Une même éclipse peut être annulaire au lever du Soleil, totale à midi, annulaire de nouveau au coucher. Il y en a 569 en cinq millénaires. Ce qui se joue dans cet intervalle, et pourquoi la frontière entre l'anneau et la couronne n'est pas tout à fait une propriété de l'éclipse.
Selon que la Lune est proche ou lointaine au moment de la conjonction, son disque déborde celui du Soleil ou ne le remplit pas, et l'éclipse est totale ou annulaire. Le partage semble net. Il ne l'est pas toujours.
Sur les 11 898 éclipses de Soleil que compte le canon de référence entre −1999 et +3000, 4 200 sont partielles, 3 956 annulaires, 3 173 totales — et 569 ne sont ni l'un ni l'autre, ou plutôt sont successivement l'un puis l'autre1. Une seule et même éclipse, un seul et même passage de l'ombre, mais deux spectacles selon l'endroit où l'on se tient sur son trajet. Près de cinq pour cent des éclipses de Soleil, un peu moins d'une sur vingt.
Comment les appeler ? Cet article dit hybrides, parce que c'est le mot que tout le monde emploie — il vient des catalogues anglophones, où ces éclipses portent le type H. Ce n'est pourtant pas le terme des astronomes français : l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, qui établit les éphémérides officielles, écrit « éclipse totale-annulaire », ou « éclipse de type mixte »2. Trois noms pour une seule chose, et le choix entre eux relève de l'usage, non de la définition. On garde ici le plus répandu, en sachant qu'il n'est pas celui de la maison.
Le mécanisme vient de ce que la Terre n'est pas un point. Elle a un rayon de 6 378 kilomètres, et un observateur qui a la Lune au zénith en est plus proche de toute cette longueur que celui qui la voit rasante à l'horizon. Sur une distance Terre-Lune de 384 000 kilomètres, ces 6 378 kilomètres ne sont presque rien. Ils suffisent pourtant, quand la pointe du cône d'ombre s'achève précisément dans cet intervalle, à faire toucher le sol à l'ombre au milieu du trajet et à l'en éloigner aux deux extrémités.
L'éclipse commence alors annulaire, sur un océan au lever du Soleil. Elle devient totale quand la bande gagne les latitudes où l'astre monte. Elle redevient annulaire au coucher. Sur les cartes, rien ne distingue son ruban de celui d'une éclipse ordinaire. Il faut lire la légende pour savoir qu'il change de nature en route.
Deux trajets suffisent à faire voir la différence. Le 2 août 2027, l'éclipse qui traversera l'Espagne, l'Afrique du Nord et l'Égypte promène sur le globe une ombre de 258 kilomètres de large, totale du premier au dernier kilomètre de sa course. Le 20 avril 2023, celle qui a traversé l'Australie occidentale n'en faisait que 50 — et sur les 13 600 kilomètres de sa course, les cinq cents premiers et les onze cents derniers n'ont montré qu'un anneau.
La longueur du cône d'ombre lunaire se calcule d'une ligne. Le Soleil a un rayon de 696 000 kilomètres, la Lune de 1 737. Le cône tangent aux deux sphères s'achève, au-delà de la Lune, à une distance égale au rayon lunaire multiplié par la distance Soleil-Lune et divisée par la différence des deux rayons. Le résultat vaut environ 374 000 kilomètres en moyenne, et oscille entre 368 000 et 381 000 selon que la Terre se trouve au périhélie ou à l'aphélie.
En face, la Lune se tient entre 356 500 kilomètres et 406 700 — ce sont les deux extrêmes mesurés sur les 61 854 nouvelles lunes des cinq millénaires, et ce sont les seules qui comptent ici, puisqu'une éclipse de Soleil ne peut se produire qu'à la nouvelle lune. La comparaison des deux nombres décide de tout. Si la pointe du cône dépasse la Terre, l'ombre vraie balaie le sol et l'éclipse est totale. Si elle s'épuise avant, c'est le prolongement de ce cône3 qui atteint la surface, et il reste un anneau.
