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La Lune est lunatique : les mouvements orbitaux de notre voisine |
La Lune est lunatique... L’astre le plus familier que nous connaissons, la Lune, est le plus visible et le plus proche de nous, et pourtant ses mouvements sont si difficiles à connaître que les astronomes sont allés de surprises en surprises et d'interrogations en interrogations, au fil de leurs observations.
En effet, la Lune n'avance dans le ciel qu'à coups de pied dans les lois de la mécanique céleste énoncées par Képler. Mais tous ses mouvements qui apparaissent comme des irrégularités ou des caprices lunatiques, nous donnent cependant le spectacle d'un magnifique ballet céleste dont la précision dans la complexité est un constant étonnement . |
Plan du cours |
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1.1. Observation du mouvement apparent de la Lune dans le ciel
1.2. Observation des phases de la Lune
1.3. La face cachée de la Lune
1.4. Les cornes de la Lune |
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2.1. Nécessité d’un repère
2.2. Les quatre décomptes de la durée :
2.2.1. La révolution sidérale, repère une étoile fixe
2.2.2. La révolution synodique, repère du Soleil
2.2.3. La révolution draconique, repère du passage à un nœud
2.2.4. La révolution anomalistique, repère du passage au périgée |
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3.1. Une orbite de forme elliptique
3.1.1. Une ellipse variable
3.1.2. La rotation de la ligne des absides
3.1.3. La précession de la ligne des noeuds
3.2. L’inclinaison de l’orbite de la Lune
3.3. Les irrégularités de l’axe de rotation de la Lune
3.3.1. La nutation de la Lune
3.3.2. Les librations |
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4.1. La surface visible de la Lune
4.2. La hauteur de la Lune dans le ciel
4.3. Le diamètre apparent de la Lune dans le ciel |
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5.1. L’attraction gravitationnelle du Soleil
5.2. Les effets de marée |
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6.1. La Lune Rousse
6.2. La Lune cendrée
6.3. La Lune près de l’horizon
6.4. La grosse Lune du périgée
6.5. L’éclipse de Lune d’Aristarque de Samos
6.6. Les calendriers lunaires
6.7. La Lune des éclipses
6.8. La Lune de Verlaine |
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1. DESCRIPTION DU BALLET LUNAIRE |
1.1. Observation du mouvement apparent de la Lune dans le ciel
Le mouvement le plus important de la Lune, est sa rotation autour de la Terre. En accomplissant un tour complet, ou révolution, la Lune se déplace dans le ciel au fil des jours
L'observation de ce mouvement est facile à faire depuis chez vous : il suffit de choisir un repère sur votre horizon (ex : une maison, un arbre, etc...) pour suivre le déplacement de la Lune tout autour de l'horizon au fil des jours. La Lune, en effet, avance chaque jour sur l'horizon d'est en ouest d'environ 13 degrés par rapport aux étoiles, soit environ la largeur de vos deux mains tendues à bout de bras.
1.2. Observation des phases de la Lune
Outre ce déplacement d’ouest en est, la Lune passe par des phases différentes au cours de son cheminement orbital autour de notre Terre. Ces phases correspondent à des éclairages variables de l’astre de la nuit par le Soleil, observé depuis notre vaisseau spatial, la Terre.
Le Soleil va servir de projecteur pour éclairer la scène du ballet lunaire devant le spectateur assis dans son fauteuil terrestre. Lorsque le projecteur solaire se trouvera derrière lui, la Lune sera éclairée en pleine face, le disque lunaire apparaîtra dans toute sa plénitude : ce sera la Pleine Lune.
Pleine Lune (Photo Ph Ledoux /ASCT-astronomie)
Lorsqu'au contraire, le projecteur solaire sera devant le spectateur, la scène lunaire restera dans l'ombre puisque l'acteur principal ne pourra réfléchir aucun rayon du soleil : ce sera la Nouvelle Lune. Dans ces deux positions extrêmes de la Lune, Nouvelle Lune et Pleine Lune, également appelées syzygies, le système se présente tantôt dans l'ordre Soleil-Terre-Lune formant l'opposition de la Lune qui est alors dite « pleine Lune (PL) », tantôt dans l'ordre inverse Terre-Lune-Soleil, ou conjonction avec une Lune invisible qui est dite « nouvelle (NL) ».
