© :  Philippe Morel, SAF

Hauteur de la Lune en France au moment de l'entrée dans l'ombre, © :  Philippe Morel, SAF

Le grand spectacle débute et durant 74 minutes la Lune va se parer des nuances multicolores faisant la beauté du phénomène. Les temps de pose seront largement fonction de la clarté de l'éclipse totale.

Cette claté peut être estimée par l'échelle de Danjon :

L=0 : éclipse très sombre, temps de pose : 480 sec,

L=1 : éclipse grise ou brunâtre, temps de pose : 120 sec,

L=2 : éclipse rouge sombre ou rouille avec les bords de l'ombre assez clairs, temps de pose : 30 sec,

L=3 : éclipse rouge brique, bord de l'ombre jaunâtre ou orangé, temps de pose : 8 sec,

L=4 : éclipse très claire, avec une ombre cuivrée aux bords bleutés, temps de pose : 2 sec.

Les temps de pose sont, on le voit, très différents selon l'aspect de la totalité et le mieux est, autour de l'estimation de cette dernière par l'échelle de Danjon, de poser aussi à la moitié et à deux fois le temps d'exposition recommandé. A l'évidence, on s'aperçoit aussi de l'impossibilité pratique de réalisation de certaines expositions, telles les 480 sec pour une totalité de type L0. A la fin de cette page nous verrons comment se sortir de ces impossibilités.

Hauteur de la Lune en France au moment du début de la totalité, © :  Philippe Morel, SAF

Toute la France métropolitaine verra le début de l'éclipse totale à plus de 42° de hauteur et les régions les plus privilégiées seront encore une fois situées en direction du sud-est avec un peu plus de 52° de hauteur en Corse.

A 23h21m UT : maximum de l'éclipse

Hauteur de la Lune en France au moment du maximum de l'éclipse, © :  Philippe Morel, SAF

A ce moment, l'éclipse est la plus sombre sur la partie sud-ouest du disque de la Lune et la plus claire sur la partie nord-est de ce dernier. La hauteur est la même à Cherbourg et à Lille : 45°, à Bordeaux, Limoges et Lyon : 50°, à Toulouse, Montpellier, Marseille et Nice : environ 52°. Comme durant toute la durée de la totalité, les temps de pose de référence à appliquer sont les mêmes que ceux détaillés plus haut en fonction de l'échelle de Danjon.

A 23h58m UT : fin de la totalité

Toutes les villes mentionnées sur les cartes et situées à plus de 4° de longitude est ont vu passer la Lune au méridien en seconde partie de totalité. A cet instant, la Lune est au plus haut dans le ciel des sites ayant une longitude de l'ordre de 3,5° est et à l'ouest de cette longitude, la Lune va encore monter un peu pour culminer durant la sortie de la Lune de l'ombre de la Terre.

Il s'agit de l'un des plus beaux instants de l'éclipse car, à cet instant, l'œil habitué à l'obscurité va recevoir les premières lumières réfléchies par la Lune dès le début de sa sortie de l'ombre. Cet aspect se produit aussi au début de la totalité mais est visuellement moins spectaculaire car l'œiln'est alors pas encore habitué à l'obscurité.

Pour en faire des images, il faudra jouer entre les expositions de partielles proches de la totalité et les expositions de totalité. Plus que jamais, les différents essais de poses seront les bienvenus durant la minute de temps mise à disposition pour cet instant magique de l'éclipse.

Entre 23h58m UT et 1h11m UT, la Lune va sortir de l'ombre de la Terre reproduisant les phases symétriques de l'entrée dans l'ombre qui a précédé la totalité. Les temps de pose de référence pour la partie éclairée du disque lunaire seront les mêmes mais les horaires bien sur différents.

A partir de 23h58m UT, cette référence sera de  1/60^ème de sec puis de 1/125^ème de sec à partir de 0h20m UT et de 1/250^ème de sec à partir de 0h35m UT. Cette dernière passe ensuite à 1/500^ème de sec. 

A 1h11m UT : sortie de l'ombre

C'est la fin du grand spectacle avec cette fois, un avantage en hauteur pour le sud-ouest puisque nous avons dépassé le méridien. Il reste cependant pour les lillois et les strasbourgeois 43° de hauteur contre 50° à Toulouse ; plus qu'il n'en faut pour apprécier les derniers assombrissements de la pénombre qu'il conviendra de photographier avec la même référence d'exposition qu'au début de l'éclipse : 1/1000^ème de sec. Aucune correction ne sera à apporter en fonction de l'absorption et de la diffusion de l'atmosphère.