Mais « la Terre » n'est pas une distance unique. Entre le point où la Lune passe au zénith et celui où elle rase l'horizon, il y a un rayon terrestre d'écart. La pointe du cône peut donc tomber à l'intérieur du globe : au-delà de la surface au sous-point lunaire, en deçà du centre. C'est exactement la définition d'une éclipse hybride.
Reste à mesurer cette fenêtre. On peut la deviner : un rayon terrestre sur la distance Terre-Lune, soit 1,7 % du diamètre apparent de la Lune, soit une demi-minute d'arc sur les 31 minutes que ce disque mesure. On peut aussi la mesurer, ce qui vaut mieux — car une hybride n'arrive pas à n'importe quelle distance lunaire, et la fenêtre se resserre ou s'élargit avec elle. En calculant les 569 hybrides du canon, la plus haute magnitude qu'aucune atteigne s'établit à 1,0176 : au-delà, le disque lunaire déborde le Soleil même vu de l'horizon, et l'éclipse est totale d'un bout à l'autre. La fenêtre vaut donc 1,76 % du diamètre apparent, soit trente-trois secondes d'arc. Trente-trois secondes sur trente et une minutes. Voilà toute la marge dont dispose une éclipse pour être hybride, et l'on comprend qu'elles soient rares.
Ce plafond n'est pas une convention ni un hasard de catalogue : c'est le rayon de la Terre, et rien d'autre.
Le récit qui précède — annulaire, puis totale, puis annulaire — est celui de la grande majorité des cas, mais pas de tous. Le catalogue distingue trois classes, et le calcul les retrouve une à une.
La classe 1 est la forme symétrique : la ligne centrale commence annulaire, devient totale, redevient annulaire. Elle représente 519 des 569 hybrides, soit 91,2 %.
La classe 2 est asymétrique : la ligne centrale commence totale et finit annulaire. Vingt-quatre cas.
La classe 3 est l'asymétrique inverse : elle commence annulaire et finit totale. Vingt-six cas.
Cinquante éclipses asymétriques sur cinq millénaires, soit une tous les cent ans en moyenne. Le catalogue les note H2 et H3, quand les symétriques portent simplement un H. Une éclipse asymétrique se produit lorsque le basculement n'a le temps d'avoir lieu qu'une fois : la bande sort du globe, ou y entre, avant d'avoir pu repasser la frontière en sens inverse.
Le XXIe siècle en fournit un exemple, et c'est sa plus longue hybride. Le 3 novembre 2013, l'éclipse de la série 143 a commencé annulaire dans l'Atlantique Nord et s'est achevée totale sur l'Afrique équatoriale : une classe 3, une des vingt-six de tout le canon. Sa phase de totalité maximale a duré 1 min 40 s4, sur une bande de 58 kilomètres de large.
Les hybrides ne sont pas dispersées au hasard dans les séries de saros. Elles y occupent une position précise : le moment où une série traverse la frontière.
Une série de saros, on l'a vu dans la rubrique principale, dérive lentement d'un pôle vers l'autre. Elle dérive aussi en distance lunaire : les éclipses successives d'une même série se produisent avec une Lune progressivement plus proche, ou progressivement plus lointaine. Une série qui commence par produire des annulaires finit donc par produire des totales, et réciproquement. Entre les deux régimes, elle passe forcément par la fenêtre d'une demi-minute d'arc, et y donne une ou plusieurs hybrides.
Deux séries en font actuellement la démonstration, en sens contraire.
La série 143 descend. Ses quatre dernières hybrides voient leur magnitude décroître de façon régulière : 1,0159 en 2013, 1,0106 en 2031, 1,0057 en 2049, 1,0011 en 2067. Cette dernière est spectaculaire de justesse : quatre kilomètres de largeur de bande, huit secondes de totalité5. L'éclipse suivante de la série, le 16 décembre 2085, a une magnitude de 0,9971 et n'est plus hybride du tout : elle est annulaire. La série a franchi la frontière.
