Lune - astronomie.

Lune - astronomie. 1 PRÉSENTATION Lune, satellite naturel de la Terre. 2 CARACTÉRISTIQUES PHYSIQUES ET ORBITALES Le diamètre moyen de la Lune est d'environ 3 476 km, soit un peu plus du quart de celui de la Terre, son volume étant de l'ordre d'un cinquantième de celui de notre planète. La Lune a une masse 83 fois moins élevée que celle de la Terre. Ainsi, la densité moyenne de la Lune ne représente que les trois cinquièmes de celle de la Terre, et la force de gravitation à la surface de la Lune n'atteint qu'un sixième de celle observée sur Terre. Enfin, l'atmosphère lunaire est quasi inexistante. La Lune tourne autour de la Terre sur une orbite elliptique, à une distance moyenne de 384 402 km et à une vitesse moyenne de 3 700 km/h. Elle parcourt cette orbite en près de 27 j 7 h 43 min (c'est la période de révolution sidérale, soit le temps mis par la Lune pour se retrouver dans une position identique par rapport aux étoiles). On appelle mois lunaire, ou lunaison, le temps que met la Lune pour se retrouver dans la même position par rapport au Soleil, c'est-à-dire dans la même phase (premier quartier, pleine Lune, etc.) : sa durée est de 29 j 12 h 44 min. C'est la période de révolution synodique. Pendant qu'elle effectue une révolution entière autour de la Terre, la Lune effectue exactement une rotation sur elle-même : sa période de révolution sidérale est rigoureusement égale à sa période de rotation sidérale, ce qui explique pourquoi la Lune présente toujours la même face à la Terre, la partie invisible de la Lune depuis notre planète ayant été baptisée « face cachée «. Même si la Lune semble brillante lorsqu'on l'observe à l'oeil nu, elle ne réfléchit en réalité que 7 p. 100 de la lumière qu'elle reçoit (albédo égal à 0,07). Cette faible réflexivité est comparable à celle de la poussière de charbon. 3 LA LUNE VUE DE LA TERRE D'un point de vue strictement géométrique, un observateur terrestre ne peut voir à un instant donné que la moitié de la surface totale de la Lune. Et, puisqu'elle présente apparemment toujours le même hémisphère, il ne serait donc théoriquement possible d'observer que 50 p. 100 de sa surface. Cependant, 9 p. 100 supplémentaires sont visibles au cours d'une lunaison : en raison d'un phénomène appelé libration, la Lune donne l'impression d'effectuer de légers balancements, tant en longitude (le centre de la Lune semblant se déplacer tantôt vers l'est, tantôt vers l'ouest) qu'en latitude (ce qui permet de voir, à quelque deux semaines d'intervalle, les régions polaires). Ces effets s'expliquent respectivement par les variations de vitesse de la Lune sur son orbite elliptique (elle est d'autant plus élevée que la Lune est proche de la Terre) et par l'inclinaison de la Lune sur son orbite. Au fur et à mesure qu'elle tourne autour de la Terre, la Lune passe successivement par des états appelés phases lunaires. Une moitié de la Lune est toujours exposée au Soleil, exactement comme une moitié de la Terre est dans la lumière du jour pendant que l'autre moitié est dans l'obscurité de la nuit. Les phases lunaires font référence à l'aspect de la Lune vue depuis notre planète. Au moment de la nouvelle Lune, notre satellite naturel présente à la Terre sa face obscure ; une semaine après, environ, la Lune atteint son premier quartier : elle ressemble alors à un demi-cercle lumineux ; puis, une semaine après, c'est la pleine Lune, où la totalité de sa face éclairée est visible ; le cycle se poursuit ensuite avec le dernier quartier, la Lune apparaissant de nouveau comme un demi-cercle, symétrique de celui observé au moment du premier quartier. Ce cycle s'achève avec la phase de nouvelle Lune, et ainsi de suite à chaque lunaison. On parle de croissance pour décrire le passage de la nouvelle Lune à la pleine Lune, et de déclin dans le sens contraire. Notons qu'au moment de la pleine Lune, la Terre est plus proche du Soleil que la Lune ; à l'inverse, la Terre est plus éloignée du Soleil que la Lune au moment de la nouvelle Lune. Aucune atmosphère ne venant absorber le rayonnement solaire, les températures à la surface lunaire atteignent des valeurs extrêmes : elles passent d'un maximum de + 127 °C (Soleil au zénith) à un minimum de - 173 °C (nuit lunaire) au cours d'une même lunaison. 