La lumière blanche : un mélange de couleurs

Francesco Maria Grimaldi.En 1665, le père Francesco Maria Grimaldi, un Jésuite italien, réalise une expérience toute simple dont le résultat va occuper pendant plusieurs générations des physiciens comme Newton et Einstein.

L'expérience consiste à faire entrer dans une chambre noire de la lumière par une fente et de projeter le rayon lumineux qui en émerge sur un écran blanc ; l'objectif de Grimaldi étant de vérifier si la largeur du faisceau projeté correspond à celle prédite par le tracé géométrique du rayon lumineux.

À sa grande surprise, Grimaldi constate que le rayon lumineux qui s'étale sur l'écran est plus large que prévu. De plus, et c'est ce qu'il trouve le plus bizarre, la lumière blanche apparaît non pas blanche, mais colorée de deux ou trois raies de couleurs différentes.

Sans le savoir, Grimaldi vient de réaliser la première expérience de décomposition de la lumière. Il donne d'ailleurs au phénomène le nom de diffraction, un terme qu'on utilise encore aujourd'hui.

Plus tard, il se rend compte que la diffraction est un phénomène qui ne se produit pas seulement avec une fente, mais à chaque fois que de la lumière touche au rebord d'un objet. Plusieurs scientifiques s'intéressent alors au phénomène mais aucun ne parvient à l'expliquer. Pourtant, la réponse ne tardera pas : elle viendra d'Isaac Newton lui-même.

Isaac Newton.En 1662, Newton commence à réaliser des expériences d'optique. Un de ses premiers projets est de construire une lunette astronomique. Il polit alors des lentilles et tente d'améliorer l'instrument en se débarrassant des couleurs qui apparaissent sur le bord des images (il n'y parviendra d'ailleurs pas et décidera de se passer de lentilles ; c'est pour cette raison qu'il mettra au point un télescope à miroir).

En 1666, lors de ses expériences d'optique, Newton fait passer de la lumière solaire blanche à travers un prisme de façon à la décomposer en rayons lumineux de différentes couleurs, comme le fait le rebord d'une lentille. D'autres avant lui avaient réalisé le même genre d'expérience, mais Newton est le premier à comprendre que la lumière blanche est faite d'un mélange de rayons de lumière de couleurs différentes.

Il comprend aussi que la lumière blanche se sépare en ses composantes parce que chaque rayon de couleur est dévié de façon différente par le verre du prisme. Ainsi, il constate, par exemple, que la lumière rouge est toujours moins déviée que la lumière violette.

Décomposition de la lumière blanche par un prisme.
Newton comprend par conséquent que lorsque de la lumière blanche passe d'un milieu transparent (comme de l'air) à un autre (comme du verre), ses composantes sont déviées une première fois selon leur couleur, et lorsque celles-ci émergent dans l'air, elles sont de nouveau déviées, donnant ainsi naissance à un étalement de rayons lumineux allant du rouge au violet, comme les couleurs de l'arc-en-ciel.

On donne à cet étalement ordonné de rayons colorés le nom de « spectre ». Le spectre de la lumière solaire blanche est composé, grosso modo, de six couleurs qui sont, dans l'ordre, le rouge, l'orange, le jaune, le vert, le bleu et le violet.

Si Newton comprend qu'un faisceau de lumière de couleur particulière est toujours dévié de la même façon, il ignore cependant pourquoi il en est ainsi. C'est un autre Britannique, du nom de Thomas Young, qui apportera plus d'un siècle plus tard une partie de la réponse.

ou la naissance de la spectroscopie
Thomas Young.En 1801, le physicien Thomas Young démontre clairement que la lumière se propage comme une onde, c'est-à-dire un peu comme une succession de vagues et de creux à la surface de l'eau. L'idée n'est pourtant pas nouvelle puisque le physicien hollandais Christiaan Huygens l'avait proposée à l'époque de Newton. Cependant, Young observe les motifs créés par le passage d'un faisceau lumineux à travers des fentes et, grâce à cette expérience, il parvient à convaincre la communauté scientifique de son époque de la nature ondulatoire de la lumière.