En allant de la NL à la PL et de la PL à la NL, la distance angulaire Lune-Terre-Soleil ne cesse de croître puis de décroître en passant par deux maximum ou élongations maximales, appelés quadratures.
A ces deux positions d’élongation maximales, il n'y a qu'une moitié du disque qui peut apparaître pour l’observateur terrestre : « premier quartier (PQ) » pour la Lune décroissante et « dernier quartier (DQ) » en Lune décroissante
Pleine Lune (Photo Ph Ledoux /ASCT-astronomie)
Enfin, lorsque la Lune s'amenuise pour passer du DQ à la NL et de la NL au PQ, la Lune est dite en croissant, tandis qu'elle est dite gibbeuse lorsqu'au contraire le croissant tend à s'élargir dans le passage du PQ à la NL et de la NL au DQ. (gibbus est un vieux mot argotique de la cour des miracles qui signifiait bossu).
Lune gibbeuse et Lune croissante (Photos Ph Ledoux / ASCT-astronomie)
1.3. La face cachée de la Lune
A toutes les phases de sa révolution, la Lune nous présente toujours le même paysage ; la face cachée de la Lune est un fait bien connu. C'est aussi la preuve qu'elle tourne sur elle-même et que sa période de rotation est rigoureusement égale à la période de sa révolution sidérale autour de la Terre qui dure 27 j 07 h 45 min 12 s, équivalent à un tour complet de la Lune sur l'horizon.
La face cachée de la Lune vue par la sonde Clémentine
Pour l'instant du moins, il en est ainsi. La situation ne fut pas toujours la même et certainement évoluera différemment. A partir de sa formation, notre satellite s'est peu à peu stabilisé autour de notre Terre. Il n'y a jamais eu d'eau sur la Lune ; mais alors qu'elle était très jeune donc encore très chaude et, par conséquent, très plastique, les marées, provoquées par l'attraction terrestre sur ce magma lunaire, ont frotté sur les couches profondes en ayant pour effet de freiner la rotation sur elle-même et de l'éloigner de la Terre jusqu'à rendre synchrone sa révolution orbitale et sa rotation propre (en fonction de la loi r3/T2).
1.4. Les cornes de la Lune
Les cornes de la Lune sont bien visibles aux moments des lunes cendrées, mais ces cornes n'apparaissent pas de la même manière observées de l'hémisphère nord ou de l'hémisphère sud. où elles sont inversées de 180°
Il s'agit là d'un effet dû à la latitude géographique terrestre à laquelle l'observation est faite. Bien que l'orbite de la Lune autour de la Terre soit inclinée de 5° 09' sur l'écliptique, on peut quand même supposer que le mouvement orbital de la Lune corresponde à peu près avec le plan de l'écliptique. Les cornes de la Lune doivent donc apparaître pratiquement perpendiculaires à l'écliptique qui, par rapport à l'horizon, forme un angle variable selon la latitude terrestre, allant de 24° aux pôles, en passant à 70° sous nos latitudes et jusqu'à 90° sous les tropiques, et bien sûr se trouve inversé dans l'hémisphère austral. |
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2. LA DUREE DE LA REVOLUTION DE LA LUNE |
Les choses se compliquent dès que l'on veut calculer le temps que met la Lune pour accomplir sa révolution orbitale autour de la Terre. Les Anciens s’en étaient vite rendu compte et avaient imaginé un mécanisme très sophistiqué --- mais totalement erronné --- pour essayer d’expliquer les mouvements de la Lune autour de la Terre et les mouvements des planètes, sous la forme d'épicycles.
2.1. Nécessité d’un repère
Pour pouvoir déterminer le temps que met la Lune à faire un tour complet autour de la Terre, il faut mesurer son retour périodique par rapport à un repère fixe. Ce repère peut être un repère astronomique terrestre, tel qu'une marque par rapport à un point fixe d'observation correspondant à une phase de la lune apparaissant à l'horizon. Ces repères sont des repères azimutaux.
Dans les ruines d'anciennes constructions mégalithiques, on trouve encore des alignements astronomiques qui coïncident avec les azimuts du lever et du coucher de la Lune. et qui fournissent l'amplitude qui existait à ces époques lointaines entre ces points. C'est grâce à ces témoins astronomiques que l'on peut dater l'âge de ces monuments qui remonteraient à 3600 ans correspondant à la période au cours de laquelle l'obliquité terrestre sur le plan de l'écliptique a réellement diminué à raison de 0,5 seconde par an.( 23°56' au lieu actuellement de 23°26').
