Comprendre l'espace > La lune
Introduction
La lune est le satellite de la terre. Elle tourne autour de nous en décrivant une orbite elliptique dont l’excentricité est assez marquée ; par suite, sa distance varie dans de notables proportions : de 409.000 km à l’apogée (point le plus éloigné), elle s’abaisse à 360.000 km au périgée (point le plus rapproché) ; la distance moyenne est de 384.000 km. Ce mouvement de la lune autour de la terre est réglé par la loi des aires (de Képler), mais il existe des écarts, ou inégalités, considérables.
La lune n’a pas de lumière propre, et brille seulement parce que le soleil l’éclaire. Dans son mouvement autour de la terre, et en raison des diverses positions qu’elle vient occuper par rapport à nous, la moitié de son globe, illuminé par le soleil, se découvre à nos yeux plus ou moins complètement : il en résulte des phases, dont la figure ci-contre fait comprendre la succession. Nous avons représenté dans chaque position de la lune son cercle d’illumination II, qui sépare la partie éclairée de celle qui est dans l’ombre, et son cercle du contour apparent CA, qui limite l’hémisphère vu de la terre.
La lune fait sa révolution
La lune est le satellite de la terre. Elle tourne autour de nous en décrivant une orbite elliptique dont l’excentricité est assez marquée ; par suite, sa distance varie dans de notables proportions : de 409.000 km à l’apogée (point le plus éloigné), elle s’abaisse à 360.000 km au périgée (point le plus rapproché) ; la distance moyenne est de 384.000 km. Ce mouvement de la lune autour de la terre est réglé par la loi des aires (de Képler), mais il existe des écarts, ou inégalités, considérables.
La lune n’a pas de lumière propre, et brille seulement parce que le soleil l’éclaire. Dans son mouvement autour de la terre, et en raison des diverses positions qu’elle vient occuper par rapport à nous, la moitié de son globe, illuminé par le soleil, se découvre à nos yeux plus ou moins complètement : il en résulte des phases, dont la figure ci-contre fait comprendre la succession. Nous avons représenté dans chaque position de la lune son cercle d’illumination II, qui sépare la partie éclairée de celle qui est dans l’ombre, et son cercle du contour apparent CA, qui limite l’hémisphère vu de la terre.
Eclipses de lune
Eclairée par le soleil S, la terre T, opaque, projette derrière elle un cône d’ombre de sommet A, circonscrit aux deux astres ; un point intérieur de ce cône, derrière la terre, se trouve plongé dans l’obscurité. SI la Lune L pénètre, en tout ou en partie, dans ce cône, elle cessera, complètement ou non, d’être éclairée, et il y aura éclipse totale ou partielle. Pour l’intérieur du second cône circonscrit FCB, les soleil est partiellement caché, l’intensité de la lumière diminue : c’est la pénombre.
Si la lune se mouvait dans le plan de l’écliptique, il y aurait éclipse totale à chaque opposition, car sa distance moyenne à notre planète est des 60 rayons terrestres, tandis que la hauteur TA du cône d’ombre est de 216 rayons terrestre, comme le montre un calcul très simple. ; ainsi à la distance de la lune, la largeur du cône d’ombre est très supérieur au diamètre de notre satellite. Mais l’orbite de la lune est inclinée sur l’écliptique ; il faut avoir égard à sa latitude, et suivant son orientation par rapport au soleil elle passe tantôt au-dessus, tantôt au-dessous du centre de l’ombre ; si l’écart est faible, plus petit que le rayon de l’ombre, la lune s’y trouve plongée d’une certaine quantité, et l’éclipse est partielle. Une éclipse de lune est visible, simultanément, de tous les points d’un hémisphère.
Même pendant une éclipse totale, la lune reste éclairée par une lueur rougeâtre : les rayons solaires qui ont rasé le contour du globe terrestre sont réfractés par l’atmosphère qui l’environne, et pénétrant à l’intérieur du cône d’ombre viennent illuminer la lune de manière sensible.
Eclipses de soleil
Une éclipse de soleil a pour cause l’interposition de la lune devant son disque. Mais en raison des dimensions du globe terrestre et de la proximité relative de la lune, la position de celle-ci change en perspective par rapport au soleil suivant la situation de l’observateur. Ainsi, l’éclipse, totale pour des lieux comme a (Cf figure) qui se trouvent juste dans la direction du cône d’ombre de la lune, est partielle, et de moins en moins grande, pour ceux, comme b, qui en sont écartés de part et d’autre, jusqu’à une certaine distance à partir de laquelle le soleil ne paraît plus éclipsé. Les variations de distance de la lune sur son orbite elliptique et la courbure du globe terrestre interviennent pour modifier le caractère ou la grandeur du phénomène ; par suite, le diamètre apparent peut être plus petit que celui du soleil, qui débordera alors tout autour, et l’éclipse sera dite annulaire.
