L’orbite lunaire

Le système Terre-Lune vu du pôle nord.

L’orbite lunaire est inclinée de 5° sur l’orbite terrestre.
La ligne des nœuds (en vert) est l’intersection des deux plans.
Ce graphique ne représente que la portion de ligne des nœuds entre la Terre et le nœud ascendant, qu’elle désigne comme l’aiguille d’une horloge.

Pour la clarté du schéma, le diamètre des deux astres a été considérablement grossi par rapport à leur distance.
Le périgée est situé au pied de la lettre P.
Il conditionne directement le diamètre apparent de la Lune.

Le clair de Lune est la lumière émise par la Lune en direction de la Terre.
Il est visible sur ce graphe et sur celui des saisons.
Le clair de Lune détermine aussi l’hémisphère terrestre où la Lune est levée.

Ce graphe montre le passage de la calotte polaire nord de l’obscurité totale au solstice d’hiver, à l’exposition permanente au soleil au solstice d’été (soleil de minuit).

Du fait de l’inclinaison de l’axe des pôles, il est possible d’entrevoir l’hémisphère sud, au-delà de l’équateur.

L’observateur est matérialisé par un point entre l’équateur et le cercle polaire, à environ 50° nord, la latitude des pays européens et du Canada.

Son trajet au soleil est plus long en été qu’en hiver.
Le clair de lune met aussi en évidence les solstices lunaires, selon que la calotte polaire soit exposée au clair de lune ou non (ex: pleine lune de midi au solstice d’hiver).

Ce graphe existe en deux versions :

  1. Synodique
  2. Tropique

En astronomie, la période d’un phénomène dépend du point de repère.

La révolution synodique prend pour point de repère l’alignement Terre - Soleil.
Par exemple: la lunaison, l’intervalle entre deux oppositions martiennes, entre deux conjonctions de Vénus ou de Mercure.
La révolution synodique est assez commode pour définir les phénomènes périodiques observés depuis la Terre.

Cependant, il faut tenir compte que la Terre est elle-même un astre en mouvement dans un espace dont le référenciel est l’alignement Soleil - Point Vernal
La révolution tropique prend pour point de repère l’alignement sur le point vernal.
Elle permet de situer objectivement un astre, abstraction faite de la position de la Terre, sans retomber dans une sorte de géocentrisme induit par la révolution synodique.

Dans la pratique, les astronomes parlent de révolution sidérale d’un astre, et non de tropique.
La différence entre les deux est minime: la précession des équinoxes.

Révolution Synodique Tropique
Repère Alignement Terre - Soleil Alignment Terre (ou Soleil) - Point vernal (situé à l’infini)
La distance Terre - Soleil est négligeable
par rapport au point vernal,
qui est une direction et non un objet.
Point fixe Le soleil est toujours en haut de votre écran Le point vernal est toujours à droite de votre écran.
Durée Une lunaison: 29 j. 12 h. 44 min. Plus courte: 27 j. 7 h. 43 min.
Puisque la révolution de la Terre ne compte pas.
Lorsque la Lune est
En haut Nouvelle lune Lune au solstice d’hiver, basse (déclinaison minimale)
A gauche Premier quartier Equinoxe de printemps lunaire
En bas Pleine lune Solstice d’été lunaire, haute (déclinaison maximale)
A droite Dernier quartier Equinoxe d’automne lunaire
La ligne des nœuds tourne en
  346 jours 18 ans et 6 mois
Le périgée tourne
  En sens horaire : ↻ Lentement en sens anti-horaire : ↺
Le 21 décembre, ces deux graphes sont identiques.
 

Les deux graphes des orbites tropique et synodique illustrent la différence entre : Affichez les deux graphes côte à côte pour voir la différence.

La révolution synodique est illustrée par le Panorama,
dont l’observateur tourne avec la Terre derrière elle.

La révolution sidérale est illustrée par les saisons,
dont l’observateur occupe une position fixe au nord de l’écliptique

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A court terme, la différence entre les révolutions tropique et sidérale est négligeable.

A long terme, la précession des équinoxes induit un décalage.

En 8500, elle aura effectué un quart de tour depuis notre époque.

Les saisons montrent la précession des équinoxes. Les astres y effectuent des révolutions sidérales.
L’orbite tropique inclut la précession des équinoxes.

Vous devez donc pencher la tête d’un quart de tour à droite pour retrouver le graphe de l’orbite tropique dans les saisons.

Car le point vernal aura effectué un quart de tour par rapport à une étoile lointaine immobile.

Le périgée

Le simulateur gère les astres en mouvement circulaire uniforme (MCU)
Dans la réalité, ce n’est pas tout à fait exact.

La Lune gravite autour de la Terre selon une orbite elliptique, dont la Terre occupe un des foyers.
Plus elle s’en rapproche, plus elle accélère, jusqu’au périgée.
Ensuite, elle s’en éloigne et ralentit, jusqu’à l’apogée.

Observez l’image ci-contre :

L’angle de phase annoncé est celui d’une Lune moyenne progressant à vitesse constante.
Dans ce cas, toutes les lunaisons dureraient 29 jours 12 heures 44 minutes 3 secondes.

La lune moyenne est matérialisée par une aiguille grise.

Dans la réalité, la Lune vraie est parfois en avance, parfois en retard.

Ici, proche du périgée, elle est en avance.
Lors de l’apogée, la Lune vraie sera en retard sur l’aiguille de la Lune moyenne.

La différence entre la lunaison la plus longue et la lunaison la plus courte peut atteindre juqu’à douze heures.
Ce qui influence l’horaire des éclipses.

Animez le graphe de l’orbite synodique selon un intervalle d’une lunaison, vous verrez la lune vraie se balancer de part et d’autre de l’aiguille de la Lune moyenne, immobile.

Le graphe de l’orbite lunaire est le seul à présenter la Lune vraie, qui intègre le périgée.
Tous les autres graphes gèrent une Lune moyenne.

Le calcul de l’influence du périgée est un véritable casse-tête auquel même Isaac Newton s’est heurté.
La position exacte de la lune résulte de la théorie des trois corps : La Terre, le Soleil et la Lune, qui s’attirent tous trois mutuellement.

On peut comparer le mouvement orbital de la Lune à celui d’une balancoire :

La balançoire transforme en permanence son énergie cinétique en énergie potentielle et vice-versa.
La somme des deux est une constante, qui diminue lentement à cause des frottements de l’air.

Pendant la moitié de son orbite, du périgée à l’apogée, la Lune s’éloigne de la Terre et ralentit.
Pendant l’autre moitié, de l’apogée au périgée, la Lune accélère et descend vers la Terre.

La Lune transforme en permanence son énergie cinétique en énergie potentielle et vice-versa.
La somme des deux est une constante, qui diminue lentement à cause de l’énergie perdue par les marées.