Transit

On nomme transit, le passage d’un objet céleste entre la Terre et le Soleil. Ce terme est employé lorsque l'objet le plus proche, comme ici Vénus, possède un diamètre apparent nettement plus petit que l'objet le plus lointain (ici, le Soleil). Dans le cas où l'objet qui s’intercale possède un diamètre angulaire supérieur à celui situé derrière lui, le phénomène est appelé occultation. Enfin, on parle d'éclipse si l'objet observé est dans l'ombre de l'objet transitant.

*Remarque : Dans l’exemple le plus commun de l’éclipse de la Lune, la Terre étant l’objet en transit devant le Soleil, la Lune est éclipsée par l’ombre de la Terre.

Les images ci-dessus montrent un transit de Vénus devant le Soleil. Elles ont été réalisées le 8 juin 2004, par Franck Vaissière (ci-dessous) depuis l’université de Tabriz en Iran. Ce lieu, repéré sur la carte de la page suivante, se situe entre les lignes hachurées indiquant 11h 33mn et 11h 21mn, qui marquent la fin du transit pour une zone géographique donnée.

Si l’on tient compte du décalage horaire entre Paris et Tabriz on peut effectivement vérifier la conformité des données entre la carte et l’évènement. Les Transits ont permis aux astronomes à partir du XVIII^ème de mesurer les distances au sein du système Solaire, alors qu’auparavant on était seulement capable d’établir des proportions entre ces distances. La méthode des parallaxes, qui consiste à mesurer la différence des heures de début ou de fin du transit, depuis différents points très éloignés de la surface terrestre, permet de calculer par triangulation, la distance de la planète au Soleil. La valeur très faible de cette différence nécessite un chronométrage précis de l’évènement, et une parfaite régularité des horloges. Les relevés sur deux des images ci-dessus indiquent des précisions de l’ordre du millième de seconde. Dés lors que l’on connaît les proportions reliant différentes distances au sein de notre système, on peut en déduire les valeurs absolues de ces dernières. Le premier astronome à avoir réalisé cette opération en 1639 fut Jeremiah Horrocks dont les travaux ne furent publiés qu’en 1661 et qui avait calculé une distance Terre-Soleil (ua) de 95.6 millions de Km.
L’astronome français Jérôme de Lalande affinera cette valeur d’après les relevés effectués à partir des transits de Vénus de 1761 et de 1769 pour établir la distance de la Terre au Soleil à 153 millions de km. Un phénomène nommé goutte noire ne put permettre d’obtenir une meilleure précision (valeur vraie: 149.597.870,691 ± 0,030 km). Le détail de l’image en haut à droite fait apparaître ce phénomène de la goutte noire, le troisième contact par une petite goutte sombre qui relie le disque planétaire avec la bordure solaire (revoir image en haut à droite). Elle est due à un effet de diffraction qui ne permet pas d'horodater précisément le moment du contact. Initialement, ce phénomène fut longtemps attribué à la présence d’une atmosphère épaisse à la surface de Vénus.

La carte ci-dessus comporte trois courbes distinctes: les courbes de début et de fin du passage, à un instant donné ainsi que les courbes d’égale durée du passage total. Les courbes de début et de fin, à un instant donné sont les lieux sur Terre où les contacts extérieurs ont lieu à un même instant. Les courbes d’égale durée sont les lieux sur Terre d’où la différence de temps entre le dernier et le premier contact extérieur est égale. Ce type de carte permet de déterminer les lieux du globe les plus propices aux  observations et aux mesures des transits.