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le 17/08/17
 La Lune
 
 Bonne Année !

 

 

La Lune, prétexte des mauvais jardiniers…

Table des matières
1 Apparence
   1.1 Carte de la lune
   1.2 Noms des structures
   1.3 Phases
2 Mouvements de la Lune
   2.1 La lunaison
   2.2 Vitesse de la Lune sur son orbite
3 Observation
   3.1 Lumière de la Lune
   3.2 Phénomène de Purkinje
4 Caractéristiques physiques
   4.1 Distance de la Lune
   4.2 Diamètre
   4.3 Masse
   4.4 Relief
   4.5 Formation des cratères
   4.6 Composition et âge de la Lune
   4.7 Les montagnes
   4.8 La nature du sol
   4.9 Mers et continents
   4.10 Les mers
   4.11 Les cratères
5 L’atmosphère
   5.1 ou son absence…
   5.2 Occultations
6 Face cachée
   6.1 La première photo
7 Origine de la Lune
   7.1 Formation
8 Les éclipses
   8.1 Conditions de réalisation dess éclipses
   8.2 Observation simple
9 Les marées
   9.1 Marées océaniques et terrestres
   9.2 Explication des marées
10 Les missions lunaires
   10.1 Le début de l’exploration
   10.2 Apollo 11
   10.3 Apollo 12
   10.4 Apollo 14
   10.5 Apollo 15
   10.6 Apollo 16
   10.7 Apollo 17
   10.8 Séismologie
11 Influence de la Lune
   11.1 Science… ou superstition ?

 

1 Apparence


photo NASA

Tout le monde croit connaître la Lune, tant sa présence dans le ciel est évidente, mais on ne sait en général pas grand chose d’elle.

Considérons d’abord le plus simple : la Lune se présente parfois comme un gros disque brillant, parfois comme un fin croissant, avec tous les intermédiaires. Ces différents aspects sont nommées phases. Quatre phases particulières sont intéressantes :

  • la Nouvelle Lune se produit lorsque la Lune se trouve entre le Soleil et nous ; elle est alors éclairée par derrière, et nous montre sa face obscure ; elle est donc invisible ; elle se trouve au plus haut dans le ciel à midi ;
  • le Premier Quartier ; en tournant autour de la Terre, l’alignement avec le Soleil se détruit, et nous commençons à voir une partie de la face éclairée ; le premier quartier correspond à la visibilité de la moitié de la face éclairée, 7 jours à peu près après la nouvelle lune ; le premier quartier culmine dans le ciel au coucher du Soleil ;
  • la Pleine Lune est opposée à la nouvelle lune ; l’astre a maintenant fait un demi-tour, et nous montre sa face éclairée en entier ; Soleil et Lune sont donc opposés pour l’observateur terrestre ; la pleine lune est donc au méridien à minuit ;
  • enfin le Dernier Quartier nous montre encore la moitié de la face éclairée, mais cette fois de l’autre côté ; il se produit 7 jours avant la nouvelle lune suivante ; le dernier quartier culmine dans le ciel au lever du Soleil.

1.1 Carte de la lune

Il s’agit en fait d’une photo, un peu particulière, qui sert de carte. En y déplaçant la souris, vous verrez les noms des mers, des cratères, des montagnes qui y sont visibles. Sont également indiqués les sites d’atterrissage des missions Apollo.

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Carte interactive de la Lune ( sites répertoriés) crédits : NASA/GSFC/Arizona State University

Cette carte a été faite à partir de l’atlas de la lune, un excellent ouvrage pour apprendre à reconnaître les sites de notre satellite.

Cette photo a quelque chose de surprenant… Si vous la regardez bien, vous verrez que l’ombre dans tous les cratères a la même dimension ! En fait, il s’agit d’un montage, chaque croissant de lune ayant été prise alors que le soleil était à la même hauteur dans son ciel. C’est-à-dire à des moment différents de la lunaison. Cette méthode a permi d’avoir toute la face visible exposée au mieux, alors qu’une photo directe de la pleine lune ne montre quasiment pas d’ombre, et donne un paysage plat. On a là une pleine lune virtuelle. La reconstitution est remarquable.

