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Terre

Fiche d´identité

Diamètre équatorial : 12 756.28 km Masse : 5.974 × 1024 kg (1.000 0 × Terre) Densité moyenne : 5.515 × eau Vitesse de libération à l´équateur : 11.2 km·s-1 Température : 223 K à 323 K (-50 °C à +50 °C) Inclinaison de l´équateur sur le plan orbital : 23.45° Période de rotation sidérale : 23.934 5 heures Période de révolution sidérale : 365.256 jours Période de révolution synodique : - - Excentricité de l´orbite : 0.016 7 ½ grand-axe de l´orbite : 1.000 0 UA (par définition) Inclinaison sur l´écliptique : 0.000 0° (par définition) Vitesse moyenne sur orbite : 29.79 km·s-1 Albédo : 0.35 Nombre de satellites : 1

Evolution de la vie terrestre

La Terre avec ses 4.5 milliards d'années a subie de longues transformations pour voir l'apparition de l'homme.



L'atmosphère c'est modifiée tout doucement pour permettre la vie :

• Entre -4.5 et -2.4 milliards d’années (Ga) l’atmosphère était anoxique (sans oxygène). Dans les mers, sont apparues les organismes unicellulaires (-3.8 Ga).
• Entre -2.4 et -0.8 milliards d’années l’atmosphère est devenue riche en composés soufrés mais était encore toxique. La microflore terrestre est apparue vers -1 Ga.
• À partir de -0.8 Ga l’atmosphère est devenue oxique (21% oxygène) permettant l'évolution du monde végétal et animal. L’Homo Sapiens n’est apparu sur cette Terre que depuis 200.000 ans.

La Lune

La Lune est l’unique satellite naturel de la Terre et le cinquième plus grand satellite du système solaire avec un diamètre de 3474 km. La distance moyenne séparant la Terre de la Lune est de 384 400 km, c’est-à-dire environ trente fois le diamètre terrestre. Avec la Terre, elle est à ce jour le seul astre que l’Homme ait pu explorer en personne.
Le premier être humain à y avoir marché est l´astronaute Neil Armstrong le 20 juillet 1969 à 2 h 56 UTC, lors de la mission Apollo 11. Depuis, douze hommes ont foulé le sol de la Lune, tous américains et membres du programme Apollo.
Le retour de l’homme sur la Lune est prévu par plusieurs nations aux alentours de 2020-2030.

Périodes

Les différentes périodes de la Lune

• Sidérale            27,321 661j Par rapport aux étoiles lointaines.
• Synodique        29,530 588j Par rapport au Soleil (phases de la Lune ou lunaison).
• Tropique           27,321 582j Par rapport au point vernal (précession en ~26 000 a).
• Anomalistique 27,554 550j Par rapport au périgée (récession en 3 232,6 jours = 8,8504 a).
• Draconitique    27,212 220j Par rapport au nœud ascendant (précession en 6 793,5 jours = 18,5996 a).

Trajectoire lunaire

Cliquez sur l’image pour visionner l’animation
Les proportions Terre-Lune ainsi que leur éloignement sont réalistes

Phase lunaire

En astronomie, une phase lunaire désigne une portion de Lune illuminée par le Soleil et vue à partir de la Terre.
La Lune tournant en orbite autour de la Terre, les positions relatives du Soleil, de la Terre et de la Lune changent constamment. Puisque la Lune est visible uniquement en raison de la lumière du Soleil qu’elle réfléchit, seule la partie de la Lune orientée à la fois vers la Terre et vers le Soleil est visible.
Les phases lunaires servent toujours aux hommes à se repérer dans le temps. Elles conditionnent les marées. la Lune se lève à l’est pour se coucher à l’ouest.

Lunaison

Les dates des lunaisons de 2012 à 2015

Effet Lune-Terre

Notre satellite engendre sur terre des marées océaniques et terrestres.

Cartographie de la Lune

La cartographie ou Sélénographie commenca dès 450 avant notre ère, quand Démocrite croyait qu’il y avait « des montagnes élevées et des vallées creuses » sur la Lune.
Voici un logiciel libre permettant de visualiser la surface de notre satellite : Atlas virtuel de la Lune.

