VENUS

Symbolesymbole Vénus
Découvreur / Date de découverteInconnu / Antiquité
Rayon(équatorial)6 051,8 km (0,95 Terre)
Masse4,8685×1024 kg (0,815 Terre)
Période de rotation (jour sidéral)– 243,0185 jours (sens rétrograde)
Période de révolution224,70096 jours
Aphélie108 942 109 km (0,72823128 ua)
Périhélie107 476 259 km (0,71843270 ua)
Température moyenne (surface)737°K =  464°C
SatelliteAucun

Deuxième planète tellurique du système solaire

Vénus s’apparente par sa taille à la Terre ; sa masse (4,87×1024 kg) et son rayon (6 052 km) représentent respectivement 0,81 masse et 0,95 rayon terrestres. Son orbite autour du Soleil est quasiment circulaire, parcourue en 224,7 jours, inclinée de 3,4 degrés sur l’écliptique, de demi-grand axe 0,72 unité astronomique (108 millions de km). En fait, la plus grande proximité de Vénus au Soleil implique des différences fondamentales entre les deux planètes.

Après le Soleil et la Lune, Vénus est l’astre le plus brillant du ciel, avec une magnitude moyenne de – 4,4. Vénus n’est visible que le soir, au plus trois heures après le coucher du Soleil, ou le matin trois heures avant son lever, ce qui explique son surnom d’étoile du berger. Vénus présente des phases, dont l’observation nécessite une paire de jumelles, ou mieux une petite lunette. Selon l’éloignement à la Terre, Vénus apparaît comme un petit disque presque complet, de diamètre 10 secondes d’arc, ou comme un fin croissant 6 fois plus grand. En lumière visible, aucun détail n’apparaît.


La rotation

L’absence de satellite autour de Vénus a privé cette planète de la stabilité que la Lune procure à la Terre. Alors que l’axe de rotation initial de Vénus était perpendiculaire au plan de son orbite, d’infimes perturbations répétitives l’ont peu à peu fait basculer presque entièrement (l’axe est incliné de 178°). En parallèle, le mouvement de rotation propre s’est fortement ralenti, si bien que la rotation propre de Vénus vaut – 243 jours. Cette valeur négative signifie que la rotation, très lente, est de plus rétrograde. Le jour vénusien est finalement de 117 jours terrestres. On explique le ralentissement de la rotation par les effets de marées solaires sur l’atmosphère très développée de la planète.


L’atmosphère

Vénus présente en effet une atmosphère très dense : la pression à la surface vaut 92 atmosphères, soit la pression sur Terre sous 1 km d’océan. Le dioxyde de carbone CO2 est majoritaire, à 96 % ; le deuxième constituant est le diazote N2 ; les principaux constituants minoritaires sont le dioxyde de soufre SO2 et l’eau. En fait, les constituants majoritaires se retrouvent en quantités semblables sur Terre, le diazote dans l’atmosphère, mais le dioxyde de carbone piégé au sol sous forme de carbonates. Dans le cas de Vénus, il ne peut être sous forme solide en raison de la température, qui en moyenne atteint 730 K, soit 457 °C. Elle dépasse donc celle qui règne sur Mercure, pourtant presque deux fois plus proche du Soleil. Seul un formidable effet de serre peut rendre compte d’un tel excès : sur Terre, il conduit à un réchauffement de 31 °C, mais sur Vénus le gain est supérieur à 300 °C.


L’effet de serre

Alors que les atmosphères primitives de Vénus et de la Terre (celle de Mars également) étaient très semblables, l’effet de serre a donc réussi à faire diverger les atmosphères actuelles. Plusieurs scénarios s’opposent pour expliquer la hausse de température sur Vénus, survenue plus ou moins tôt dans l’histoire de la planète selon que l’eau y a participé ou non. Le scénario d’effet de serre humide suppose que l’atmosphère primitive de la planète fut, très rapidement après sa formation, dominée par plus de 200 atmosphères d’eau, avec comme conséquence une température très élevée interdisant la fixation de l’élément carbone dans les sols.


Les nuages

L’atmosphère est surmontée d’une épaisse couche nuageuse qui explique l’albédo élevé de la planète : 70 % du rayonnement solaire est réfléchi par les nuages des hautes couches atmosphériques. Ces nuages s’étendent sur 20 km d’épaisseur, entre 50 et 70 km d’altitude. Ils recouvrent totalement la planète ; en comparaison, la couverture nuageuse moyenne de la Terre n’est que de moitié. Ils sont constitués de gouttelettes d’acide sulfurique en solution aqueuse. Le mécanisme de formation de ces nuages ressemble à celui des brouillards acides urbains : l’oxygène atomique O, obtenu par photodissociation du composant majoritaire CO2, réagit avec le dioxyde de soufre SO2 (forme à l’équilibre de l’élément soufre en atmosphère oxydante), pour donner du trioxyde de soufre SO3. La présence de traces d’eau H2O, conduit à l’acide sulfurique, H2SO4.