1.2 Noms des structures

L’observation de la Lune ayant été faite un peu partout dès l’invention de la lunette, on a donné dans chaque pays des noms dans la langue locale. On trouve (et on utilise) les noms des mers en français par exemple. Les relations entre astronomes de tous les pays ayant été importantes, l’uniformisation s’est faite dès le début, mais chacun conservant sa langue. Alors, pour arriver à des noms universels, on a choisi (selon un usage bien établi en science) de donner des noms latins.

La nomenclature lunaire commence au XVIIe siècle, par l’établissement des premières cartes. En 1645, Langrenus nomma les cratères, en leur donnant des noms de personnages illustres, et en les classant par ordre chronologique du nord au sud : les cratères du nord ont ainsi des noms de personnages de l’Antiquité. Les cratères ainsi nommés sont évidemment les plus gros, et les plus petits ont reçu des noms bien après.

Peu après, Hévélius a nommé mer les étendues les plus sombres de la Lune. Il leur a attribué des noms en fonction de l’influence que la Lune avait, prétendait-on, sur le climat de la Terre.

Puis Giovanni Riccioli, théologien et astronome italien, reprenant les deux travaux antérieurs, a donné la plupart des noms que nous utilisons encore. Il a dessiné une carte, et défini une méthode de construction des noms : noms symboliques, nom copiés sur la géologie terrestre (en particulier pour les montagnes), noms de personnes illustres.

Autour de 1800, Schröter a travaillé sur le sujet, en ajoutant une soixantaine de noms. En 1837, Beer et Mädler ont dessiné une carte regroupant le tout, plus 145 noms choisis par Mädler, et concernant des navigateurs. Enfin, ils se sont intéressés à de plus petites formations, attribuant aux petits cratères des lettres latines majuscules, et aux collines des lettres grecques minuscules.

La nomenclature lunaire définitive a été fixée par l’Union Astronomique Internationale en 1935. Tout ceci ne concernait bien sûr que la face visible. C’est dans les années soixante que l’UAI a commencé à nommer les formations de la face cachée.

Puis l’établissement de cartes bien plus précises, grâce à la photographie en orbite lunaire, a incité à donner des noms à de bien plus petites formations. Ainsi, la nomenclature par lettres latines ou grecques était évacuée. Mais plus tard, l’UAI est revenue sur cette décision, et l’on doit maintenant désigner ces formations avec le nouveau nom, suivi de l’ancienne désignation entre parenthèses). Comme on le voit, il n’est pas toujours facile de se mettre tous d’accord sur la façon de parler…

Voici une liste non exhaustive des principales formations lunaires, donnant la concordance entre les noms latins et français :

1.3 Phases

Le schéma ci-contre montre les 4 positions de la Lune par rapport à la Terre, le Soleil étant à droite, et le pôle nord de la Terre visible (au centre du disque, on est à la verticale du pôle).

On voit que la NL se présente en plein jour ; le PQ est visible le soir, au coucher de soleil ; la pleine lune au milieu de la nuit, et enfin le DQ le matin.

L’échelle des distances entre la Terre et la Lune n’est pas du tout respectée ; en dessinant les globes de cette taille, il faudrait placer la Lune à 65 cm de la Terre. D’autre part, il manque la profondeur à un dessin, et il faut bien se souvenir que l’orbite lunaire est inclinée sur l’écliptique ; par conséquent la Lune passe au-dessus ou au-dessous de la Terre lorsqu’elle est nouvelle ou pleine. Ceci justifie qu’elle soit éclairée en position de pleine lune (sinon il y aurait une éclipse).

L’orbite inclinée fait passer la Lune au-dessus ou au-dessous de la Terre, interdisant en général les éclipses.

Pour la lisibilité du schéma, la distance est très diminuée et l’inclinaison augmentée. L’ombre de la Lune passe le plus souvent au-dessus ou en-dessous de la Terre.