Sources : Crédits JAXA / NAOJ / Selene Science team

Composition et structure interne

On considère aujourd’hui que la Lune est un corps différencié : sa structure en profondeur n’est pas homogène mais résulte d’un processus de refroidissement, de cristallisation du magma originel, et de migration du magma évolué. Cette différenciation a résulté en une croûte (en surface) et un noyau (en profondeur), entre lesquels se trouve le manteau. Cette structure ressemble un peu à ce qu’on trouve dans la Terre, à la différence près que la Lune est désormais très « froide » et n’est plus active comme l’est encore la Terre (convection, tectonique, etc.)
Il y a plus de 4,5 milliards d’années, la surface de la Lune était un océan de magma liquide. Les scientifiques pensent qu’un des types de roches lunaires présent en surface, la norite KREEP, (KREEP pour K-potassium, Rare Earth Elements [terres rares], P-phosphore) représente l’ultime évolution de cet océan de magma. Cette norite KREEP est en effet très enrichie en ces éléments chimiques que l’on désigne par le terme « d’éléments incompatibles » : ce sont des éléments chimiques peu enclins à intégrer une structure cristalline et qui restent préférentiellement au sein d’un magma. Pour les chercheurs, les norites KREEP sont des marqueurs commodes, utiles pour mieux connaître l’histoire de la croûte lunaire, que ce soit son activité magmatique ou ses multiples collisions avec des comètes et d’autres corps célestes.
La croûte lunaire est composée d’une grande variété d’éléments : uranium, thorium, potassium, oxygène, silicium, magnésium, fer, titane, calcium, aluminium et hydrogène. Sous l’effet du bombardement par les rayons cosmiques, chaque élément émet vers l’espace un rayonnement, sous forme de rayons gamma, rayonnement dont le spectre (distribution de l’intensité relative en fonction de la longueur d’onde) est propre à l’élément chimique. Quelques éléments sont radioactifs (uranium, thorium et potassium) et émettent leur propre rayonnement gamma. Cependant, quelles que soient les origines de ces rayonnements gamma, chaque élément émet un rayonnement unique, que l’on appelle une « signature spectrale unique », discernable par un spectromètre. Depuis les missions américaines Clementine et Lunar Prospector, les scientifiques ont construit de nouvelles cartes d’abondance géochimique de la surface de la Lune.
La croûte lunaire est recouverte d’une couche poussiéreuse appelée régolithe. La croûte et le régolithe sont inégalement répartis sur la Lune. L’épaisseur de régolithe varie de 3 à 5 mètres dans les mers, jusqu’à 10 à 20 mètres sur les hauts plateaux. L’épaisseur de la croûte varie de 0 à 100 kilomètres selon les endroits. Au premier ordre on peut considérer que la croûte de la face visible est deux fois plus fine que celle de la face cachée. Les géophysiciens estiment aujourd’hui que l’épaisseur moyenne serait autour de 35-45 kilomètres sur la face visible alors que jusqu’aux années 2000 ils pensaient unanimement que celle-ci faisait 60 kilomètres d’épaisseur. La croûte de la face cachée atteint, elle, environ 100 kilomètres d’épaisseur maximum. Les scientifiques pensent qu’une telle asymétrie de l’épaisseur de la croûte lunaire pourrait expliquer pourquoi le centre de masse de la Lune est excentré. De même cela pourrait expliquer certaines hétérogénéités du terrain lunaire, comme la prédominance des surfaces volcaniques lisses (Maria) sur la face visible.
Par ailleurs, les innombrables impacts météoritiques qui ont ponctué l’histoire de la Lune ont fortement modifié sa surface, en creusant de profonds cratères dans la croûte. La croûte pourrait ainsi avoir totalement été excavée au centre des bassins d’impact les plus profonds. Cependant, même si certains modèles théoriques montrent que la croûte a entièrement disparu par endroit, les analyses géochimiques n’ont pour le moment pas confirmé la présence d’affleurements de roches caractéristiques du manteau. Parmi les grands bassins d’impact, le bassin South Pole Aitken, avec ses 2 500 km de diamètre, est le plus grand cratère d’impact connu à ce jour dans le système solaire.
Selon les données disponibles à ce jour, le manteau est vraisemblablement homogène sur toute la Lune. Cependant, certaines hypothèses proposent que la face cachée comporterait un manteau légèrement différent de celui de la face visible, ce qui pourrait être à l’origine de la différence de croûte entre les deux hémisphères.
De la même manière, peu d’informations sont aujourd’hui disponibles pour contraindre la présence d’un noyau. Les données de télémétrie laser (Lunar Laser Ranging) accumulées depuis les missions Luna et Apollo permettent toutefois aux scientifiques de penser qu’un petit noyau de 300-400 km de rayon est bien présent. Celui-ci est beaucoup moins dense que celui de la Terre (ne contient pas ou très peu de fer) et pourrait être partiellement fluide.
Comparé à celui de la Terre, la Lune a un champ magnétique très faible. Bien que l’on pense qu’une partie du magnétisme de la Lune est intrinsèque (comme pour une bande de la croûte lunaire appelé Rima Sirsalis), la collision avec d’autres corps célestes pourrait avoir donné certaines des propriétés magnétiques de la Lune. En effet, une vieille question en science planétaire est de savoir si un corps du système solaire privé d’atmosphère, tel que la Lune, peut obtenir du magnétisme suite à des impacts de comètes et d’astéroïdes. Des mesures magnétiques peuvent également fournir des informations sur la taille et la conductivité électrique du noyau lunaire, données qui aident les scientifiques à mieux comprendre les origines de la Lune. Par exemple, si le noyau contient plus d’éléments magnétiques (tels que le fer) que ceux qui existent sur la Terre, l’hypothèse de l’impact perd de la crédibilité.
La Lune a une atmosphère très ténue. Une des sources de cette atmosphère est le dégazage, c’est-à-dire le dégagement de gaz, par exemple le radon, en provenance des profondeurs de la Lune. Une autre source importante est le gaz amené par le vent solaire, qui est brièvement capturé par la gravité lunaire.

Sources : IMCCE / JPL / NASA

Crédits photographiques : NASA