Alors que la rotation est très lente et les vents à la surface très faibles, les nuages sont animés de vents zonaux violents, qui conduisent à une super-rotation de la haute atmosphère en 4,2 jours. Ce phénomène a été expliqué au moyen de simulations numériques complexes. Il apparaît que cette rotation de la haute atmosphère, soixante fois plus rapide que celle du sol, est indispensable à l’équilibre du bilan thermique entre les régions équatoriales et polaires. La structure zonale en Y qui apparaît sur les images ultraviolettes de l’atmosphère indique cette rapide circulation atmosphérique.


La surface et la structure interne

La surface de Vénus paraît essentiellement recouverte de gigantesques coulées de lave. Les plus vieux terrains datent d’environ 800 millions d’années, et il semble que toute la surface fut bouleversée il y a 300 à 500 millions d’années. Le relief vénusien présente le même modelé que le relief terrestre, avec des structures d’origine tectonique ou volcanique, et des déformations par impact de météorites. Après les observations radar menées de la Terre par les radiotélescopes géants (celui d’Arecibo, par exemple), limitées aux régions proches de l’équateur, la sonde Magellan a permis d’établir une cartographie très précise. 

Le relief de Vénus paraît extrêmement nivelé, bien que plus de 70 % de la surface ne s’écarte pas de plus de 500 m par rapport au niveau moyen. Les deux principaux continents, Ishtar Terra et Aphrodite Terra, représentent seulement 10 % de la surface totale, et ne s’élèvent en moyenne que de 1 500 m. Les dépressions s’étagent aux alentours de – 1 000 m, certaines descendant jusqu’à- 3 000 m. Parmi les structures individuelles, on peut citer la petite région Beta Regio, qui présente deux volcans ayant eu une activité récente. Malgré l’identification de plusieurs centaines de volcans importants, aucun signe d’un volcanisme actuel n’a pu être décelé. Enfin, à la surface n’existe aucun cratère d’impact de taille inférieure à 2 km : l’atmosphère épaisse joue un rôle de bouclier efficace. 

La structure interne de Vénus est très semblable à celle de la Terre. En l’absence de données sismiques, et donc de mesures directes du profil de masse volumique, cette assertion est fondée sur la similitude entre les rayons, masses et densités moyennes de planètes. Vénus est en fait légèrement moins dense que la Terre : 5,25 contre 5,52 fois la densité de l’eau. À l’analogue de la Terre et de Mars, un noyau de fer, de 3 000 km de rayon environ, est entouré d’un manteau de roches fondues. La croûte de Vénus serait relativement épaisse. Du fait de sa rotation trop lente, Vénus ne possède pas de champ magnétique.


L’exploration spatiale

Une part non négligeable de nos informations sur l’atmosphère de Vénus provient des observations. Grâce à la puissance des chaînes de détection moderne (grands télescopes, détecteurs performants, informatique), l’observation du sol vénusien est devenue possible dans les domaines radio et infrarouge, malgré l’épaisseur de l’atmosphère. 

Plus de vingt sondes spatiales sont allées rendre visite à la planète Vénus. Mariner 2 effectua en 1962 le premier survol de la planète. En 1970, la sonde soviétique Venera 7, en se posant sur Vénus, fut en fait la première à explorer le sol d’une autre planète. Les sondes Venera 8 à 14 suivirent entre 1970 et 1982. Les sondes soviétiques Vega 1 et Vega 2 lâchèrent en 1985 des ballons qui survolèrent la haute atmosphère, parcourant, aux alentours de 50 km d’altitude, plus de 11 000 km en deux jours environ. La durée de vie des modules au sol, dans des conditions atmosphériques extrêmes, n’a jamais dépassé deux heures. C’est la sonde américaine Magellan qui a fourni, de 1990 à 1994, les résultats les plus marquants, telle une cartographie plus détaillée de la surface obtenue par échographie radar.

