Transit de Mercure le 9 mai 2016 visible depuis la France métropolitaine

En astronomie, un transit est un peu similaire à une éclipse (cf. L'éclipse de Soleil du 20 mars 2015, éclipse partielle vue de France métropolitaine) : il se produit quand un objet céleste passe devant un autre.

Pendant une éclipse, l'objet d'arrière-plan est totalement caché par l'objet au premier plan : un cas bien connu est celui de l'éclipse totale de Soleil, pendant laquelle le Soleil est entièrement caché derrière la Lune. L'éclipse de Lune est un cas particulier car c'est alors la Terre qui masque le Soleil pour la Lune. Si l'objet éclipsé n'est ni le Soleil ni la Lune on parle d'"occultation" et non plus d'éclipse : on peut par exemple observer une "occultation" de Jupiter derrière la Lune. En fait, lors d'une occultation, l'objet d'arrière-plan est de taille apparente sensiblement inférieure à l'objet de premier plan, alors que les tailles apparentes sont similaires lors d'une éclipse. Simple question de sémantique car le phénomène est le même. Dans le cas d'un transit, l'objet au premier plan a une taille apparente inférieure à celle de l'objet d'arrière-plan, ce qui fait que ce dernier reste visible. Les transits les plus spectaculaires sont ceux d'une planète devant le Soleil.

Deux planètes peuvent produire des transits visibles depuis la Terre : celles dont l'orbite se trouve à l'intérieur de celle de la Terre : Vénus et Mercure. Les transits de Vénus sont les plus spectaculaires car Vénus est assez grosse et proche de la Terre pour être visible à l'œil nu (derrière un filtre de protection contre la lumière du Soleil) comme une tache noire devant le Soleil (Figure 1). En revanche, ils sont rares : ils se produisent par paires de transits séparés de 8 ans, à raison d'une paire tous les 105 ou 121 ans. La dernière paire de transits a eu lieu en 2004 (cf. 8 juin 2004, passage de Vénus devant le disque solaire) et 2012 (cf. Transit de Vénus du 6 juin 2012 et mesure des distances dans le système solaire), et le prochain transit de Vénus aura lieu en… 2117 ! Si vous êtes en âge de lire (et comprendre) ces lignes en 2016, vous ne pourrez probablement pas en profiter.

Source - © 2012 Patrick Thollot

Figure 1. Photographie du transit de Vénus du 6 juin 2012

En France métropolitaine, ce transit avait lieu essentiellement pendant la nuit et se terminait peu après le lever du soleil. Cette photo a été prise à 6h32 locales, juste avant que Vénus ne commence à quitter le disque solaire. Le Soleil levant avait un avantage : la luminosité solaire étant atténuée par l'atmosphère (et un voile nuageux), cette photographie a pu être prise sans filtre spécifique.

Pour cette observation, réalisable avec du matériel "simple", la seule précaution à prendre pour le lieu d'observation était d'avoir un horizon dégagé vers l'Est (ici, l'escalade d'un terril a assuré une vue bien dégagée).

Rassurez-vous : si vous n'avez pas vu les transits de Vénus, vous aurez quelques chances de rattrapage avec Mercure, dont les transits sont plus fréquents. Ils sont en effet séparés d'une durée de 3 à 13 ans, selon une régularité complexe, mais calculable avec exactitude. Après celui du 9 mai 2016, le prochain transit de Mercure se produira le 11 novembre 2019, mais le suivant n'aura pas lieu avant le 13 novembre… 2032 !

L'aléa météorologique étant a priori plus défavorable en novembre, pour avoir une chance de voir un transit planétaire dans les 20 prochaines années, mon conseil est de prévoir d'y consacrer un moment le 9 mai prochain.

Pour les astronomes amateurs, d'autres transits sont courants : il s'agit des transits des 4 satellites galiléens de Jupiter (Io, Europe, Ganymède, Callisto) devant Jupiter, que l'on peut observer avec une lunette ou un télescope amateur (Figure 2). Ceux-ci se produisent à chaque orbite, soit environ tous les 2 et 4 jours respectivement pour les satellites les plus proches que sont Io et Europe. Encore faut-il que Jupiter soit visible de nuit pendant l'un de ces transits.

Source - © 2016 Patrick Thollot

Figure 2. Transit de 2 satellites de Jupiter (Io et Ganymède) et de leurs ombres, projetées sur la planète, le 23 mars 2016

En haut, clichés pris à l'oculaire d'un télescope Célestron C8 (miroir de 20 cm, grossissement 330x). En bas, mêmes clichés avec interprétation des transits. À gauche à 23h21, au centre à 0h32, et à droite à 1h du matin.