Fait étonnant, Young arrive même à mesurer la longueur d'onde des lumières rouge et violette, c'est-à-dire la distance entre deux crêtes ou deux creux de vagues successifs. Pour la lumière rouge, il obtient 7 millièmes de millimètres et pour la violette, 4 millièmes de millimètres. De ces mesures et à la lueur des travaux de Newton, il apparaît donc que la lumière de grande longueur d'onde est moins déviée que celle de courte longueur d'onde.

À la même époque, vers 1802, le chimiste britannique William Hyde Wollaston remarque un fait surprenant : le spectre de la lumière solaire n'est pas continu. En effet, de nombreuses raies noires entrecoupent les couleurs du spectre. Malheureusement, il n'y porte pas une grande attention et aucune tentative n'est avancée pour expliquer leur présence.

Josef von Fraunhofer.Quelques années plus tard, en 1814, l'opticien allemand Josef von Fraunhofer remarque les mêmes raies noires dans le spectre de la lumière solaire. Ignorant leur signification, il se met quant même à mesurer leurs positions et en catalogue 324.

En 1859, le chimiste allemand Robert Wilhelm Bunsen (qui améliora et popularisa le brûleur qui porte son nom) utilise un moyen d'analyse plutôt original : il introduit des sels minéraux dans la flamme de son brûleur et observe les couleurs générées par le gaz produit. Il parvient ainsi à déduire si un constituant est présent ou non dans un minéral en observant la couleur qui, selon lui, le caractérise.

Robert Wilhelm Bunsen.Gustav Robert Kirchhoff, un physicien allemand et ami de Bunsen, propose plutôt de disperser la lumière produite par le gaz avec un prisme de façon à générer un spectre. Les deux chercheurs font alors une découverte majeure : ils constatent que chaque élément chimique génère une série de raies spectrales qui le caractérise de façon unique, comme une empreinte digitale.

Une nouvelle technique analytique, la spectroscopie, vient ainsi d'être inventée et, grâce à elle, plusieurs nouveaux éléments chimiques sont découverts dans les années qui suivent.

S'intéressant alors au spectre de la lumière solaire, Kirchhoff constate que les raies noires de Fraunhofer correspondent exactement à des raies brillantes émises par certains éléments chimiques. Il comprend alors que la lumière blanche produite depuis la surface chaude du Soleil est en partie absorbée par certains éléments chimiques présents dans son atmosphère qui elle, est plus froide, ce qui génère les raies noires.

Poussant plus loin ses recherches, Kirchhoff déduit qu'il existe trois types de spectres :

Spectre continu

Le spectre continu, produit par un solide ou un gaz chaud et opaque ; c'est un spectre composé d'un étalement de couleur continu allant du rouge au violet. C'est le cas d'un fer chauffé à blanc ou de la surface d'étoiles ayant très peu ou pas d'atmosphère, comme certaines naines blanches ou les restes de supernovae (pulsars).

Émission

Le spectre d'émission, produit par tout gaz chaud et transparent ; c'est un spectre composé de raies étroites et brillantes de lumière sur un fond noir, lesquelles sont caractéristiques des éléments chimiques contenus dans le gaz. C'est le cas d'un gaz produit par un brûleur ou d'une nébuleuse, par exemple. Une nébuleuse n'est en effet rien de moins qu'un nuage plus ou moins chaud de gaz et de poussières.

Absorption (>80k)

Le spectre d'absorption, où un gaz froid et transparent absorbe une partie de la lumière émise par une source chaude émettant un spectre continu, ce qui produit dans ce dernier une série de raies noires caractéristiques des éléments chimiques présents dans le gaz froid.

Grâce à ces découvertes, Kirchhoff ouvre toutes grandes les portes de la spectroscopie à l'astronomie. Pour leur plus grand bonheur, les astronomes sont désormais capables de connaître la composition chimique des étoiles et des nébuleuses et même, en mesurant l'intensité des différentes raies spectrales et en employant quelques notions de physique, d'en déterminer la température, la distance, la vitesse et l'âge. Ainsi, la lumière nous permet donc en quelque sorte de " toucher aux étoiles ", chose que plusieurs pensaient impossible compte tenu des distances qui nous en séparent.

Un problème demeure cependant sans réponse pour Kirchhoff : il n'arrive pas à expliquer comment la matière peut émettre ou absorber de la lumière. D'autres chercheurs parviendront à résoudre l'énigme une cinquantaine d'années plus tard.

James Clerk Maxwell.Notre compréhension de la nature de la lumière fait un bond de géant dans la seconde moitié des années 1800 avec l'aide du physicien écossais James Clerk Maxwell.