MARS

SymboleSymbole Mars
Découvreur / Date de découverteInconnu / Antiquité
Rayon(équatorial)3 402,45 km (0,533 Terre)
Masse6,4185×1023 kg (0,107 Terre)
Période de rotation (jour sidéral)1,025957 jours (24,622 962 h)
Période de révolution686,9601 jours (1,8808 an)
Aphélie249 228 730 km (1,665 991 ua)
Périhélie206 644 545 km (1,381 333 ua)
Température moyenne (surface)210°K = – 63°C
Satellites connus2 : Phobos et Déimos

Quatrième et dernière des planètes telluriques du système solaire

La période de rotation propre de Mars est de 24 h 37 min, suffisamment rapide pour induire un aplatissement aux pôles de 0,5 %. Son orbite est peu inclinée sur l ‘écliptique (1,8°), mais nettement elliptique (excentricité de 0,093). Cet écart à une trajectoire purement circulaire, précisément observé par l’astronome danois Tycho Brahe, a permis à l’astronome allemand Johannes Kepler d’énoncer au début du XVIIe siècle les trois lois décrivant le mouvement des planètes autour du Soleil. 

Il rendait ainsi caduc le système de l’astronome alexandrin Ptolémée, vieux de plus d’un millénaire, qui expliquait approximativement le mouvement des planètes par de multiples compositions d’orbites circulaires emboîtées. 

Le demi-grand axe de l’orbite de Mars vaut 1,52 UA (227,9 millions de km). Au cours d’une révolution synodique (779,9 j), la distance Terre-Mars varie fortement, entre 56 et 400 millions de km. Mars est observable, dans les meilleures conditions, à l’opposition (lorsque le Soleil, la Terre et Mars sont approximativement alignés) ; on peut alors distinguer dans un petit télescope les variations de couleur du disque planétaire, à dominante rouge, ainsi qu’une des calottes polaires.


L’exploration spatiale

Ce sont les sondes nord-américaines Viking 1 et 2 qui, en 1976, nous ont le plus appris sur la planète Mars. Auparavant, les missions américaines Mariner 4 (1964), 6, 7 (1969) et 9 (1971) ou soviétiques Mars 2, 3 (1971) et 4 à 7 (1973) ont essentiellement fourni une cartographie détaillée. Les sondes Viking déposèrent chacune une station automatique permettant l’analyse in situ : sondage du profil atmosphérique lors de la descente ; prospection du sol, mesures chimiques et météorologiques sur les sites. 

En fait, la conquête martienne est semée de nombreux échecs. Deux sondes soviétiques (Phobos 1 et 2) et une américaine (Mars Observer) furent perdues au cours des années 1980 et 1990 ; une sonde russe (Mars 96, avec une très forte participation américaine) fut également perdue, en 1996. Plus récemment, la perte des deux dernières sondes martiennes de la NASA, Mars Climate Orbiter et Mars Polar Lander, disparues fin 1999, contraignent l’agence américaine à revoir son programme d’étude de la planète. Une mission de retour d’échantillons martiens, à laquelle collaboreront Américains et Français, initialement prévue pour 2005, est ainsi repoussée à 2007. 

En décembre 1996, la NASA a envoyé sur Mars la sonde Pathfinder qui est arrivée sur la planète rouge en juillet 1997, munie du robot Sojourner. Outre les photos envoyées par la sonde, grâce aux caméras et à l’efficacité inespérée de son petit robot surnommé Rocky, les analyses ont confirmé la présence d’eau sur Mars il y a 3,8 milliards d’années sans pouvoir démontrer pour autant la présence de vie sur cette boule de rouille. La présence de silice en grande quantité dans la roche volcanique (andésite) dénoterait une très forte température à l’intérieur de la planète. Quant au climat, les mesures révèlent des températures extrêmement froides de l’ordre de -76° la nuit pour – 10° le jour.

La “vie” sur Mars

Canaux et petits bonshommes verts ont vécu. Les premiers relèvent d’observations de qualité insuffisante, les seconds d’un besoin de rêver, et de l’idée que Mars serait après la Terre la planète la plus propice à la vie ; les conditions atmosphériques actuelles excluent toutefois la vie sur Mars aujourd’hui. Mais dans le passé, la Terre et Mars ont présenté des conditions atmosphériques semblables. L’existence de conditions prébiotiques sur Mars reste néanmoins spéculative. Avant de rechercher des formes de vie évoluées, l’analyse scientifique s’intéresse aux conditions physiques sur Mars : ont-elles permis l’apparition d’une chimie complexe ? Les expériences menées par les sondes Viking dépourvues des moyens d’investigations nécessaires, n’étaient pas à même de trancher.