À gauche les deux satellites sont encore "à côté" de Jupiter, et Ganymède commence juste à passer devant Jupiter. Au centre, Io se trouve déjà au milieu du disque de Jupiter, perdu sur le fond des nuages de la planète, et seule son ombre projetée sur la planète est visible. Ganymède, plus gros, plus sombre et sur fond de nuages blancs, est bien repérable. À droite, Io et son ombre ont encore avancé vers la fin de leur transit, de même que Ganymède, dont on voit en plus arriver l'ombre projetée sur Jupiter. Le décalage entre l'ombre et le satellite qui la projette est plus grand pour Ganymède, qui se trouve plus loin de Jupiter que Io.

Pour une bonne observation, un matériel "adapté" était nécessaire. Par contre, l'observation pouvait se faire de partout, pas besoin de conditions géographiques particulières.

Enfin, la recherche de transits de planètes devant d'autres étoiles est la plus efficace des méthodes utilisées pour détecter des « exoplanètes » : des planètes en orbite autour d'une autre étoile que le Soleil. La plupart des étoiles sont bien trop éloignées pour que l'on puisse distinguer visuellement ne serait-ce que le disque de l'étoile, et encore moins une planète qui lui tournerait autour. En revanche, on peut mesurer assez précisément la luminosité de ces étoiles pour détecter la légère diminution de luminosité due au passage éventuel d'une planète devant son étoile. On enregistre de la manière la plus continue possible l'intensité lumineuse d'étoiles (qu'on observe par centaines de milliers pour augmenter les chances de détection) et on recherche une baisse périodique de leur luminosité provoquée par le passage répété d'une planète en transit (Figure 3). On peut alors en déduire la taille de la planète et sa période orbitale (la durée de son « année »).

Source - © 2016 Patrick Thollot

Figure 3. Schéma de principe de la détection d'exoplanètes par transit devant leur étoile

Une planète passant en transit devant son étoile la masque partiellement et diminue donc sa luminosité. Si une telle diminution de luminosité se reproduit périodiquement de manière identique, on peut conclure à la présence d'une planète.

Enfin, on peut bien sûr observer des transits devant le Soleil depuis ailleurs que sur Terre. Ainsi un transit de Mercure devant le Soleil était visible depuis Mars il y a deux ans : il a été observé par le rover Curiosity le 4 juin 2014 (Figure 4). Mercure était plus petite que la résolution maximale du téléobjectif de Curiosity, mais le contraste important (noir sur blanc) créé par sa présence devant le Soleil rend tout de même détectable son passage.

Source - © 2014 NASA/JPL-Caltech/MSSS/Texas A&M

Figure 4. Transit de Mercure devant le Soleil vu depuis Mars par le rover Curiosity, le 4 juin 2014

Mercure prend la forme d'une minuscule tache grise, repérée par un réticule sur l'image de droite. Ne le confondez pas avec 2 taches solaires, autrement plus grosses, légendées AR 2079 et AR 2077. Sur l'avant-dernière image, une ligne noire indique le trajet apparent de Mercure devant le disque du Soleil lors de ce transit. Suivez le lien vers la page Mercury Transit of the Sun, Seen From Mars du site de la NASA pour plus de précisions.

On simplifie souvent la géométrie du système solaire en énonçant que toutes les planètes décrivent des orbites autour du Soleil dans un même plan, celui de l'orbite de la Terre (nommé « plan de l'écliptique »). Si c'était le cas, à chaque fois que Mercure ou Vénus "doublent" la Terre autour du Soleil (elles en font le tour respectivement en 88 et 225 jours), un transit de ces planètes devant le Soleil serait observable. Il n'en est rien : pourquoi ?

En réalité, les orbites que décrivent les planètes autour du Soleil sont chacune dans un plan légèrement différent, qui fait un angle non nul avec l'écliptique. La valeur de cet angle vaut de 1 à 3° environ pour les planètes externes à la Terre (Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune), mais 3,4° pour Vénus, et 7° pour Mercure ! Or le diamètre apparent du Soleil n'est que d'un demi degré ! Aussi, lorsque Mercure ou Vénus se trouvent, dans le plan de leur orbite, à plus d'une fraction de degré de l'écliptique (angle [planète – centre du Soleil – écliptique] ), il est impossible de les voir passer devant le Soleil. Or, c'est le cas sur l'essentiel de leur orbite.