4 SURFACE LUNAIRE Autrefois, ceux qui observaient la Lune croyaient que les zones obscures visibles à sa surface étaient des océans, ce qui a donné naissance au terme latin mare (« mer «), encore en usage aujourd'hui. Quant aux régions éclairées, on pensait qu'il s'agissait des continents. L'observation moderne puis les missions d'exploration de la Lune ont permis de recueillir des informations plus détaillées et plus spécifiques. Depuis le XVIIe siècle, les télescopes ont fourni une mine de renseignements sur la Lune ; beaucoup plus tard, les engins qui se sont posés sur le sol lunaire ont grandement enrichi ces connaissances. La surface de la Lune est couverte de cratères (on dit aussi des cirques), de chaînes de montagnes aux sommets arrondis, de « mers « lunaires (les mare, qui ne sont en fait que de vastes plaines), de failles et de crevasses (appelées également rainures). Le plus gros cratère, dénommé Bailly, a un diamètre extérieur de 303 km ; il est profond de 3 960 m. La mare Imbrium (mer des Pluies) est la plus vaste : elle s'étend sur environ 1 200 km. Les plus hauts sommets, situés dans les monts de Leibniz, près du pôle Sud lunaire, atteignent des altitudes de 8 200 m, comparables sur Terre à celles de l'Himalaya. De petits cratères de diamètre inférieur ou égal à 1 km ont aussi été observés au télescope. L'origine des cratères lunaires a fait l'objet de longs débats. Les astronomes pensent désormais que presque tous les cratères ont été formés par des impacts explosifs, soit de météorites circulant dans l'espace à grande vitesse, soit de petits astéroïdes : ces impacts se seraient essentiellement produits au début de l'existence de la Lune, lorsque le Système solaire contenait encore de nombreux fragments de ce type. Cependant, certains cratères et certains dômes présentent des caractéristiques qui attestent indiscutablement de leur origine volcanique. 5 ORIGINE Avant la période récente de l'exploration de l'espace, on disposait de trois théories sur l'origine de la Lune : formation par fission de la Terre, formation en orbite terrestre, formation loin de la Terre. Puis, en 1975, après l'étude des échantillons de roches lunaires et des photographies en gros plan du sol lunaire, les scientifiques ont énoncé ce qui semble être la théorie la plus probable sur la formation de la Lune : l'impact planétaire. 5.1 Formation par fission de la Terre Cette théorie postule que la Lune s'est scindée de la Terre, alors que celle-ci en était au début de son existence, et tournait alors rapidement autour de son axe. Cette idée est séduisante, en raison de la similitude entre la densité de la Lune et celle des roches du manteau superficiel situé juste en dessous de la croûte terrestre. Mais l'une des principales objections opposées à cette théorie réside dans le fait que le moment cinétique de la Terre aurait dû être beaucoup plus élevé que le moment cinétique du système Terre-Lune actuel. Or, selon les lois de base de la mécanique, le moment cinétique total se conserve dans un système isolé comme l'est en fait le couple TerreLune. 5.2 Formation en orbite terrestre Cette théorie affirme que la Terre et la Lune, ainsi que tous les autres corps du Système solaire, se sont condensés indépendamment hors du gros nuage de gaz froid et de particules solides qui a constitué la nébuleuse solaire des origines, la plus grande partie de cette matière s'étant finalement rassemblée au centre pour former le Soleil. 5.3 Formation loin de la Terre Comme pour la théorie précédente, la formation indépendante de la Terre et de la Lune est avancée. Mais on suppose ici que la Lune s'est formée à un endroit différent du Système solaire, à une distance importante de la Terre. Les orbites respectives de la Terre et de la Lune auraient ensuite amené les deux planètes à se rapprocher, la Lune ayant été finalement capturée par le champ d'attraction de la Terre. 