Transit de Mercure ou de Vénus : une planète devant le Soleil

Pourquoi chaque conjonction inférieure ne produit pas un transit

Mercure et Vénus passent régulièrement du côté de la Terre sur leurs orbites intérieures. La conjonction inférieure revient environ tous les 116 jours pour Mercure et tous les 584 jours pour Vénus. Elles ne passent pourtant pas chaque fois sur le disque apparent du Soleil.

Leurs orbites sont inclinées d’environ 7° pour Mercure et 3,4° pour Vénus par rapport au plan orbital terrestre. Le plus souvent, la planète passe donc au-dessus ou au-dessous du Soleil dans notre ciel. Le disque solaire, large d’environ un demi-degré, constitue une cible étroite.

Un transit exige que la conjonction inférieure se produise près d’un nœud, l’un des deux endroits où le plan orbital de la planète coupe celui de la Terre. Notre planète se trouve dans les directions correspondantes à certaines périodes de l’année : début mai et début à mi-novembre pour Mercure, début juin et début décembre pour Vénus. Ces fenêtres décrivent la géométrie possible, sans annoncer un transit chaque année.

Mercure : des passages en mai ou en novembre

On compte environ treize à quatorze transits de Mercure par siècle. Ceux de novembre sont à peu près deux fois plus fréquents que ceux de mai. La géométrie près du périhélie de Mercure rend la fenêtre de passage de novembre plus large. Lors des passages de mai, Mercure se situe près de son aphélie et plus près de la Terre ; son diamètre apparent atteint alors environ douze secondes d’arc, contre une dizaine en novembre.

Même à ce maximum, Mercure reste minuscule devant les quelque 1 900 secondes d’arc du disque solaire. Un télescope avec un grossissement de l’ordre de cinquante fois et une filtration solaire appropriée permet de l’identifier. Les lunettes d’éclipse seules ne suffisent pas à rendre ce petit disque visible à l’œil nu.

Le passage peut durer jusqu’à environ huit heures. Au télescope, Mercure apparaît ronde, sombre et nettement délimitée. Elle avance régulièrement pendant les heures d’observation. Une tache solaire présente plutôt une structure irrégulière et peut comporter une ombre centrale entourée d’une pénombre plus claire. La comparaison devient particulièrement instructive si les deux sont présents sur le disque.

La durée visible depuis votre lieu peut être plus courte que la durée totale du transit. Depuis Paris, le Mont-Saint-Michel ou une autre région de France, le lever et le coucher du Soleil ainsi que les obstacles de l’horizon déterminent les phases réellement accessibles. Vérifiez votre position précise plutôt que de reprendre les horaires d’un observatoire éloigné.

Vénus : des paires séparées par de longues attentes

Les transits de Vénus comptent parmi les phénomènes célestes prévisibles les plus rares. Leur organisation suit un grand cycle d’environ 243 ans : deux passages séparés de huit ans, puis une interruption d’environ 121,5 ans, une autre paire de huit ans et une interruption d’environ 105,5 ans.

La paire de 2004 et 2012 a eu lieu en juin. La suivante appartient au XXIIe siècle et se produit en décembre. Pour un texte durable, il est utile de retenir cette structure plutôt que de confondre une paire avec un phénomène revenant tous les huit ans.

Huit années terrestres correspondent presque à treize révolutions de Vénus et cinq périodes synodiques. Après huit ans, la géométrie se répète donc assez bien pour permettre un second passage, avec un léger décalage par rapport au nœud. Au retour suivant, ce décalage peut suffire pour manquer le disque solaire.

Les passages ont joué un grand rôle dans la mesure du Système solaire. Edmond Halley a proposé de comparer des contacts chronométrés depuis des lieux éloignés pour déterminer la parallaxe solaire puis la longueur de l’unité astronomique. Les académies ont organisé des expéditions en 1761 et 1769 ; James Cook a observé le passage de 1769 à Tahiti. Leurs observations reliaient des horloges et des positions terrestres à la taille des orbites.

Vénus présente un disque proche d’une minute d’arc, beaucoup plus grand que celui de Mercure. Avec une protection solaire appropriée pour l’œil nu, certaines personnes peuvent donc distinguer son point noir. À l’entrée et à la sortie, son atmosphère peut produire un fin arc lumineux autour de la portion située hors du Soleil. Mikhaïl Lomonossov a décrit ce phénomène en 1761 et en a déduit l’existence d’une atmosphère vénusienne.

Quatre contacts et un maximum

Au premier contact, le bord de la planète touche extérieurement celui du Soleil. Au deuxième, le disque planétaire est entièrement entré. Le troisième marque le début de la sortie, le quatrième sa fin. Le maximum correspond à la plus faible séparation entre les centres apparents.

L’entrée et la sortie durent quelques minutes pour Mercure, et de l’ordre de vingt minutes pour Vénus. La parallaxe décale les instants locaux par rapport à une géométrie géocentrique : les contacts ne sont donc pas rigoureusement identiques pour tous les observateurs. La position du site et l’échelle de temps utilisée font partie d’une préparation correcte.

Près des deuxième et troisième contacts, l’effet de goutte noire peut donner l’impression que la planète reste reliée au bord solaire par un petit pont sombre. La turbulence et les propriétés de formation de l’image contribuent à cet effet, qui a compliqué les mesures historiques. Une heure calculée avec de nombreuses décimales ne garantit pas qu’un observateur puisse identifier visuellement le contact à la même précision.

Une protection solaire pendant tout le transit

Un transit n’occulte qu’une fraction infime du Soleil. Il n’existe aucune phase où il devient sûr de regarder sans protection. Les jumelles et les télescopes exigent un filtre solaire adapté, solidement installé devant l’ouverture, avant que la lumière ne soit concentrée. Des lunettes d’éclipse portées derrière des jumelles ne remplacent jamais ce filtre.

N’utilisez pas de filtre d’oculaire placé derrière l’optique : la chaleur concentrée peut le détruire. Une projection solaire n’est envisageable qu’avec un dispositif et un instrument appropriés, sous une surveillance compétente ; elle ne convient pas à n’importe quel télescope. Pour une première observation, une séance encadrée par un club d’astronomie permet de vérifier le montage et la sécurité avant de pointer le Soleil.