La Lune gibbeuse du 11 octobre 2025 – Géographie – Mesure du diamètre – Prise de vue et traitement

La photographie de la Lune gibbeuse décroissante, réalisée par Florian Roger le 11 octobre 2025 (5 jours après la pleine lune), présente des détails si fins qu’il est intéressant de l’observer avec soin afin d’en tirer un maximum d’informations. Elle a été obtenue avec un télescope de Newton de diamètre 200 mm, de distance focale 1000 mm, monté sur une monture équatoriale HEQ5, et équipé dans son plan focal image d’une caméra couleur ZWO ASI224MC, bien adaptée à l’imagerie planétaire. Nous reviendrons plus loin sur la technique de prise de vue et le traitement informatique.
Commençons par décrire ce qu’on voit :

1 – Géographie basique de la  lune :
Sur la photographie, l’orientation de la Lune est identique à celle vue à l’œil nu par un observateur terrestre, avec l’horizon Ouest à droite, et l’horizon Est à gauche. Par contre, pour la Lune, la partie gauche, éclairée par le Soleil, correspond à l’Ouest, la partie droite, dans l’ombre, est à l’Est, le pôle Nord en haut et le pôle Sud en bas.
La surface de la Lune est caractérisée par ses mers (zones sombres) et ses très nombreux cratères, dus à des chutes de météorites. On sait maintenant qu’il n’y a pas d’eau liquide sur la Lune : le terme « mer » est donc impropre !
Ce sont les premiers astronomes qui, croyant à une réplique des océans sur la Terre, ont assimilé à des mers les grandes surfaces sombres et lisses qu’on voit sur la Lune. Cette croyance est fausse, mais le mot « mer » est resté dans l’usage courant. En fait, ce sont de vastes étendues basaltiques assez plates, vieilles de 3,8 à 3,1 milliards d’années qui résultent d’impacts météoritiques géants datant du tout début de formation de la Lune. Les météores auraient perforé la croûte primitive, provoquant sous forme de lave, l’épanchement en surface du manteau rocheux encore liquide.
Quant aux très nombreux cratères, ils résultent de la chute de très nombreuses météorites de toutes dimensions, du décimètre à 300 km de diamètre. Sachant qu’un météore de diamètre D donne naissance à un cratère de diamètre compris entre 5 et 10D, selon sa vitesse et son angle d’impact.

Quels sont les principaux cratères et les principales mers ?
– En haut, la mer la plus vaste : la mer des Pluies, quasi-circulaire (D = 1250 km),  bordée au nord par le cratère Platon (ou le Lac Noir) rempli de lave qui devient sombre sous les rayons du Soleil. A titre de comparaison, on peut se souvenir que la distance entre Lille et Marseille est de 1000 km et que le Mont Blanc culmine à 4800 m
– A l’est de la Mer des Pluies : la mer de la Sérénité (D = 650 km), dont on ne voit que la moitié, car elle est coupée par le « terminateur » : la frontière entre la zone éclairée (jour) et la zone non éclairée (nuit).
– Au sud de la mer des Pluies : vieux de 810 millions d’années, le cratère Copernic (D = 93 km), entouré de murailles hautes de 4 km. Le météore, tombé en pleine mer de lave visqueuse, a éjecté des fractions de roches et de matières sur une surface de 500 km de diamètre (des éjectas).
Au fond du cratère, un massif montagneux s’étirant sur 30 km se compose de trois sommets principaux culminant à 1200m, bien visibles sur l’agrandissement ci-dessus.
– Au nord-ouest de Copernic : le cratère Aristarque, le plus brillant des cratères lunaires.
– Au sud d’Aristarque : le cratère Kepler, dont les éjectas rejoignent ceux de Copernic.
– Au sud/sud-est de la Lune : le très jeune cratère Tycho (D = 86 km, h = 4,8 km, 107 millions d’années), dû à la chute d’un météore rapide de 10 km de diamètre, à l’ère des dinosaures sur la Terre. Le fond comporte une montagne centrale, bien visible sur l’agrandissement ci-dessous, de 1,5 km de hauteur. Ses éjectas s’étendent sur plus de 1000 km.

– Mention spéciale à celles et ceux qui trouveront le cratère géant Clavius … autrement appelé le « Swiss Cheese Crater » proche de Tycho. Un des plus grands cratères lunaires (D = 225 km, h = 4500 m), dont la muraille et le fond, criblés de nombreux cratères plus petits et de craterlets, témoignent de son grand âge : 3,9 milliards d’années.

2 – Mesure du diamètre de la Lune connaissant sa distance à la Terre :
La distance Terre/Lune, nommée L, est donnée par les logiciels Iris ou Siril, ajustés à la date de la prise de vue le 11 octobre 2025, soit : L = 360897 km.
Pour mesurer ce diamètre, noté D, nous avons besoin de connaître la distance focale F du télescope et la dimension a d’un pixel sur le capteur de la caméra. Ces informations sont données par le constructeur du télescope. On trouve :
F = 1000 mm et a = 3,75 µm. (1 micromètre = 0,001 mm).