Maxwell s'intéresse à une foule de problèmes scientifiques dont l'électricité et le magnétisme. Il commence à publier des articles sur ces sujets en 1855, et synthétisera l'ensemble en 1873 dans son livre intitulé Treatise on Electricity and Magnetism (ou Traité sur l'Électricité et le Magnétisme, en français), un classique en la matière.

En 1863, Maxwell découvre qu'en manipulant ses équations sur l'électricité et le magnétisme, il est capable d'extraire une valeur qui correspond à la vitesse de propagation de la lumière. Surpris par un tel résultat, il commence alors à soupçonner que lumière, électricité et magnétisme ne font qu'un.

Poursuivant sur sa lancée, il développe davantage ses équations sur l'électricité et le magnétisme et aboutit à la conclusion que la lumière doit être une onde, comme l'avait démontré Thomas Young plus de cinquante ans auparavant, mais une onde électromagnétique, c'est-à-dire possédant une composante électrique et magnétique, ce qui est en soit une découverte capitale.

De plus, il n'y a aucune raison, selon lui, pour qu'il n'existe pas d'ondes électromagnétiques invisibles au-delà du spectre de la lumière visible et de l'ultraviolet. Par malheur, Maxwell ne vivra pas assez longtemps pour vérifier si sa prévision s'avère exacte car il meurt en 1879, peu de temps après avoir élaboré sa théorie.

Heinrich Rudolf Hertz.En 1888, ce sera pourtant la consécration pour lui : le physicien allemand Heinrich Rudolf Hertz parvient en effet à démontrer que l'électricité peut être transmise par ondes électromagnétiques, que celles-ci voyagent à la vitesse de la lumière et que leur longueur d'onde est un million de fois plus grande que celles de la lumière visible et de l'ultraviolet.

Hertz donne à ces nouvelles ondes le nom « d'ondes radio ». Elles joueront plus tard, on s'en doute bien, un rôle de premier plan dans le développement du télégraphe et de la radio.

Aujourd'hui, le spectre électromagnétique est connu pour s'étendre bien au-delà des couleurs de l'arc-en-ciel. Voici à quoi il ressemble :

Électromagnétique (>80ko)

Le spectre électromagnétique est continu mais les scientifiques l'ont divisé de façon artificielle pour des raisons de commodité. Les divisions ont surtout été établies à l'aide des techniques utilisées pour détecter les différentes longueurs d'onde. Par exemple, les limites du domaine de la lumière visible sont définies par ce que nos yeux peuvent détecter.

La portion du spectre électromagnétique que nous pouvons percevoir avec nos yeux est infime par rapport à son étendue totale. Si on faisait correspondre le spectre électromagnétique à une fenêtre de 30 millions de kilomètres de long, il ne faudrait ouvrir la fenêtre que de 3 centimètres pour laisser passer la lumière visible.

Bien que les ondes radio, infrarouges, ultraviolettes, X et gamma soient toutes des « couleurs » invisibles, ce sont toutes, comme les ondes visibles, de la lumière.

Tout matériau, lorsqu'il est chaud, a tendance à émettre de la lumière. On peut facilement s'en rendre compte de nos jours avec l'élément d'une cuisinière, le filament de métal d'une ampoule électrique ou le Soleil, par exemple.

À la fin des années 1800, les scientifiques observent également le phénomène en chauffant des substances dans leurs laboratoires, mais ignorent comment l'expliquer. Ils savent néanmoins décomposer la lumière émise par un gaz en un spectre dont les raies sont caractéristiques des éléments chimiques qu'il contient. En 1859, le physicien allemand Gustav Robert Kirchhoff baptise d'ailleurs ce type de spectre, « spectre d'émission ».

Max Planck.Plusieurs chercheurs vont tenter d'expliquer comment de la matière peut générer un spectre d'émission mais sans succès. C'est en 1900, que le physicien allemand Max Planck va fournir une partie de la réponse.

Planck constate d'abord qu'en utilisant la physique de l'époque, il est impossible de venir à bout du problème. Il élabore alors une théorie révolutionnaire qui va marquer rien de moins que le début de la physique moderne et la fin de la physique qui l'a jusqu'alors précédée.

