Lune - Définition
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Introduction
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| Caractéristiques orbitales | |
|---|---|
| Demi-grand axe | 384 400 km |
| Périapside | 363 300 km |
| Apoapside | 405 500 km |
| Excentricité | 0,054 90 |
| Période de révolution sidérale | 27,3217 j (27 j 7 h 43 min 11,5 s) |
| Période synodique | 29,53 j (29 j 12 h 44 min 12,8 s) |
| Inclinaison au plan de l’équateur terrestre | varie entre 28,58° et 18,28° |
| Inclinaison à l’écliptique | 5,145° (5°8′24″) |
| Catégorie | Satellite naturel de la Terre |
| Caractéristiques physiques | |
| Rayon équatorial | 1 737,4 km |
| Diamètre équatorial | 3 474,6 ± 0,06 km |
| Masse | 7,349×1022 kg |
| Masse volumique | 3,344×103 kg/m3 |
| Gravité de surface | 1,62 m/s2 |
| Période de rotation | Synchrone |
| Albédo | 0,12 |
Température de surface
| 396 K (123 °C) |
| Vitesse de libération | 2,37 km/s |
| Atmosphère | |
| Pression atmosphérique | 3×10-10 Pa |
La Lune est l'unique satellite naturel de la Terre et le cinquième plus grand satellite du système solaire avec un diamètre de 3 474 km. La distance moyenne séparant la Terre de la Lune est de 384 400 km (soit un peu plus d'une seconde-lumière), c'est-à-dire environ trente fois le diamètre terrestre. La Lune s'éloigne de 3,8 centimètres par an de la Terre. Avec celle-ci, la Lune 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 21 juillet 1969 à 2 h 56 UTC, lors de la mission Apollo 11. Depuis, douze hommes ont foulé le sol de la Lune, tous membres du programme Apollo. Le retour de l'homme sur la Lune est prévu par plusieurs nations aux alentours de 2020-2030.
Caractéristiques physiques
Le demi grand axe entre la Lune et la Terre est de 384 402 km. Le diamètre moyen de la Lune est de 3 474 km. La force qu’exerce la Terre sur la Lune est d’environ 1,95×1020 Newton.
Orbite
Dans la représentation la plus simple, on peut dire que la Lune a une orbite elliptique autour du centre de la Terre (conformément aux lois de Kepler), qui lui-même tourne autour du Soleil. Pour être plus précis, on peut résoudre le problème à deux corps, ce qui permet de montrer que la Terre et la Lune orbitent en fait autour du barycentre du système double, qui lui-même tourne autour du Soleil, l’influence gravitationnelle perturbatrice du Soleil étant faible par rapport à leur interaction mutuelle. Comme ce dernier se trouve à l’intérieur de la Terre, à environ 4 700 kilomètres de son centre, le mouvement de la Terre est généralement décrit comme une « oscillation », et le système Terre-Lune est clairement un système planète-satellite et non une planète double.
La période de rotation de la Lune est la même que sa période orbitale et elle présente donc toujours le même hémisphère (nommé donc « face visible de la Lune ») à un observateur terrestre (l'autre hémisphère est donc appelé « Face cachée de la Lune »). Cette rotation synchrone résulte des frottements qu’ont entrainés les marées causées par la Terre à la Lune qui ont progressivement amené la Lune à ralentir sa rotation sur elle-même, jusqu’à ce que la période de ce mouvement coïncide avec celle de la révolution de la Lune autour de la Terre. Actuellement les effets de marée de la Lune sur la Terre ralentissent la rotation de cette dernière et provoque un léger éloignement des deux astres d'environ 3,8 cm par année. De fait, la Lune à sa création orbitait à une distance 15 fois moindre qu'aujourd'hui et la Terre tournait alors sur elle-même en 6 heures.
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| Face visible de la Lune | Face cachée de la Lune |
Les points où l’orbite de la Lune croise l’écliptique (plan orbital de la terre) s’appellent les « nœuds » lunaires : le nœud ascendant est celui où la Lune passe vers le nord de l’écliptique et le nœud descendant est celui où elle passe vers le sud.
| Nom | Valeur (jours) | Définition |
|---|---|---|
| sidérale | 27,321 661 | Par rapport aux étoiles lointaines |
| synodique | 29,530 588 | Par rapport au Soleil (phases de la Lune ou lunaison) |
| tropique | 27,321 582 | Par rapport au point vernal (précession en ~26 000 a) |
| anomalistique | 27,554 550 | Par rapport au périgée (récession en 3 232,6 jours = 8,8504 a) |
| draconitique | 27,212 220 | Par rapport au nœud ascendant (précession en 6 793,5 jours = 18,5996 a) |
Le plan de l’orbite anucial est incliné de 5,145 396º par rapport à l’écliptique. Cette inclinaison peut varier car la Lune est plus liée à la Terre qu’au Soleil.
Le plan de rotation de la Lune subit une précession d’une période de 6 793,5 jours (18,5996 années). Cette précession est provoquée par la gravitation du Soleil et, dans une moindre mesure, par le bourrelet équatorial de la Terre.