Cependant, le plan de l'orbite d'une planète et celui de l'écliptique se recoupent (Figure 5) : leur intersection dessine une droite, que l'on nomme « ligne des nœuds », et qui relie deux points particuliers de l'orbite de la planète considérée : les « nœuds ». Il y a un nœud « ascendant », celui que franchit la planète quand elle entre sur la portion de son orbite située au Nord ("au-dessus") du plan de l'écliptique ; et un nœud « descendant », franchi lorsque la planète entre sur la portion de son orbite située" en dessous" de l'écliptique. À proximité des nœuds de leur orbite, les planètes sont donc quasiment dans l'écliptique, et un alignement entre le Soleil, la Terre, et cette planète, est possible. Encore faut-il que les planètes soient "là" en même temps : Mercure franchit un de ses nœuds à chaque demi-orbite, mais pour voir un transit depuis la Terre, il faut en plus que la Terre se trouve dans l'alignement.

Source - © 2016 Patrick Thollot

Figure 5. Représentation schématique des orbites de Mercure (noir et gris) et de la Terre (bleu) autour du Soleil

On a essayé de respecter les directions générales des points caractéristiques des orbites (périhélies, nœuds), et indiqué les positions approximatives de la Terre aux équinoxes et solstices.

La Terre est schématisée par une boule traversée d'un axe figurant l'axe de rotation terrestre. Les tailles relatives et excentricités des orbites de Mercure et de la Terre sont respectées au premier ordre, même si l'excentricité de l'orbite terrestre a été fortement exagérée pour la rendre plus visible. L'orbite de Mercure est figurée en noir lorsqu'elle se situe "au-dessus" de l'écliptique, en gris quand elle est "en dessous". L'ellipse en pointillé correspond à la projection de l'orbite de Mercure sur le plan de l'écliptique.

Ce schéma permet de visualiser les périodes où peuvent se produire les transits de Mercure : autour des 9 mai et 11 novembre (à quelques jours près), lorsque Mercure franchit le nœud descendant ou ascendant de son orbite, respectivement.

On remarque au passage que le transit de Mercure observé depuis Mars en 2014 s'est produit presque à la même période que celle favorable depuis la Terre (à 25 jours près) : cela s'explique par la proximité des lignes des nœuds des orbites de Mars et Mercure (à 2° près dans la même direction !) les nœuds entre les plans orbitaux de Mercure et de Mars sont donc très proches de ceux entre les plans orbitaux de chacune de ces planètes avec celui de la Terre : une coïncidence remarquable. Les nœuds de l'orbite de Vénus n'en sont d'ailleurs pas loin non plus, à moins de 30°, ce qui fait là encore que les transits de Vénus depuis la Terre ont lieu presque à la même saison : en juin ou en décembre.

Comme Mercure franchit un nœud tous les 44 jours en moyenne, les coïncidences sont "relativement" fréquentes. Elles sont forcément plus rares pour Vénus, qui ne franchit un nœud que tous les 112 jours (2,5 fois moins souvent). De plus, Vénus est plus éloignée du Soleil et plus proche de la Terre, et donc sujette à plus de parallaxe (elle est "difficile" à aligner sur le Soleil : une petite variation d'angle absolu se traduit par un plus grand décalage relatif devant le Soleil vu depuis la Terre, comparé à Mercure). À l'aide de considérations géométriques simples, on peut calculer une valeur approchée de l'angle maximal entre la planète en transit, le Soleil et le plan de l'écliptique pour lequel un transit est possible (Figure 6). Cet angle doit être inférieur à 0,4° pour Mercure, mais seulement 0,1° pour Vénus (4 fois moins). En multipliant simplement ces deux facteurs (2,5 et 4) on trouve que les transits de Vénus ont 10 fois moins de chance de se produire que ceux de Mercure. C'est effectivement le cas : à titre d'exemple, il y a eu 54 transits de Mercure entre l'an 1600 et l'an 2000, contre seulement 6 transits de Vénus.

Source - © 2016 Patrick Thollot

Figure 6. Schéma illustrant les angles maximum d'inclinaison des planètes Mercure et Vénus sur leur orbite qui permettent un transit devant le Soleil visible depuis la Terre, et un calcul par approximation permettant de déterminer ces angles

Le rayon apparent du Soleil vu depuis la Terre est de 0,26°. Étant donné les distances moyennes au Soleil de Mercure et Vénus (respectivement 0,39 et 0,72 fois celle Terre-Soleil – l'unité astronomique, notée UA), il ne peut y avoir de transit de Mercure que si l'inclinaison de la ligne Mercure-Soleil, par rapport au plan de l'écliptique, est inférieure à 0,4° environ. Pour Vénus cette valeur n'est que de 0,1° !