La série 129 monte. Elle a donné une hybride en 1987 avec une magnitude de 1,0013 — cinq kilomètres de bande — puis 1,0074 en 2005, puis 1,0132 le 20 avril 2023, celle du North West Cape australien : le calcul place la pointe du cap à huit kilomètres de l'axe de l'ombre, pour une bande large de cinquante. Sa suivante, le 30 avril 2041, a une magnitude de 1,0189 : elle est totale, et le restera, avec des magnitudes de 1,0242 en 2059, 1,0290 en 2077, 1,0332 en 2095.
Le siècle compte sept hybrides : quatre appartiennent à la série 143, deux à la 129, et la septième — le 20 mai 2050 — à la série 148, qui franchit la frontière au même moment6. La rareté des hybrides n'est donc pas une rareté d'événements isolés : c'est la rareté des passages de frontière, et quand un passage a lieu, il donne plusieurs hybrides d'affilée.
Il y a sept hybrides au XXIe siècle, sur 224 éclipses de Soleil, soit 3,1 %. Le chiffre n'a rien de représentatif. Espenak note que leur fréquence est modulée par un cycle sinusoïdal d'environ dix-sept siècles : entre 1001 et 1800, on en compte de quinze à vingt-quatre par siècle, tandis qu'à d'autres époques — il cite les années 2201 à 2800 — le nombre tombe au-dessous de cinq7.
Le décompte, refait siècle par siècle sur les cinq millénaires, donne à cette remarque toute son ampleur. L'écart ne va pas de cinq à vingt-quatre : il va de zéro à vingt-cinq. Le siècle qui commence en 1100 avant notre ère ne produit aucune hybride. Celui qui ouvre notre ère en produit vingt-cinq. Les creux et les sommets alternent, et l'intervalle qui les sépare est bien de l'ordre de la quinzaine de siècles. La fourchette de quinze à vingt-quatre citée par Espenak se retrouve exactement, mais un siècle plus tard que ne le suggère sa borne : de 1101 à 1900, aucun siècle ne sort de cet intervalle.
Nous sortons donc d'un maximum, et nous entrons dans un creux qui durera plusieurs siècles.
Une chose au moins est certaine sur la cause : ce n'est pas l'éloignement séculaire de la Lune. Elle s'éloigne d'environ quatre centimètres par an, soit moins de deux cents mètres sur les cinq millénaires : la fenêtre de trente-trois secondes d'arc, elle, vaut près de sept mille kilomètres de distance lunaire. Le rapport est de un à plus de trente mille. Pour le reste, Espenak constate la modulation sans en donner le mécanisme, et nous n'avons pas trouvé d'explication publiée qui le fasse. Le constat tient. L'explication reste à écrire.
Reste une question que les cartes ne posent jamais, et qui est la plus intéressante.
Pour décider si une éclipse est totale ou annulaire, il faut comparer deux disques. Celui du Soleil, dont le rayon conventionnel n'est connu qu'à quelques dixièmes de seconde d'arc près. Et celui de la Lune, qui n'est pas un disque du tout : c'est un relief de montagnes et de cirques, dont le rayon apparent dépend de l'angle de position et de la libration.
Le calcul d'éclipse contourne la difficulté par un paramètre unique, noté k : le rayon lunaire moyen, exprimé en rayons équatoriaux terrestres. Le choix de sa valeur a une histoire, et cette histoire est presque entièrement une histoire d'éclipses hybrides.
De 1968 à 1980, le Nautical Almanac Office employait deux valeurs. La plus grande, k = 0,272488, moyenne sur le relief lunaire, servait aux contacts extérieurs et aux éclipses annulaires. La plus petite, k = 0,272281, censée représenter un rayon minimal moyen, était réservée aux contacts intérieurs des éclipses totales. Le procédé avait une conséquence embarrassante, qu'Espenak souligne : employer deux valeurs différentes introduisait une discontinuité précisément dans le cas des éclipses annulaires-totales, qui sont annulaires et totales le long d'un même trajet8. L'Union astronomique internationale a tranché en 1982 en adoptant une valeur unique, k = 0,2725076.
