Orbite de la Lune

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Page d'aide sur les redirections Cet article concerne l'orbite de la Lune autour de la Terre. Pour l'orbite d'un objet autour de la Lune, voir orbite lunaire.

Cet article traite de l'orbite de la Lune autour de la Terre.

La Lune effectue une orbite autour de la Terre en environ 27,3 jours, à environ 385 000 km du centre de la Terre en moyenne, à la vitesse moyenne de 1 023 m/s[1]. Elle diffère de la plupart des satellites naturels des autres planètes par son orbite plus proche du plan de l'écliptique que de l'équateur terrestre.

Bien que globalement elliptique, l'orbite de la Lune présente de nombreuses irrégularités (connues sous le nom de perturbations), dont l'étude possède une très longue histoire[2].

Propriétés[modifier | modifier le code]

Ellipse[modifier | modifier le code]

L'orbite de la Lune est distinctement elliptique, avec une excentricité moyenne de 0,0549. Cette forme non-circulaire provoque une variation de la vitesse angulaire et de la taille apparente de la Lune pour un observateur terrestre. Le mouvement angulaire moyen journalier de la Lune pour un observateur imaginaire situé au barycentre des deux objets célestes est de 13,176° vers l'est.

Apsides[modifier | modifier le code]

L'orientation de l'orbite n'est pas stable dans l'espace, mais subit un effet de précession au cours du temps. La ligne des apsides, reliant le périgée (point de l'orbite le plus proche de la Terre) et l'apogée (point le plus éloigné) tourne lentement dans le même sens que la Lune elle-même (mouvement direct), effectuant une révolution complète en 3 232,6054 jours (environ 8,85 ans).

Nœuds[modifier | modifier le code]

Les nœuds sont les point de l'orbite qui croisent le plan de l'écliptique. La Lune traverse un nœud tous les 27,2122 jours, soit un mois draconitique. La ligne des nœuds, l'intersection entre le plan orbital de la Lune et celui de l'écliptique, subit un mouvement rétrograde : pour un observateur terrestre, elle tourne vers l'ouest, effectuant une rotation complète en 18,60 ans, soit 19,3549° par an. Du point de vue d'un observateur imaginaire situé au pôle céleste nord, les nœuds tournent dans le sens des aiguilles d'une montre autour de la Terre, dans le sens opposé de la rotation de celle-ci et de sa révolution autour du Soleil.

Les éclipses de Soleil et de Lune ne se produisent que lorsque les nœuds sont alignés avec le Soleil, environ tous les 173,3 jours.

Inclinaison[modifier | modifier le code]

L'inclinaison de l'orbite de la Lune sur le plan de l'écliptique est de 5,145° en moyenne et varie entre 5° et 5,28° selon un cycle de 173 jours (la moitié d'une année draconitique). L'axe de rotation de la Lune n'est pas perpendiculaire à son plan orbital et l'équateur lunaire est incliné de 1,543° sur l'écliptique.

L'axe de rotation de la Lune et son plan orbital subissent un effet de précession identique : ainsi, bien que son axe de rotation ne soit pas fixe par rapport aux étoiles, l'angle qu'il fait avec l'écliptique est toujours égal à 1,543°.

Lunistice[modifier | modifier le code]

Pendant le solstice de juin, l'écliptique atteint sa déclinaison maximale dans l'hémisphère sud, -23° 29′. Dans le même temps, lorsque le nœud ascendant de la Lune forme un angle droit avec le Soleil, la déclinaison de la pleine lune atteint un minimum de -28° 36′. Cet effet est appelé lunistice sud.

Neuf ans et demi plus tard, le nœud descendant de la Lune formant un angle droit avec la Soleil lors du solstice de décembre, la déclinaison de la Lune atteint un maximum de 28° 36′, le lunistice nord.

Planète double[modifier | modifier le code]

Vue à l'échelle de la Terre et de la Lune.