La Lune dans l’alignement des mégalithes de Stonehenge
Bien d'autres repères peuvent être choisis et, parmi les plus faciles, il y a d'abord le Soleil ou une étoile. Enfin on peut également choisir des passages particuliers sur l'orbite de la Lune, tels que le périgée par rapport à la Terre, ou encore les noeuds ascendant ou descendant par rapport à l'écliptique. Or, en fonction du choix de ces repères, la révolution de la Lune autour de la Terre qui a elle-même sa révolution autour du Soleil, n'aura pas la même durée : un joli casse-tête auquel les Anciens ont été douloureusement confrontés...
2.2. Les quatre décomptes de la durée :
Les quatre possibilités de décompte de la durée de la révolution lunaire autour de la Terre sont les suivantes :
2.2.1. La révolution sidérale = le repère d’une étoile fixe
Cette façon de compter la durée d’une révolution de la Lune autour de la Terre est sans doute la plus facile à mesurer puisqu’il suffit de calculer l’intervalle moyen entre deux retours consécutifs de la Lune devant une étoile quelconque, prise comme repère fixe.
Cet intervalle correspond à une période moyenne de 27 jours 7 heures 43 minutes 12 s. La Lune se déplace donc toujours vers l'Est d'environ 13° par jour, par rapport aux étoiles. C'est cette durée qu'il faudra donc retenir pour le calcul des occultations des étoiles ou des planètes par la Lune. Les occultations d'étoiles lumineuses dont les positions sont connues avec une très grande précision, servent à déterminer la position de la Lune dans le ciel et donc à calculer au mieux son orbite pour déjouer les nombreux pièges dûs à la complexité du ballet lunaire. Comme la Lune n'a pas d'atmosphère, les relevés qui sont faits pendant ces occultations ont le mérite d'avoir une bonne précision. Heureusement que la Lune n'a pas d'atmosphère !
2.2.2. La révolution synodique = le repère du Soleil
Cette révolution est l'intervalle moyen de temps entre deux conjonctions successives de la Lune avec le Soleil, c'est l'intervalle de temps mesuré entre deux NL qui vaut 29 jours 12 heures 44 minutes 3 secondes.
Cette révolution est également appelée lunaison ou mois lunaire. Cette durée de la révolution lunaire est aussi celle qu’utilisent les jardiniers.
Pour accomplir cette révolution, la Lune avance chaque jour vers l'Est d'environ 12° par rapport au Soleil.
Mais ce ne sont là que des valeurs moyennes : en raison des grandes inégalités du mouvement de la Lune, la lunaison peut aller de 29 jours 7 heures jusqu’à 29 jours 20 heures, soit une variation, importante, de 13 heures, d’une lunaison à l’autre.
2.2.3. La révolution draconique = le repère du passage à un nœud
Cette révolution se mesure par l’i ntervalle de temps moyen séparant deux passages consécutifs de la Lune à son nœud ascendant. Ce noeud est le point d'intersection de son orbite avec le plan de l'écliptique. Cette dénomination de draconique vient de l'habitude antique de désigner par «caput» et «cauda draconis» les noeuds de l'orbite lunaire ; il était ainsi fait allusion au dragon qui dévore le Soleil au moment des éclipses qui ne peuvent se produire effectivement qu'à proximité de ces noeuds.
Cette période de révolution draconique vaut 27 jours 5 heures 5 minutes 36 secondes, en moyenne. Mais, bien que plus précise que les durées sidérale et synodique, cette durée de la révolution lunaire connait elle aussi des irrégularités
2.2.4. La révolution anomalistique = repère du passage au périgée
Il s’agit de l’intervalle moyen de temps entre deux passages de la Lune au périgée, ou point de son orbite le plus proche de la Terre (environ 356 400 km).
Ce temps moyen est de 27 jours 13 heures 18 minutes 33 secondes. Mais ce temps varie de plusieurs heures, voire de plusieurs jours en raison des perturbations que l'attraction solaire inflige à notre satellite ; de telle sorte que cette révolution anomalistique peut descendre jusqu'à 24 jours 16 heures et monter à 28 jours 13 heures !!!
