Pourquoi la Lune devient rouge
Une lune de sang, c'est chaque lever et chaque coucher de soleil de la Terre à la fois, projetés sur la Lune.
La Lune dans notre ombre
Niveau Débutant — langage simple, sans maths
Certaines nuits, la pleine Lune fait quelque chose de troublant : au lieu de devenir noire, elle vire à un rouge profond et poussiéreux. On appelle ça une lune de sang, et cela se produit pendant une éclipse lunaire - quand la Terre passe exactement entre le Soleil et la Lune et laisse tomber son ombre sur elle.
Voilà le plus étrange. Si la Terre se contentait de bloquer la lumière du Soleil, la Lune disparaîtrait dans le noir. Ce n'est pas le cas, parce que notre planète possède ce qu'un simple caillou n'aurait pas : de l'air. La lumière solaire qui frôle le bord de la Terre traverse une longue tranche d'atmosphère, et deux choses lui arrivent en chemin. L'air la courbe vers l'intérieur, glissant de la lumière dans une ombre qui aurait dû rester vide. Et l'air lui retire le bleu, en le diffusant sur les côtés à travers tout le ciel, laissant filer tout droit le rouge et l'orange.
La lumière qui atteint une Lune éclipsée a donc déjà été filtrée par notre atmosphère. C'est, littéralement, la lumière de chaque lever et de chaque coucher de soleil en train de se produire sur Terre à cet instant, rassemblée et projetée à 384 000 km sur un caillou. Debout sur la Lune pendant une éclipse lunaire, tu verrais une Terre noire cerclée d'un mince anneau de feu rouge : toutes les aubes et tous les crépuscules du monde d'un coup.
C'est aussi pourquoi deux lunes de sang ne se ressemblent jamais. Quand l'air est propre, la Lune brille d'un cuivre éclatant. Quand un gros volcan a projeté poussière et soufre haut dans l'atmosphère, plus de lumière est absorbée en route et la Lune peut devenir d'un brun trouble - voire presque disparaître.
Bon à savoir
- La lumière rouge sur une Lune éclipsée est de la lumière solaire filtrée par l'atmosphère terrestre : chaque lever et chaque coucher de soleil de la planète au même instant.
- Après l'éruption du Pinatubo en 1991, l'éclipse lunaire suivante fut si sombre que la Lune était difficile à repérer : la poussière volcanique avait avalé la lumière.
- Une éclipse lunaire s'observe à l'œil nu sans aucun danger, contrairement à une éclipse solaire : tu regardes une Lune assombrie, pas le Soleil.
Ombre, pénombre et échelle de Danjon
Niveau Élève — les équations essentielles
La Terre projette deux ombres emboîtées. La pénombre est le cône extérieur, où le Soleil n'est que partiellement masqué ; une Lune qui y entre s'assombrit si peu que presque personne ne le remarque. L'ombre (umbra) est le cône intérieur, où la Terre masque le Soleil en entier. C'est là que naît la couleur.
À la distance de la Lune, l'ombre est environ 2,6 fois plus large que la Lune elle-même, et c'est pourquoi la totalité peut durer plus d'une heure. Jusqu'où la Lune y pénètre dépend de la précision de l'alignement, et les astronomes appellent cela la magnitude ombrale : 1,0 ou plus signifie totale, 0,96 une partielle profonde avec un mince croissant clair qui résiste, et sous 0 la Lune ne quitte jamais la pénombre.
Dans l'ombre, le seul éclairage est de la lumière solaire réfractée et filtrée par diffusion Rayleigh. L'atmosphère terrestre agit comme une lentille, courbant les rayons rasants jusqu'à environ un degré, et comme un filtre : la diffusion varie en \(1/\lambda^4\), donc le bleu est diffusé environ dix fois plus que le rouge. Ce qui survit au trajet, c'est le reste rougi, des milliers de fois plus faible qu'une pleine Lune ordinaire.
Comme cette lumière doit survivre à notre air, l'apparence de la Lune devient une lecture en direct des conditions atmosphériques. Les observateurs la notent sur l'échelle de Danjon, de L=4 pour une éclipse cuivre-orangé lumineuse jusqu'à L=0 pour une éclipse si sombre que la Lune s'efface presque. Les aérosols volcaniques et les nuages épais le long du terminateur font chuter la note.
