« La Lune, éclairée par le Soleil, donne naissance, dans la direction opposée au Soleil, à deux cônes, un cône d'ombre et un cône de pénombre » 1. Le premier est la région d'où le Soleil est entièrement caché. C'est un cône fermé, qui se termine en pointe : il ne s'étend pas indéfiniment. Sa section la plus large mesure 268 kilomètres.
Sur le sol, cette section devient une tache. Elle n'est presque jamais ronde : dès que le Soleil s'écarte du zénith, le cône rencontre la surface en biais et la tache s'allonge en ellipse, d'autant plus étirée que le Soleil est bas. Aux deux extrémités de sa course, quand il se lève et quand il se couche, elle peut couvrir plusieurs milliers de kilomètres — sans que le cône, lui, ait changé de largeur.
Le second cône, beaucoup plus large, est la région d'où une partie seulement du Soleil est cachée. Au niveau de la Terre, sa section « est de l'ordre de deux diamètres lunaires, soit environ 7 000 km » 2. La pénombre couvre ainsi un continent quand l'ombre tient dans un couloir.
Le cône d'ombre se termine en pointe. Si cette pointe s'épuise avant d'avoir atteint la Terre, c'est la nappe qui s'ouvre au-delà d'elle qui touche le sol : « le plan P coupe l'axe des cônes après le sommet du cône d'ombre, il coupe donc le prolongement du cône d'ombre » 3. On y voit un anneau. Sa section vaut au plus 375 kilomètres, un peu plus que celle de l'ombre vraie.
Cette région n'a pas de nom propre en français, et c'est délibéré : les schémas de l'Observatoire de Paris n'étiquettent que deux zones, l'ombre et la pénombre. Les catalogues anglophones la nomment antumbra, d'où le calque « antombre » que l'on rencontre parfois.
Une éclipse est dite centrale quand l'axe des deux cônes — la droite qui joint le centre du Soleil à celui de la Lune — rencontre réellement la surface de la Terre. Ce sont les éclipses totales, annulaires et hybrides. Dans le cas contraire, l'ombre passe à côté du globe et il ne reste que la pénombre : l'éclipse est partielle partout où on la voit.
Le point de la Terre d'où la Lune se voit exactement au zénith. Il compte parce qu'il est le point du globe le plus proche d'elle — de tout un rayon terrestre, 6 378 kilomètres, par rapport à un lieu qui la verrait à l'horizon. C'est cet écart qui permet à une même éclipse d'être totale au milieu de sa course et annulaire à ses extrémités.
Aucune des sources françaises consultées ne nomme ce point. Elles décrivent la chose sans lui donner d'étiquette.
La trace laissée au sol par l'ombre, ou par son prolongement : la zone où l'éclipse est totale ou annulaire. Les ressources de l'Observatoire emploient le terme pour situer l'observateur — le deuxième contact n'existe que « si l'observateur est dans la bande de centralité » 4.
Elle est étroite : quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres de large, pour plusieurs milliers de long. Sur la carte de l'Espagne plus haut, c'est le ruban sombre — Oviedo dedans, Paris dehors.
Le milieu de cette bande : le lieu des points où l'axe de l'ombre touche le sol. C'est le long de cette ligne que la totalité dure le plus longtemps, et c'est elle que tracent les cartes d'éclipse.
L'ombre file d'ouest en est, entraînée par le mouvement de la Lune sur son orbite. La rotation de la Terre, qui va dans le même sens, en retranche une part. Elle reste toujours plus rapide qu'un avion de ligne, et d'autant plus que le Soleil est bas — là où la tache s'allonge, elle s'accélère aussi. C'est pourquoi la totalité dure quelques minutes au mieux, sept au grand maximum, et quelques secondes seulement en fin de course.
Le nom que prend une éclipse ne dépend pas seulement de l'éclipse : il dépend d'où l'on se tient.
Le disque lunaire recouvre entièrement le disque solaire. La couronne apparaît, le ciel s'assombrit, la température chute. Il faut pour cela se trouver dans le cône d'ombre lui-même, donc dans un couloir de quelques centaines de kilomètres de large au plus.
La Lune est trop loin pour couvrir le Soleil : son disque, plus petit, laisse subsister au pourtour un anneau de photosphère. Cet anneau, même mince, reste si brillant que la couronne n'apparaît pas et que le jour ne tombe pas vraiment. C'est ce que voit un observateur situé dans le prolongement du cône d'ombre.