La masse de la Terre est 81 fois plus élevée que celle de la Lune, un rapport nettement plus faible que celui de la plupart des satellites du système solaire ; le barycentre des deux corps reste toutefois situé à l'intérieur de la Terre, à environ 1 750 km sous sa surface. Par ailleurs, la Lune n'orbite pas dans le plan de l'équateur terrestre, là encore à la différence de la plupart des satellites. Pour ces raisons, entre autres, le couple Terre-Lune est parfois considéré comme une planète double plutôt qu'un système planète-satellite[3],[4],[5].

Éléments orbitaux[modifier | modifier le code]

Schéma du système Terre-Lune.
Échelle non respectée.

Les paramètres suivants résument les principales caractéristiques de l'orbite de la Lune :

  • Demi-grand axe : 384 748 km[6]
  • Distance au périgée : ~362 600 km (356 400 à 370 400 km)
  • Distance à l'apogée : ~405 400 km (404 000 à 406 700 km)
  • Excentricité moyenne : 0,0549006 (0,026 à 0,077)[7]
  • Inclinaison moyenne de l'orbite sur l'écliptique : 5,14 (4,99 à 5,30)[7]
  • Obliquité moyenne : 6,58°
  • Inclinaison moyenne de l'équateur lunaire sur écliptique : 1,543°
  • Période de précession des nœuds : 18,5996 ans
  • Période de récession de la ligne des apsides : 8,8504 ans

Périodes lunaires[modifier | modifier le code]

Article connexe : mois lunaire.

Plusieurs méthodes peuvent être employées pour décrire le temps que met la Lune pour tourner autour de la Terre. Le mois sidéral est la période de révolution de la Lune par rapport aux étoiles fixes, et environ 27,3 jours. Le mois synodique est la période entre deux phases lunaires identiques, environ 29,5 jours. Le mois synodique est plus long que le mois sidéral, parce que le système Terre-Lune se déplace le long de son orbite autour du Soleil et qu'il faut donc un peu plus longtemps pour obtenir la même configuration.

Le mois anomalistique est la période entre deux périgées, le mois draconitique entre deux nœuds ascendants et le mois tropique entre deux passages à la même longitude écliptique. Du fait de la précession de l'orbite lunaire, ces périodes diffèrent d'un mois sidéral.

En résumé :

  • Mois draconitique : 27,212220815 jours
  • Mois tropique : 27,321582 jours
  • Mois sidéral : 27,32166155 jours
  • Mois anomalistique : 27,554550 jours
  • Mois synodique : 29,53058886 jours
  • Mois calendaire moyen (un douzième d'une année terrestre) : environ 30,4 jours

Marées[modifier | modifier le code]

Du fait des forces de marée, par déformation de la Terre le long de l'axe Terre-Lune, une partie de son moment cinétique est graduellement transféré au moment orbital de la Lune. En conséquence, la Lune s'éloigne de la Terre d'environ 38 mm par an. La conservation du moment cinétique conduit la rotation de la Terre à ralentir, une journée terrestre s'allongeant d'environ 23 µs par an. Ces valeurs étaient plus faibles par le passé : il y a 620 millions d'années, la Lune s'éloignait d'environ 22 mm par an et le jour terrestre s'allongeait de 12 µs par an.

Les calculs actuels suggèrent que la Lune devrait continuer à s'éloigner de la Terre pendant encore 50 milliards d'années[8],[9]. À ce moment, la Terre et la Lune devraient se trouver en rotation synchrone : la Lune devrait tourner autour de la Terre en 47 jours et les deux corps devraient tourner sur eux-mêmes en autant de temps, s'opposant toujours la même face (ce qui est déjà le cas de la Lune). Ces calculs ne tiennent cependant pas compte de l'évolution du Soleil au cours de cette période.

Libration[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Libration.
Simulation de la Lune pendant une lunaison complète. La libration est l'apparente oscillation de la Lune au cours de cette période.