En attendant les résultats des prochaines sondes, l’analyse des météorites recueillies sur Terre s’avère utile. L’origine martienne de la météorite ALH84001, découverte sur la banquise de l’Antarctique, semble hors de doute : sa composition moyenne, qui ne correspond à aucun échantillon terrestre, s’avère analogue à celle des roches martiennes mesurées par les sondes Viking. En fait, le champ de gravité et l’atmosphère ténus de Mars ne peuvent empêcher la libération de projectiles lors d’un gros impact météoritique sur la planète. La Terre, dix fois plus massive que Mars, recueille un nombre non négligeable de ces nouveaux astéroïdes. On estime ainsi que la météorite, issue de roches martiennes vieilles de plus de 3,6 milliards d’années, a été arrachée à Mars il y a environ 13 000 ans. L’intérêt de cette météorite est qu’elle porte des éléments chimiques – de nombreux cycles aromatiques – dont la nature et l’abondance intriguent les chercheurs, ainsi que de microscopiques globules que l’on pense nés d’un processus complexe d’oxydoréduction.


L’atmosphère

Du fait de la taille réduite de la planète, le champ gravitationnel n’a pas retenu une atmosphère notable. En moyenne, la pression au sol est de 6 mbar (160 fois inférieure à la pression atmosphérique sur Terre). L’atmosphère est essentiellement composée de dioxyde de carbone (95 %). L’azote (2,7 %), l’argon (1,6 %), l’oxygène (0,15 %) et l’eau (0,03 %) sont ensuite les éléments les plus abondants, les autres n’intervenant qu’à l’état de traces. Les températures mesurées en été sur le site d’atterrissage de la sonde Viking présentent des variations élevées, entre – 100 °C la nuit et 0 °C le jour. Du fait de ces variations thermiques, du relief très marqué ainsi que de l’inclinaison de l’axe de rotation, Mars est le siège de phénomènes météorologiques actifs : vents rapides, précipitations de microcristaux de glace, tempêtes de poussières… 

La concentration élevée des poussières soulevées par les vents confère à l’atmosphère une couleur rose. L’équateur planétaire étant orienté de 23,98° sur le plan orbital, les saisons sont bien marquées, mais assez dissymétriques à cause de la forte ellipticité de l’orbite. Les pôles sont alternativement recouverts d’une couche de glaces d’eau et de dioxyde de carbone. La calotte polaire nord est plus marquée, car l’hiver dans l’hémisphère nord coïncide avec l’aphélie.


Surface, structure interne et volcanisme

L’analyse du sol a été menée in situ par les stations automatiques Viking. Les caméras ont montré des plaines caillouteuses, soumises à une activité éolienne importante. Les roches ont une composition riche en magnésium, fer et calcium, mais pauvre en potassium, silicium et aluminium. 

Les sondes en orbite ont découvert non pas des canaux, mais des traces de chenaux dus à la circulation d’eau. Vu leur très petite taille (en général environ 10 km), ces chenaux n’ont rien à voir avec les hypothétiques canaux trop abondamment mentionnés dans le passé. Ils n’apparaissent que sur les sols les plus vieux de la planète. Leur présence induit donc l’existence d’eau liquide sur la planète encore jeune. Aujourd’hui, on suppose que l’eau est enfouie dans le sous-sol, analogue au pergélisol (ou permafrost) des régions arctiques terrestres. La surface présente localement une assez forte cratérisation. 

Aux pôles apparaissent d’importants dépôts de poussières. Piégées dans la glace qui s’y dépose, elles s’y accumulent lentement. 

Mars possède les plus grands volcans du système solaire. Le mont Olympe atteint la hauteur record de 24 km. Son diamètre à la base est de plus de 500 km. En comparaison, le plus grand volcan sur Terre, le Mauna Loa, situé dans l’île de Hawaii, atteint une hauteur totale de seulement 9 km (dont 5 immergés). Les plus grands volcans s’érigent sur la région de Tharsis, plateau très élevé (10 km au-dessus du niveau moyen), présentant une forte anomalie de gravité. On explique cette particularité par la très grande épaisseur de la lithosphère martienne. Contrairement au cas terrestre, en l’absence de dérive des plaques, les volcans restent fixes au-dessus de leur source de magma et atteignent une forte croissance. Par ailleurs, Mars présente des éléments de reliefs analogues à ceux présents sur Terre (collines, champs de dunes…). On connaît aussi un immense canyon, Valles Marineris, long de 5 000 km, large de 200 à 600 km, atteignant 6 à 7 km de profondeur. 