Comme la Terre est elle-même inclinée de 23,45º par rapport à l’écliptique, l’inclinaison du plan orbital lunaire par rapport à l’équateur terrestre varie entre 28,60º et 18,30º.
Enfin, l’inclinaison de la Terre varie de 0,002 56º de part et d’autre de sa valeur moyenne, ce qu’on appelle la nutation, mise en évidence pour la première fois par James Bradley en 1748 (Voir aussi ).
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.
Présence d'eau sur la Lune
A priori, la quasi absence d’atmosphère et une température supérieure à 100 °C au Soleil devrait rendre impossible la présence d’eau sur la Lune. Pourtant, les données recueillies par les sondes Clementine et Lunar Prospector à la fin des années 1990 montrent la présence de grandes zones riches en hydrogène, aux pôles sud et nord. Or l’hydrogène est un des constituants de l’eau avec l’oxygène. À la fin de sa mission, la sonde Lunar Prospector a même été précipitée dans le fond d’un cratère censé contenir de la glace d’eau. On pensait que l’écrasement dégagerait de la vapeur d’eau, détectable par les télescopes terrestres, apportant ainsi une preuve supplémentaire de la présence d’eau sur la Lune. Mais aucune molécule d’eau n’a été détectée pendant l’impact. Cependant, la probabilité d’en voir était très faible : la sonde étant petite, l’énergie dégagée lors de l’impact n’était pas forcément suffisante pour vaporiser de l’eau.
L’hypothèse actuellement la plus populaire au sujet de la provenance de cette eau propose une origine cométaire à l’eau lunaire. Les comètes, de grosses boules de neige sale, en percutant la Lune il y a plusieurs milliards d’années, se seraient vaporisées, créant ainsi une atmosphère provisoire. La vapeur d’eau contenue dans cette atmosphère se serait condensée puis aurait givré sur le sol. La glace située au fond des cratères du pôle sud aurait pu se conserver pendant deux milliards d’années, le fond de ces cratères n’étant jamais exposé aux rayons du soleil en raison de l’inclinaison très légère de l’axe de la Lune par rapport à l’écliptique (1,5424 °). De même au pôle nord, où l’eau glacée serait protégée par une couche de régolithe de 40 cm d’épaisseur.
Les scientifiques estiment le volume d’eau présent sur la Lune à un milliard de mètres cubes, une quantité suffisante pour rendre son exploitation intéressante par d’éventuels explorateurs. De l’hydrogène et de l’oxygène pourraient en être extraits par des stations alimentées par panneaux solaires ou par énergie nucléaire. Cela rendrait possible une colonisation permanente de la Lune. L'oxygène est en effet indispensable pour que de futurs explorateurs puissent respirer durant de longues périodes de présence, et l’hydrogène est un carburant pour les fusées. Or le transport régulier de l’hydrogène et de l’oxygène depuis la Terre est très coûteux.
En 2006, les relevés réalisés par le radiotélescope d’Arecibo braqués sur les cratères polaires constamment dans l’ombre montrent que la présence de glace d’eau est encore plus rare qu’escomptée.
L’équipe d’Alberto Saal de l’université Brown (États-Unis) a analysé, au spectromètre de masse, des échantillons de sphérules vitreuse de basalte lunaire ramenés par les missions Apollo 11, 15 et 17 entre 1969 et 1972. Elle y a trouvé la présence d’eau et a conclu que le magma lunaire contenait 745 ppm d’eau avant sa remontée, soit une proportion semblable à celle de la Terre il y a 4,5 milliards d’années.
Le 17 juin 2009, la NASA a lancé deux sondes spatiales dont l'une des missions principales est de confirmer la présence d'eau dans les régions proches des pôles de la Lune, au fond des cratères plongés en permanence dans l'obscurité. Si cette présence était confirmée, l’eau pourrait être exploitée par les missions habitées.
- La sonde Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) effectue encore ses observations depuis une orbite basse durant plusieurs mois en scrutant avec ses instruments la surface de notre satellite. Elle est munie, entre autres, d'un spectromètre ultraviolet chargé plus particulièrement de détecter la présence d'eau.
- La sonde Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) a analysé les matériaux soulevés par la collision du dernier étage de sa fusée porteuse (environ 2 tonnes) avec le sol lunaire. La fusée a été volontairement dirigée vers un des cratères susceptibles d'abriter de la glace d'eau. La sonde, qui a suivi la même trajectoire que sa fusée, s'est écrasée 4 minutes plus tard après avoir traversé le nuage de débris. Les matériaux éjectés ont aussi été analysés par d'autres sondes lunaires et des télescopes situés au sol ou en orbite autour de la Terre.
La mission LCROSS a pour objectif de confirmer ou infirmer les informations faisant état de présence d’hydrogène et de glace dans ces lieux difficiles à explorer et encore largement méconnus. Jusqu'à présent, aucune trace d'eau n’a été trouvée dans les régions équatoriales explorées par les sondes automatiques ou les équipages des six missions Apollo.