1ère étape : mesure de l’image du diamètre MN de l’image de la Lune dans le télescope :
L’image entière de la Lune est donnée par la 1ère photo publiée. Par chance, son diamètre peut être mesuré au moyen d’un segment vertical MN dans le schéma ci-dessous:Pour simplifier, on représente le miroir du télescope de Newton par une lentille simple convergente, de distance focale F = 1000mm, et de centre O. Quand la mise au point du télescope est réalisée, l’image de la Lune se situe dans le plan focal de la lentille et ce plan coïncide avec la surface du capteur.
Les extrémités du diamètre D sur la Lune sont respectivement les points m et n « à l’infini » du schéma, émettant chacun un faisceau lumineux dont les rayons tombant sur la lentille sont considérés comme parallèles entre eux. Ces rayons forment l’angle a sous lequel du point O on voit le diamètre D sur la Lune.
Propriété optique de la lentille :
A la traversée de la lentille, les rayons incidents mO et nO passant par le centre O ne sont pas déviés. Ils se propagent dans le télescope sans changer de direction. On en déduit donc que l’angle b, angle sous lequel depuis le point O on voit l’image MN du diamètre de la Lune, vaut l’angle a. Soit : b = a.
Avec le logiciel IRIS, on peut mesurer la longueur du segment MN, image du diamètre D de la Lune. Pour cela, on relève l’adresse verticale des points M et N, donnée par les numéros des pixels.
En pointant les points M et N avec la souris, on trouve :
YN = 3209 pixels (comptés à partir du bas de la photo), et  YM = 671 pixels
La distance MN en pixels vaut donc YN – YM, soit : 3209 – 671 = 2538 pixels.
Cette longueur MN, diamètre de l’image de la Lune sur le capteur, comptée en mm, vaut donc : MN = 2538 X a = 2538 X 0,00375 = 9,517 mm.

2ème étape : calcul de l’angle a sous lequel depuis le point O on voit le diamètre réel D de la Lune :
L’image de la Lune est dans le plan focal du télescope, à la distance F = 1m du centre O.
On peut donc en déduire l’angle b en radian sous lequel du point O, on voit le diamètre MN :
b = MN/F = 9,517/1000 = 0,009517 radian.
Et comme b = a,
on a : a = 0,009517 radian (= 32,7 minutes d’angle pour information).
Pour appréhender la notion d’angle en radian, on se reportera à l’article de Janvier 2011 où celle-ci est expliquée en détail.

3ème étape : calcul du diamètre D de la Lune :
Avec cette notion, on sait que a = D/L, d’où on tire la valeur du diamètre D de la Lune : D = a.L.
Avec l’angle a qu’on vient de calculer, on trouve que :
D = 0,009517 X 360897 = 3435 km, alors que son diamètre réel vaut 3475 km.
L’erreur commise sur D vaut donc :
(3475-3435)/3475 = 40/3475 = 0,012 = 1,2%, ce qui est très acceptable.

3 – Détails de la prise de vue et du mode opératoire pour obtenir la photographie de la Lune :
 – Prise de vue :
Avec le matériel utilisé, la photo de la Lune est plus grande que la surface du capteur : il faut donc procéder en faisant ce qu’on appelle « une mosaïque de photos ». C’est à dire qu’on commence par photographier des petites parties du sujet en les faisant se chevaucher. Ces premières photos s’appellent des panneaux ou des vignettes. On termine en utilisant un logiciel ad’hoc qui assemble correctement les panneaux pour restituer le sujet initial. Actuellement, il existe des logiciels gratuits qui restituent des photos parfaites sans aucune trace de chevauchement.
Ce soir-là, l’extension « Moon Panorama Maker » du logiciel « Fire Capture » n’a pas réussi à se connecter à la monture du télescope. Florian a décidé de déterminer lui-même les panneaux et de piloter la monture à la main. En se repérant sur les cratères, mers et chaînes de montagnes, il a découpé et enregistré 28 panneaux différents, se chevauchant largement par précaution.
Chaque panneau correspond à une vidéo de 10000 images.
Les caractéristiques de la caméra permettent d’enregistrer jusqu’à 580 images par seconde, chacune durant 2 millisecondes. Ce temps de pose, très court, permet de s’affranchir de la turbulence atmosphérique qui dégrade la netteté de chaque image. Chaque panneau correspond donc à une pose de 20 secondes.
La session a duré environ 4 heures.

– Assemblage et traitement des images :
Le logiciel « Astrosurface » a servi à aligner et empiler les images. Il classe les images par qualité. Florian a conservé 25 % des plus nettes, soit 2500, afin d’éliminer celles les plus affectées par la turbulence atmosphérique.
L’image empilée a ensuite été traitée dans « RegiStax 6 », où les curseurs d’ondelettes ont permis de faire ressortir les détails fins.
Le script « Photomerge » du logiciel « Photoshop » a ensuite été utilisée pour assembler correctement les 28 panneaux de la mosaïque : ce logiciel repère les motifs communs entre les panneaux et compose automatiquement l’image finale.
Les retouches cosmétiques (luminosité, saturation, teinte, etc.), ont été assurées avec les logiciels « Photoshop » et « Lightroom ».

Florian remercie Andréa B. d’avoir partagé cette session à distance depuis l’autre bout de la France et de l’avoir assisté malgré les difficultés techniques rencontrées. Merci également à Denis L. pour son tuto « Le point gris neutre », à Flora C. pour son aide sur l’utilisation de Photoshop et Lightroom, ainsi qu’ à tous les membres de la SAPLimoges pour leurs retours toujours très bienveillants.