Bref, aucune de ces manières de compter la durée de la révolution de la Lune autour de la Terre n’est parfaitement exacte, en raison des nombreuses irrégularités qui entachent le mouvement de notre satellite. Toutes ces irrégularités font de la Lune l'astre le plus changeant de tout le Ciel. Elles démontrent aussi la grande complexité de ses mouvements orbitaux tels qu'ils apparaissent dans un système Soleil-Terre-Lune où l'attraction réciproque de ces trois corps dont les masses, les inclinaisons sur leur orbites et la rotation de leur axe doivent s'équilibrer à tout instant. |
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3. UN BALLET EFFROYABLEMENT COMPLEXE |
La Lune est loin de décrire autour de la terre une orbite qui soit conforme aux lois énoncées par Képler pour décrire le mouvement des planètes, ou alors convient-il de n'y avoir recours que pour une petite portion de son trajet orbital et pendant un court moment de sa révolution.
C'est en permanence que la Lune est soumise à des irrégularités et qu'elle fluctue dans des perturbations que l'on arrive à prévoir, mais dont la complexité compliquent sérieusement tous les calculs. Voici quelques édifiants specimens de ces irrégularités.
3.1. Une orbite de forme elliptique
3.1.1. Une ellipse variable
Pour commencer, la forme de l’orbite lunaire n’est pas stable : certes, elle a toujours la forme d’une ellipse mais l'excentricité de cette ellipse varie continuellement de 0,045 à 0,065 selon un cycle de 206 jours ! De quoi donner la migraine aux spécialistes de la mécanique céleste !
3.1.2. La rotation de la ligne des absides
La perplexité des astronomes s’est encore accrue lorsqu’ils se sont rendus compte que le périgée de la Lune tourne dans le sens contraire d'une montre en un cycle d’un peu moins de 9 ans (8.8 années exactement) ... Ce déplacement progressif du grand axe de l'orbite lunaire, c'est-à-dire la droite joignant le périgée à l'apogée, est appelé la rotation de la ligne des absides.
Cette lente rotation provoque une avancée du périgée de 3° à chaque révolution sidérale. En conséquence, le retour au périgée qui détermine la révolution anomalistique de la Lune, mettra 5 heures et demie de plus que la révolution sidérale.
Néanmoins, depuis l'Antiquité, on connaît avec une assez bonne précision la distance du centre de la Lune au centre de la Terre qui est d'environ 356 500 km au périgée et de 406 710 km à l'apogée.
3.1.3. La précession de la ligne des noeuds
Nous venons de le découvrir, le grand axe de l’ellipse lunaire tourne. Il en va de même pour son petit axe, également appelé ligne des nœuds.
Mais cette rotation, appelée précession de la ligne des nœuds, tourne dans le sens des aiguilles d’une montre, c'est-à-dire en sens contraire de la rotation de la ligne des absides selon une période de 18,61 ans ou 6798 jours …
Ce mouvement rétrograde d’Est en Ouest de la ligne des noeuds en 18,61 ans est connu depuis des temps immémoriaux : les astronomes de l’Antiquité l’avaient appelé le Saros. Il s’agit d’un mouvement de grande ampleur, puisqu’il entraîne tous les ans un déplacement de 19°20’ vers l’Ouest de la ligne joignant les noeuds, qui sont les points d'intersection de l'orbite lunaire et de l'écliptique.
Ces noeuds ont toujours eu une grande importance pour les astronomes de l’Antiquité puisque les éclipses de Soleil et de Lune ne peuvent se produire que lorsque ces deux astres se trouvent placés sur ces points imaginaires du ciel.
3.2. L’inclinaison de l’orbite de la Lune.
Si l’orbite de la Lune était exactement dans le plan de l'écliptique, c’est à dire dans le plan de la révolution de la Terre autour du Soleil, il y aurait alors chaque mois, à chaque NL et PL, une éclipse de Soleil et de Lune.
Nous l’avons tous constaté : il n’en est rien, parce que l'orbite de la Lune est inclinée sur le plan de l'écliptique selon un angle moyen de 5°09' d'inclinaison.
Mais cet angle n’est qu’une moyenne car l’inclinaison de l’orbite de la Lune sur l’écliptique varie en réalité de 5°00' à 5°18' selon un cycle (encore un cycle !!!) de 173 jours.
De ce fait, la déclinaison de la Lune dans le ciel a une valeur maximale égale à l'angle de l'écliptique augmenté de son inclinaison soit en valeur absolue 23° 26' + 5°09 = 28°35.