Dans sa théorie, Planck affirme que la lumière ne peut être émise que par petits paquets d'énergie qu'il nomme « quanta » et qu'on rebaptisera un peu plus tard « photons ». Une telle proposition est contraire à tout ce que l'on sait de la lumière à l'époque.

En effet, la lumière est alors considérée comme une forme d'énergie continue qui se propage sous l'apparence d'une onde électromagnétique et non comme une forme d'énergie discontinue, tel que le suppose l'existence des photons qui sont des particules.

Albert Einstein.
Entre alors en scène le physicien allemand Albert Einstein, en 1905. Non seulement donne-t-il raison à Planck, mais il va plus loin : il propose qu'en plus de se comporter à l'occasion comme une particule (un photon), la lumière garde un caractère ondulatoire et qu'il faut véritablement la considérer à la fois comme une particule et comme une onde.

De plus, Einstein établit que l'énergie d'un photon est reliée à la longueur d'onde de sa radiation. Ainsi, selon lui, les ondes ayant de grandes longueurs d'onde (comme la lumière rouge) transportent peu d'énergie, tandis que celles qui ont de courtes longueurs d'onde (comme la lumière violette) véhiculent plus d'énergie.

En 1913, le physicien danois Niels Henrik David Bohr intègre les avancées de Planck et Einstein à son nouveau modèle de l'atome et explique comment la matière peut émettre de la lumière sous forme de particules. Selon Bohr, l'atome est fait d'électrons chargés négativement qui orbitent autour d'un noyau chargé positivement. Cependant, les orbitales des électrons sont situées à des distances bien spécifiques du noyau.


L'électron se trouvant sur une orbite proche du noyau a relativement peu d'énergie; il est en effet solidement retenu par le noyau positif qui l'attire. On devra donc lui fournir beaucoup d'énergie pour le faire passer à une orbitale supérieure. L'électron qui occupe une position éloignée a quant à lui beaucoup d'énergie, car pour demeurer en orbite, il doit compenser pour la grande distance le séparant du noyau qui cherche à exercer sur lui sa force d'attraction. On devra donc lui fournir peu d'énergie pour le faire passer à une orbitale supérieure.

D'après Bohr, lorsqu'un corps est chauffé, certains de ses électrons absorbent de l'énergie et ont tendance à passer rapidement d'une orbitale rapprochée à une orbitale plus éloignée du noyau atomique. Chaque électron revient ensuite de lui-même à son orbitale d'origine, située proche du noyau, en réduisant son contenu en énergie de façon à le faire correspondre exactement à celui de son orbitale d'origine.

Niels Henrick David Bohr.
Bohr propose que c'est sous la forme de petits « paquets d'énergie » tels que décrits par Planck et Einstein, c'est-à-dire sous la forme de photons et donc de lumière, qu'un électron se débarrasse de son surplus d'énergie.

Comme chaque élément chimique possède un noyau atomique de charge positive distincte, les orbitales de ses électrons ont par conséquent toutes des contenus énergiques différents. En passant d'une orbitale éloignée à une orbitale plus rapprochée, l'électron d'un élément chimique donné émet un photon qui lui est caractéristique et dont l'énergie correspond à la longueur d'onde de la lumière observée dans son spectre d'émission.

Compte tenu du fait que plusieurs sauts d'orbitales sont possibles au sein d'un atome, chaque élément chimique possède son propre spectre de raies d'émission qui lui est unique.

La figure suivante montre le spectre d'émission de quelques éléments chimiques. Il est facile de constater que tous ont des raies d'émission qui leurs sont caractéristiques, comme un code barres ou une empreinte digitale.

La matière peut émettre de la lumière. Le contraire est également vrai : la matière peut absorber de la lumière. En astronomie, c'est souvent le cas lorsque de la lumière blanche, peu importe sa source (ce peut être la surface du Soleil ou d'une étoile quelconque), traverse un mince nuage de gaz ou de poussière.

Ainsi, au lieu de voir un spectre continu allant du rouge au violet, les astronomes observent un spectre auquel il manque plusieurs raies de couleur ; des raies sombres prenant leurs places.

William Hyde Wollaston.C'est vers 1802 que le chimiste britannique William Hyde Wollaston remarque pour la première fois que le Soleil est dans cette situation. Le spectre solaire est, en effet, discontinu et de nombreuses raies noires entrecoupent l'étalement de ses couleurs. Wollaston ignore cependant pourquoi il en est ainsi.