Le disque lunaire ne recouvre qu'une partie du Soleil, qui garde la forme d'un croissant. C'est ce que voit tout observateur situé dans la pénombre — donc l'immense majorité de ceux qui voient quelque chose.
Le même jour, à sept cents kilomètres de là, la même éclipse était totale :
Une éclipse annulaire à ses extrémités et totale en son milieu. La pointe du cône d'ombre tombe alors à l'intérieur du globe : elle dépasse la surface là où la Lune est au zénith, mais pas le centre de la Terre. Un observateur qui a la Lune au zénith en est plus proche d'un rayon terrestre — 6 378 kilomètres — que celui qui la voit à l'horizon, et cet écart suffit à faire basculer le résultat en cours de route. Il y en a 569 en cinq millénaires. Le détail, et pourquoi la frontière tient à une convention
Le mot pose un problème de langue. Hybride vient des catalogues anglophones, où ces éclipses portent le type H, et c'est le terme que tout le monde emploie. L'IMCCE, lui, écrit « éclipse totale-annulaire » ou « éclipse de type mixte » 5, quand les ressources pédagogiques de l'Observatoire de Paris emploient les deux.
L'atmosphère extérieure du Soleil : « la couronne est le nom que l'on donne à l'ensemble de l'atmosphère extérieure du Soleil, qui s'étend jusque dans le milieu interplanétaire. C'est un milieu très peu dense. La température y atteint quelques millions de Kelvin » 6. Elle est là en permanence, mais si ténue qu'elle disparaît dans l'éclat du disque : on ne la voit en lumière visible que lorsque la Lune masque le Soleil, ou lorsqu'un instrument le masque à sa place.
La couche qui sépare la surface visible du Soleil de sa couronne. Elle « s'étend de 500 à 2000 km d'altitude » et est « visible comme un fin liseré rougeâtre autour du Soleil lors des éclipses totales » 7. Sa particularité tient en une anomalie : la température y croît avec l'altitude, « passant de 4200 K à près de 10 000 K », alors qu'elle décroît dans la couche située en dessous.
Une structure de plasma dense soutenue au-dessus de la surface par le champ magnétique. Elle porte deux noms selon l'endroit où on la voit, et c'est la même chose : « nommées protubérances quand elles sont visibles au limbe (brillantes sur fond sombre), elles sont appelées filaments lorsqu'elles sont visibles sur le disque solaire » 8. Ce sont les taches roses accrochées au bord du disque sur les photographies d'éclipse totale.
Le bord de la Lune n'est pas un cercle : c'est une ligne de montagnes et de vallées. Dans les secondes qui précèdent et qui suivent la totalité, la lumière solaire ne passe plus que par les creux de ce relief, et le mince croissant se rompt en une file de points brillants. Francis Baily les décrivit après l'éclipse annulaire du 15 mai 1836, observée à Inchbonny en Écosse 9 — une annulaire, non une totale : le phénomène se produit aux deux.
Le dernier des grains : quand tous les autres se sont éteints, il subsiste un instant un point unique, très vif, au bord d'un anneau déjà formé par la chromosphère et la couronne naissante — d'où le nom. Il reparaît symétriquement à la fin de la totalité, de l'autre côté du disque.
De minces ondulations sombres qui glissent sur le sol dans la minute qui précède et qui suit la totalité, visibles surtout sur une surface claire et unie. Elles ne viennent pas de la Lune mais de l'atmosphère terrestre : le Soleil réduit à un filament très fin devient une source presque ponctuelle, et sa lumière se met à scintiller comme celle d'une étoile, à grande échelle. Aucune source institutionnelle française consultée ne définit ce terme, et le mécanisme lui-même n'est pas entièrement établi.
Les quatre instants qui découpent une éclipse, comptés pour un lieu donné 10 :
Entre le deuxième et le troisième se tient toute la totalité : deux minutes en moyenne, sept au grand maximum. Hors de la bande de centralité, il n'y a que le premier et le quatrième.
La fraction du diamètre solaire que la Lune recouvre, au maximum de l'éclipse et pour un lieu donné. C'est le terme français : les ressources de l'Observatoire de Paris parlent de « la grandeur de l'éclipse » et en donnent la formule, un rapport de distances mesurées dans le plan perpendiculaire à l'axe de l'ombre 11.
Elle vaut 0 quand les disques se touchent à peine, 1 quand le disque lunaire affleure exactement les bords du disque solaire, et dépasse 1 pour une éclipse totale — la Lune déborde alors le Soleil, et l'excédent se compte en centièmes. C'est pourquoi Reims affichait 1,008 en 1999 et Oviedo 1,015 en 2026.