3.3. Les irrégularités de l’axe de rotation de la Lune
3.3.1. La nutation de la Lune
Très vite, les astronomes se sont aperçus qu’il y avait un écart entre leurs mesures et cette valeur maximale théorique de 28°35’ de la déclinaison lunaire : en effet, la valeur maximale qui ait été mesurée est de 28°44'. Pourquoi cette différence ? Parce que le pôle lunaire décrit selon une période 173 jours, appelé nutation : c’est un mouvement de toupie de l’axe de rotation de la Lune sur lui même, de + ou - 0°09', qui s'ajoute aux 28°25' pour donner la valeur de la déclinaison maximale de la Lune, soit 28°44'.
Cette valeur signifie que, de la Terre, on peut voir la Lune passer pratiquement au zénith sous une latitude de + 28°44' ou de - 28°44' , et qu'elle peut même à certaines dates devenir circumpolaire aux latitudes de = ou – 61°16'.
3.3.2. Les librations de la Lune
Enfin, pour couronner le tout et par-dessus toutes les variations qui entraînent le ballet lunaire sur la scène de son orbite, il faut ajouter les caprices de son propre axe de rotation dont les oscillations permettent d'apercevoir jusqu'à 59 % de la surface lunaire.
Ces oscillations, appelées librations (du latin librare), ou par Galilée « titubations », sont de deux sortes. D'abord une libration en latitude due à l'inclinaison de l'axe de rotation de la Lune sur son orbite de près de 7°, ce qui laisse la possibilité par rapport à l'observation terrestre, d'apercevoir les régions immédiatement environnantes des pôles à intervalles d'une demi-révolution sidérale.
Ensuite une libration en longitude qui est due à la rotation de la Lune et au déplacement simultané sur son orbite. Tandis que le mouvement de rotation est uniforme, le mouvement de révolution est variable puisqu'il suit une forme elliptique malgré toutes ses nombreuses irrégularités ; il s'ensuit que la rotation est soit en avance, soit en retard sur le mouvement de révolution, de sorte que la Lune apparaît tantôt un peu tournée vers l'Ouest, tantôt un peu tournée vers l'Est en rendant visible une frange plus large de son limbe.
Enfin et pour mémoire, la Lune peut apparaître sous un angle différent à son lever et à son coucher, pour un observateur qui se trouve lui-même entraîné par la rotation diurne de la Terre ; mais c'est là un simple effet de parallaxe, et c'est pourquoi on parle de libration parallactique ou simplement diurne et qui, en fait représente peu de chose. On ne s’en plaindra pas...
Ce ballet lunaire dont on vient de voir toute la complexité, mérite vraiment de considérer la Lune comme l'astre le plus changeant qui soit.
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4. CONSEQUENCES SUR L’ASPECT DE LA LUNE DANS LE CIEL |
4.1. La surface visible de la Lune
Les Librations de la Lune ont une conséquence heureuse pour vos observations : ce lent balancement de l’axe de rotation de la Lune vous permet d’apercevoir de temps en temps une partie de la face cachée de la Lune. Grâce aux librations, vous avez accès à 59 % de la surface totale de la Lune. Les deux photos ci-dessous vous illustrent ce phénomène.
4.2. La hauteur de la Lune dans le ciel
Cette extrême complexité des éléments orbitaux de la Lune entraîne des variations énormes dans le mouvement de la Lune en ascension droite et en déclinaison. Un exemple de ces variations est le point de culmination de la Lune en hiver et en été. Au solstice d'hiver la pleine Lune culmine très haut dans le ciel tandis qu'au solstice d'été, elle passe très près de l'horizon.
La raison en est simple : le déplacement de la Lune s'opère en même temps que celui de la Terre sur l'écliptique, mais à l'inverse simplement du Soleil, donc il est normal que la Lune culmine dans le ciel à son maximum au solstice d'hiver et à son minimum au solstice d'été. En outre, en raison de son inclinaison sur l'écliptique et de la position des noeuds de son orbite, la déclinaison peut prendre une amplitude vraiment considérable à chaque lunaison. Par exemple à Paris, à la latitude de 48°50', la hauteur de la PL au solstice d'hiver peut monter jusqu'à 70°, et ne passer qu'à 12° au dessus de l'horizon au solstice d'été
Toutes ces perturbations progressives s'accompagnent en plus d'autres perturbations de nature périodique, telles que l'évection, ou action du Soleil, l'équation annuelle due à ce que l'orbite terrestre est elliptique et que, par conséquent, la distance du référentiel Terre-Lune au Soleil varie tout au, long de l'année, sans parler de la variation et de l'inégalité parallactique, encore plus compliquées ! Si vous tenez vraiment à ce que nous vous en parlions, contactez-nous mais pensez à vous munir d’un tube d’aspirine au préalable...