La structure interne de Mars est analogue à celle de toutes les planètes telluriques. Le noyau de fer et de sulfure de fer, au sein duquel est généré un champ magnétique dont l’intensité représente 2 % de celui de la Terre, a un rayon de l’ordre de 1 800 km. On peut supposer qu’il est relativement plus petit que les noyaux des autres planètes telluriques, car la densité moyenne de la planète est de 20 % plus faible. La lithosphère surmontant le manteau de silicates serait épaisse de 250 km. En l’absence de données sismiques, il est impossible d’avoir une description plus élaborée. C’est sûrement la proximité de Jupiter qui explique que Mars soit bien plus petit que la Terre : lors de la formation du système solaire, il y a 4,6 milliards d’années, les matériaux du disque protoplanétaire ont été happés par la planète géante au détriment de la dernière planète tellurique.


Les deux lunes

Les deux lunes de Mars, Phobos et Deimos, sont trop petites pour avoir une forme sphérique : leurs plus grandes dimensions sont respectivement de 28 et de 16 km de diamètre maximal. Comme celle de la Lune, leur origine reste inconnue. Leur surface est fortement cratérisée, recouverte d’une épaisse couche de régolite. Elles décrivent leurs orbites à faible distance de Mars, Phobos à 9 380 km, Deimos à 23 460 km, avec des périodes de 7 h 39 min et 30 h 18 min. 

La grande proximité de Phobos par rapport à la planète conduit à un mouvement képlérien plus rapide que la rotation propre de Mars : ainsi, Phobos se lève à l’ouest et se couche à l’est. Comme les effets de marée qu’il subit lui ôtent de l’énergie gravitationnelle, il s’écrasera sur la planète dans 30 millions d’années, échéance très brève à l’échelle des temps astronomiques.


TERRE

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Terre
SymboleSymbole Terre
Découvreur / Date de découverte— / —
Rayon(équatorial)6 378,137 km
Masse5,9736×1024 kg
Période de rotation (jour sidéral)0,9972696 jours (23 h 56 min 4 s)
Période de révolution365,25696 jours
Aphélie152 097 701 km (1,01671033 ua)
Périhélie147 098 074 km (0,98328989 ua)
Température moyenne (surface)288°K = 15°C
SatelliteLune

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 5,97×1024 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

Animation interactive en anglais (cliquez sur l’icône et patientez quelques secondes)

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.

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.

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).

L’atmosphère

L’atmosphère est divisée en 5 couches : leurs limites ont été fixées selon les discontinuités dans les variations de la température, en fonction de l’altitude.

De bas en haut :

1) la troposphère : la température décroît avec l’altitude (de la surface du globe à 8-15 km d’altitude) ; l’épaisseur de cette couche varie entre 13 et 16 km à l’équateur, mais entre 7 et 8 km aux pôles. Elle contient 80 à 90% de la masse totale de l’air et la quasi-totalité de la vapeur d’eau. C’est la couche où se produisent :

        – les phénomènes météorologiques (nuages, pluies…)
        – les mouvements atmosphériques horizontaux et verticaux (convection thermique, vents) ;

2) la stratosphère : la température croît avec l’altitude jusqu’à 0 °C (de 8-15 km d’altitude à 50 km d’altitude) ; elle abrite une bonne partie de la couche d’ozone ;

3) la mésosphère : la température décroît avec l’altitude (de 50 km d’altitude à 80 km d’altitude) jusqu’à – 80 °C ;

4) la thermosphère : la température croît avec l’altitude (de 80 km d’altitude à 350-800 km d’altitude) ;

5) l’exosphère (de 350-800 km d’altitude à 50 000 km d’altitude).

Atmosphère
Atmosphère

Approfondir avec WIKIPEDIAwikipedia

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LUNE

Symbole
Découvreur / Date de découverte— / —
Rayon(équatorial)1 737,3 km (0,272 Terre)
Masse7,34×1022 kg
Période de rotation (jour sidéral)Synchrone
Période de révolution27,3217 jours
Aphélie405 500 km
Périhélie363 300 km
Température moyenne (surface)196°K = – 77°C

Unique satellite naturel de la Terre

  Les différentes phases.   Le cycle lunaire est divisé en huit phases : 
        1 – la nouvelle lune (conjonction)
        2 – le premier croissant
        3 – le premier quartier (quadrature)
        4 – la lune gibbeuse
        5 – la pleine lune (opposition)
        6 – la lune gibbeuse
        7 – le dernier quartier (quadrature)
        8 – le dernier croissant

Les huit phases forment un cycle lunaire complet appelé “lunaison” dont la durée est de 29,5 jours.

