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La Lune, fille de Gaïa Les mouvements de la Lune (II) Lorsque la sonde spatiale Mariner 10 se retourna pour photographier notre planète à 2.6 millions de kilomètres de distance le 3 novembre 1973, tous les astronomes furent fascinés par le couple que nous formions dans l'espace avec la Lune; jamais notre système n'avait été vu de l'extérieur. La Terre et la Lune forment un couple qui ne peut être comparé à aucune autre planète. Par sa taille, le couple Terre-Lune est exceptionnel, nous y reviendrons. Les dimensions de ce système engendrent de nombreuses irrégularités dans la course des deux astres, auxquelles s'ajoutent celles provoquées par le Soleil. Ernest Brown à la fin du XIXeme siècle détecta près de 1500 inégalités ! Pas étonnant que des mathématiciens tels Newton, Euler, Lagrange ou Laplace ne parvinrent pas à prévoir le mouvement exact de la Lune. La meilleur précision fut obtenue par Euler au XVIIIeme siècle et fut de 30" d’arc, soit autant que son diamètre apparent ! Il fallut attendre les idées originales du brillant homme de science français que fut Jules-Henri Poincaré pour découvrir que le problème dit des "trois corps" dépendait essentiellement des conditions initiales du système et ne permettrait jamais d’établir de prédiction déterministe, c’était la naissance de la théorie du chaos.
Parmi les perturbations relevées, nous pouvons citer une dizaine de variations cycliques qui, mêlées les unes aux autres rendent très complexe l'élaboration des éphémérides lunaires : - La variation de l'inclinaison de l'orbite lunaire sur l'écliptique, qui oscille entre 5° et 5°18' sur une période de 173 jours. - La rotation de la ligne des noeuds de l'orbite lunaire, dans le sens rétrograde avec une période de 18.60 ans. - La rotation du grand axe de l'orbite lunaire (ligne des apsides) dans le sens direct avec une période de 8 ans 310 jours environ. - Le mouvement d'oscillation du grand axe de l'orbite lunaire, d'une période de 412 jours et d'une amplitude de 12.33°. - L'excentricité de l'orbite de la Lune, qui varie entre 0.0432 et 0.0666 sur une période de 412 jours, modifiant sa distance à la Terre de 11%. - Le déplacement du périgée dans le même sens que la Lune. - L'évection qui produit un écart de 1°19' sur la vitesse de déplacement de la Lune, lui donnant une avance ou un retard de 2h20m sur sa position avec une période de 31j 19h. - La variation qui produit également une avance ou un retard de la Lune sur son orbite de 72 min. avec une période de 14.77 jours, liée à la demi-période entre deux nouvelles Lunes (demi révolution synodique). - Le freinage de son mouvement orbital provoqué par les irrégularités de la Terre (excentricité et vitesse) qui tend à l’éloigner progressivement de la Terre, à raison de 3.8 cm par an. Dans 600 millions d'années, la Lune sera 21000 km plus éloignée et il n'y aura plus d'éclipses totale de Soleil sur Terre. - Les librations engendrées par l'excentricité de l'orbite lunaire et l'inclinaison de son axe de rotation. La Lune balance ainsi tant en longitude (7.7°) qu'en latitude (6.8°). Ces deux périodes sont respectivement appelées le mois Anomalistique et dure 27.55 jours et le mois Draconique qui dure 27.21 jours. - La rotation de la Terre entraîne enfin une libration diurne (1°) qui permet d'observer une phase lunaire légèrement différente du lever au coucher de la Lune. Au total, ces librations conjuguées nous permettent d'observer près de 9% de sa surface cachée. Seules les 500 plus fortes irrégularités sont reprises pour calculer les éphémérides.