Le même nombre, sous le nom que lui donnent les catalogues anglophones. C'est ce mot que les tables de la NASA emploient, et Novilune l'affiche également. Les deux se valent. « grandeur » est le mot des sources françaises, « magnitude » celui de l'usage courant.
Il n'a rien à voir avec la magnitude des étoiles, qui mesure un éclat.
La fraction de la surface solaire cachée, et non plus de son diamètre. Les deux nombres diffèrent, parce qu'un disque n'est pas une ligne : une Lune qui couvre la moitié du diamètre solaire en cache nettement moins de la moitié de la surface. L'écart se resserre à mesure qu'on approche de la totalité — à Paris le 12 août 2026, une grandeur de 0,93 correspondait à 92 % de la surface.
C'est le terme qu'emploient les ressources de l'Observatoire, à côté de la grandeur 12.
La taille sous laquelle un astre se voit depuis la Terre, exprimée en angle et non en kilomètres. Aucun des deux disques n'a de diamètre apparent fixe, les orbites étant des ellipses : le Soleil oscille au fil de l'année entre 31′27″ et 32′32″, la Lune entre 29′20″ et 33′30″ selon qu'elle passe à son apogée ou à son périgée. L'amplitude lunaire est plus large que la solaire et l'enjambe — d'où l'existence de deux sortes d'éclipses centrales plutôt qu'une seule.
Le rapport des deux diamètres apparents est ce que Novilune affiche sous l'intitulé « diamètres ☾ / ☉ ». Au-dessus de 1, la Lune peut couvrir le Soleil. En dessous, elle ne le peut pas, où que l'on soit.
La distance entre l'axe de l'ombre et le centre de la Terre à l'instant où elle est la plus courte, comptée en rayons terrestres 13. Gamma vaut 0 quand l'axe passe par le centre du globe, et son signe dit de quel côté il passe : positif au nord, négatif au sud. Au-delà de 1 environ, l'axe manque la Terre et il ne reste qu'une éclipse partielle, cantonnée près d'un pôle.
Le rayon de la Lune exprimé en fraction du rayon terrestre — le nombre par lequel tout le calcul de l'ombre passe. Il n'a pas une valeur unique : les catalogues de la NASA emploient 0,272 5076 pour les éclipses totales et 0,272 281 pour les annulaires 14, quand l'Union astronomique internationale en retient une seule.
L'écart entre les deux vaut 0,083 %. C'est infime, et c'est pourtant assez pour faire changer de nature 58 éclipses sur cinq millénaires.
L'instant où la Lune et le Soleil ont la même longitude vue du centre de la Terre : « instant où les longitudes géocentriques de la Lune et du Soleil sont égales, c'est-à-dire au moment de la conjonction en longitude » 15. C'est un instant précis, et le seul moment où une éclipse de Soleil puisse se produire. Il y en a 61 854 entre 2000 avant notre ère et l'an 3000. Novilune les contient toutes, éclipse ou pas.
« L'un des deux points de la sphère céleste associés à l'intersection du plan de l'orbite avec un plan de référence » 16. Pour la Lune, ce sont les deux points où son orbite, inclinée de 5°09′, croise le plan de l'orbite terrestre. Une éclipse ne peut arriver qu'au voisinage de l'un d'eux — c'est la raison pour laquelle il n'y a pas d'éclipse tous les mois.
« Le Soleil passe par un des deux nœuds tous les 173,31 jours. Cette période porte le nom de saison d'éclipses » 17. Deux fois par an s'ouvre ainsi une fenêtre d'environ un mois, assez large pour qu'au moins une nouvelle lune y tombe — parfois deux. D'où le compte immuable : jamais moins de deux éclipses de Soleil dans une année, jamais plus de cinq.
Il n'y a pas un mois lunaire mais plusieurs 18 :
La nouvelle lune donne le synodique, la proximité d'un nœud le draconitique, et la distance de la Lune — donc la nature de l'éclipse — l'anomalistique. C'est leur coïncidence approchée qui fabrique les cycles.
L'intervalle de 223 lunaisons, soit 6 585,32 jours ou un peu plus de dix-huit ans, au bout duquel une configuration très voisine se reproduit — parce que 223 mois synodiques valent presque exactement 242 mois draconitiques 19. Sur cette durée reviennent en moyenne 84 éclipses, 42 de Soleil et 42 de Lune, de 78 pour les saros pauvres à 94 pour les riches 20.