La durée d'un transit de Mercure (ou de Vénus) peut varier. Elle varie d'abord selon la "qualité" de l'alignement : si Mercure ne passe que devant un "pôle" du Soleil, elle le traversera plus rapidement que si elle le croise le long de son équateur. Le transit du 9 mai 2016 sera relativement bon, traversant le Soleil sur une bande de latitude que l'on qualifierait de « tropicale » sur Terre.

Un deuxième paramètre important contrôlant la vitesse du transit est la position de la planète sur son orbite à ce moment là. Cette vitesse varie en suivant la deuxième loi de Kepler : un rayon Soleil-planète inscrit dans l'ellipse de l'orbite d'une planète balaye des aires égales en des temps égaux, loi qui s'explique par la conservation de l'énergie. Ainsi, une planète décrivant une orbite excentrique se déplace plus vite près de son périhélie, près du Soleil, et plus lentement près de son aphélie, loin du Soleil (la planète "échange" de l'énergie cinétique – qui augmente avec la vitesse – contre de l'énergie potentielle dans le champ de gravité du Soleil –qui augmente avec l'éloignement au Soleil). Mercure étant proche de son périhélie à son nœud ascendant, en novembre, et proche de son aphélie à son nœud descendant, en mai, les transits de Mercure ayant lieu en novembre sont plus brefs que ceux ayant lieu en mai. Là encore, le transit du 9 mai 2016 est favorable.

Alignement quasi-parfait et transit proche de l'aphélie de Mercure se conjuguent donc ce 9 mai 2016 pour nous offrir un transit d'une durée exceptionnelle de presque 7h30, entre 13h05 et 20h33 (heure légale française d'été, TU+2h) !

Dernière coïncidence favorable, du moins pour la France métropolitaine, l'horaire du transit devrait permettre d'observer la totalité du transit, le Soleil se couchant peu après 20h30. Il faudra néanmoins s'assurer d'un horizon Ouest parfaitement dégagé pour pouvoir observer la fin du transit.

Mercure a été la dernière planète rocheuse à recevoir la visite d'une sonde spatiale (Mariner 10, qui l'a survolée 3 fois en 1974 et 1975), et reste la moins bien explorée (une seule autre mission y a été envoyée, Messenger, de la NASA, qui est restée en orbite entre 2011 et 2015). C'est pourtant une planète encore énigmatique sur bien des aspects, avec un noyau de fer responsable de plus de deux tiers de sa masse, un champ magnétique actif (seule planète rocheuse dans ce cas avec la Terre), des volcans éteints, des températures de surface oscillant entre +430°C et -170°C, et néanmoins de la glace d'eau piégée dans la nuit permanente que l'on rencontre au fond des cratères polaires…

Mais voilà : Mercure se trouve très près du Soleil, presque "trop" près. Une sonde lancée depuis la Terre vers Mercure ne peut qu'accélérer en "tombant" vers le Soleil : arrivée à la hauteur de Mercure elle a alors trop d'énergie pour pouvoir entrer en orbite autour de Mercure. Soit on se contente d'un rapide survol, éventuellement répété (comme Mariner 10), soit il faut perdre cette énergie "excessive" en freinant la sonde au cours de son trajet. Un freinage actif avec moteur-fusée consommerait une quantité de carburant rédhibitoire. On utilise donc la gravité des planètes : on survole à répétition la Terre, Vénus, et Mercure selon des trajectoires précises qui permettent de modifier la vitesse de la sonde de la façon voulue. Cette méthode, dite d'assistance gravitationnelle, économise du carburant mais prend du temps : il faut passer de planète en planète en tournant autour du Soleil… C'est complexe et risqué, ce qui explique le faible nombre de missions envoyées vers Mercure.

