Éclipse solaire totale : simulateur, trajet 2027 et dates

Ce que montre le modèle

Une éclipse solaire totale se produit quand la Lune passe exactement entre le Soleil et la Terre et que son ombre intérieure sombre, l’ombre proprement dite, touche le sol. Seules les personnes situées dans cette bande étroite, en général large de 100 à 250 km, voient le Soleil entièrement masqué. La prochaine sur terre a lieu le 2 août 2027 : la bande traverse le sud de l’Espagne, le Maroc, l’Algérie, la Libye, l’Égypte, l’Arabie saoudite, le Yémen et la Somalie, et près de Louxor le Soleil reste caché environ 6 minutes 23 secondes, la plus longue totalité du catalogue d’éclipses de cette exposition entre 2026 et 2060.

La scène a deux vues. Dans la vue de l’espace, la Terre, la Lune et les deux cônes d’ombre sont dessinés dans le même repère que celui utilisé par la NASA pour prédire les éclipses, et la Terre tourne jusqu’à l’heure exacte de l’éclipse choisie. La tache sombre sur la face éclairée est l’ombre calculée pour chaque point de la surface, et la bande orange est la bande de totalité. Dans la vue du ciel, vous vous tenez dans une ville et vous regardez en l’air : la Lune glisse devant le Soleil, la dernière lumière se brise en grains, la couronne apparaît et le ciel s’assombrit. Toutes les heures et durées de cette page viennent des éléments d’éclipse publiés par la NASA, et le programme qui les transforme en heures par ville a été comparé aux tables de la NASA elle-même (plus bas, le détail).

Une chose passe avant toute autre. Ne regardez jamais le Soleil à l’œil nu, à travers des lunettes de soleil ordinaires, ni avec un appareil photo, des jumelles ou un télescope sans filtre solaire adapté. Les lunettes d’éclipse doivent respecter la norme internationale ISO 12312-2. Le seul moment sûr pour les retirer est la totalité elle-même, et on les remet dès que le premier grain brillant revient.

Deux ombres, deux sortes d’éclipse

La Lune, éclairée d’un côté par le Soleil, projette une ombre dans l’espace comme n’importe quel objet. Comme le Soleil n’est pas un point mais un disque large d’environ un demi-degré, cette ombre a deux parties.

La pénombre est la région où la Lune cache une partie du Soleil, mais pas tout. Elle s’élargit derrière la Lune comme un cône évasé et, quand elle atteint la Terre, elle mesure environ 6800 km de large. Quiconque s’y trouve voit une éclipse partielle : une morsure dans le Soleil.

L’ombre est la région où la Lune cache tout le Soleil. C’est un cône qui se rétrécit derrière la Lune et se termine en pointe à environ 374 000 km. La distance moyenne de la Lune au point le plus proche de la surface terrestre est d’environ 378 000 km ; à distance moyenne, la pointe de l’ombre s’arrête donc quelques milliers de kilomètres avant le sol. Dans ce cas, les personnes situées sous l’axe de l’ombre voient un anneau de lumière solaire autour de la Lune : c’est une éclipse annulaire. Ce n’est que lorsque la Lune est près du point le plus proche de son orbite que l’ombre atteint la Terre, et l’éclipse est alors totale le long d’une bande étroite.

Une éclipse hybride est un mélange rare des deux. La surface de la Terre est courbe : le milieu de la bande est donc environ un rayon terrestre plus proche de la Lune que ses deux extrémités. Si la pointe de l’ombre se trouve entre ces deux distances, l’éclipse est annulaire près du lever et du coucher du Soleil et totale au milieu. Entre 2001 et 2100, le catalogue de la NASA compte 224 éclipses solaires : 77 partielles, 72 annulaires, 68 totales et 7 hybrides.

Activez Distance réelle pour voir ces longueurs sans la réduction que la scène applique d’ordinaire. La Lune s’éloigne à environ 56 rayons terrestres du plan passant par le centre de la Terre, et le cône sombre qui paraissait si long dans la vue comprimée atteint à peine le sol.