Le nom est une erreur, et l'IMCCE le dit sans détour : ce cycle « est connu à tort sous le nom de saros ». Edmond Halley crut que la Souda, un lexique byzantin, reprenait ici Pline, et « en conclut que les Chaldéens appelaient saros la période de 223 ans de Pline ». Or saros désignait chez eux le nombre 3 600. « La période portant le nom de saros chez les Chaldéens n'a donc rien à voir avec les éclipses » 21. Le mot est resté.
Comme 6 585,32 jours ne font pas un compte rond de jours, l'éclipse suivante d'un même saros revient à la même heure locale décalée d'un tiers de tour : environ 120 degrés de longitude plus à l'ouest.
À ne pas confondre avec le cycle lui-même. La série suit les éclipses homologues d'un saros au suivant — celles qui reviennent au même rang dans chaque cycle — et retrace ainsi la vie entière d'une famille d'éclipses. Elle naît en partielle près d'un pôle, grandit, devient centrale, puis décline et s'éteint à l'autre pôle : « une douzaine d'éclipses partielles de grandeur croissante, puis 48 éclipses centrales suivies de 12 éclipses partielles de grandeur décroissante », le tout « sur une période de 72 saros, environ 1 300 ans ». Ces séries longues ont été construites par Van den Bergh en 1955 22.
Les deux nombres se ressemblent et ne comptent pas la même chose : 84 éclipses dans un saros de dix-huit ans, environ 72 dans une série de treize siècles.
Trois saros consécutifs — 669 lunaisons, soit environ 54 ans et un mois 23. Comme chaque saros décale l'éclipse d'un tiers de jour, trois d'affilée en font un jour entier : la configuration revient alors à peu près à la même longitude, et non plus 120 degrés plus loin. Le mot est grec et signifie le tour d'une roue.
Aucune des sources françaises consultées n'emploie ce terme — ni le glossaire de l'IMCCE, ni les ressources de l'Observatoire sur les récurrences, qui traitent pourtant le sujet. Il vient des catalogues anglophones, qui le nomment ainsi depuis longtemps.
Une table qui donne la position d'un astre en fonction du temps. Les éphémérides modernes ne sont plus des tables imprimées mais des séries de coefficients d'où l'on retrouve, par le calcul, la position à n'importe quel instant. Novilune repose sur DE441, l'éphéméride du Jet Propulsion Laboratory, qui couvre trente millénaires. C'est d'elle que sortent toutes les positions de ce site, sans qu'aucun catalogue d'éclipses soit recopié.
L'institution française qui les produit porte le mot dans son nom : Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides.
L'écart entre le temps uniforme des équations et le temps donné par la rotation de la Terre, qui n'est pas régulière : la Terre freine, de façon irrégulière, sous l'effet des marées. Les positions se calculent dans le premier. Les éclipses se voient depuis un point du second. Il faut donc savoir de combien les deux se sont écartés.
Pour les époques historiques, ΔT ne se calcule pas : il se mesure, sur les éclipses anciennes elles-mêmes, dont le lieu d'observation est connu par un témoignage 24. Vers l'an 1000, il atteint une demi-heure, vers 2000 avant notre ère, plusieurs heures — au point que la bande de totalité d'une éclipse ancienne est connue en latitude bien mieux qu'en longitude. C'est ce que dessine le halo d'incertitude dans l'application.
« Angle horaire du centre du Soleil en ce lieu, à cet instant » 25 — autrement dit l'heure que donnerait un cadran solaire. Il ne coïncide ni avec l'heure de la montre, ni même avec un temps moyen : le Soleil vrai avance et retarde au fil de l'année.
C'est pourtant la seule heure qui ait un sens pour une éclipse ancienne : les fuseaux horaires datent de la fin du XIXe siècle, et Novilune donne donc le temps solaire vrai avant 1900, l'heure légale du lieu après.
« Différence entre les directions apparentes d'un corps céleste lorsque l'observateur passe d'un point de l'espace à un autre » 26. Pour la Lune, l'effet est considérable : deux observateurs éloignés sur la Terre ne la voient pas au même endroit du ciel, d'un degré près.
C'est elle qui fait qu'un lieu voit la totalité pendant que son voisin ne voit qu'un croissant, et c'est pourquoi tout le calcul de ce site est topocentrique — mené depuis un point précis de la surface, non depuis le centre du globe.