En 1814, l'opticien allemand Josef von Fraunhofer remarque aussi les mêmes raies noires dans le spectre de la lumière solaire. Ignorant leur signification, il se met quand même à mesurer leurs positions et en catalogue 324.

Ce n'est qu'en 1859 que le physicien allemand Gustav Robert Kirchhoff comprend que les raies noires de Fraunhofer correspondent exactement à des raies brillantes émises par certains éléments chimiques. Selon lui, les raies noires sont dues à des éléments chimiques spécifiques qui, présents dans l'atmosphère du Soleil, absorbent certaines raies spectrales émises depuis sa surface.

Kirchhoff appelle ce genre de spectre un « spectre d'absorption ». Malheureusement, il ne comprend pas comment la matière peut absorber de telles raies spectrales.

En 1860, l'astronome italien Giovanni Battista Donati a l'idée de coupler un spectroscope à son télescope. Il étudie les spectres d'une quinzaine d'étoiles et publie ses résultats en 1863. Il est suivi en 1862 par l'astronome amateur britannique William Huggins, l'astronome américain Lewis Morris Rutherfurd et l'astronome italien Angelo Secchi qui travaillent indépendamment sur le Soleil, les planètes, la Lune et les étoiles.

Ces chercheurs sont les premiers à extraire de l'information à partir de la lumière émise depuis des étoiles, ce qui constitue une révolution en soi. Ils sont rapidement suivis par d'autres astronomes et l'étude des spectres d'émission devient la branche d'étude Niels Henrick David Bohr.principale de l'astronomie. Malgré ces progrès, l'explication de l'absorption de lumière par la matière est toujours manquante.

La réponse nous parvient en 1913 du physicien danois Niels Henrik David Bohr. Bohr crée un nouveau modèle atomique dans lequel l'atome est fait d'électrons négatifs qui occupent des orbitales bien spécifiques autour d'un noyau positif.

Selon lui, au fur et à mesure qu'un électron occupe des orbitales de plus en plus éloignées du noyau, son contenu en énergie devient de plus en plus élevé car, pour demeurer en orbite, il doit compenser pour la distance de plus en plus grande le séparant du noyau qui l'attire.

Ainsi, lorsqu'un corps froid est chauffé, certains de ses électrons ont tendance à passer d'une orbitale rapprochée du noyau (et peu énergétique) à une orbitale plus éloignée (et plus énergétique). Pour y arriver, chaque électron doit augmenter son contenu en énergie de façon à le faire correspondre exactement à celui de l'orbitale qu'il va occuper.

Max Planck en compagnie d'Albert Einstein.
Bohr propose que c'est sous la forme de petits « paquets d'énergie » tels que décrits par Planck et Einstein, c'est-à-dire sous la forme de photons et donc de particules de lumière, qu'un électron absorbe son surplus d'énergie.

Une telle situation se rencontre dans l'espace lorsque la lumière émise depuis la surface d'une étoile (comme le Soleil) traverse les gaz de l'atmosphère plus froide qui la surplombe. L'atmosphère absorbe en effet une partie de la lumière blanche émise depuis l'étoile, ce qui produit un spectre de couleurs marqué de raies noires ou d'absorption, qui sont caractéristiques des éléments chimiques présents dans les gaz.

L'étude du spectre d'une étoile nous renseigne donc sur la composition chimique de son atmosphère.

En astronomie, les distances entre les objets célestes comme les étoiles et les galaxies sont très grandes. La distance qui nous sépare de la Lune, par exemple, notre plus proche voisine, est en moyenne de 385 000 kilomètres. Le Soleil, quant à lui, se Ole Christensen Rømer.trouve en moyenne à 150 millions de kilomètres de nous et l'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, à quelque 40 000 milliards de kilomètres.

Afin d'éviter d'avoir à manipuler des chiffres trop longs, une unité de distance adaptée à l'échelle de l'Univers est vite devenue une nécessité. Une unité de distance souvent employée en astronomie est l'année-lumière. Une année-lumière correspond à la distance parcourue par la lumière en un an, soit 9 460 milliards 730 millions 472 milles 581 kilomètres, c'est-à-dire environ 10 000 milliards de kilomètres.