Pourquoi la Lune peut cacher le Soleil

Le rayon moyen du Soleil est de 695 700 km et celui de la Lune de 1737,4 km, soit un rapport d’environ 400. La distance moyenne du Soleil est de 149,6 millions de km et celle de la Lune de 384 400 km, soit un rapport d’environ 389. Les deux rapports sont presque égaux : les deux disques paraissent donc presque de la même taille dans notre ciel, environ un demi-degré chacun.

Ce « presque » explique toute la variété. La distance de la Lune change à chaque orbite, d’environ 363 300 km à un périgée moyen jusqu’à 405 500 km à un apogée moyen, et la distance de la Terre au Soleil varie d’environ 3 % sur l’année. Quand la Lune paraît plus grande que le Soleil, l’éclipse peut être totale ; quand elle paraît plus petite, le mieux qu’on obtienne est une éclipse annulaire. La magnitude de la NASA au maximum de l’éclipse exprime cela : pour le 2 août 2027, elle vaut 1,079, la Lune paraît donc presque 8 % plus large que le Soleil, ce qui explique que cette totalité soit si longue.

Pourquoi il n’y a pas d’éclipse chaque mois

La Lune passe entre la Terre et le Soleil à chaque nouvelle Lune, environ tous les 29,5 jours. La plupart des mois, il ne se passe rien, car l’orbite de la Lune est inclinée de 5,145° par rapport au plan de l’orbite terrestre. À la plupart des nouvelles Lunes, la Lune passe un peu au-dessus ou au-dessous du Soleil dans notre ciel et son ombre manque complètement la Terre.

Pour qu’il y ait une éclipse, la nouvelle Lune doit tomber près de l’un des deux nœuds, les points où l’orbite de la Lune coupe le plan de l’orbite terrestre. Le Soleil s’aligne avec les nœuds deux fois par an : les éclipses solaires viennent donc en « saisons des éclipses » espacées d’environ six mois. C’est pourquoi le catalogue affiche des dates comme février et août 2026, février et août 2027, puis janvier et juillet 2028 : les saisons avancent d’environ 19 jours chaque année à mesure que les nœuds tournent.

Chaque saison apporte au moins une éclipse solaire quelque part sur Terre, mais la plupart sont partielles ou annulaires, et une éclipse totale ne couvre qu’une mince fraction de la planète. La mesure de la NASA pour savoir à quel point l’ombre tombe au centre est gamma : la distance de l’axe de l’ombre au centre de la Terre, en rayons terrestres, au moment du maximum. Un gamma proche de 0 signifie que l’ombre frappe le milieu de la face éclairée ; proche de ±1, qu’elle effleure le bord. L’éclipse de 2027 a un gamma de 0,1421, un impact presque central. Celle de 2033 au-dessus de l’Alaska a un gamma de 0,9778, ce qui explique que sa bande soit si au nord et large de 781 km : l’ombre rencontre la Terre en biais et s’étale.

La bande de totalité

Si la Terre ne tournait pas, l’ombre la balaierait à environ 3500 km/h (les éléments de la NASA pour 2027 déplacent l’axe de 0,545 rayon terrestre par heure). La rotation de la Terre entraîne le sol dans le même sens, d’ouest en est : la vitesse de l’ombre au sol est donc plus faible. Sur la scène, l’indicateur Vitesse de l’ombre la donne à chaque instant : près de Louxor le 2 août 2027, elle est d’environ 2400 km/h, alors qu’au début et à la fin de la bande, où l’ombre frappe la Terre courbe sous un angle rasant, elle se déplace bien plus vite.

La largeur de la bande dépend de l’éloignement de la Lune et de l’inclinaison avec laquelle l’ombre rencontre le sol. La NASA donne 258 km au maximum de 2027 et 116 km en 2035. La scène calcule les bords de la bande à partir des mêmes éléments toutes les 30 secondes : à chaque instant, elle trouve où l’axe de l’ombre rencontre la Terre, calcule la direction dans laquelle l’ombre se déplace par rapport au sol qui tourne et décale le rayon de l’ombre de chaque côté. Le résultat est la bande orange. Ses bords sont les limites : juste à l’intérieur, la totalité dure quelques secondes ; sur la ligne centrale, elle dure le plus longtemps.