Formules clés
| Diffusion Rayleigh | \(I_{\text{scattered}} \propto \dfrac{1}{\lambda^{4}}\) | le bleu part, le rouge reste |
|---|---|---|
| Magnitude ombrale | \(U = \dfrac{R_u + r_m - d}{2 r_m}\) | totale quand U \ge 1 |
| Ombre à la distance lunaire | \(R_u \approx 1.3^\circ \approx 2.6\, r_m\) | |
Bon à savoir
- L'ombre de la Terre à la distance lunaire fait environ 2,6 diamètres lunaires, donc une éclipse totale centrale peut garder la Lune entièrement dans l'ombre plus de 100 minutes.
- La diffusion Rayleigh varie en 1/λ⁴ : le bleu est diffusé environ dix fois plus que le rouge, et la lumière qui reste est rouge par élimination.
- L'échelle de Danjon va de L=0 (Lune presque invisible) à L=4 (cuivre-orangé lumineux avec un liseré bleuté).
Réfraction, extinction et couleur variable
Niveau Expert — profondeur mathématique complète
L'ombre n'est pas noire parce que l'atmosphère terrestre y réfracte la lumière solaire. Les rayons en incidence rasante sont courbés d'environ \(0.5^\circ\) à \(1^\circ\), assez pour remplir de lumière transmise l'ombre géométrique à la distance lunaire. L'éclairement qui atteint une Lune éclipsée provient presque entièrement du limbe terrestre, intégré sur tout le terminateur : son spectre est donc le spectre solaire vu à travers un très long trajet atmosphérique.
C'est ce trajet qui la rougit. La diffusion moléculaire Rayleigh retire les courtes longueurs d'onde avec une dépendance en \(\lambda^{-4}\), tandis que l'absorption de l'ozone dans la bande de Chappuis mord entre 500 et 700 nm. Ce second effet explique pourquoi les éclipses profondes montrent souvent un liseré nettement turquoise juste à l'intérieur du bord de l'ombre, là où la lumière a suivi le plus long trajet dans la couche d'ozone, avant que l'intérieur ne vire au rouge.
La luminosité totale est très variable : la profondeur géométrique dans l'ombre, la charge en aérosols et même la couverture nuageuse le long du terminateur comptent. Une Lune totalement éclipsée est typiquement \(10^{4}\) à \(10^{5}\) fois plus faible qu'une pleine Lune non éclipsée - un écart de plusieurs magnitudes que l'échelle de Danjon ne capture que grossièrement. Après les grandes injections stratosphériques, El Chichón en 1982 et Pinatubo en 1991, des éclipses ont été notées L=0, effectivement invisibles à l'œil nu.
La géométrie se répète selon le saros, 6585,32 jours, parce que cet intervalle vaut presque exactement un nombre entier de mois synodiques, draconitiques et anomalistiques à la fois. Le tiers de jour restant fait tourner la Terre de 120°, donc chaque répétition s'observe au mieux à un tiers de globe de la précédente, et un saros donné revient chez toi tous les trois cycles : 54 ans.
Formules clés
| Réfraction au limbe | \(\Delta\theta \approx 0.5^\circ - 1^\circ\) | remplit l'ombre géométrique |
|---|---|---|
| Section efficace Rayleigh | \(\sigma \propto \lambda^{-4}\) | |
| Luminosité en totalité | \(L/L_{\text{full}} \sim 10^{-4} - 10^{-5}\) | |
| Saros | \(223\ \text{synodiques} \approx 6585.32\ \text{j}\) | |
Bon à savoir
- La lumière qui atteint la Lune éclipsée vient du limbe terrestre intégré sur tout le terminateur : un observateur posé là verrait une Terre noire cerclée de feu.
- L'absorption de l'ozone dans la bande de Chappuis (500-700 nm) donne à de nombreuses éclipses un liseré turquoise juste à l'intérieur du bord de l'ombre.
- Le saros dure 6585,32 jours ; le tiers de jour en plus décale chaque répétition de 120° en longitude, si bien que le même saros revient chez toi tous les 54 ans.