Orbite de la Terre

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Vue d'artiste de la rotation de la Terre et de la révolution de cette dernière autour du Soleil. Le dessin n'est pas à l'échelle.
Animation montrant l'orbite des planètes du Système solaire interne. L'orbite de la Terre est tracée en bleu.

L'orbite de la Terre désigne l'orbite de la Terre autour du Soleil. Ce mouvement périodique suit la forme d'une ellipse presque circulaire dont la période de révolution correspond à une année sidérale, soit un peu plus de 365 jours. Conjuguée avec l'inclinaison de l'axe de rotation terrestre, l'orbite de la Terre entraîne le cycle annuel des saisons.

Le mouvement de la Terre autour du Soleil s'effectue à une vitesse orbitale d'environ 30 km/s, entraînant à chaque année un parcours d'environ un milliard de kilomètres. Du point de vue du pôle Nord de la Terre, cette dernière parcourt son orbite dans le sens antihoraire. Cette direction correspond, à midi, à l'ouest d'un observateur situé sur l'équateur terrestre.

L'orbite de la Terre se situe dans la zone habitable circumstellaire du Système solaire qui permet, notamment, la présence d'eau sous forme liquide à sa surface. Cependant, la variation périodique, sur des milliers d'années, de certains paramètres de l'orbite et de l'axe de rotation terrestres entraîne des périodes de glaciations plus ou moins étendues sur la planète.

Décrite précisément à partir du XVIIe siècle, l'orbite de la Terre est la source de plusieurs étalons et référentiels, dont la durée de l'année, la longueur de l'unité astronomique, la valeur du parsec et le plan de l'écliptique.

Historique[modifier | modifier le code]

Article connexe : histoire de l'astronomie.

La représentation de la Terre dans l'Univers a fait l'objet de plusieurs modèles au cours de l'histoire. L'idée que la Terre puisse être en mouvement et parcourir une orbite est relativement récente et n'est acceptée que depuis quelques centaines d'années. Elle réfère à l'héliocentrisme, qui place le Soleil au centre avec les planètes qui tournent autour, formant le Système solaire[1].

Historiquement, l'héliocentrisme a été précédé par le géocentrisme, qui plaçait la Terre au centre de l'Univers avec l'ensemble de la voûte céleste tournant autour. L'Almageste de Ptolémée, publié au IIe siècle, est la référence sur le sujet pendant plus de mille ans.

Système héliocentrique simplifié de Copernic extrait de Des révolutions des sphères célestes (1543).

Bien que des idées héliocentriques auraient été exprimées dès l'Antiquité, ce n'est qu'à partir du XVIe siècle qu'elles sont considérées sérieusement, lors de la publication de Des révolutions des sphères célestes (1543) par Nicolas Copernic, qui lance la révolution copernicienne. Freiné par une conception circulaire des orbites, qui n'augmente pas la précision des observations par rapport au modèle géocentrique, ainsi que par les autorités religieuses de l'époque, l'héliocentrisme mettra encore plus d'une centaine d'années avant de s'imposer en Occident.

Au début du XVIIe siècle, Johannes Kepler affirme que les orbites des planètes sont des ellipses[2]. L'astronome établit les lois de Kepler, qui permettent de décrire la position des planètes avec une précision beaucoup plus grande que celle donnée par les modèles géocentrique et héliocentrique circulaire. Ces lois seront expliquées plus tard par la loi universelle de la gravitation, exposée par Isaac Newton dans les Philosophiae Naturalis Principia Mathematica. Cette dernière consolidera définitivement l'héliocentrisme comme modèle décrivant l'organisation des corps du Système solaire.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Caractéristiques physiques de l'orbite de la Terre
Caractéristique Unité (J2000.0)
période 365,256363004 jours[3]
vitesse moyenne 29,78 km/s[4]
107 200 km/h
périmètre 940 millions de km[5].
aphélie 152 x 106 km
1,0167 UA
périhélie 147 x 106 km
0,98329 UA
demi-grand axe 149,6 x 106 km
1,00000261 UA[6]
excentricité 0,01671123[6]
inclinaison 1,578690° par rapport au plan invariable[7]
longitude du nœud ascendant 348,73936°[note 1]
argument du périastre 114,20783°[note 2]

La Terre effectue un tour complet tous les 365,256363004 jours, ce qui correspond à une année sidérale. La vitesse orbitale de la Terre est de 29,78 km/s, ce qui est assez rapide pour couvrir le diamètre de la planète (12 700 km) en sept minutes ou parcourir la distance Terre-Lune (~384 000 km) en quatre heures[4].