Les phases de la Lune dépendent de la position de celle-ci autour de la Terre. La nouvelle lune a lieu lors de l’alignement Soleil-Lune-Terre (alignement approximatif à cause de l’inclinaison de 5 degrés de l’orbite lunaire, alors que la pleine lune correspond à l’alignement Soleil-Terre-Lune. La Lune au premier quartier (lorsqu’elle dessine l’arrondi de la lettre D) est visible en après-midi et en soirée, alors qu’au dernier quartier (dessinant l’arrondi d’un C) elle apparaît en fin de nuit ainsi qu’en matinée.

Objet de multiples symboliques (la folie, la rêverie, la mélancolie…), la Lune est un corps céleste complètement figé ; il porte les traces intactes d’innombrables impacts de météorites qui l’ont bombardé il y a près de quatre milliards d’années. En 1969, l’homme a marché sur la Lune. Cette exploration, considérée comme une immense conquête humaine, et les missions qui ont suivi, ont beaucoup appris sur le satellite de la Terre. La Lune garde pourtant entier le mystère de son origine.

Le système Terre-Lune

Le système Terre-Lune est exceptionnel au sein du cortège planétaire du Soleil, de par le contraste très faible entre les masses de la planète et de son satellite. Le rayon lunaire est de 1 740 km, soit plus du quart du rayon terrestre, et la masse de la Lune (7,35·1022 kg) représente 1/81 de la masse de la Terre. Seul Pluton et son satellite Charon offrent un contraste de masse encore plus faible. La distance moyenne Terre-Lune dépasse 60 rayons terrestres, ce qui est l’une des plus grandes distances planète-satellite du système solaire. 

De telles caractéristiques permettent de considérer le système Terre-Lune comme une planète double. La présence de la Lune assure une très forte stabilité des paramètres orbitaux de la Terre. Sans la Lune, l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre et l’excentricité de son orbite varieraient bien plus, entraînant des contrastes entre les saisons peut-être néfastes à la vie sur Terre. Mars, dont deux lunes sont très petites, ainsi que Vénus, qui n’a pas de satellite naturel, n’ont jamais bénéficié de cette stabilisation et ont déjà subi dans leur histoire de très fortes perturbations. 

La formation de la Lune reste une question non résolue. La chronologie isotopique appliquée aux roches indique que la Lune a été formée il y a environ 4,55 milliards d’années, et donc qu’elle est contemporaine de la Terre. Trois principales théories s’affrontent, sans qu’aucune ne soit à l’heure actuelle vraiment satisfaisante. Soit la Lune est un fragment détaché de la Terre primitive, soit il s’agit d’un astre capturé par la Terre, soit enfin elle s’est formée au voisinage de la Terre, par condensation et agrégation de matière. 

Des mesures systématiques de la distance Terre-Lune sont effectuées, à l’aide de miroirs déposés sur le sol lunaire réfléchissant un puissant faisceau laser émis depuis un télescope terrestre. La mesure de la durée du trajet aller-retour du faisceau donne la distance avec une précision millimétrique. On constate ainsi que la Lune s’éloigne de la Terre de 3 cm par an, conséquence du ralentissement de la rotation diurne terrestre suite aux marées lunaires. Cet éloignement sera bloqué le jour où les mouvements orbitaux de la Terre et de la Lune seront synchronisés, les deux corps liés l’un à l’autre apparaissent alors comme par un axe rigide, ce qui n’arrivera pas avant quelques milliards d’années.

La Lune au fil des jours et des mois

La Lune décrit autour de la Terre une orbite elliptique, dont le demi-grand axe est de 384 402 km. Le mois sidéral, égal à 27,32 jours, mesure la rotation lunaire autour de la Terre par rapport aux étoiles fixes ; le mois synodique est plus long, 29,53 jours, car il tient compte de l’entraînement de la Terre autour du Soleil, et mesure la durée entre deux phases identiques de la Lune. Ce mouvement de rotation correspond à un déplacement dans le ciel de 12° par jour environ. En moyenne, la Lune se lève chaque jour 50 min plus tôt.

Au cours de sa rotation, la Lune présente toujours la même face à un observateur terrestre. Ce phénomène, dû aux marées que la Terre exerce sur la Lune, est d’ailleurs commun à tous les satellites du système solaire autour de leur planète respective, sans exception. Il s’ensuit que le globe lunaire présente une forme allongée, la plus grande dimension pointant dans la direction de la Terre. 

Malgré cette synchronisation, plus de la moitié (59 %) de la surface lunaire est visible au cours d’une lunaison. En effet, alors que la rotation propre de la Lune est uniforme, sa rotation orbitale ne l’est pas, car sa trajectoire autour de la Terre est elliptique. Par ailleurs, son axe de rotation est incliné de 83°20′ sur son plan orbital, ce qui permet de voir alternativement les deux calottes polaires. Il faut enfin signaler que la figure non sphérique de la Terre ainsi que les perturbations gravitationnelles solaires font que les calculs du mouvement de la Lune sont des plus complexes.

