamais se trouver en opposition avec lui. L'opposition de la lune et du Soleil correspond à la période de la pleine Lune.
Représentation d'une opposition où Jupiter est opposée au Soleil par rapport à la Terre
Distance angulaire d'un astre au Soleil, pour un observateur situé sur Terre. Alors que l'élongation d'une planètes supérieures (Mars, Jupiter etc., ont leur orbite extérieure à celle de la Terre) peut atteindre des valeur comprises entre 0 et 180°, elle passe, dans le cas des planètes inférieures, par des maxima appelés «les plus grandes élongations». En fait, le terme s'emploie presque exclusivement pour les planètes Mercure et Vénus. Les élongations maximales de Vénus varient entre 45 et 47°45', celles de Mercure entre 16°15 et 27°45, variation plus forte en raison de l'excentricité de l'orbite de cette planète.
Position relative de Vénus par rapport à la Terre
L'élongation est dite orientale ou occidentale, suivant que l'astre se trouve à l'Est ou à l'Ouest du Soleil, pour l'observateur.
Elongation orientale de Vénus
Le terme conjonction est utilisé pour indiquer que deux ou plusieurs corps célestes sont «concentrés» dans une même région du ciel.
Dans le cas des 8 autres planètes majeures de notre système solaire, il est rarissime qu'elles soient toutes visibles sous un secteur inférieur à 40°. (Voir tableau ci-joint).
Pourtant, certains langages pseudo scientifiques et de vulgarisation (mis en avant et récupérés par de nombreux astrologues) «poussent» la conjonction en de véritables alignements planétaires aux vertus plus ou moins maléfiques.
Le 10 mars 1982, «Le grand alignement» correspondait à un secteur de 95° par rapport au centre du Soleil et à un secteur de 132° en ayant la Terre pour centre.
La prochaine conjonction planétaire « globale » n'aura pas lieu avant le 19 mai 2161... Les « vrais » grands alignements planétaires ne sont donc pas pour demain !
Les noeuds en astronomie sont les intersections de plans orbitaux.
Dans le cas de deux cerceaux qui se croisent, les deux points d'intersections qui en résultent sont les noeuds. La droite qui passe par ces intersections se nomme naturellement, ligne des noeuds.
Représentation de la ligne des noeuds pour l'orbite de Vénus
Si par exemple, la planète Mars se trouve en opposition en un moment « A »(voir Chapitre 9); pour que Mars se retrouve en opposition en un moment « B », la Terre doit accomplir une révolution complète augmentée d'une valeur angulaire (variable) en raison du déplacement (bien sûr dans le même sens) de la Planète Mars sur sa propre orbite.
Donc, le temps de la révolution synodique sera d'autant plus petit (c'est-à-dire égal à 365,25 jours – révolution terrestre) que la planète est éloignée de la Terre. (Voir lois de Kepler, Chapitre 7).
Le plus bel exemple est Pluton (révolution synodique égale à 366,73 jours) étant donné que sa révolution sidérale est de 249,17 ans.
Pour les planètes inférieures (Vénus et Mercure), durée de la révolution synodique est d'autant plus courte que la révolution sidérale est rapide.
| Planètes | Révolution sidérale | Révolution Synodique | |
| (en années tropiques) | (en jours moyens) | (en jours moyens) | |
| Mercure | 0.2409 | 87,969 | 115,88 |
| Vénus | 0,6152 | 224,701 | 583,92 |
| Terre | 1,00004 | 365,256 | ------- |
| Mars | 1,8809 | 686,98 | 779,94 |
| Jupiter | 11,8622 | 4 332,589 | 398,88 |
| Saturne | 29,4577 | 10 759,22 | 378,09 |
| Uranus | 84,0133 | 30 685,4 | 369,66 |
| Neptune | 164,7935 | 60 189,5 | 367,49 |
| Pluton | 249,17 | 91 007 | 366,73 |
Depuis plusieurs siècles les astronomes s'intéressent aux phénomènes rares des transits qui constituent les passages des planètes Mercure et Vénus devant le Soleil.
On compte en moyenne seulement 13 transits de Mercure par siècle.
De nos jours, ils sont surtout une curiosité impatiemment attendue par les amoureux du ciel.