Une mission conjointe entre l'ESA, l'agence spatiale européenne, et la JAXA, l'agence spatiale japonaise, Bepi-Colombo, doit être lancée vers Mercure par une fusée Ariane 5 le 27 janvier 2017. Son nom, Bepi-Colombo, lui a été donné en l'honneur de l'ingénieur italien, Giuseppe (dit Bepi) Colombo, qui a le premier mis au point la méthode de navigation spatiale par assistance gravitationnelle (cf. Giuseppe (« Bepi ») Colombo, inventeur des manœuvres d'assistance gravitationnelle) après avoir auparavant compris pourquoi la rotation de Mercure était en résonance de 2/3 par rapport à sa révolution (cf. Rotational Period of the Planet Mercury). Après un vol complexe de 7 ans, des survols de la Terre, de Vénus, et 5 survols de Mercure à partir de 2020, elle devrait se mettre en orbite autour de Mercure en 2024. Le transit de Mercure est éventuellement l'occasion de parler de cette mission à venir. Pour plus d'informations, vous pouvez consulter, sur le site de l'ESA, la page de présentation consacrée à cette mission.

Une précision pour commencer : le Soleil lui-même ne change en rien lors d'un transit. Une partie de sa surface nous est cachée par la planète en transit (0,6% dans le cas du transit de Mercure le 9 mai 2016), et son rayonnement très légèrement diminué, mais cette diminution reste imperceptible, et bien inférieure à celle due à un voile nuageux, même très mince.

Cependant, transit ou non, regarder le Soleil directement à l'œil nu pendant plus que quelques fractions de secondes, ou pire à travers des jumelles, une lunette ou un télescope (sans protection homologuée) produit très rapidement (une fraction de seconde dans une lunette) des lésions irréversibles de l'œil (cornée, rétine). Comment ?

La lumière du Soleil transporte beaucoup d'énergie et l'œil est un dispositif qui récolte et concentre cette lumière. Il y a la lumière visible, qui chauffe, mais aussi la lumière infrarouge, encore plus calorifique, ainsi que la lumière ultraviolette, qui altère les liaisons moléculaires et peut donc endommager les protéines, pigments et acides nucléiques (dont l'ADN) des cellules de l'œil. La lumière la plus "dangereuse" lors d'une observation prolongée du Soleil est la lumière infrarouge car elle "chauffe" sans éblouir (on n'a alors pas tendance à fermer les yeux ou détourner le regard) : l'œil peut surchauffer et les cellules, notamment de la rétine, brûler. À l'œil nu, le danger de ces lésions est qu'elles ne sont pas douloureuses : si on arrive à maintenir son regard vers le Soleil, on ne sent pas de douleur pendant la brûlure, pour la simple raison que l'œil ne contient pas de terminaisons nerveuses liées à la sensation de douleur. Derrière une lunette en revanche, vos yeux partiraient littéralement en fumée : vous sentiriez donc au moins le brûlé…

Pour vous donner une idée du pouvoir calorifique de la lumière solaire concentrée à la sortie d'une (petite) lunette astronomique, nous avons réalisé deux expériences à l'oculaire d'une lunette pointée vers le Soleil : avec un carré de chocolat (Figure 7), et une cigarette (Figure 8). Imaginez votre œil à la place et vous aurez une idée du résultat…

Cela étant écrit, rappelons que nous avons tous le réflexe, dès le plus jeune âge, de fermer les yeux et détourner le regard de toute source de lumière éblouissante, et le Soleil ne fait pas exception. Si l'on ne cherche pas à aller contre ce réflexe il n'y a aucun danger de se brûler les yeux. Le danger vient éventuellement d'une volonté spécifique de maintenir le regard en direction du Soleil, volonté qui serait saugrenue.

La bonne nouvelle c'est qu'il n'y a aucune raison de vouloir regarder le Soleil à l'œil nu au cours d'un transit de Mercure car Mercure est bien trop petit pour être discernable : il faut nécessairement un dispositif optique grossissant. Quant à regarder le Soleil à travers des jumelles, le réflexe d'éblouissement et la chaleur intense déposée par les rayons lumineux, que l'on peut déjà sentir en passant la main derrière l'oculaire, devraient vous dissuader de tenter l'expérience.

L'œil a un pouvoir séparateur de 1' à 2' (minutes) d'arc (1/60^e de degré). Le 9 mai 2016, la taille apparente de Mercure sera de 12'' (secondes) d'arc, soit 5 à 10 fois moins : inutile d'essayer, vous ne pourrez pas la voir en ne vous munissant que de simples lunettes de protection comme celles distribuées lors des éclipses de Soleil.