A 2h24m UT : fin de l'éclipse


Comment déterminer les temps d'exposition durant la totalité ?

Nous avons vu plus haut l'importance de la distance Terre-Lune. Connaissant, pour toutes les altitudes de l'atmosphère terrestre comprises entre 2 et 60km, l'angle de réfraction et la densité optique moyenne D de la lumière rouge, verte et bleue  telle que nous pourrions la mesurer aprés un aller-retour sur la Lune, il devient facile de donner une modélisation approximative de la structure "lumineuse" du disque de la Lune durant une éclipse totale.

La densité optique, ou absorbance, exprime le logarithme décimal de l'opacité. Elle dépend linéairement du logarithme décimal de la luminance de l'objet, elle même en rapport direct avec le temps d'exposition nécessaire pour en faire une image. 

L'expression de la densité étant logarithmique, des petites différences dans sa valeur peuvent traduire de grandes différences de luminance. Ainsi, par exemple, entre 3 et 3,5 de densité, il y a une différence de luminance de l'objet de 1 à 3,16 dans la luminance de l'objet ; ce dernier étant 3,16 X plus "lumineux" si sa densité est de 3 plutôt que de 3,5.

De même, en comparant l'éclipse qui nous intéresse aujourd'hui avec celle des 8-9 novembre 2003, on trouve à l'instant du maximum pour le centre du disque : D = 3,44 et D = 3,92  dans les mêmes conditions le 3 mars 2007, occasionnant un rapport de luminance entre ces deux éclipses, pour le centre du disque et pour le bleu de 3,01 X.

Inutile de prendre en référence la couleur bleue pour le limbe de la Lune le plus proche de l'axe de l'ombre, correspondant aussi à la partie la plus sombre du disque car, en exposant correctement à cet endroit, on risque de surexposer le centre  du disque et, encore plus, les régions diamètralement opposées et qui sont aussi les plus claires du disque.

L'éclipse des 8-9 novembre 2003 était particulierement claire car d'apogée et très périphérique dans le cône d'ombre. Le 3 mars 2007, la Lune sera un peu plus proche de la Terre et l'éclipse plus centrale. Elle sera donc, en principe, plus sombre, même si tout est relatif, au moins pour le rouge et le vert, car, comme on peut le voir, entre l'éclipse de 2003 et l'actuelle, la Lune se "déplacera" certes vers des densités plus importantes mais sur une partie des courbes à faible pente, de sorte que pour ces couleurs, le facteur multiplicatif à appliquer par rapport à l'éclipse de 2003 ne sera que de 1,25 à 1,5X.

Evolution de la densité optique du centre de la Lune durant la totalité de l'éclipse des 3-4 mars 2007, © :  Philippe Morel, SAF

Pour définir le programme des temps de pose photographiques, la bonne mesure consiste à choisir en référence le centre du disque et la lumière bleue. Reste à déterminer à chaque instant choisi la distance la plus courte du centre du disque à l'axe de l'ombre et de reporter, pour chacun d'entre eux, cette distance sur le graphique des courbes de densité correspondant à l'éclipse et présenté plus haut. 

En convertissant les différentes valeurs de densité en différence de luminance par rapport à un rayon lumineux non réfracté par l'atmosphère terrestre il est possible de déterminer l'évolution des temps d'exposition à utiliser par rapport à une référence. Le graphique ci dessus prend pour référence de Pleine Lune, l'exposition de 1/1000^ème de seconde à F/D = 8 et 200 ISO de sensibilité pris en exemple depuis le début de cet article.

La lecture du graphique ci-dessus permet à chaque minute de la totalité, d'obtenir un ordre de grandeur des temps d'expositions à utiliser pour 200 ISO de sensibilité et un F/D = 8 : de 2,5 sec en début ou fin de totalité à un peu plus de 8 secondes de 23h15m à 23h25m UT.