Les prochains passages auront lieu :
- le mercredi 7 mai pour Mercure entre 5h11m29s T.U. et 10h32m42s T.U.
- le mardi 8 juin 2004 pour Vénus entre 5h22m et 10h22m T.U.
Parmi les corps du système solaire de taille importante, seuls la Lune et les planètes Mercure et Vénus peuvent passer entre la Terre et le Soleil. Si, dans le cas de la Lune le phénomène (éclipse de Soleil) est plus fréquent (entre 2 et 5 par an), il n'en est pas de même pour Mercure et Vénus.
Les transits sont malheureusement moins spectaculaires qu'une éclipse de Soleil. Et pour cause, le diamètre apparent maximum de Mercure est de 1/200ème de celui du Soleil et celui de Vénus de l'ordre de 1/30ème.
Dans le second cas, le passage est aisément observable à l'œil nu, moyennant quelques protections pour les yeux, notamment l'usage des lunettes d'éclipses.
Comme dans le cas du mouvement de la Lune autour de la Terre, le mouvement de Mercure et de Vénus ne se fait pas dans le même plan que celui de la Terre autour du Soleil (l'écliptique).
Le plan orbital de Mercure est incliné de 7° par rapport à l'écliptique. Celui de Vénus est incliné de 3,23°. Le plus incliné étant celui de Pluton, 17,2°.
i représente l'angle d'inclinaison du plan orbital
Donc, pour assister au passage de ces planètes devant le Soleil, il faut que, simultanément à l'alignement Soleil – Planète – Terre, leur « hauteur » par rapport à l'écliptique soit idéale, c-à-d, égale ou très proche du niveau du plan de l'écliptique.
En terme plus scientifique on parlera de la ligne des nœuds (voir à ligne des nœuds Chapitre 12).
Le passage de la Terre par cette ligne des nœuds a lieu tous les 6 mois : Pour Mercure en Mai et en Novembre, et pour Vénus, début décembre et début juin.
Le passage de Mercure ou de Vénus devant le Soleil peut se dérouler aussi bien prés du bord du disque solaire (durée courte) qu'au centre du disque (durée longue).
Dans le cas d'un passage rasant près du bord du disque, l'effet de parallaxe peut faire que certains observateurs sur Terre voient le passage et d'autres non (Cas similaire aux éclipses solaires).
Dans tous les cas, la durée de passage ne sera pas la même pour tous les observateurs terrestres, de même que l'heure des contacts entre le disque solaire et planétaire.
Si les passages peuvent avoir lieu à certaines dates précises dans l'année, ils ne se produiront pas à chaque fois. Dans le cas de Mercure, ils sont possibles en mai lorsque Mercure passe par le nœud descendant de son orbite et en novembre lorsque Mercure passe par le nœud ascendant de son orbite. (Voir à ligne des nœuds).
Cependant, lors des passages en mai, Mercure est proche de son aphélie (point le plus éloigné du Soleil sur son orbite) et se déplace donc plus lentement, au moment du passage au nœud, la Terre, vue du Soleil doit être à une distance angulaire inférieure à 108' pour que l'on puisse observer le passage. Par contre pour les passages en novembre, la vitesse de Mercure sur son orbite est plus forte et la Terre, toujours vue du Soleil, doit être à une distance angulaire inférieure à 238' pour que l'on puisse observer le passage.
Donc le nombre de passages en novembre sera statistiquement environ deux fois plus nombreux que les passages observables en mai.
Si l'on étudie les dates des passages de Mercure devant le Soleil, on peut mettre en évidence des périodes de récurrences de ces passages.
Il existe une période de 46 ans et une période de 217 ans. On peut, comme pour les éclipses de Soleil, construire des séries longues de passages espacés de 46 ou 217 ans.
Ainsi le passage du 15 novembre 1999 est le dernier d'une série, le passage précédent appartenant à cette série est celui du 14 novembre 1953.
Dans le cas de Vénus, on peut faire le calcul analogue, mais son orbite plus grande et son mouvement plus lent diminuent considérablement le nombre de passages. Ces passages sont observables soit au voisinage du noeud ascendant de l'orbite de Vénus vers le 9 décembre.