L’ellipticité de la trajectoire lunaire induit des éclipses de deux types : de Soleil et de Lune. Lorsque la nouvelle lune est proche du périgée (le lieu de la trajectoire le plus proche de la Terre), elle peut occulter entièrement le disque solaire ; cette éclipse est annulaire car le diamètre angulaire vu depuis la Terre est alors inférieur à celui du Soleil. Les éclipses de Lune ont lieu lorsqu’elle traverse le cône d’ombre de la Terre, à la pleine lune. Il n’y a pas d’éclipse à chaque nouvelle ou pleine lune, car le plan de l’orbite est incliné de 5°8′ par rapport à l’écliptique. Pour qu’une éclipse de Lune soit visible d’un lieu de la Terre, il suffit que la Lune y soit levée. La limite du cône d’ombre envahissant la Lune lui donne un aspect totalement différent de celui des phases ; à la totalité, la Lune est plus ou moins rougeâtre, la couleur dépendant de l’état de l’atmosphère terrestre qui réfracte vers la Lune la lumière solaire. Une éclipse de Soleil n’est en revanche totale que sur une bande large de 300 km et longue de quelques milliers de kilomètres. Elle dure au plus 7 min, au cours desquelles il fait totalement nuit, la température pouvant baisser de 10°C. Une éclipse partielle, visible depuis de plus vastes régions, est bien moins impressionnante, et peut passer totalement inaperçue quand bien même 90 % du disque solaire sont occultés. Le mode d’observation le plus sûr d’une éclipse de Soleil consiste à projeter l’image du disque solaire sur un écran ; toute observation directe nécessite une protection appropriée, bien plus efficace qu’une simple paire de lunettes de soleil.

Structure de la Lune, surface et cratères

Bien qu’elle demeure encore mal déterminée, il est probable que la structure interne de la Lune se compose de trois ou quatre couches. Le noyau central, de 300 km de rayon, composé de fer et de silicium, est entouré d’une couche en partie liquide, d’environ 400 km d’épaisseur, elle-même surmontée d’un manteau de roches d’environ 800 km, puis de la croûte de 70 km d’épaisseur.

Si la composition moyenne de la Lune ressemble à celle de la Terre, certaines différences restent inexpliquées : alors que le fer représente 30 % de la masse de la Terre, il est trois fois moins abondant sur la Lune.

L’analyse des orbites des sondes circumlunaires a permis de détecter des anomalies du champ de gravitation, correspondant à des concentrations de masse, appelées mascons, généralement situées sous les mers. Le champ magnétique propre de la Lune, qui est beaucoup plus faible que le champ terrestre, n’est pas un champ dipolaire comme ce dernier, mais avec des variations locales d’intensité et de direction qui pourraient correspondre à la présence de grandes masses de fer pur dans certaines couches. L’activité sismique de la Lune est très faible comparée à l’activité terrestre ; elle est excitée uniquement par les marées dans le champ gravitationnel terrestre, et les contraintes thermiques provoquées par l’alternance du jour et de la nuit. Le flux thermique dénote en revanche une radioactivité deux fois plus importante que celle de la Terre.

La surface lunaire est extrêmement sombre : la Lune a un albédo moyen de 0,11, ce qui signifie que seulement 11 % de la lumière incidente est réfléchie par le sol lunaire. Cela s’explique par la nature chimique du sol, et surtout par son extrême pulvérulence. Les principaux éléments du relief sont d’une part les cratères, et d’autre part les ” mers ” (sans la moindre goutte d’eau !), gris sombre, et les continents, plus clairs.

Les cratères, provoqués par la chute de météorites, ou bien par des retombées de cratères primaires, ont un diamètre entre 1 cm et plus de 200 km. Les plus petits cratères ont un fond en forme de bol, les plus grands un fond plat. Ces derniers comprennent un piton central, formé par rebond de l’onde de choc, et plusieurs anneaux. Tous sont entourés d’ejecta. La cratérisation de la face cachée est plus intense, alors que 95 % des mers sont sur la face visible. La plus grande partie des cratères a été formée il y a plus de 3,8 milliards d’années, au cours d’une période de bombardement intense par des météorites, qui a affecté tous les corps du système solaire. La face visible a bénéficié de la protection de la Terre après cette période. Les continents fortement cratérisés sont plus anciens que 3,8 milliards d’années. Ils se composent essentiellement de feldspath calcique, soit fortement majoritaire, soit accompagné d’olivine et de pyroxène. Les mers sont en revanche constituées de basalte. Sûrement proviennent-elles de laves issues des couches internes, remplissant les dépressions de la Lune encore jeune et intensément bombardée. Moins cratérisées et donc plus jeunes que les continents, elles datent d’il y a 3,2 à 3,8 milliards d’années.