Le problème n'a pas disparu pour autant, il a changé de forme. Une éclipse n'est réellement totale que si aucun rayon photosphérique ne subsiste dans les vallées du limbe lunaire. Employer un rayon moyen garantit donc que certaines éclipses annulaires ou annulaires-totales seront classées à tort comme totales. C'est pourquoi les prédictions d'Espenak s'écartent délibérément de la convention : elles retiennent la valeur de l'UAI pour les contacts extérieurs, mais la plus petite, 0,272281, pour tous les contacts intérieurs9. Le résultat est des durées de totalité plus courtes et des bandes plus étroites.
Il en donne un exemple, et c'est une hybride :
A case in point is the eclipse of 3 October 1986. Using the IAU value for k, the Astronomical Almanac identified this event as a total eclipse of 3 seconds duration when it was, in fact, a beaded annular eclipse.10
Trois secondes de totalité selon l'une des deux conventions, aucune selon l'autre. L'éclipse en question a une magnitude de 1,0000 : c'est la plus limite des 569, celle dont la bande centrale se réduit à un trait.
L'écart entre les deux valeurs de k est de 0,083 %. Comparé aux 1,76 % de la fenêtre d'hybridité, c'est un vingtième de cette fenêtre. Pour l'immense majorité des éclipses, la question ne se pose pas. Pour celles qui vivent dans la fenêtre, elle décide — et il est possible de dire de combien.
En refaisant la classification des cinq millénaires deux fois, une fois avec chaque valeur, cinquante-huit éclipses changent de nature. Trente-trois hybrides deviennent des totales : ce sont celles dont le bref segment annulaire, aux extrémités du trajet, ne résiste pas à un cône d'ombre allongé de 0,083 %. Vingt-cinq annulaires deviennent des hybrides : leur milieu de course, jusque-là tout juste insuffisant, franchit le seuil. Le canon compte 569 hybrides avec la valeur d'Espenak. Il en compterait 561 avec celle de l'UAI, et ce ne seraient pas tout à fait les mêmes.
Il faut donc lire les catalogues pour ce qu'ils sont. Le type d'une éclipse limite n'est pas une donnée de la nature. C'est le verdict d'une convention appliquée à un relief que l'on a remplacé par un cercle. Ailleurs, ce genre de nuance n'a pas de conséquence pratique. Ici, elle est la différence entre l'anneau de feu et la couronne.
Fred Espenak, « Five Millennium Catalog of Hybrid Solar Eclipses: −1999 to +3000 », NASA Eclipse Web Site, https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SEhybrid5.html (consulté le 31 août 2026). ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Éclipses de Soleil — Généralités et définitions », Promenade dans le système solaire, https://promenade.imcce.fr/fr/pages3/386.html (consulté le 1er septembre 2026). ↩
Cette région n'a pas de nom propre dans les sources françaises de référence : l'Observatoire de Paris et l'IMCCE écrivent « le prolongement du cône d'ombre », et donnent ses dimensions — au plus 375 kilomètres de large, contre 268 pour l'ombre vraie d'une totale. Observatoire de Paris, « La géométrie des éclipses de Soleil », Les éclipses de Soleil — ressources pédagogiques, https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_eclipses-soleil/geometrie-eclipses-soleil_index.html (consulté le 1er septembre 2026). Les catalogues anglophones la nomment antumbra, d'où le calque « antombre » que l'on rencontre parfois en français, mais qu'aucune de ces sources n'emploie. C'est leur usage qui est suivi ici. ↩
Fred Espenak, « Catalog of Solar Eclipses: 2001 to 2100 », NASA Eclipse Web Site, https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEcat5/SE2001-2100.html (consulté le 31 août 2026). ↩
Espenak, « Catalog of Solar Eclipses ». ↩
Espenak, « Catalog of Solar Eclipses ». ↩
Espenak, « Catalog of Hybrid Solar Eclipses ». ↩
Fred Espenak, « Mean Lunar Radius », NASA Eclipse Web Site, https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEmono/reference/radius.html (consulté le 31 août 2026). ↩
Fred Espenak, « Solar Eclipse Predictions and the Mean Lunar Radius », EclipseWise, https://www.eclipsewise.com/solar/SEhelp/SEradius.html (consulté le 31 août 2026). ↩
Espenak, « Mean Lunar Radius ». ↩