Dans ce cas la Terre, vue du Soleil, doit avoir au moment du passage de Vénus à son nœud, une distance angulaire inférieure à 37' pour que le passage soit observable ; soit au voisinage du nœud descendant de l'orbite de Vénus vers le 7 juin. Dans ce cas, la Terre, vue du Soleil doit avoir au moment du passage de Vénus à son nœud, une distance angulaire inférieure à 41' pour que le passage soit observable.
Les périodes de révolutions de la Terre et de Vénus sont prédominantes dans la fréquence des passages observables. On met en évidence le cycle suivant 8 ans - 121,5 ans, 8 ans - 105,5 ans pour les passages observables de Vénus.
De Vénus : le 8 juin 2004, le 6 juin 2012, le 11 décembre 2117.
De Mercure : le 8 novembre 2006, le 9 mai 2016, le 11 novembre 2019, 13 novembre 2032, 07 novembre 2039, le 7 mai 2049, 09 novembre 2052, 10 mai 2062, 11 novembre 2065, 14 novembre 2078, 07 novembre 2085, 08 mai 2095, 10 novembre 2098.
Les apports scientifiques des transits étaient dans le passé essentiellement axés sur l'astronomie de position, l'affinement du calcul des distances des astres concernés ainsi qu'à leurs mesures angulaires.
De nos jours, les transits sont surtout utilisés à des fins scientifiques pour procéder à l'étalonnage des instruments d'observation. Par exemple, la comparaison de la noirceur des taches solaires avec celui du disque planétaire devant le Soleil, ou encore des tests de netteté.
Les transits sont des phénomènes assez rares puisqu'on en compte que 13 par siècles en moyenne.
Le mercredi 7 mai 2003 entre 5h11m29s et 10h32m42s T.U.
Le transit de Mercure sera visible en Belgique, si bien sûr, les nuages ne viennent pas jouer les trouble-fête. Il le sera également au Nord-Ouest de l'Asie.
Vu sa petite taille angulaire de 12'', Mercure ne sera visible qu'à l'aide d'instruments. On recommande pour des raisons de sécurité la méthode par projection. (Voir au point « Comment les observer ? »).
A titre de comparaison le diamètre apparent du Soleil sera de 31'44" soit 158,6 fois plus grand que celui de Mercure.
La durée totale du phénomène variera entre 2h39m et 2h35m.
Tableau reprenant les temps de début et de fin de l'entrée et la sortie
de Mercure devant le Soleil pour la Belgique
Ce 7 mai, Vénus quant à elle sera planète du matin avec une élongation Ouest de 28° (voir à élongation).
Mercure sera planète du matin vers le 6 juin et planète du soir vers les 16 avril, 10 août et 10 décembre 2003.
Si la Terre et Mercure tournaient autour du Soleil juste dans même plan, Mercure passerait devant le disque solaire à chacune de ses conjonctions inférieures (Voir conjonctions Chapitre 8 ), c'est-à-dire trois fois par an en moyennes.
Mais elle se meut dans le plan incliné de 7 degrés sur l'écliptique, et pour qu'elle passe devant l'astre du jour, il faut que sa conjonction arrive dans la ligne d'intersection des deux plans, ou « ligne des nœuds », comme pour les éclipses de Lune ou de Soleil.
Cette combinaison se présente plus fréquemment que pour Vénus.
Ils reviennent à des intervalles réguliers : 13, 7, 10, 3, 10 et 3 ans.
Les transits de Vénus sont plus rares que ceux de Mercure. On en compte 2 par siècle avec des intervalles de temps de 2 et 8 ans ensuite 105 ou 122 ans plus tard.
Le transit de Vénus sera visible en Belgique également, si là aussi, les nuages ne viennent pas jouer les trouble-fête. Il sera également visible au Nord-Ouest de l'Asie.
Malgré sa petite taille angulaire de 58". Vénus sera visible à l'aide de lunette d'éclipse ou à l'aide d'instruments. On recommande pour des raisons de sécurité la méthode par projection. (Voir au point « Comment les observer ?).
Le mardi 8 juin 2004 entre 5h22m et 10h22m T.U. donc entre 7h22 et 12h22 pour la Belgique.