Le bord apparent du disque d'un astre. Les ressources françaises l'emploient couramment — les protubérances sont dites « visibles au limbe » 27 — sans le définir. Pour la Lune, ce bord n'est pas un cercle : c'est un profil de montagnes et de vallées, et c'est ce relief qui produit les grains de Baily et qui rend la frontière entre totale et annulaire moins nette qu'un calcul de cercles ne le laisse croire.
« Balancements apparents de la Lune permettant d'observer un peu plus de la moitié de sa surface » 28. La Lune montre toujours la même face, mais elle oscille légèrement, en longitude et en latitude, si bien qu'on en voit en tout un peu moins de six dixièmes.
Pour les éclipses, la conséquence est indirecte mais réelle : la libration change quelles montagnes du bord se présentent, donc le profil exact du limbe au moment du contact.
Le point de l'orbite le plus proche de la Terre et le plus éloigné. Le glossaire de l'IMCCE les renvoie aux termes généraux : le périastre est « sur une orbite elliptique, le point le plus proche du corps central, foyer de l'ellipse », l'apoastre « le point le plus éloigné » 29.
La distance de la Lune varie de 356 500 à 406 700 kilomètres entre les deux — quatorze pour cent — et c'est cet écart qui décide si une éclipse centrale sera totale ou annulaire.
Les mêmes points pour l'orbite de la Terre autour du Soleil 30. La Terre passe au périhélie début janvier : le Soleil paraît alors le plus gros, et les éclipses de cette période ont un peu plus de peine à être totales.
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). ↩
Observatoire de Paris, « La géométrie des éclipses de Soleil ». ↩
Observatoire de Paris, « La géométrie des éclipses de Soleil ». ↩
Observatoire de Paris, « Circonstances locales des éclipses », Les éclipses de Soleil — ressources pédagogiques, https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_eclipses-soleil/circonstances-locales_impression.html (consulté le 1er septembre 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). ↩
Carine Briand et Jean Aboudarham, « Introduction au Soleil », Observatoire de Paris — ressources pédagogiques, https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_introduction-soleil/impression.html (consulté le 1er septembre 2026). ↩
Briand et Aboudarham, « Introduction au Soleil ». ↩
Briand et Aboudarham, « Introduction au Soleil ». ↩
Francis Baily, « On a Remarkable Phenomenon that occurs in Total and Annular Eclipses of the Sun », Memoirs of the Royal Astronomical Society 10 (1836) : 1–36. ↩
Observatoire de Paris, « Circonstances locales des éclipses ». ↩
Observatoire de Paris, « Circonstances locales des éclipses ». ↩
Observatoire de Paris, « Circonstances locales des éclipses ». ↩
Fred Espenak et Jean Meeus, Five Millennium Canon of Solar Eclipses: −1999 to +3000 (2000 BCE to 3000 CE), coll. « NASA Technical Publication TP-2006-214141 » (Greenbelt : NASA Goddard Space Flight Center, 2006). ↩
Fred Espenak, « Mean Lunar Radius », NASA Eclipse Web Site, https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEmono/reference/radius.html (consulté le 31 août 2026). ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Éclipses de Soleil ». ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Glossaire », Promenade dans le système solaire, https://promenade.imcce.fr/fr/pages2/221.html (consulté le 1er septembre 2026). ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Éclipses de Soleil ». ↩
Observatoire de Paris, « Mouvement de la Lune et périodes de révolution », Les mouvements de la Terre et de la Lune — ressources pédagogiques, https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_mouvement-terre-lune/mouvement-lune_impression.html (consulté le 1er septembre 2026). ↩
Patrick Rocher, « Récurrences des éclipses de Soleil », Observatoire de Paris / IMCCE — ressources pédagogiques, https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_recurrences-eclipses-soleil/impression.html (consulté le 1er septembre 2026). ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Éclipses de Soleil ». ↩
Rocher, « Récurrences des éclipses de Soleil ». ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Éclipses de Soleil ». ↩
Fred Espenak, « Periodicity of Solar Eclipses », NASA Eclipse Web Site, https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEsaros/SEperiodicity.html (consulté le 1er septembre 2026). ↩
F. Richard Stephenson, Historical Eclipses and Earth's Rotation (Cambridge : Cambridge University Press, 1997). ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Glossaire ». ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Glossaire ». ↩
Briand et Aboudarham, « Introduction au Soleil ». ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Glossaire ». ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Glossaire ». ↩
Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, « Glossaire ». ↩
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