TERRE

Troisième planète tellurique du système solaire

La Terre n'est plus, loin s'en faut, le centre du monde, et nous savons que d'autres planètes tournent autour d'autres soleils, mais, plus nous connaissons notre globe, plus nous comprenons ce qui en fait la spécificité. Chauffé par le Soleil, protégé par son atmosphère, riche d'une forte activité tectonique, abondamment fourni en eau, l'astre bleu est un lieu accueillant qu'il nous incombe de garder tel.

Elle est la plus grande et la plus massive des planètes telluriques. 

La Terre est un sphéroïde d'un diamètre équatorial de 12 757 km, présentant un aplatissement aux pôles de 0,0034 (1/297), assez faible. Sa masse est de 5,97x10²⁴ kg, ce qui correspond à une densité moyenne de 5,52 g/cm³ (la plus élevée parmi les planètes du système solaire) et à un champ gravitationnel moyen de 9,81 m/s² (qui varie, en fonction de la latitude, de 9,83 m/s² aux pôles à 9,78 m/s² à l'équateur).

L'orbite terrestre

La Terre tourne autour du Soleil suivant une orbite quasi circulaire, dont le demi-grand axe (qui est de l'ordre de la distance moyenne au Soleil) est de 149,6 millions de kilomètres et a été pris comme valeur de l'unité astronomique de distance (UA). En raison de l'excentricité de l'orbite terrestre (e = 0,017), la distance au Soleil est de 1,017 UA à l'aphélie (début juillet) et de 0,983 UA au périhélie (début janvier) ; ces variations s'accompagnent d'une légère différence de la quantité d'énergie solaire reçue (7%). L'orbite est parcourue avec une vitesse de l'ordre de 30 km/s dans le sens direct (sens inverse des aiguilles d'une montre) ; la durée d'une révolution sidérale est de 365,256 jours. Le plan orbital de la Terre est le plan de l'écliptique, au voisinage duquel ont lieu les éclipses, et par rapport auquel on définit la position des orbites du système solaire.

Rotation de la Terre sur elle-même

[ Si votre n'avigateur n'ouvre pas l'animation, cliquez ici ]

La Terre est animée d'un mouvement de rotation propre autour d'un axe polaire incliné (en moyenne) de 23° 27' par rapport à la normale au plan orbital ; la durée d'une rotation par rapport au Soleil, qui, par définition, est de 1 jour, a pendant longtemps été la base de la détermination de l'unité fondamentale de temps ; la durée d'une rotation sidérale (par rapport aux étoiles) est de 23 h 56 min 4 s. L'inclinaison de l'axe de rotation terrestre induit un phénomène marqué de saisons.

Les caractéristiques des mouvements de la Terre tels qu'on vient de les décrire ne sont que des caractéristiques moyennes, auxquelles se superposent diverses variations - qui seront précisées plus loin.

Le couple Terre-Lune

La Terre n'a qu'un seul satellite naturel, la Lune, dont la masse représente une fraction relativement importante (1/81) de la masse de la Terre, et qui, du fait de leur proximité, forme avec celle-ci un système de planète double.

La Terre est, jusqu'à présent, le seul astre sur lequel on ait observé une activité biologique. En fait, la présence de la Lune assure au système une grande constance de ses paramètres orbitaux ; celle-ci, entre autres conséquences, a permis la stabilité des conditions d'ensoleillement, et a été un facteur favorable à l'émergence de la vie sur Terre. 

Vue de l'espace, la Terre apparaît comme une planète au disque bleuté, marqué de formes variées, en partie caché par de larges masses de nuages découvrant par endroits des fragments de continents et d'océans ; sa magnitude vue du Soleil serait de - 3,8.

Lien externe : animation sur le site "La main à la pâte"

Les fluctuations du mouvement terrestre

La preuve expérimentale de la rotation propre de la Terre a été apportée tardivement (en 1851) par Léon Foucault, lequel mit en évidence le déplacement relatif du plan d'oscillation d'un pendule au cours de la rotation terrestre ; aujourd'hui, ce mouvement est observable depuis l'espace. Si, en première approximation, on peut considérer que la Terre tourne autour d'un axe d'orientation fixe avec une vitesse angulaire constante, l'analyse des données astrométriques montre qu'il n'en est rien.

La Terre n'étant pas une masse sphérique homogène et symétrique, ses renflements équatoriaux subissent un couple qui imprime à l'axe de rotation un mouvement de précession lui faisant balayer un cône autour de la normale à l'écliptique, avec une période de 26 000 ans. Par ailleurs, la variation des forces luni-solaires provoque des nutations (oscillations) de l'axe, dont les plus importantes ont une période de 18,6 ans.

On observe, en outre, un déplacement des pôles, c'est-à-dire de la masse terrestre par rapport à l'axe de rotation, avec une période de l'ordre de 1 an. La vitesse angulaire, quant à elle, subit plusieurs sortes de variations : des variations séculaires, tel le ralentissement régulier (environ 10^-3 seconde par siècle) dû à l'effet des marées lunaires ; des variations périodiques, saisonnières, accompagnant les échanges d'énergie cinétique avec les masses fluides, et des variations irrégulières dues à l'activité interne de la planète.

Toutes ces fluctuations ont conduit à l'abandon du mouvement terrestre comme étalon de temps. Le mouvement orbital est essentiellement affecté par la précession des équinoxes, liée à la variation du plan de l'équateur céleste et du plan de l'écliptique (perturbation planétaire).

---

Géologie