Les éclipses se produisent périodiquement. La plan de l’orbite lunaire ne conservant pas une direction fixe dans l’espace, la ligne des nœuds rétrograde sur l’écliptique, et 19 révolutions synodiques du nœud équivalent à 6,585 jours 78, tandis que 223 révolutions synodiques de la lune font 6,585 jours 32. Donc, après 223 lunaisons, période connue des Chaldéens sous le nom de saros, ou 18 ans 11 jours, les mêmes éclipses se reproduisent ; soit, en général, 70 éclipses, dont 29 de lune et 41 de soleil. En une année, il y a au plus 7 éclipses : 5 ou 4 de soleil et 2 ou 3 de lune ; il y en a au moins deux, et, s’il n’y en a que deux, ce sont des éclipses de soleil.
La surface de la lune
Le diamètre de la lune est de 3.476 km ; elle est donc quatre fois plus petite que la terre en diamètre, et cinquante fois plus petite en volume ; sa masse peut être évaluée à 1/80 de celle de notre globe, c’est à dire que la densité lunaire moyenne n’est que 3,4 tandis que celle de la terre est 5,5.
On remarque à la surface de la lune des taches permanentes, fixes dans leurs positions relatives, car ce sont des accidents superficiels ; en outre, nous les apercevons toujours aux mêmes places par rapport au centre : la lune nous présente toujours la même face, tournant sur elle-même d’un mouvement uniforme dont la rotation complète est égale à la révolution sidérale ; ce mouvement s’effectue autour d’un axe presque perpendiculaire au plan de l’orbite lunaire : il est incliné de seulement 83,5° sur le plan de l’orbite, ce qui permet périodiquement à chaque révolution sidérale de découvrir et de cacher autour des pôles une petite de 6,5° environ d’amplitude : c’est la libration en latitude. De même, la rotation est constante, tandis qu’il n’en est pas de même de la translation de la lune, en sorte que, périodiquement avec la révolution sidérale, on peut successivement voir apparaître ou se cacher un fuseau latéral, dont l’amplitude ne saurait dépasser la somme des inégalités en longitude, 8° environ : c’est la libration en longitude.
Observée au télescope, la surface de la lune présente sous l’aspect d’un sol prodigieusement convulsé, recouvert d’innombrables formations circulaires ressemblant à des cratères volcaniques, et de massifs montagneux, le tout entrecoupé par de grandes surfaces grisâtres qui sont visibles à l’œil nu, et dont la distribution reproduit le légendaire aspect d’une figure humaine. Les anciens observateurs croyant reconnaître, dans les tâches grises, des mers et des océans, les ont dénommés ainsi sur les premières cartes ; cette désignation a été conservée par commodité. En réalité, ces régions grises sont de vastes plaines dont certaines portions paraissent très uniformes, tandis qu’en d’autres endroits, elles sont coupées de rides, de crevasses, ou parsemées de cratères et de pics isolés.
Les montagnes sont nombreuses sur la lune, mais il n’y a que quelques grandes chaînes analogues à celles qui existent sur la terre ; certains de ces accidents du sol atteignent de fortes altitudes : de 5.000 à 8.000 m. Mais ce qui caractérise surtout la surface lunaire, ce sont les cratères, ou cirques, en quantité prodigieuse, et dont la régularité est parfois étonnante. Ces formations ont des dimensions très variées ; en quantité énorme on en découvre qui ne font qu’un kilomètre, ou moins, d’ouverture ; puis toutes les tailles supérieures se rencontrent jusqu’à 290 km, et même plus, de diamètre.. Les uns sont isolés, les autres accouplés ou empiétant les uns sur les autres. On en voit dont l’intérieur est parfaitement nivelé, d’autres qui se creusent en entonnoir, et beaucoup possèdent un piton ou massif s’élevant à leur centre. Enfin, tout ce sol accidenté est recoupé ça et là par d’immenses crevasses dont la largeur dépasse parfois un kilomètre.
Tout cet ensemble tourmenté s’observe au mieux, au cours des phases successives, pour les régions qu’alors le soleil éclaire obliquement, dessinant ainsi les moindres détails du relief par de vigoureuses ombres portées. C’est la longueur de ces ombres, étant connu l’angle sous lequel ces points sont illuminés, qui a permis de déterminer avec précision la hauteur des divers accidents.
La lune a probablement possédé jadis une atmosphère ; mais cette enveloppe gazeuse a disparu, et maintenant nous ne voyons plus, sans doute, qu’un monde mort, sans eau, où rien ne se décèle que d’âpres formations rocheuses, sans trace apparente de vie organique ; du moins dans cet ordre d’idées rien encore n’a pu être reconnu, dans l’état actuel de nos moyens d’investigation.
La lune joue son rôle dans le ralentissement continu de la rotation de la terre, dans le phénomène des marées. Les inégalités du mouvement lunaire ont une grande importance pour la connaissance de la parallaxe du soleil et de l’aplatissement terrestre.
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