La création de cette unité de distance ne s'est pas faite du jour au lendemain. Il fallait d'abord déterminer la vitesse de la lumière afin de connaître la distance qu'elle parcourt en un an.

Avant 1676, la majorité des scientifiques pensaient que la lumière se déplaçait de façon instantanée d'un point à un autre. En 1676, le physicien danois Ole Christensen Rømer est le premier à démontrer que ce n'est pas le cas et que la lumière a une vitesse finie.

Jupiter et ses satellites.
En 1671, Rømer commence à observer les satellites de Jupiter et à mesurer le temps séparant chaque moment où une lune (particulièrement Io) disparaît derrière la planète géante et réapparaît du côté opposé. En accumulant les données année après année, il constate que la durée séparant chacune des éclipses est plus courte lorsque la Terre est proche de Jupiter et plus longue lorsqu'elle en est loin.

En 1675, l'astronome français Jean-Dominique Cassini, dont Rømer est l'assistant, propose que la différence est due au temps que la prend la lumière à nous parvenir depuis Jupiter. Cependant, il se ravise rapidement et abandonne cette hypothèse.

Rømer, au contraire, poursuit dans cette veine et estime que la lumière prend 22 minutes à parcourir le diamètre de l'orbite terrestre (on sait aujourd'hui que la vraie valeur est d'environ 16 minutes et 40 secondes). Si Rømer avait calculé la vitesse de la lumière à partir de ses propres données, il aurait obtenu à l'époque 135 000 kilomètres à la seconde, en bonne partie parce que le diamètre de l'orbite terrestre était mal connu. Avec le diamètre actuel, il aurait obtenu 214 000 kilomètres à la seconde; la valeur acceptée aujourd'hui étant de 299 792 kilomètres à la seconde.

Il faut attendre 1729 pour que la communauté astronomique soit en majorité convaincue que la lumière possède une vitesse finie. L'astronome britannique James Bradley publie alors une étude qui démontre que la variation annuelle observée dans la position des étoiles est liée à la vitesse de la lumière. Il estime que celle-ci se déplace à 301 000 kilomètres à la seconde, ce qui est très proche de la valeur actuellement acceptée.

En 1838, l'astronome allemand Friedrich Wilhelm Bessel (et non l'astronome écossais Thomas Henderson, comme on le laisse parfois supposer) est le premier à utiliser l'année-lumière comme unité de mesure en astronomie. Il mesure la distance nous séparant de l'étoile double 61 Cygni et obtient 10,3 années-lumière.

L'avantage de l'année-lumière comme unité de mesure est non seulement qu'elle permet de quantifier la distance, mais aussi la durée de temps qu'il a fallu à la lumière pour nous parvenir. Ainsi, si 61 Cygni se trouve à 10,3 années-lumière de la Terre, c'est-à-dire à 97 445 523 867 584 kilomètres de nous, on peut également affirmer que la lumière qu'elle nous transmet a pris 10,3 années à nous parvenir. Nous la voyons donc telle qu'elle était alors. C'est pourquoi la lumière nous permet de voir dans le passé et que les télescopes sont en quelque sorte des "machines à voyager dans le temps".

Les galaxies très lointaines qu'on peut maintenant observer à des distances de 10 à 12 milliards d'années-lumière sont également dans cette situation : elles nous apparaissent telles qu'elles étaient il y a 10 ou12 milliards d'années, c'est-à-dire peu après le Big Bang.

Friedrich Wilhelm Bessel.

Gilles Fontaine explique ce qu'est une année-lumière
Séquence vidéo

Gilles Fontaine explique ce qu'est une année-lumière.

Quand les étoiles disparaissent...
Image satellite composite de la Terre la nuit montrant la lumière artificielle émise vers l’espace.Un des effets négatifs de l'industrialisation sur l'activité humaine et l'environnement est la production excessive de lumière. Cela peut sembler étrange, mais l'excès de lumière constitue en effet une forme de pollution, particulièrement la nuit. La pollution lumineuse a des impacts négatifs dans une foule de domaines comme l'économie, l'écologie et... l'astronomie.

Pour la majorité d'entre nous, l'excès de lumière artificielle n'est pas toujours considéré comme une forme de pollution car elle n'est pas permanente ; il suffirait en effet d'éteindre collectivement toutes les lumières pour la faire disparaître. Dans la réalité, une telle solution est irréaliste car notre société a besoin de lumière artificielle pour fonctionner.