5.4 Impact planétaire Cette théorie, formulée en 1975, permet de penser qu'au début de l'histoire de la Terre -- il y a environ 4,6 milliards d'années -- la Terre a été heurtée tangentiellement par un corps de la taille de Mars. L'impact aurait projeté dans l'espace des bribes du manteau rocheux de la Terre (qui présentait déjà une structure bien différenciée, avec un noyau ferreux). Ces débris résultant de la collision se seraient dispersés en un anneau autour de la Terre. La Lune se serait ensuite formée par un processus d'agglomération progressif de tous ces fragments rocheux. Après des années de recherche sur les roches lunaires, cette théorie est actuellement la plus communément acceptée. Elle soulève malgré tout une interrogation : la Terre aurait dû, selon cette théorie, fondre entièrement après l'impact, mais la géochimie de notre planète n'indique pas qu'une fonte aussi radicale se soit produite. 6 EXPLORATION Tout au long des XIXe et XXe siècles, l'exploration à l'aide de télescopes puissants a permis de dresser un portrait détaillé de la face visible de la Lune. La face jusqu'ici invisible depuis la Terre a été pour la première fois révélée au monde en octobre 1959, grâce aux photographies prises par la sonde soviétique Luna 3. Ces images montrent qu'elle ressemble à la face visible, malgré l'absence des fameux océans (« mare «). On sait maintenant que la totalité de la Lune est couverte de cratères, leur taille variant des vastes mers à des dimensions millimétriques. Les photographies transmises en 1964 et 1965 par les véhicules spatiaux américains Rangers 7, 8 et 9, et Orbiters 1 et 2 confirmèrent ces conclusions. On estime à 3 millions le nombre de cratères d'un diamètre supérieur à 1 m. On a ensuite pu mesurer directement les caractéristiques physiques et chimiques de la Lune, d'abord grâce aux engins automatiques qui se sont posés sur le sol sélène (la série des missions de topographie American Surveyor et Soviet Luna, dans les années 1960), puis grâce au programme Apollo, qui a fait marcher 'l'homme sur la Lune entre juillet 1969 et décembre 1972 (voir exploration de l'espace). À chacune des missions Apollo 11, 12, 14, 15, 16 et 17, le tandem d'astronautes qui s'est posé avec le module lunaire (LEM) a prélevé des roches, pris des photographies (des milliers au total), et installé des instruments qui renvoyaient des informations sur Terre par télémétrie. Ces instruments ont mesuré la température et la pression gazeuse à la surface de la Lune, l'écoulement du flux de chaleur venant de l'intérieur de la Lune, le vent solaire (c'est-à-dire les particules en provenance du Soleil), les champs magnétique et gravitationnel de la Lune, les vibrations sismiques à la surface lunaire, les éboulements, les impacts de météorites et, enfin, grâce à un faisceau laser, la distance précise entre la Terre et la Lune (à quelques centimètres près). On sait maintenant, grâce à la détermination de l'âge des roches lunaires, que la Lune a environ 4,6 milliards d'années, soit approximativement le même âge que la Terre et, probablement, que le reste du Système solaire. Les roches extraites des mers lunaires se sont formées alors que les roches fondues se solidifiaient, il y a 3 ou 4 milliards d'années de cela (plus exactement entre 3,16 et 3,96 milliards d'années). Ces roches ressemblent pour la plupart au basalte terrestre, un type de roche volcanique très répandu sur Terre. Elles présentent toutefois quelques différences : des signes indiquent que les montagnes lunaires pourraient être constituées d'une roche effusive plutonique moins dense, l'anorthose, composée presque entièrement de plagioclase minéral ( Voir feldspath). Parmi les autres types d'échantillons lunaires, on trouve principalement des roches cristallines (pyroxènes, olivines, etc.), des verres, des