Le 24 septembre 2009, la NASA a annoncé la présence d'eau proche de la surface de la Lune. Cette présence a été mise en évidence grâce aux données recueillies par la sonde spatiale Deep Impact (dont la mission étendue a été rebaptisée EPOXI), passée en juin 2009 à 6 millions de kilomètres de la Lune. Cette présence d'eau, et son cycle journalier (évaporation le jour, puis adsorption la nuit, l'eau évaporée étant repoussée vers la surface par le vent solaire résiduel), ont été corroborées par les données de l'instrument M3 de la sonde spatiale indienne Chandrayaan-1 et l'instrument VIMS de la sonde Cassini-Huygens. Les quantités d'eau ainsi mises en évidence sont très faibles : un demi-litre d'eau par élément de surface de la taille d'un terrain de football, selon les termes d'un des scientifiques auteurs de la découverte.
Le 13 novembre 2009, la NASA annonce qu'elle a découvert « des quantités significatives » d'eau à la surface de la Lune, suite à l'analyse des projections provenant de l'impact volontaire de la sonde LCROSS avec l'astre. Une quantité équivalente à 75 litres d'eau à l'état liquide a été trouvée dans le cratère. Toutefois, cette quantité rapportée à la masse de matière éjectée, pourrait correspondre à une proportion d'eau très faible (peut-être 1 000 fois plus faible que dans une roche terrestre).
Une nouvelle analyse du panache de poussières (provoqué par l'impact de la sonde LCROSS) tendait à démontrer, en juin 2010, la présence de molécules d'eau qui n'avaient pas vu la lumière du soleil depuis des milliards d'années. Ce qui suggérait alors l'existence d'une quantité d'eau bien plus importante que ne le laissaient présager toutes les précédentes estimations.
Toutefois, dès août 2010, une autre étude portant sur la contenance en chlore d'échantillons de sol lunaire (ramenés par la mission Apollo), relance l'hypothèse émise 40 ans plus tôt, à savoir que l'astre serait très sec. Et ce, nonobstant les informations issues de l'impact de la sonde Lcross.. D'autres études seront donc encore nécéssaires pour répondre aux nombreuses questions qui subsistent concernant la présence d'eau sur la lune.
Géographie lunaire (sélénographie)
La surface de la Lune n’est pas uniforme. Très rapidement, du fait de la relative facilité d’observation, les hommes purent distinguer de grandes taches sombres qu’ils prirent pour l’équivalent de leurs océans terrestres et auxquelles ils donnèrent le nom latin de maria (mers). En réalité, ces étendues de régolithe ont une concentration supérieure de basalte, d’origine volcanique, et sont très inégalement réparties sur la surface lunaire, leur grande majorité se situant sur la face visible, la face cachée n’en ayant que quelques-unes, et de taille beaucoup plus réduite. Le reste de la surface lunaire est constitué par de grands plateaux recouverts de régolithe moins dense en basalte et donc beaucoup plus réfléchissant. Autre relief ponctuant la géographie lunaire, les multiples cirques et cratères, créés par les impacts de météorites de tailles diverses.
La formation de la Lune
L’origine de la Lune est au cœur d’un débat scientifique. Plusieurs hypothèses sont évoquées, la capture d’un astéroïde, la fission d’une partie de la terre par l’énergie centrifuge, la co-accrétion de la matière originelle du système solaire. Étant donné l’inclinaison de l’orbite lunaire, il est peu probable que la Lune se soit formée en même temps que la Terre, ou que celle-ci ait capturé la Lune.
L’hypothèse la mieux acceptée est celle de l’impact géant : une collision entre la jeune Terre et Théia, un objet de la taille de Mars, aurait éjecté de la matière autour de la Terre, qui aurait fini par former la Lune que nous connaissons aujourd’hui. De nouvelles simulations publiées en août 2001 soutiennent cette hypothèse. Cet impact est estimé à 42 millions d’années après la naissance du système solaire, soit il y a 4,526 milliards d’années.
Elle est aussi corroborée par la comparaison entre la composition de la Lune et celle de la Terre : on y retrouve les mêmes minéraux, mais dans des proportions différentes. Ce sont les substances les plus légères qui auraient été éjectées le plus facilement de la Terre lors de l’impact et que l’on retrouve en plus grande quantité sur la Lune. Le principal élément qui confirme cela est le 54Fe, en effet, cet isotope du fer est présent sur Mars dans les mêmes proportions que le 57Fe, mais sur la Terre et la Lune, il existe en quantité très faible. Seulement, pour qu’il puisse s’évaporer, il faut qu’il soit chauffé à plus de 2 000 °C pendant un temps important. La principale thèse pour expliquer cet échauffement est la collision Terre/Lune.
À l’exception de Mercure et Vénus, toutes les planètes du système solaire possèdent des satellites naturels qualifiés de lunes. Jupiter et Saturne, de leur côté, en possèdent respectivement 63 et 60 de tailles et formes très variées. Dans les années 1970, on connaissait 32 lunes dans le système solaire, on en distingue aujourd’hui plus de 140.