La durée totale du phénomène variera entre 3h06m et 2h46m.
Détail seconde par seconde du transit de Vénus (en 2004 et en 2012)
Vu la petitesse relative de Mercure par rapport au Soleil, il ne sera pas possible d'observer le phénomène à l'aide de simple lunette d'éclipses, ce qui ne sera pas le cas de Vénus le 8 juin 2004.
Attention : Ne pas utiliser n'importe quoi pour l'observation directe du Soleil. Des lunettes d'éclipse en bon état sont recommandées. Les autres moyens, radiographies médicales, disque CD, diapositives etc... sont à éviter.
En cas de doute, consultez un spécialiste.
Il va donc falloir grossir l'image. Pour ce faire, pour des raisons de sécurité nous ne recommandons que la méthode par projection.
Il est déjà possible de projeter l'image du Soleil sur un écran à l'aide d'une simple paire de jumelle dont on aura pris la précaution d'occulter un des deux objectifs à l'aide des capuchons d'origine. Un trépied ou à défaut un support stable est garant d'une observation réussie.
Ce phénomène est observé lors de la phase initiale ou terminale du transit, tant pour Mercure que pour Vénus. C'est un phénomène de diffraction optique qui se produit lorsque le disque sombre de la planète est très proche angulairement du limbe (bord) solaire.
Vision schématique de la «Goutte noire»
devant le disque solaire
A un instant de cette période, il semble lui être relié, le tout ressemble alors à une goutte noire.
La goutte noire est souvent précédée (et suivie, pour la sortie du transit.) d'une illumination du bord de Vénus, c'est tout simplement son atmosphère. Ces curiosités étaient déjà étudiées par les savants des 17 et 18ème siècles.
C'est en étudiant les nombreuses observations de l'astronome danois, Tycho Brahé (1546-1601) relatives à la trajectoire de la planète Mars, que l'astronome allemand Johannes Kepler (1571-1630) découvre alors les célèbres lois sur le mouvement des planètes : Les planètes décrivent des ellipses et non des cercles etc...
L'observation du passage de Vénus en 1639
En 1631, Pierre Gassend, dit Gassendi (1592-1655) observe à Paris le passage de Mercure devant le disque Solaire.
On n'avait encore jamais observé le passage de Mercure ni de Vénus devant le Soleil, phénomènes rares qui se produisent quelques fois par siècle. Kepler, le premier, annonça deux ans à l'avance le jour et l'heure du passage de Mercure devant le Soleil, mais il n'eut pas la joie d'observer ce passage, ni même le plaisir de savoir si ses calculs étaient exacts; il mourut avant. Gassendi, lui, eut cette chance.
Pour effectuer cette observation difficile, Gassendi a l'idée d'améliorer la chambre noire en utilisant une lunette qui projette sur écran quadrillé une image très agrandie du Soleil.
« Vers 9 h du matin le ciel se dégagea lentement et Gassendi vit un point sur le Soleil, à ¼ du diamètre, mais il ne se douta pas que c'était Mercure qu'il croyait plus gros. Gassendi vit bientôt que le point noir avait changé de place alors il crut tout de bon que c'était Mercure qu'il voyait. »
La grande surprise, c'est la taille de Mercure. On croyait son diamètre apparent égal à 3' d'arc, Gassendi trouve moins de 20" d'arc. Dés lors, Gassendi affirme que le diamètre apparent des autres planètes doit aussi être beaucoup plus petit que ce que l'on pensait alors, et, avec sa perspicacité, il déduisit que le diamètre de Vénus ne doit pas excéder 1'd'arc.
Gassendi pourtant modeste ne peut cacher sa joie.
