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Le système Terre-Lune
La Lune est le satellite de la Terre
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| Distance de la Terre (en km) | 384 400 |
| Périgée (en km) | 363 300 |
| Apogée (en km) | 405 500 |
| Inclinaison de l'orbite | en ° par rapport à l'écliptique: 5.1° en ° par rapport au plan de l'équateur terrestre: 18.28°-28.58° (1) |
| Excentricité de l'orbite | 0.055 |
| Inclinaison de l'axe des pôles (en °) | 6.7 |
| Masse (en tonnes 24) | 0,073 |
| Diamètre (en km) | 3475 |
| Densité (in kg/m3) | 3340 |
| Température moyenne (en °C) | -20 |
| Champ magnétique | non |
chiffres NASA, National Space Science Data Center (NSSDC)
(1) retour cette fourchette d'inclinaison de l'inclinaison de l'orbite par rapport à l'équateur terrestre vient de ce que la ligne des noeuds de l'orbite de la Lune régresse (en se déplaçant dans le sens des aiguilles d'une montre) sur un cycle de 18,6 ans
Explication détaillée des catégories du tableau
- Apogée
- Point de l'orbite de la Lune le plus éloigné de la Terre (en km)
- Champ magnétique
- indique si la Lune a ou pas un champ magnétique global mesurable (la Lune n'a pas de champ magnétique global mais des champs magnétiques locaux)
- Densité
- Densité moyenne (masse divisé par le volume) (en kg/m3)
- Distance de la Terre
- Distance moyenne de la Terre (en km)
- Diamètre
- Diamètre de la Lune à l'équateur (en km)
- Excentricité de l'orbite
- Mesure de la circularité de l'orbite de la Lune (la Lune, comme les planètes a une orbite elliptique). Une orbite circulaire aurait une valeur 0
- Inclinaison de l'axe des pôles
- Angle entre l'axe des pôles de la Lune et une ligne perpendiculaire au plan de l'orbite de la Lune (ou, ce qui revient au même, angle entre le plan équatorial de la Lune et le plan de l'orbite lunaire (en °)
- Inclinaison de l'orbite
- Angle entre le plan de l'orbite de la Lune et l'écliptique (qui est le plan de l'orbite terrestre) (en ° par rapport à l'écliptique qui est 0 et en ° par rapport à l'équateur terrestre)
- Masse
- Masse de la Lune (en kg24). NB: la masse n'est pas le poids. La masse est la quantité de matière que contient la Lune. Le poids, théoriquement, est la masse sur laquelle agit la gravité. Ainsi un objet de masse similaire aura un poids 1/6ème plus faible sur la Lune puisque la gravité y est 1/6ème celle de la Terre. On utilise la masse pour caractériser l'inertie qu'un objet céleste oppose à l'accélération, c'est à dire sa résistance à une force qui voudrait le mouvoir ou changer sa direction
- Périgée
- Point de l'orbite de la Lune le plus proche de la Terre (en km)
- Température moyenne
- Température moyenne pour l'ensemble de la surface de la Lune (in °,C)
Le système Terre-Lune
Le système Terre-Lune -pour employer ce terme qui permet de bien insister sur le fait qu'on a là un système caractéristique- est apparu tôt dans l'histoire de la Terre. Une des théories sur l'origine de la Lune, en effet, est qu'un planétisimal de la taille de Mars a percuté la Terre il y a 4,5 milliards d'années -soit quasi-concomittamment à la création du système, vers 30 à 50 millions d'années seulement après que le Soleil et la Terre soient nés. Il déchira la croûte de la Terre, envoyant une masse de débris en orbite. Ces débris se stabilisèrent finalement pour former un énorme disque de débris, lequel dura à peu près un an, puis les débris s'aggrégèrent en la Lune. Notre nouveau satellite fut très vite bloqué sur son orbite en période orbitale et période de rotation: la durée de la révolution de la Lune autour de la Terre équivaut sa durée de rotation sur elle-même. Cela se fit en quelques dizaines de millions d'années. D'où que, déjà à cette époque, la Lune présentait toujours la même face vers la Terre. Le phénomène est dû à la masse imposante de la Terre et au fait qu'elle tourner plus vite sur elle-même
Par ailleurs, à cette époque, la Terre et la Lune étaient beaucoup plus près l'une de l'autre et chacune tournait sur elle-même plus rapidement qu'aujourd'hui. La Lune ne devait être qu'à entre 19000 et 47000 km (12000-19000 miles) de la Terre; ce qui donnait une orbite beaucoup plus rapide qu'aujourd'hui (aux environs de 4,19 heures). La Terre, alors, tournait sur elle-même en quelques heures de moins qu'aujourd'hui. Les dinosaures, il y a 70 millions d'années, avaient encore un jour qui n'était long que de 22 heures
Au long des siècles, les deux corps continuèrent d'agir l'un sur l'autre: la Lune fait apparaître un renflement gravitationnel sur la Terre -c'est les marées- et un réel renflement de la croûte terrestre. C'est ce renflement qui, à son tour, lorsque la Terre tourne sur elle-même, agit gravitationnellement sur la Lune: la Terre accélère la Lune sur l'orbite, en même temps qu'elle est elle-même freinée, accroissant la durée du jour. Aussi, cela se traduit-il par le fait que la Lune s'éloigne de la Terre, ralentissant sur son orbite, et que le jour terrestre s'allonge lentement. La Lune s'éloigne de nous de 3,8 cm (1,49 pouces) par an et le jour terrestre s'accroît de 0,002 secondes par siècle. Cela mènera finalement, d'ici plusieurs dizaines de milliards d'années, à ce que le système Terre-Lune se stablisera dans une résonance gravitationnelle de 47 jours: la Lune orbitera autour de la Terre en 47 jours et le jour, sur Terre, durera lors 47 jours... Au taux actuel de rotation de la Terre sur elle-même, il faut 3 millions d'années pour que le jour augmente d'1 minute. Enfin, à la fin de l'évolution des deux corps, la Lune se trouvera à 560 000 km (348 000 miles) de nous au lieu des 385 000 (239 000 miles) d'aujourd'hui
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| le diamètre apparent de la Lune aujourd'hui et dans 1 à 2 milliards d'années (à gauche); une éclipse totale aujourd'hui et une éclipse dans 1 à 2 milliards d'années (à droite) |
Un des effets secondaires de l'évolution est que, à un moment, les éclipses solaires cesseront d'exister, ou du moins les éclipses totales. D'ici 1 à 2 milliards d'années, par un processus graduel qui aura vu les éclipses totales devenir des éclipses hybrides, puis des annulaires, il n'y aura plus que des annulaires. Lorsqu'il n'y aura plus que des éclipses annulaires, il restera 4,8 minutes d'arc de Soleil de chaque côté du disque sombre de la Lune. Il continuera, bien sûr, d'y avoir des éclipses partielles. Le taux de disparition des éclipses totales s'analyse ainsi: une diminution, par incrément, du diamètre apparent de la Lune de 1,8 seconde d'arc se traduire par le fait qu'une éclipse, par siècle, cessera d'être totale et deviendra une éclipse hybride