Pourquoi la bande est-elle courbe sur la carte ? L’ombre se déplace presque en ligne droite dans l’espace, mais la Terre est une boule qui tourne, inclinée vers le Soleil ou à l’opposé, et la trace se courbe sur le globe. En août, le nord est incliné vers le Soleil, et la bande de 2027 dessine un arc depuis l’Atlantique au-dessus de Gibraltar, à travers le Sahara jusqu’à la mer Rouge, puis jusqu’à la Corne de l’Afrique.

Ce qu’on voit depuis le sol

Passez à la Vue du ciel, choisissez une ville et faites avancer l’heure. Les phases se succèdent dans un ordre fixe, nommées d’après les quatre contacts entre les bords des deux disques.

Premier contact (C1). Le bord de la Lune touche celui du Soleil. Pendant un moment, rien ne semble changer, car même un Soleil masqué à 30 % reste trop brillant pour qu’on remarque la perte. La phase partielle dure en général plus d’une heure. À travers un filtre, on peut voir la morsure grandir.

La lumière change. Quand 80 à 90 % du Soleil sont masqués, la lumière du jour devient pâle et les ombres se précisent, car la lumière vient désormais d’un fin croissant. L’indicateur Lumière restante donne la part du disque solaire encore visible ; à 99 % masqués, il en reste 1 %, et ce 1 % est bien trop brillant pour être regardé.

Les grains de Baily. Le bord de la Lune n’est pas lisse. Des vallées profondes de quelques kilomètres laissent passer la dernière lumière du Soleil en points séparés pendant quelques secondes. La vue du ciel dessine un bord lunaire avec des vallées de cette profondeur : les grains apparaissent donc à peu près au bon moment, même si leur lueur est dessinée plus grande que nature pour qu’on la voie. Ils portent le nom de Francis Baily, qui les a décrits lors de l’éclipse annulaire de 1836.

La bague de diamant. Quand il ne reste qu’un seul grain, il jaillit à côté de la faible lueur de la couronne comme une pierre sur une bague. Puis le dernier grain s’éteint et la totalité commence (deuxième contact, C2).

La totalité. Le disque brillant a disparu. La chromosphère, une fine couche rose, apparaît un instant sur le bord, avec des langues de gaz roses appelées protubérances. Autour de la Lune noire s’étend la couronne, l’atmosphère externe du Soleil, chaude (plus d’un million de degrés) mais bien trop faible pour être vue tant qu’une partie du disque brillant est visible. Le ciel prend un bleu profond de crépuscule et l’horizon rougeoie tout autour, car la lumière y vient d’endroits situés hors de l’ombre où l’éclipse n’est que partielle. Des planètes brillantes et des étoiles peuvent apparaître.

Le troisième contact (C3) met fin à la totalité par une autre bague de diamant et d’autres grains de l’autre côté de la Lune, puis la phase partielle se déroule à l’envers jusqu’au quatrième contact (C4).

Les boutons de la scène Premier contact, Début de la totalité, Maximum, Fin de la totalité et Dernier contact sautent à chaque moment pour la ville choisie. Les indicateurs affichent l’heure locale, la hauteur du Soleil, la part masquée et un compte à rebours jusqu’au début ou à la fin de la totalité.

Protection des yeux

La page de sécurité de la NASA sur les éclipses, l’American Astronomical Society (AAS) et l’Institut coréen d’astronomie et de science spatiale (KASI) donnent les mêmes règles.