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5. CAUSES DES IRREGULARITES DES MOUVEMENTS DE LA LUNE |
5.1. L’attraction gravitationnelle du Soleil
Le trio Lune-Terre-Soleil est lié par la force de la gravitation universelle. De ces trois corps, le Soleil a une masse considérablement plus importante que celle de la Terre et de la Lune réunies. La force d'attraction du Soleil est donc déterminante sur le mouvement des deux autres corps de ce système.
Par rapport au Soleil, le couple Terre-Lune peut être considéré comme formant un tout sur lequel la force d'attraction s'exerce au centre de gravité qui se situe, non au centre de la Terre, mais à un point situé entre le centre de la Terre et celui de la Lune, appelé barycentre. Ce barycentre se calcule d’une part en fonction des masses de la Lune et de la Terre, qui sont constantes, et d’autre part, en fonction de leur distance qui, elle, ne cesse de varier comme nous venons de l’étudier en long, en large et en travers au cours des chapitres précédents. Il en résulte que ce barycentre suit un mouvement sinusoïdal tout au long du couple Lune-Terre sur son orbite autour du Soleil.
5.2. Les effets de marée
Une cause supplémentaire à la déformation de l'orbite lunaire, vient de la Terre elle-même qui, sous l'effet des marées océaniques, doit ralentir sa rotation sur elle-même. Ce fait n'est pas anodin car il implique que la Terre en diminuant son moment cinétique fait augmenter celui de la Lune qui ne peut dès lors que s'éloigner de notre planète (selon une loi en K= r3/T2). C'est pour cette raison que, chaque année, la distance Terre-Lune augmente de 4 cm environ, et que, dans l'avenir, la Terre, en ralentissant de plus en plus sa rotation, finira par tourner sur elle même avec la même période que la révolution lunaire, et c'est alors que la Terre ne présentera à la Lune que toujours la même face ! Chacun son tour...
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6. QUELQUES LUNES INSOLITES |
Il n'est pas étonnant de trouver des aspects insolites parmi toutes les surprises que la Lune sait réserver à l'observateur.
6.1. La Lune Rousse
Commençons par la lune rousse, célèbre pour être accusée de griller les jeunes plantes qui roussissent. C'est en fait la Pleine Lune de la fin avril qui, du reste, n'a rien d'astronomique ; elle est seulement mise en procès par le jardiniers, même lorsqu'elle est cachée par des nuages épais !
6.2. La Lune cendrée
La Lune cendrée qui apparaît pendant quelques jours, sitôt après la NL. Ce spectacle est magnifique : outre le croissant très fin, on voit le disque entier de notre satellite avec une teinte grisâtre, la lumière cendrée ; il s'agit tout simplement de la lumière solaire qui est alors réfléchie par la Terre sur la Lune. C'est à Léonard de Vinci que l'on doit pour la première fois l'explication rationnelle de ce phénomène.
Photo Ph Ledoux / ASCT-astronomie
6.3. La Lune près de l’horizon
La Lune près de l'horizon semble beaucoup plus grosse qu'à sa culmination. Mais, en fait, il ne s’agit là que d'une banale illusion d'optique, dans laquelle les mouvements de la Lune n’interviennent absolument pas.
6.4. La grosse Lune du périgée
Par contre, les lois du mouvement de la Lune sur son orbite expliquent pourquoi la Pleine Lune semble toujours plus grosse lorsqu’elle se produit au moment du passage de notre satellite au périgée : elle est alors en effet au point de son orbite le plus proche de nous, et son diamètre apparent dans le ciel en est augmenté d’autant, comparativement à une Pleine Lune qui se produit à l’apogée
6.5. L’éclipse de Lune d’Aristarque de Samos
Photo Ph Ledoux / ASCT-astronomie
Lors d'une éclipse de Lune, Aristarque de Samos (310-230 av. J.-C.) avait remarqué que la largeur du cône d'ombre de la Terre dans laquelle la Lune était en train d’entrer, valait à peu près trois fois le diamètre de la Lune.