Cette méthode de détermination est à considérer avec prudence car, même si elle a déjà largement fait ses preuves depuis sa première mise en application en 1985, elle ne prend pas en compte les irrégularités de l'atmosphère terrestres pouvant occasionner des assombrissements peu prévisibles. Ces derniers intéressent toutefois plus les basses couches de l'atmosphère que les hautes couches de cette denière. Au moment du maximum de l'éclipse le disque de la Lune va jouer avec les rayons de lumière solaire réfractés par notre atmosphère entre 6 et 18km d'altitude. En tout état de cause, il sera prudent à chaque instant, de tripler les poses en doublant et en diminuant de moitié les expositions mentionnées.

Ces expositions ne tiennent pas compte du type de capteur. La pellicule photographique est en général bien sensible à la lumière bleue et il en est de même pour les capteurs CMOS des APN non dépourvus de leur pré-filtre. A l'inverse, les capteurs CCD sont plus sensibles au rouge. Les expositions de référence ont été établies à partir d'images argentiques et cette éclipse sera la première où les boîtiers numériques à optique interchangeable seront largement utilisés. Les temps de pose de référence risquent donc d'être quelque peu modifiés à la suite de cette éclipse.

Reste ensuite à adapter les temps de pose de référence à votre propre matériel.

Comment jouer avec les temps de pose de référence ?

Le temps de pose photographique, hors absorption atmosphérique (ou à hauteur équivalente par rapport à une référence) et hors correction du défaut de réciprocité des films, dépend du  rapport F/D et de la sensibilité du film:

Rapport F/D

Si nous nommons R1 le rapport F/D et t1 le temps de pose ayant servi au cliché de référence, si nous nommons R2 le rapport F/D et t2 le temps de pose avec lequel le cliché sera réalisé ; toute chose étant égale par ailleurs on peut écrire que :

R2² x t1 = R1 ²x t2 ou t2 = t1 x R2 ² / R1 ²

Sensibilité

Si nous nommons S1 la sensibilité du film ayant servi au cliché de référence, si nous nommons S2 la sensibilité du film avec lequel le cliché sera réalisé ; toute chose étant égale par ailleurs on peut écrire que :

S1 x t1 = S2 x t2 ou t2 = t1 x S1 / S2

Rapport F/D et sensibilité

Si sensibilité et rapport F/D changent entre la référence et le cliché à réaliser cela donne :

T2 = t1 x (R2 ² / R1 ²) x (S1 / S2)

 

Si nous prenons en référence la combinaison citée dans le texte au moment d'une totalité de clarté L2 sur l'échelle de Danjon :  R1 = 8,  S1 =  200 ISO, t1 = 30 sec et que nous voulons faire des images de l'éclipse avec R2 =  4,5 et S2 =  400 ISO  :

Nous obtenons t2 = 4,7 sec.

 

Si l'éclipse est pas très lumineuse, nous aurons donc avantage à utiliser des optiques très ouvertes et si possible de longue focale pour utiliser les temps d'exposition les plus courts possible tout en se donnant la possibilité de détailler la surface de la Lune, donnant, hélas, un avantage certain aux optiques de l'ordre de 400mm de diamètre de 1800 à 2000mm de focale.

Comment traiter les images ?

Il est possible et même recommandé d'additionner les images car il est plus facile de poser 4 fois 5 secondes qu'une fois 20 seconde d'autant qu'il faudra tenir compte de la vitesse propre du déplacement apparent de la Lune. Il faut alors prendre toute les images à additionner en un minimum de temps. De plus, en faisant varier la durée de chacune des poses il est possible d'obtenir une image finale exempte de toute surexposition et montrant aussi les régions les plus sombres du disque lunaire éclipsé. La réalisation pratique de ce traitement est facile à mettre en oeuvre et a été testée avec succès lors de l'éclipse totale de Lune des 8 et 9 novembre 2003, y compris avec des prises de vues argentiques.

Des images et accélérés ont aussi été obtenus au moyen de webcams montées sur des petits téléobjectifs. La résolution n'est certes pas au rendez-vous mais il s'agit d'un moyen peu onéreux et facile de réaliser des images de totalité d'éclipse de Lune. 

Références

1) J. Meeus : Ephémérides astronomiques 2007, hors série de la revue l'Astronomie, Paris, SAF,
2) G. Florsch : Photométrie visuelle des éclipses totales de Lune et mesure du cône d'ombre terrestre, l'Astronomie, janvier 1976,  pp 3-24, Paris, SAF,
3) Le site de l'IMCCE :  http://www.imcce.fr/imcce.php?lang=fr