Le strict minimum sera un grossissement d'une dizaine de fois. On peut ainsi envisager d'équiper de filtres solaires, au niveau des lentilles frontales, une bonne paire de jumelles au grossissement de 10 au moins (type 10x30 à 16x50 – le premier nombre indiquant le grossissement). Cela sera sans doute peu confortable, Mercure apparaissant minuscule, mais vous pourrez théoriquement l'observer, notamment grâce au contraste important (noir sur blanc). L'ennui des jumelles : c'est qu'il en faut pour chaque observateur, toutes équipées de filtres solaires, et dans l'idéal montées sur trépied, ou bien observer à tour de rôle : c'est faisable mais peu pratique pour observer en groupe.

L'observation sera plus confortable avec une lunette astronomique. Un grossissement à partir de 40 fois (valeur initiale typique d'une lunette "1^er prix") permettra une observation confortable tant à l'oculaire, si la lentille frontale est couverte d'un filtre solaire, qu'en projection. À l'oculaire, la séparation sera de 1,5'' à 3'' d'arc, soit 8 à 4 fois mieux que la taille de Mercure. Reste le même problème que pour les jumelles : en groupe, il faut observer à tour de rôle.

Si vous avez accès à un meilleur matériel (club d'astronomie sur place ou à proximité, collègue, ami ou vous-même passionné et prêt à apporter son équipement), vous pourrez toujours tirer avantage d'un plus fort grossissement (jusqu'à 160 fois), sur un télescope équipé d'un filtre solaire en entrée.

La façon la plus confortable d'observer le transit de Mercure est de réaliser un dispositif de projection. Il "suffit" pour cela d'une lunette astronomique sur trépied (même "1^er prix" – autour de 100 euros, dans le meilleur des mondes tout collège ou lycée en aurait une), d'une boîte en carton de taille suffisante pour y loger une feuille de papier A4, d'un autre carton A4 et d'une chaise ou autre type de support. On obtiendra ainsi un fort grossissement à moindre coût, en permettant à plusieurs observateurs de regarder en même temps, sans jamais avoir à diriger leur visage en direction du Soleil.

Il suffit de pointer la lunette en direction du Soleil : pour cela, regarder l'ombre qu'elle projette et orienter la lunette de façon à ce que l'ombre soit minimale : l'image du Soleil devrait alors apparaître projetée au sol au centre de l'ombre du tube de la lunette. Afin d'isoler l'image du Soleil sortant à travers la lunette dans une ombre plus large, bricoler un pare-soleil à l'aide d'un morceau de carton (une taille A4 ou équivalente peut suffire) soit autour de la lentille frontale, soit autour de l'oculaire. Perpendiculairement à la direction d'allongement de la lunette, trouvez un moyen de fixer un écran blanc (par exemple 1 ou 2 feuille(s) A4 collée(s) sur un carton) à 50 cm environ de l'oculaire. Pour augmenter le contraste sur cet écran, il est conseillé de le mettre le plus possible dans l'ombre : dans un recoin d'un bâtiment, derrière un rideau, dans un grand carton, etc. Vous pouvez adapter la distance entre la lunette et l'écran selon votre installation afin que l'image du Soleil atteigne 20 à 30 cm de large : au-delà le contraste sera probablement trop faible. Faites alors la mise au point de sorte à ce que le bord du Soleil soit net : vous avez toutes les chances de voir alors apparaître une ou plusieurs taches solaires, qui vous aideront aussi à régler la mise au point : elles doivent apparaître le plus nettement possible.

Source - © 2016 Patrick Thollot Figure 9. Dispositif d'observation du Soleil par projection, vue générale Nous avons réalisé un montage avec une lunette aux caractéristiques suivantes (qui sont typiques) : une focale F = 840 mm et une ouverture de 63 mm, avec un oculaire de focale f = 20 mm, assurant un grossissement g = F/f = 42 en observation à l'oculaire. La projection est faite sur une feuille de papier A4 au fond d'une boite cartonnée de même dimension. Le "pare-soleil", fixé un peu en amont de l'oculaire de la lunette, est un autre carton de taille A4. Ce carton est ici coincé par le porte-oculaire qui, lui, est vissé au travers après découpe d'un trou aux bonnes dimensions, mais une découpe type emporte-pièce du diamètre de la lunette, et une fixation au ruban adhésif sur la longueur du tube auraient aussi bien fait l'affaire.