D'autres cycles nous permettent de distinguer plus ou moins de détails sur la surface de la Lune. Car il ne suffit pas que le Soleil soit au-dessus de l'horizon lunaire pour qu'il éclaire les reliefs et que la Lune soit au plus près de la Terre (au périgée), encore faut-il que plusieurs facteurs soient réunis si vous désirez observer la Lune de façon systématique. Parmi ces facteurs, complémentaires des irrégularités précédentes, nous pouvons citer : - La déclinaison lunaire qui définit le mois tropique d'une durée de 27.32 jours - La colongitude ou angle de phase au terminateur définissant le mois synodique égal à 29j12h34m3s - La latitude solaire sélénocentrique qui nous renseigne sur les éclipses d'une durée de 346.62 jours - Le cycle du Saros ou cycle de libration (colongitude) évalué à 6585 jours. Il est estimé à partir d'une correspondance approximative entre 223 lunaisons (6585.32 jours) et 19 cycles de variation de la latitude solaire sélénocentrique (6585.78 jours). - La variation de la déclinaison lunaire (la révolution des noeuds) d'une durée de 6798.41 jours. Si nous voulons être précis ces valeurs doivent être calculées avec 6 décimales ainsi que le propose l'US Naval Observatory. A consulter : Les éclipses solaires et lunaires
C'est à Kepler que nous devons les lois qui régissent ces mouvements mais les caractéristiques physiques de la Lune ne furent déterminées avec précision que par Brown au début du XXeme siècle. Grâce aux réflecteurs lasers déposés sur la surface lunaire par les équipes Apollo, ces valeurs furent recalculées par télémétrie. Depuis Delaunay (1860) nous savons que la Lune orbite à une distance comprise entre 356500 km (périgée) et 406800 km (apogée) de la Terre, à une vitesse moyenne de 1023 m/s. Son orbite est elliptique comme celle de la quasi totalité des corps en orbite autour d'un astre et présente une excentricité moyenne de 0.0549, inclinée de 5°2' sur l'écliptique. La Lune s’éloigne de la Terre à raison d’un mètre par siècle, provoquant un ralentissement de la période orbitale de la Terre. Les causes et les effets des marées
Pourquoi la Lune présente-t-elle toujours la même face à la Terre ? Comme la plupart des lunes orbitant autour des autres planètes, c'est un phénomène de résonance gravitationnelle qui explique pourquoi la Lune nous présente toujours la même face. Au cours des âges il s'est en fait établit une synchronisation entre sa période de rotation et sa période de révolution, synchronisation d'autant plus parfaite que la Lune est sphérique et relativement homogène. La Lune évolue dans le champ de pesanteur de la Terre. De ce fait, l'hémisphère visible de la Lune subit une attraction de la part de la Terre différente de celle de sa face cachée ; la force exercée sur sa face visible est plus grande que celle exercée sur sa face cachée car cette dernière est plus éloignée de la Terre. Cette attraction différentielle déforme la Lune le long de l'axe qui l'unit à la Terre, présentant une légère excroissance en direction de la Terre qu'on appelle le lobe de Roche. Cet effet de marée atteint une amplitude de quelques mètres à la surface de la Lune. Ce phénomène agit comme un balancier ou un volant d'inertie sur la Lune, tendant à la ramener dans l'axe Terre-Lune au moindre écart. Au bout de quelques millions d'années le système trouve un équilibre et se synchronise naturellement. C'est la raison pour laquelle du temps des dinosaures la Lune avait déjà le même visage qu'aujourd'hui, à quelques cratères près. Ce phénomène se produit sans dissipation d'énergie (loi de conservation du moment cinétique) mais pas sans effets : cette synchronisation provoque un ralentissement de la période de rotation de la Terre d'où découle une augmentation progressive de la distance Terre-Lune. En raison de ce freinage séculaire, la Lune n'a pas toujours tourné autour de la Terre à la même vitesse, et aussi étonnant que cela soit, un petit animal peut nous le démontrer. Comme bon nombre d’invertébrés marins, le nautile ajoute une strie à sa coquille chaque jour. Au bout du mois, il cloisonne son alvéole et s’en confectionne une nouvelle. Etant donné qu’il existe une relation en mécanique céleste entre les mouvements de la Terre et la Lune, il suffit de relever le nombre de stries de l’ancêtre du nautile pour connaître la durée d’une lunaison à cette époque antédiluvienne.
Quelle est la taille de la Lune ? Avec ses 30' d'arc de diamètre apparent (29 à 33'), la Lune se superpose exactement au disque du Soleil. Pourtant les deux astres n'ont rien de comparable, ni pas nature ni dans leurs dimensions. La Lune est solide, le Soleil est gazeux, le premier est une lune, le second une étoile. La première tourne autour de la Terre, le second est au centre du système solaire et nous tournons autour de lui. Mais nous reparlerons du Soleil dans un autre chapitre. Le diamètre moyen de la Lune est de 3476 km, ce qui représente 71% de la taille de Mercure. La Lune peut donc être considérée comme une planète et forme un couple physique avec la Terre, au sens strict. Ses dimensions ne peuvent être comparées qu'avec les quatre satellites galiléens de Jupiter dont nous reparlerons. Sa masse n'atteint que 1.2% de celle de la Terre (7.3x1022 kg) pour un volume 50 fois plus petit. On peut en déduire que la pesanteur agit à sa surface avec une force d'accélération de 1.63 m/s2, 6 fois plus faible que celle que nous subissons sur Terre.
A l'image de la plupart des planètes et en raison de sa masse, de part et d'autre de la Lune se trouve deux zones de stabilité gravifique, les célèbres points de Lagrange L4 et L5, également dénommés nuages de Kordylewski. Par rapport à la Lune ("sélécentriquement" parlant), ils sont situés environ 60° devant et derrière notre satellite. Ils ramassent la matière qui se trouverait à peu de distance de son orbite, qu'elle provienne de l'espace ou de la poussière lunaire soulevée lors des impacts météoritiques. Les rares observations de ces nuages confirment que leur magnitude ne dépasse pas 3/100eme du fond du ciel. Ces poussières sont d'une coloration plus rouge que la poussière zodiacale qui stagne sur l'écliptique. Prochain chapitre
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