Du point de vue des pôles nord de la Terre et du Soleil, la Terre tourne dans le sens antihoraire sur son orbite et sur son axe, tout comme le Soleil tourne en sens antihoraire sur son axe selon ce point de vue. Ce parcours suit la forme d'une ellipse d'une excentricité d'environ 0,0167[1]. L'orbite de la Terre n'est donc pas un cercle parfait avec pour milieu le Soleil. Le Soleil est plutôt déphasé sur l'un des foyers de l'ellipse.

Le schéma suivant montre la relation entre la ligne des solstices, la ligne des équinoxes et la ligne des apsides de l'orbite de la Terre. Le périhélie se situe entre le 2 et le 5 janvier, alors que l'aphélie se situe entre le 3 et le 5 juillet. Les solstices se situent entre le 20-21 juin et le 21-22 décembre, alors que les équinoxes se situent entre le 19-21 mars et le 22-23 septembre.

Schéma de l'orbite de la Terre. La forme elliptique est ici fortement exagérée.

À long terme, les caractéristiques physiques de l'orbite de la Terre ne sont pas stables. Elles sont influencées, notamment, par l'interaction gravitationnelle que s'exercent entre eux les corps célestes. Ainsi, par exemple, l'écliptique se déplace d'environ 119 centimètres (47 pouces) par siècle[5][réf. à confirmer].

Caractéristiques futures[modifier | modifier le code]

Des mathématiciens et astronomes tels Laplace, Lagrange, Gauss, Poincaré, Kolmogorov, Vladimir Arnold et Jürgen Moser, ont cherché à prouver la stabilité des mouvements planétaires. Cela a conduit à de nombreux développements mathématiques montrant une certaine stabilité des orbites planétaires du Système solaire[8],[9][réf. à confirmer]. Cependant, le problème s'assimile à un problème à N corps, pour lequel il n'existe pas actuellement de solution exacte.

Par contre, une étude de Jacques Laskar publiée en 1989 montre que le Système solaire, et plus particulièrement le Système solaire interne (Mercure, Vénus, Terre et Mars), est chaotique à partir d'une échelle de temps de quelques dizaines de millions d'années, avec une durée de Liapounov évalué à 5 millions d'années[10].

Notes et références[modifier | modifier le code]

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Earth's orbit » (voir la liste des auteurs).

  1. La référence donne −11.26064°, ce qui correspond à 348,73936°[4].
  2. La référence liste la longitude du périhélie, qui correspond à la somme de la longitude du nœud ascendant avec l'argument du périhélie. Ainsi, 114,20783° + (−11,26064°) = 102,94719°[4].
  1. a et b Orbite, le voyage extraordinaire de la Terre : la trajectoire 2012
  2. (en) Walter W. Bryant, Pioneers of Progress : Men of Science, S. Chapman, (présentation en ligne, lire en ligne)
  3. (en) J.L. Simon, P. Bretagnon, J. Chapront, M. Chapront-Touzé, G. Francou et J. Laskar, « Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets », Astronomy and Astrophysics, vol. 282, no 2,‎ , p. 663–683 (dir.), [1]
  4. a, b, c et d (en) David R. Williams, « Earth Fact Sheet », NASA,‎
  5. a et b (en) Astronomical Algorithms, Willmann-Bell, , 429 p. (présentation en ligne), ?
  6. a et b (en) Standish, E. Myles; Williams, James C, « Orbital Ephemerides of the Sun, Moon, and Planets » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?)
  7. (en) David J. Tholen, Victor G. Tejfel et Arthur N. Cox, Allen's Astrophysical Quantities, Springer Science & Business Media, , 719 p. (ISBN 0-387-98746-0, présentation en ligne, lire en ligne), chap. 12 (« Planets and Satellites »), p. 294
  8. (en) J. Laskar, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Bristol, Institute of Physics Publishing, (lire en ligne), « Solar System: Stability »
  9. (en) John Gribbin, Deep simplicity : bringing order to chaos and complexity, New York, Random House, , 1e éd., 275 p. (ISBN 978-1-4000-6256-0, présentation en ligne), ?
  10. Jacques Laskar, « Le Système solaire est-il stable ? », Séminaire Poincaré XIV,‎ , p. 221-246 (lire en ligne)

Médiagraphie[modifier | modifier le code]

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Voir aussi[modifier | modifier le code]

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