brèches (assemblages complexes de fragments rocheux cimentés par la chaleur et la pression), et de la régolithe (fragments rocheux finement divisés, produits par des millions d'années de bombardements de météorites). Le champ magnétique de la Lune n'est pas aussi intense que le champ magnétique terrestre. Il en diffère aussi par sa variabilité, importante d'un lieu à l'autre, à la fois en termes d'intensité et d'orientation. Certaines roches lunaires sont peu magnétisées, d'autres, au contraire, laissent penser qu'elles se sont solidifiées alors que régnait un champ magnétique plus intense. Ce champ magnétique incohérent pourrait être un vestige de celui qui existait à l'époque où la Lune s'est refroidie. La température interne de la Lune est estimée à 1 600 °C, valeur dépassant le seuil de fusion de la plupart des roches lunaires. L'interprétation de la propagation des ondes sismiques permet de penser que la matière du noyau central est partiellement fondue. Les signaux captés par les sismomètres placés à la surface de la Lune donnent une idée du bombardement par les météorites : entre 70 et 150 impacts par an, pour des masses comprises entre 100 g et 1 000 kg. Bien que la fréquence de ce bombardement ne soit pas aussi élevée que par le passé, le phénomène sera à prendre en compte par les ingénieurs qui dresseront dans le futur les plans de bases permanentes implantées sur la surface de la Lune. Le sol lunaire est recouvert d'une couche de pierraille, dont la profondeur, encore inconnue dans les zones montagneuses, pourrait atteindre plusieurs kilomètres dans les régions des mers. Cette pierraille est sans doute la résultante des innombrables impacts de météorites qu'a subis la Lune. Quant à l'atmosphère de la Lune, elle est si fine qu'elle ne pourrait pas être reproduite, même dans les meilleures chambres à vide existant sur Terre. Les douze hommes qui ont eu le privilège de marcher sur la Lune ont rapporté sur Terre 2 196 échantillons, soit environ 384 kg de roches lunaires (seule une fraction de l'ensemble des roches prélevées a été analysée). Ce n'est qu'au cours de la dernière mission, Apollo 17, qu'un géologue (Harrison Schmitt) a fait partie de l'équipage : il a passé 22 heures à explorer à bord d'un véhicule lunaire la région des monts Taurus, à proximité du cratère Littrow. Parallèlement au programme américain Apollo, l'exploration de la Lune s'est poursuivie jusqu'en 1975 par des sondes russes automatisées Luna, qui ont rapporté elles aussi des échantillons de surface lunaire. Puis les agences spatiales américaine et soviétique se sont détournées de la Lune pendant près de quinze ans. C'est d'ailleurs une sonde japonaise, Muses A (également nommée Hiten), qui a relancé l'exploration de la Lune en 1990. Les Américains ont suivi en lançant en 1994 la sonde Clementine, qui aurait détecté la présence de glace d'eau dans de profonds cratères près du pôle Sud. Cette découverte a été suivie par le lancement en 1998 d'une nouvelle sonde américaine, Lunar Prospector, destinée à confirmer (ou non) la présence d'eau sur la Lune. Le crash volontaire de la sonde au pôle Sud de la Lune en 1999 n'a toutefois pas permis d'y vérifier la présence d'eau. En 2003, l'Europe est entrée dans la course à la conquête de la Lune avec sa sonde SMART-1 (Small Missions for Advanced Research in Technology). Équipée d'un moteur ionique (mode de propulsion de très faible poussée mais permettant des missions interplanétaires, à l'instar de la sonde américaine Deep Space 1), la sonde ne s'est placée en orbite autour de la Lune qu'un an plus tard et a démarré l'étude topographique de l'astre ainsi que l'analyse minéralogique de sa surface. Ses instruments embarqués devraient pouvoir trancher sur la présence de glaces d'eau aux pôles lunaires. L'analyse des données recueillies par l'ensemble des expéditions lunaires se poursuit, en attendant que les projets de colonisation lunaire se concrétisent. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.