Si les cratères dominent tant la morphologie de la surface lunaire, c’est que l’absence d’eau et d’atmosphère sur la Lune implique que tous les mécanismes d’érosion sont d’origine cosmique, et d’une intensité bien inférieure à celle de l’érosion terrestre. La couche superficielle de la croûte lunaire, d’où ont été extraits les échantillons rapportés sur Terre, est formée sur quelques mètres de profondeur d’un dépôt de roches fragmentées et de poussières de météorites, appelé régolite. Le bombardement micrométéoritique associé au vent solaire en a réduit la taille des composants à environ 1/10 mm. Sous cette couche, les fragments de roches ont subi une recristallisation, qui les a cimentés, formant des brèches. Le champ gravitationnel, un sixième de la valeur terrestre, est trop faible pour permettre l’existence d’une atmosphère notable. Cette absence entraîne une érosion très faible, due seulement aux micrométéorites ainsi qu’aux contrastes de température entre les régions à l’ombre et celles éclairées. Chaque région subit deux semaines éclairées, la température atteignant 125 °C, suivies de deux semaines de nuit, où la température décroît à -175°C.


Observation et exploration spatiale

L’observation de la Lune remonte à la nuit des temps : des écrits du VIIIème siècle avant notre ère parlent déjà de la prédiction des éclipses ; le cycle lunaire de 18 ans et 11 jours, le saros, avec en moyenne 84 éclipses de Lune et de Soleil, est établi au Vème siècle avant notre ère. L’invention de la lunette astronomique a permis d’établir des cartes de la Lune, mais il a bien fallu attendre l’exploration spatiale pour enfin découvrir sa face cachée. Cette exploration a été l’enjeu d’une compétition scientifique et politique intense entre Soviétiques et Américains.

En 1959, l’engin soviétique Luna-2 percute pour la première fois la surface lunaire ; Luna-3 rapporte les premiers clichés de la face cachée. À partir de cette date, on assiste au développement de plusieurs programmes d’exploration lunaire, conçus suivant des principes différents : sonde spatiale contournant simplement la Lune, sonde satellisée autour de la Lune, sonde automatique posée sur la Lune, et enfin sonde habitée se posant sur la Lune en permettant l’exploration directe par l’homme.

Dès 1967, les données recueillies par plus de dix sondes américaines et soviétiques permettent d’établir une topographie détaillée de toute la surface lunaire, ainsi qu’une analyse physique et chimique de son sol. Il s’agit de préparer activement un proche débarquement. En 1968, plusieurs lancers de capsules inhabitées, puis un vol habité circumlunaire (celui d’Apollo 8) sont destinés à mettre au point le matériel. En 1969, un dernier vol d’essai permet le largage de deux astronautes dans une capsule LEM (Lunar Excursion Module), qui survole la Lune à 15 km d’altitude avant d’être récupérée. Le 16 juillet de la même année, trois astronautes (Neil Armstrong, Edwin Aldrin et Michael Collins) quittent la Terre à bord d’Apollo 11, grâce au gigantesque lanceur Saturn V. Le 20 juillet 1969, le LEM atterrit dans la mer de la Tranquillité, où les astronautes recueillent des échantillons de sol lunaire et installent des instruments d’observation. Le 24 juillet, le véhicule spatial revient sur Terre.

 
De 1959 à 1975, plus de cinquante missions d’exploration, automatiques ou habitées, dont six débarquements, ont été effectuées et ont permis de rapporter, outre plus de 20 000 photographies et 382 kg d’échantillons prélevés dans neuf régions différentes, une somme de données concernant la radioactivité, la température, le champ gravitationnel, le champ magnétique, l’activité sismique, l’analyse chimique in situ. Les dernières grandes missions lunaires américaines ont lieu en 1972, alors que les véhicules automatiques soviétiques Lunakhod explorent la surface de 1970 à 1976.  Avant d’entreprendre d’éventuels vols habités vers d’autres corps du système solaire, de nouvelles missions sur la Lune sont envisagées. La Lune, dépourvue d’atmosphère, est un site privilégié pour y implanter un observatoire astronomique, mais un tel projet n’a encore donné lieu à aucun financement officiel.