La Lune est en rotation synchrone et conserve ainsi toujours la même face tournée vers la Terre. Toutefois, cette rotation synchrone n'est vraie qu'en moyenne, du fait de son excentricité orbitale. Par conséquent, la vitesse angulaire de la Lune varie au cours d'une révolution et n'est pas toujours égale à sa vitesse de rotation. Lorsque la Lune est au périgée, sa rotation est plus lente que son mouvement orbital, ce qui permet d'apercevoir jusqu'à 8° de longitude de la partie orientale de sa face cachée. Réciproquement, à l'apogée, la rotation est plus rapide, révélant 8° de longitude de sa partie occidentale. Cet effet est connu sous le nom de libration longitudinale.

Comme l'orbite lunaire est également inclinée sur le plan de l'écliptique de 5,1°, l'axe de rotation de la Lune semble se déplacer pour un observateur terrestre au cours d'une révolution. Cet effet est connu comme libration latitudinale, permettant d'observer jusqu'à 7° de latitude de la face cachée au-delà des pôles.

La Lune se situant à environ 60 rayons terrestres du barycentre du système Terre-Lune, un observateur sur l'équateur terrestre perçoit 1° de longitude lunaire supplémentaire entre le lever et le coucher du satellite, un effet connu comme libration diurne. Pour la même raison, des observateurs aux pôles perçoivent 1° supplémentaire en latitude.

Trajectoire[modifier | modifier le code]

Schéma d'une partie du parcours de la Terre et de la Lune autour du Soleil (en bas à gauche) : le parcours de la Lune est toujours convexe.

Vues depuis le pôle céleste nord, la Lune orbite autour de la Terre dans le sens trigonométrique, la Terre orbite autour du Soleil également dans ce sens, et la Lune et la Terre tournent autour de leur axe également dans le sens trigonométrique.

À la différence de nombreuses autres satellites du système solaire, la trajectoire de la Lune est très similaire à celle de la planète autour de laquelle elle orbite. Dans un référentiel héliocentrique, l'accélération de la Lune est toujours dirigée vers le Soleil ; en conséquence, sa trajectoire y apparait comme convexe[10],[11], jamais concave ou rebouclant sur elle-même[10],[12].

Annexes[modifier | modifier le code]

Liens internes[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) « Earth's Moon: Facts & Figures », Solar System Exploration, NASA (consulté le 2011-12-09)
  2. (en) Martin C. Gutzwiller, « Moon-Earth-Sun: The oldest three-body problem », Reviews of Modern Physics, vol. 70, no 2,‎ 1998, p. 589–639 (liens DOI? et Bibcode?)
  3. http://www.systemesolaire.net/lune.html
  4. http://membres.multimania.fr/renejacquemet/expo/lune/lune.html
  5. http://www.larousse.fr/encyclopedie/nom-commun-nom/lune/66880
  6. (en) M. Chapront-Touzé, J. Chapront, « The lunar ephemeris ELP-2000 », Astronomy & Astrophysics, vol. 124,‎ 1983, p. 54 (lien Bibcode?)
  7. a et b Jean Meeus, Mathematical astronomy morsels (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1997) 11–12.
  8. (en) C.D. Murray & S.F. Dermott, Solar System Dynamics, Cambridge University Press,‎ 1999, p. 184
  9. (en) Terence Dickinson, From the Big Bang to Planet X, Camden East, Ontario, Camden House,‎ 1993, 79–81 p. (ISBN 0-921820-71-2)
  10. a et b (en) Helmer Aslaksen, « The Orbit of the Moon around the Sun is Convex! »,‎ 2010 (consulté le 2006-04-21)
  11. The Moon Always Veers Toward the Sun at MathPages
  12. (en) H.L. Vacher, « Computational Geology 18 - Definition and the Concept of Set », Journal of Geoscience Education, vol. 49, no 5,‎ novembre 2001, p. 470–479 (lire en ligne [PDF])