Source - © 2016 Patrick Thollot Figure 10. Dispositif d'observation du Soleil par projection, vue rapprochée Nous avons réalisé un montage avec une lunette aux caractéristiques suivantes (qui sont typiques) : une focale F = 840 mm et une ouverture de 63 mm, avec un oculaire de focale f = 20 mm, assurant un grossissement g = F/f = 42 en observation à l'oculaire. La projection est faite sur une feuille de papier A4 au fond d'une boite cartonnée de même dimension. Le "pare-soleil", fixé un peu en amont de l'oculaire de la lunette, est un autre carton de taille A4. Ce carton est ici coincé par le porte-oculaire qui, lui, est vissé au travers après découpe d'un trou aux bonnes dimensions, mais une découpe type emporte-pièce du diamètre de la lunette, et une fixation au ruban adhésif sur la longueur du tube auraient aussi bien fait l'affaire.

Source - © 2016 Patrick Thollot Figure 11. Détail de l'image du Soleil projetée par la lunette grossissant 42 fois (en observation directe à l'oculaire) On distingue 3 taches solaires : 2 proches en haut à droite (vers "1h", si le Soleil était une horloge), 1 à gauche un peu en bas (vers "8h"). Mercure sera d'une taille comparable. Ces observations ont été menées dans le jardin de l'ENS de Lyon (site Monod), nul besoin d'un site particulier. De même, pour le 9 mai et le transit de Mercure, il suffit de s'assurer que le Soleil ne sera pas caché, aux heures d'observation, par un arbre, un immeuble ou une montagne.

L'image du Soleil visible sur ces clichés faisait environ 20 cm de diamètre. En reculant l'écran plus loin l'image grossit, mais le contraste se réduit, rendant par exemple difficile la distinction des petites taches solaires.

Avec un tel dispositif de projection, on peut suivre le déplacement du Soleil dans le ciel en repointant régulièrement la lunette et en recalant l'écran au fur et à mesure. Ce suivi est grandement facilité par une lunette sur monture motorisée compensant la rotation de la Terre : il suffit alors de recaler l'écran.

Pour savoir comment recaler précisément l'écran, on peut y dessiner au crayon une ébauche du contour du Soleil et marquer de petites croix les taches solaires. On pourra ainsi régulièrement dessiner un cercle correspondant à la position de Mercure en transit, par exemple toutes les 10 minutes, afin de suivre son passage devant le Soleil au cours du temps.

Comme proposé plus haut, même si l'on n'a pas de lunette astronomique à disposition, on peut tenter de réaliser ce type de projection avec des jumelles à fort grossissement (15 fois au moins), montées sur trépied, dont on laissera un cache sur l'une des lentilles frontales. Grossissement et contraste seront plus défavorables, mais pourraient bien être suffisants pour observer le transit de Mercure. Avec des jumelles ne grossissant que 20 fois, la baisse de contraste sera limitante dès qu'une image du Soleil de 10 cm de diamètre sera obtenue sur l'écran… sur laquelle Mercure ne fera que moins d'un millimètre de large ! Cependant, si l'écran est très bien mis à l'ombre, il est envisageable d'obtenir une image projetée du Soleil utilisable de 20 cm, comme avec la lunette présentée ci-dessus. Attention cependant, les jumelles ne sont pas conçues pour observer directement le Soleil : il est possible que certains traitements optiques des lentilles ou prismes n'apprécient pas le rayonnement UV solaire direct pendant "trop longtemps", et possible également qu'une longue exposition directe aux infrarouges solaires entraine une forte chauffe au niveau des prismes (que la lumière traverse plusieurs fois), et contribue à une dégradation des colles ou des traitements optiques. Si vous faites une projection avec des jumelles, il peut être prudent de les laisser refroidir régulièrement, peut-être 1 minute toutes les 10 minutes (proposition arbitraire dont vous ferez ce que vous voulez).

Outre la projection, méthode la plus sécurisante et la moins coûteuse, on peut, moyennant l'utilisation d'un filtre spécifique, observer le transit de Mercure devant le Soleil directement à l'oculaire d'une lunette ou d'un télescope, ou éventuellement avec des jumelles à fort grossissement (15 fois et plus, éventuellement 10) montées sur trépied.

Le filtre le plus "simple" et meilleur marché pour l'observation du Soleil, homologué par les organismes compétents, est le film Astrosolar^TM de la firme Baader, que l'on trouve dans toutes les boutiques d'astronomie, près de chez soi ou sur internet. Il s'agit d'un film de polyester aluminé qui ne transmet que 1/100 000 du rayonnement solaire visible, et moins de 1/1000 des rayonnements UV ou IR. Ce film est vendu en feuilles de taille A4 ou 100x50 cm, ou bien monté sur des filtres adaptés aux dimensions courantes d'instruments astronomiques, et aussi sous forme de simples lunettes cartonnées « à éclipse de Soleil ». Ce filtre est parfaitement adapté pour observer sans danger le Soleil à tout moment, et quelle que soit la durée d'observation, à l'œil nu, aux jumelles, dans une lunette, et même sur un télescope de grand diamètre (20 cm et plus). Dans ce dernier cas cependant, il vaut mieux éviter les séances prolongées et répétées, à moins de lui adjoindre un filtre IR bloquant le faible rayonnement résiduel, qui, cumulé, s'approcherait alors de la limite d'intensité IR recommandée pour éviter tout risque de lésion oculaire. Pour plus d'informations sur les filtres Astrosolar^TM, voir par exemple le document Observation solaire - Qualité de protection oculaire.