• Hors de la totalité, la seule façon sûre de regarder le Soleil est à travers un filtre solaire : des lunettes d’éclipse ou une visionneuse à main conformes à la norme ISO 12312-2, ou un filtre conçu pour l’avant d’un télescope ou d’un appareil photo.
• Les lunettes de soleil ordinaires, même très sombres, ne sont pas sûres. Le verre fumé, la pellicule exposée et un empilement de lunettes de soleil non plus.
• Ne regardez jamais le Soleil non masqué à travers un appareil photo, des jumelles ou un télescope, même en portant des lunettes d’éclipse : l’optique concentre la lumière, qui brûle le filtre des lunettes et atteint l’œil.
• Pendant la totalité, et seulement alors, retirez le filtre pour voir la couronne. Remettez-le dès que la bague de diamant ou le premier grain revient.
• Une éclipse annulaire ne devient jamais sûre. L’anneau brillant fait partie de la surface du Soleil.
• Si vous êtes hors de la bande de totalité, il n’existe aucun moment sûr sans filtre, même à 99 % masqués.

L’AAS tient une liste de fournisseurs vérifiés de lunettes d’éclipse, car avant de grandes éclipses on a déjà vendu des lunettes contrefaites portant le numéro ISO imprimé. Les avis d’éclipse du KASI déconseillent aussi d’utiliser un télescope, un appareil photo ou des lunettes de soleil sans filtre solaire, et de regarder plus de 3 minutes d’affilée, même avec un filtre.

La vue du ciel suit ces règles. Sa bannière reste rouge avec l’avertissement pendant toutes les phases partielles et ne passe à une note verte que lorsque le Soleil est entièrement masqué. La commande Filtre solaire montre ce que donne une vue filtrée : un disque orange sur un ciel noir, sans couronne.

Les prochaines éclipses totales

Le tableau liste les éclipses totales des prochaines années, avec la durée maximale de la NASA (sur la ligne centrale au maximum de l’éclipse) et les pays traversés. Le catalogue de l’onglet Réglages contient 43 éclipses, dont des éclipses historiques, avec recherche, filtres et tri par durée.

2 août 2027 : Espagne, Afrique du Nord et Louxor

C’est l’éclipse pour laquelle beaucoup de gens voyageront. L’ombre atteint la terre au détroit de Gibraltar vers 08:45 UT. Calculé pour les centres-villes : Cadix reçoit 2 min 53 s de totalité et Malaga 1 min 50 s, tandis que Séville, juste au nord de la bande, reste à 98,3 % masqué et ne s’assombrit jamais. De l’autre côté de la Méditerranée, la bande couvre le nord du Maroc et de l’Algérie et longe la côte libyenne. Tunis est hors de la bande, à 97,1 %, et Le Caire à 94,8 %. Louxor est proche du point du maximum : la totalité dure 6 min 20 s au centre-ville et le Soleil est à 82° de hauteur, presque au zénith. Djeddah, en Arabie saoudite, reçoit 6 min 0 s.

30 mars 2033 : Alaska

L’ombre arrive par le détroit de Béring et traverse l’ouest et le nord de l’Alaska avant de repartir par l’océan Arctique. À Nome, la totalité dure 2 min 30 s avec le Soleil à 8° seulement au-dessus de l’horizon, vers 09:47 heure locale ; à Utqiagvik, elle dure 2 min 36 s. Anchorage est hors de la bande, à 96,7 %. Soleil bas, neige et météo de printemps sont les points à prévoir. Essayez la vue du ciel pour Nome avec Taille du Soleil réduite, pour que l’horizon et la lueur du crépuscule entrent dans l’image.

23 août 2044 et 12 août 2045 : les États-Unis

L’éclipse de 2044 se termine au coucher du Soleil au-dessus du Montana et du Dakota du Nord ; à Great Falls, près du bord sud, la totalité ne dure que 22 s avec le Soleil à 5° de hauteur. Un an plus tard, le 12 août 2045, la ligne centrale traverse tout le pays : le nord de la Californie, le Nevada, l’Utah, le Colorado, le Kansas, l’Oklahoma, l’Arkansas, le Mississippi, l’Alabama et la Floride. Orlando reçoit 5 min 47 s avec le Soleil à 76° de hauteur, tandis que Dallas est hors de la bande, à 92,8 %. Le maximum, 6 min 6 s, se situe au-dessus des Caraïbes.

Entre les deux, le 22 juillet 2028, la totalité traverse l’Australie et la Nouvelle-Zélande : Sydney reçoit 3 min 49 s et Dunedin 2 min 51 s.