Partant de là, il lui a été relativement facile de déduire que le diamètre de la Lune est égal au tiers de celui de la Terre (0,27 fois exactement), et que, pour la voir sous un angle égal à son diamètre apparent de 0°5, il faut une parallaxe égale à 111 fois son diamètre soit un peu plus de 33 diamètres terrestres.
6.6. Les calendriers lunaires
Enfin, la Lune fut longtemps la grande maîtresse des calendriers. Elle le reste encore pour certains tels que le calendrier juif ou le calendrier musulman qui, par respect de la tradition, continuent à rythmer le cours des événements et surtout des fêtes à célébrer.
On connaît l'importance que l'Eglise attache à la fixation de la date de la Pâque qui se situe au, premier dimanche suivant la pleine Lune de l'équinoxe. La réelle difficulté pour déterminer avec précision cette date, a amené les astronomes à des prouesses d'inventions, y compris la construction des méridiennes dans les plus grandes églises de la chrétienté. L'âge de la Lune est encore fixé dans le calendrier actuel par l'épacte qui varie de 0 à 29 jours et qui augmente de 11 jours d'une année sur l'autre.
Sans parler de toutes les superstitions qui s'attachent aux années où l'on compte 13 lunaisons !
6.7. La Lune des éclipses
Les astronomes de l’Antiquité s’étaient aperçus que les éclipses de Lune et de Soleil se succédaient selon un cycle de 223 lunaisons : le Saros. Cette période de 223 lunaisons correspond à 18 ans 11 jours ou encore à 6585 jours, à l’issue de laquelle les éclipses du soleil ou de la Lune reviennent selon le même ordre de succession. Nous savons aujourd’hui que 223 révolutions synodiques correspondent à 6585,32 jours et que au terme de ces lunaisons, le Soleil et la Lune reviennent en conjonction, la Lune se retrouvant à peu de chose près sur l’un ou l’autre des nœuds de son orbite. Un Saros comprend 84 éclipses, 42 de Soleil et 42 de Lune.
Ce cycle du Saros est à rapprocher du cycle de Méton (432 av JC), cycle de 19 années solaires comprenant 235 lunaisons au terme desquelles les phases de la lune revenaient pratiquement aux mêmes dates. Ce cycle a servi à bâtir de nombreux systèmes calendaires.
6.8. La Lune de Verlaine
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La lune blanche
Luit dans les bois ;
De chaque branche
Part une voix
Sous la ramée
O bien Aimée
L’étang reflète
Profond miroir
La silhouette
Du saule noir
Où le vent pleure
Rêvons, c’est l’heure
Un vaste et tendre
Apaisement
Semble descendre
Du firmament
Que l’astre irise
C’est l’heure exquise !
( Verlaine « La bonne Chanson » 1871 ) |
Photo Blake Suddeth
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7. CONCLUSION |
Si quelqu'un a compris quoi que ce soit à ce topo, j'en serais le premier bien surpris tout en regrettant qu'il n'ait pas fait ce topo à ma place ce qui m'aurait éviter bien des sueurs !!
Bernard Salacroup
Club d’astronomie de Toussaint |
RESUME |
1 - REVOLUTIONS
- Les deux décomptes principaux :
- - d’après le soleil : révolution synodique de 29 j 12 h
- - d’après une étoile : révolution sidérale de 27 j 07 h
2 - ORBITE VAGABONDE
- Excentricité :
- - Cycle de 206 jours avec variation de 0,045 à 0,065
- - Cycle de 173 jour, nutation
- - Inclinaison sur l’écliptique passant de 5° à 5,18
- - Eloignement progressif de la Terre
3 - GRAND AXE - Déplacement du périgée sur l’orbite lunaire
- Cycle de 8,8 ans en moyenne
4 - PETIT AXE - Ligne des nœuds sur l’écliptique
- Cycle de 18,61 ans et 223 lunaisons ou « saros » en sens direct, cycle de Méton de 19 ans et 235 lunaisons
5 - AXE DE ROTATION DE LA LUNE
- Cycle de 173 jours – nutation de 0,09’
- Librations en latitude et en longitude, variation de 5
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