Il écrit à un ami « Le rusé Mercure voulait passer sans être aperçu, il était entré plus tôt qu'on ne s'y attendait, mais il n'a pu s'échapper sans être découvert ; je l'ai trouvé et je l'ai vu ; ce qui n'était arrivé à personne avant moi, le 7 novembre 1631, le matin. »
On peut retrouver dans Astronomie Populaire de C. Flammarion le récit historique exceptionnel suivant :
«Le temps n'a pas favorisé toutes les expéditions, et bien des savants ont eu le déplaisir de revenir dans leur patrie sans avoir pu même distinguer le Soleil, à cause d'une pluie persistante, tandis que d'autres, mieux favorisés du ciel, revenaient avec une riche collection de mesures et de photographies, et recevaient en récompense le titre d'académicien. Déjà, du reste, à la fin du siècle dernier, plus dévoués; témoin la mésaventure, devenue légendaire, de ce pauvre Le Gentil, que son nom aurait dû tout au moins sauver des rigueurs de la cruelle planète, mais qui fut au contraire accablé d'une série de malheurs inattendus.
Il part en 1760 pour observer le passage de 1761; mais la guerre des Anglais dans les Indes l'empêche d'arriver; il ne peut mettre pied à terre qu'après la date du passage. Passionné pour l'astronomie, il prend la décision héroïque de rester à Pondichéry pendant 8 ans, pour attendre le prochain passage de 1769 !...
Comme en cette saison (juin), le temps est généralement superbe dans ces parages, il ne doute pas d'un succès merveilleux, bâtit un observatoire, apprend la langue du pays, installe d'excellents instruments, atteint l'année bienheureuse, le mois de mai fortuné, les premiers jours de juin illuminés d'un soleil splendide... Enfin le ciel se couvre, une tempête arrive juste à l'heure du passage, le soleil reste obstinément caché, Vénus passe, et quelques minutes après la sortie, le ciel s'éclaircit, l'astre radieux brille de nouveau et ne cesse pas de se montrer tous les jours suivants !... Ne pouvant se résoudre à attendre la passage suivant (de 1874), le pauvre astronome se décide à revenir en France, manque deux fois de faire naufrage, et en arrivant à Paris, constate que l'absence de toutes nouvelles ayant fait croire à sa mort, il est remplacé à l'Académie des Sciences... et ailleurs… à un degré si complet qu'il lui est même interdit de reprendre son propre héritage, la justice ayant décidé qu'il était mort. Il finit par en mourir définitivement lui-même.»
Carte utilisée au temps de Le Gentil avec les différentes prédictions
de l'endroit du transit. En vert, la route réelle suivie par Mercure
(recalculée actuellement)
Une incertitude infinitésimale, mais nullement négligeable pour les astronomes, planait dans la précise mécanique planétaire. Urbain Le Verrier (astronome français 1811 – 1877), qui avait découvert Neptune, en 1846, par le calcul des perturbations subie par Uranus avança, en 1859, l'hypothèse que ce mystérieux déplacement pouvait être dû à l'attraction d'une planète gravitant entre Mercure et le Soleil.
On donna à cette hypothétique planète le nom de Vulcain.
Le Verrier recensa une vingtaine de mentions d'objets sombres, très petits et d'aspect circulaire, vus sur le disque solaire. L'enthousiasme des partisans de Vulcain fut calmé brutalement lorsque survint la nouvelle que le petit point noir aperçu le 4 avril 1876 n'était en fait qu'une minuscule tache solaire dépourvue de pénombre « un pore ».
La théorie de relativité générale d'Albert Einstein (physicien d'origine allemande 1879 – 1955) expliqua un déplacement du périhélie de Mercure exactement égal à celui que l'on avait défini. Depuis lors, Vulcain n'appartient plus qu'à l'histoire de la science.
Dans l'encadré, simulation du passage d'un astéroïde de la taille de Vulcain
devant le Soleil. Avec ses 2000 km de diamètre (3") il n'est pas plus grand
qu'un pore perdu dans la granulation. Mercure est trois fois plus grand
Livres :
- C. FLAMMARION., Astronomie populaire, C. Marpon et E. Flammarion, éditeurs, Paris, 1880, 840 p.
- ASTRONOMIE l'encyclopédie Atlas du ciel, Editions Atlas s.a., Paris, 1983, 10 Volumes.
- Ph. de la COTARDIERE., Dictionnaire de l'astronomie, Larousse éditions, Paris, 1996, 412 p.
Revues :
- Ciel et Terre, Ephémérides astronomiques 2003, Bulletin de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe, Bruxelles, Volume 118, n°5, sep.-oct. 2002.