2 septembre 2035 : nord de la Corée et Japon

La bande de 2035 va du nord de la Chine (Pékin : 1 min 33 s) au nord de la péninsule coréenne, où Pyongyang reçoit 1 min 48 s et Wonsan 2 min 8 s, puis traverse le centre du Japon (Toyama : 1 min 15 s, Mito : 2 min 32 s). Séoul se trouve au sud de la bande et voit 96,5 % masqués, Tokyo 99,4 %.

12 août 2026, déjà passée

L’éclipse du 12 août 2026 a traversé en soirée le Groenland, l’ouest de l’Islande (Reykjavik : 1 min 1 s) et le nord de l’Espagne. À Valence, la totalité est arrivée avec le Soleil à 4° seulement au-dessus de l’horizon.

Votre ville : la prochaine éclipse

La section Éclipses depuis votre ville de l’onglet Réglages calcule, pour chacune des 35 villes, toutes les éclipses solaires d’aujourd’hui à 2100 pour lesquelles le Soleil est au-dessus de l’horizon à un moment entre le premier et le dernier contact. Pour chacune, elle indique la date, la part de la surface du Soleil masquée (l’obscuration) et si la ville se trouve dans une bande de totalité ou d’annularité. Elle repère aussi la prochaine éclipse totale et la plus profonde avant 2100.

Quelques résultats montrent la rareté de la totalité pour un même lieu. La prochaine éclipse totale de New York a lieu le 1er mai 2079. Paris et Istanbul attendent le 3 septembre 2081. Séoul, Tokyo, Madrid, Londres et Perth n’en ont aucune avant 2100, bien que Sydney reçoive 3 min 49 s le 22 juillet 2028. Pour Séoul, l’éclipse la plus profonde du siècle est celle de 2035, à 96,5 %.

Les éclipses qui ont changé la science

28 juillet 1851. Julius Berkowski, qui travaillait à l’observatoire de Königsberg, en Prusse, a réalisé un daguerréotype qui est la première photographie réussie d’une éclipse solaire totale.

18 août 1868. La bande traversait l’Inde. En observant à Guntur, Jules Janssen a vu dans le spectre des protubérances une raie jaune brillante qui ne correspondait à aucun élément connu. Norman Lockyer l’a ensuite attribuée à un nouvel élément, l’hélium.

29 mai 1919. Des expéditions sur l’île de Príncipe (Arthur Eddington) et à Sobral, au Brésil (Andrew Crommelin), ont photographié des étoiles proches du Soleil éclipsé. Leurs positions étaient décalées à peu près de la valeur que la relativité générale d’Einstein prédisait pour la déviation de la lumière dans la gravité du Soleil, comme l’ont rapporté Dyson, Eddington et Davidson en 1920.

30 juin 1973. Le prototype Concorde 001 a volé sous l’ombre au-dessus de l’Afrique du Nord à Mach 2,05. Ses sept observateurs sont restés dans la totalité pendant 74 minutes, bien plus longtemps que n’importe quel site au sol, et ont mis ce temps à profit pour des mesures dans l’infrarouge et sur la chromosphère.

21 août 2017 et 8 avril 2024 ont traversé les États-Unis (et, en 2024, le Mexique et le Canada) et ont été les premières éclipses totales que beaucoup de gens ont vues avec des lunettes d’éclipse à la main.

Comment les heures sont calculées

La NASA ne publie pas de liste séparée pour chaque ville. Elle publie des éléments de Bessel : quelques nombres par éclipse, écrits sous forme de polynômes courts en fonction du temps, qui décrivent l’ombre de la Lune sur un plan passant par le centre de la Terre, perpendiculaire à l’axe de l’ombre (le plan fondamental). Pour chaque éclipse, ils donnent :

• x et y : le point où l’axe de l’ombre coupe ce plan, en rayons terrestres ;
• d et μ : la direction de l’axe (sa déclinaison) et son angle horaire, qui indiquent ensemble comment la Terre est tournée sous l’ombre ;
• l₁ et l₂ : les rayons de la pénombre et de l’ombre sur le plan ;
• tan f₁ et tan f₂ : la vitesse à laquelle ces rayons varient le long de l’axe.