L'utilisation d'un film Astrosolar^TM est simple : il suffit de découper un morceau de film de dimension supérieure à celle de l'optique frontale de votre instrument (donc, pour des jumelles, 2 morceaux, un pour chaque lentille) et de le fixer, sans qu'il ne soit tendu, en avant de cette optique à l'aide de plusieurs élastiques. Le film doit rester lâche car une tension risquerait de provoquer des déchirures qui annuleraient alors toute son efficacité. Attention, lors de la fixation, à anticiper les frottements par inadvertance, un fort coup de vent... qui risqueraient d'ôter le film pendant qu'une personne observe à l'oculaire : cela ne doit pas arriver. Deux élastiques valent mieux qu'un. Si vous avez un télescope d'assez grand diamètre et un filtre bloqueur d'IR se fixant sur oculaire, mettez-le en place sur l'oculaire que vous utiliserez pour observer le transit afin d'éliminer tout rayonnement IR résiduel. Enfin si votre lunette ou votre télescope est équipé(e) d'un chercheur, démontez-le afin d'éviter qu'un observateur inconscient ne prenne le risque d'y regarder le Soleil : les lésions sur son œil seraient tout aussi irrémédiables qu'au travers de l'instrument principal. Attention : le filtre ne doit pas être placé derrière l'oculaire, mais placé devant la lentille frontale de la lunette (ou de l'entrée du tube du télescope). Si vous le placez derrière l'oculaire, il finira par subir le même sort que la cigarette de la vidéo présentée plus haut : une fois le filtre brûlé, l'œil de l'observateur suivrait alors instantanément.

Source - © 2016 Patrick Thollot Figure 12. Filtre AstrosolarTM fixé à l'aide d'un élastique devant l'ouverture frontale d'une lunette astronomique de 63 mm d'ouverture	Source - © 2016 Patrick Thollot Figure 13. Filtre AstrosolarTM fixé à l'aide d'un élastique (avec addition de ruban adhésif pour limiter la prise au vent) devant la lentille frontale d'un télescope Schmidt-Cassegrain Celestron C8 de 20 cm d'ouverture
Source - © 2016 Patrick Thollot Figure 14. Observation à l'oculaire d'un télescope Celestron C8 muni d'un filtre AstrosolarTM On utilise ici un oculaire de 40 mm, ce qui donne un grossissement relativement faible de 50 fois mais qui permet de voir le disque solaire en entier.	Source - © 2016 Patrick Thollot Figure 15. Image du Soleil visible à l'oculaire d'un télescope Celestron C8 muni d'un filtre AstrosolarTM Le grossissement était ici de 80 fois : on distingue très nettement deux taches solaires, et les détails de la surface du Soleil, notamment à proximité de celles-ci. Mercure en transit aura une taille comparable à ces taches.

Si de nombreux spectateurs sont présents, prenez garde à ce que personne ne touche au filtre au front de l'instrument, spécialement lorsque quelqu'un est en train d'observer.

Concluons cet article en récapitulant : un phénomène astronomique exceptionnel va se produire le 9 mai 2016 entre 13h et 20h30 (heure légale de France métropolitaine). C'est l'occasion d'intéresser les élèves et le grand public à la science en général et à l'astronomie en particulier. Cet article a présenté le phénomène de transit et donné toute une série de pistes d'activités réalisables avec des élèves, avant, pendant ou après le phénomène. Vous avez également les clés en main pour réaliser une séance d'observation avec du matériel relativement courant et peu coûteux. Il vous faudra sans doute réaliser une séance de test avant le 9 mai 2016 pour tester la mise en pratique de vos idées.

Il n'y a plus qu'à espérer que la météo soit favorable ; si ce n'est pas le cas, persévérez, même pendant un jour couvert, entre 13h et 20h30, une éclaircie peut toujours se produire. Bonnes observations !