Lueur au-dessus de la ville de SherbrookeLa pollution lumineuse est principalement causée par des éclairages mal dirigés, excessifs, inefficaces ou non nécessaires. On la rencontre surtout dans les agglomérations urbaines où les éclairages artificiels sont nombreux. Dans de telles zones, la lumière est réfléchie vers le ciel ou dirigée en partie dans sa direction. Elle est alors dispersée par les couches de l'atmosphère, ce qui produit une lueur qui rend le ciel moins noir la nuit. Dans les grandes villes canadiennes, plus de 95 % des étoiles visibles à l'œil nu ne sont plus observables.

Des effets négatifs insoupçonnés
De la bactérie aux étoiles
Les effets négatifs de la pollution lumineuse sont nombreux sur l'activité humaine. Par exemple, économiquement, l'usage d'un éclairage excessif ou inutile constitue un gaspillage d'énergie qui est coûteux autant pour le simple particulier que pour les industries. Dans la province de Québec, on évalue à 45 millions de dollars annuellement les coûts de l'électricité utilisée pour « éclairer le ciel ». De plus, globalement, cet éclairage surabondant peut avoir un impact sur les changements climatiques s'il a été produit à partir d'énergies fossiles.

La faune et la flore sont également touchées. L'éclairage de nuit peut embrouiller les déplacements des animaux comme les oiseaux migrateurs et les papillons de nuit, changer les relations entre les prédateurs et leurs proies, modifier la compétitivité à l'intérieur d'une même espèce, etc.

Algues croissant de façon incontrôlée.Dans le cas des papillons de nuit, par exemple, il a été prouvé que de nombreuses plantes à fleurs subissent un déclin lorsque les déplacements des espèces pollinisatrices sont affectés par la pollution lumineuse.

Dans certains cas, ce sont des écosystèmes entiers qui peuvent être affectés. Dans les lacs, par exemple, le zooplancton peut cesser de se nourrir d'algues si l'éclairage de nuit est trop prononcé. Il s'en suit donc une prolifération excessive d'algues dont la décomposition éventuelle provoque une activité bactérienne accrue, laquelle finit par appauvrir en oxygène l'eau du lac. De nombreuses espèces d'invertébrés et de poissons meurent alors asphyxiés.

En astronomie, la pollution lumineuse est un réel problème : elle diminue le contraste entre le ciel noir et les astres ce qui empêche souvent de voir les étoiles. Pour l'astronome amateur, c'est un problème majeur car l'accès à un ciel obscur est de plus en plus difficile.

L'inaccessibilité grandissante au ciel étoilé est malheureuse puisqu'on se rend de plus en plus compte du rôle joué par l'astronomie amateur dans le développement de l'intérêt des jeunes pour les sciences. En 2003, le gouvernement britannique a même reconnu qu'il existait un lien entre le manque d'intérêt pour les sciences et la pollution lumineuse !

Pour les astronomes professionnels, la lumière artificielle est non souhaitable parce qu'elle gène la collecte des données. C'est pour cette raison que les nouveaux observatoires sont aujourd'hui installés dans des régions isolées.

Contrer la pollution lumineuse
Un geste simple qui rapporte
Au Canada, quelques centres astronomiques ont mis sur pied des programmes pour lutter contre la pollution lumineuse. C'est le cas de l'ASTROLab et de l'Observatoire du Mont-Mégantic ainsi que l'Observatoire David Dunlap de Toronto, par exemple. Plusieurs associations d'astronomes amateurs se sont aussi impliquées pour la protection du ciel étoilé, un patrimoine précieux aujourd'hui menacé.

Les programmes élaborés misent sur un changement des habitudes de la population, des entreprises et des planificateurs urbains de façon à ce que moins de lumière artificielle soit gaspillée et dirigée vers des endroits non désirés. Les plans d'intervention proposent généralement trois types de solution.

La première consiste à utiliser des appareils d'éclairage dont la lumière est dirigée là où elle est requise et non sur les cotés ou vers le ciel. La seconde consiste à utiliser des sources d'éclairage efficaces produisant peu de pollution lumineuse ; on recommande alors l'usage d'ampoules à vapeur de sodium à basse ou haute pression. La troisième consiste à utiliser un niveau d'éclairage convenable et à éclairer seulement quand c'est nécessaire.

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