Pour un observateur à la latitude φ et à la longitude λ, le programme calcule d’abord où se trouve l’observateur dans le même repère (ξ, η, ζ), en tenant compte de l’aplatissement de la Terre. Puis, à chaque instant :

• les rayons de l’ombre à la hauteur de l’observateur sont L₁′ = l₁ − ζ tan f₁ et L₂′ = l₂ − ζ tan f₂ ;
• la distance de l’observateur à l’axe est Δ = √((x − ξ)² + (y − η)²) ;
• la magnitude de l’éclipse est (L₁′ − Δ) / (L₁′ + L₂′) ;
• l’éclipse est totale quand Δ < −L₂′ et annulaire quand Δ < L₂′.

Le maximum de l’éclipse est l’instant où Δ est le plus petit. Les contacts sont les instants où Δ vaut L₁′ (C1 et C4) ou |L₂′| (C2 et C3) ; chacun est trouvé par quelques itérations de la méthode de Newton. La part de la surface du Soleil masquée se déduit des deux rayons apparents et de leur écart, à l’aide de l’aire de recouvrement de deux cercles. Ce sont les équations classiques de l’Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac et des Elements of Solar Eclipses de Jean Meeus.

Les éléments des 169 éclipses de 2026 à 2100 et des éclipses historiques proviennent du moteur de recherche d’éclipses solaires de la NASA (Fred Espenak), qui donne les éléments polynomiaux à la base du Five Millennium Canon of Solar Eclipses. Le programme a été comparé à trois sources de la NASA :

• Le calculateur en ligne de la NASA. Pour 35 villes et 169 éclipses, soit 2259 paires où la pénombre atteint la ville, le type d’éclipse concorde à chaque fois, les magnitudes concordent à 0,00001 près, la part masquée à 0,005 point de pourcentage près, et chaque heure de contact à mieux que 0,1 s.
• Les tables de trajet de la NASA. En 266 points sur les lignes centrales de 12 éclipses (de 1919 à 2045), la durée de totalité calculée concorde avec la valeur tabulée par la NASA à 0,21 s près.
• Le catalogue de la NASA. Pour les 43 éclipses du catalogue, l’heure du maximum concorde à 1,2 s près et la durée centrale à 0,5 s près (la NASA arrondit à la seconde entière).

Ce que le modèle simplifie

• Les distances le long de l’ombre sont réduites d’environ 9 fois pour que la Lune, la Terre et les cônes tiennent sur une même scène ; les largeurs en travers de l’ombre sont vraies. Distance réelle annule la réduction. Le Soleil est dessiné bien trop près et bien trop petit.
• La Terre est dessinée comme une sphère. Les calculs utilisent la Terre aplatie, mais chaque ville est prise au niveau de la mer et la réfraction près de l’horizon est ignorée : un Soleil juste sous l’horizon est donc compté comme couché.
• La rotation de la Terre dépend de ΔT, la différence entre le temps uniforme et la rotation réelle de la Terre. Les éléments de la NASA utilisent un ΔT prévu (76 s pour 2027). La valeur future ne peut pas être connue exactement ; une erreur de quelques secondes déplace la bande vers l’est ou l’ouest d’un ou deux kilomètres.
• Le bord de la Lune est dessiné avec des vallées inventées de quelques kilomètres de profondeur. Les vrais grains suivent le profil lunaire mesuré, qui décale les heures de contact d’une ou deux secondes et n’est pas modélisé ici ; les tables de la NASA utilisent aussi une Lune lisse.
• La couronne est dessinée, pas photographiée. Sa forme change avec le cycle solaire ; la scène utilise une forme générique avec de longs jets près de l’équateur du Soleil.
• La luminosité du ciel dans la vue du ciel suit la part visible du Soleil ; le ciel de la totalité et la lueur de l’horizon sont dessinés pour ressembler à des photographies de totalité, non mesurés.