Pour l’observation, il est intéressant de noter que la Lune se déplace dans le ciel d’un jour à l’autre, d’ouest en est. Ainsi, après la nouvelle lune, où elle est inobservable, on voit apparaître un fin croissant qui SUIT le Soleil, donc visible juste après le coucher du Soleil. De nuit en nuit, ce croissant s’éloigne du Soleil en grossissant. La Lune devient pleine au bout de 15 jours, et elle est alors à l’opposé du Soleil. Donc, elle se lève à l’est au moment où le Soleil se couche à l’ouest.

Ces explications sont qualitatives. Elles supposent les orbites circulaires et parcourues à vitesse uniforme, ce qui représente un cas idéal.

Le cas réel est bien différent : le grand axe de l’orbite lunaire ne se présente jamais sous le même angle par rapport à la ligne Terre-Soleil qui définit son éclairement, donc les phases. L’orbite étant elliptique, la Lune va plus ou moins vite dans son mouvement entre deux phases successives, ce qui donne une grande variabilité à leur écart temporel.

Ensuite, le mouvement continue, avec une succession d’aspects symétriques : le croissant de Lune diminue en se rapprochant du Soleil après la pleine lune suivante.

Outre les phases principales indiquées plus haut, on distingue aussi les phases gibeuses (ce qui signifie bossue ; en provençal, bossu se dit gibous). Ce sont les phases entre les quartiers et la pleine lune, où plus de la moitié de la surface est éclairée. Avant la pleine lune, on dit gibeuse croissante, et après gibeuse décroissante.

La nouvelle lune et la pleine lune portent le nom générique de syzygies. Les syzygies sont intéressantes car ce sont les instants où peuvent se produire les éclipses.

L’intervalle de temps entre les différentes phases (NL, PQ, PL et DQ) a donné naissance à la semaine de sept jours. De même, la Lune est à l’origine du mois, qui d’ailleurs porte son nom : mois vient de mêné qui signifie Lune en grec, et provient d’une très ancienne racine Indo-Européenne.

2 Mouvements de la Lune

2.1 La lunaison

Lune et Soleil sont à l’origine de toutes nos mesures de temps. Dommage que leurs mouvements ne soient pas synchronisés, car notre calendrier en serait infiniment simplifié.

L’intervalle de temps compris entre deux nouvelles lunes successives est nommé lunaison, ou mois lunaire, ou révolution synodique ; sa valeur moyenne est de 29 j 12 h 44 mn 2,8 s. Ses valeurs extrêmes sont 29 j 6 h et 29 j 20 h.

Ce schéma montre le Soleil, la Terre sur son orbite, et la Lune sur son orbite autour de la Terre. Pour simplifier, les orbites sont dessinées circulaires. La direction SE est celle d’une étoile, située à l’infini, et prise pour repère. La direction TE′ repère la même étoile vue de la Terre, et SE et TE′ sont parallèles, puisque l’étoile est infiniment loin.

Pour étudier les phases de la Lune, il convient de calculer l’angle que font les directions de la Lune et du Soleil, vues de la Terre. Si nous prenons comme point de repère les pleines lunes, on considérera la position de l’antisoleil, qui est notée S′.

L’angle qui nous intéresse est S′TL. On peut écrire :

E′TS′ + S′TL = E′TL

donc :

S′TL = E′TL - E′TS′

E′TL est l’angle que la Lune a parcouru depuis l’instant où elle était dans la direction de l’étoile E′, dans le temps t. Or elle fait un tour complet par rapport à cette étoile dans le temps de sa révolution sidérale, que nous noterons TL. A chaque seconde, elle parcours donc ωL = 2π / TL. Dans le temps t, elle parcours donc un angle t fois plus grand, et donc :

E′TL = 2π t / TL

On peut dire exactement la même chose pour le Soleil, en considérant les points E′ et S′. La période à considérer est celle de la Terre autour du Soleil, donc TT = 365,2422 jours. On a alors :

E′TS′ = 2π t / TT

Il vient par substitution :

S′TL = E′TL - E′TS′ = 2π t / TL - 2π t / TT

Enfin, les phases de la Lune sont périodiques, et reviennent identiques au bout d’un temps qui est la lunaison, ou mois lunaire. Soit θ cette période. Dans le temps t, la Lune aura progressé de :

S′TL = 2π t / θ

Il nous reste à égaler les deux expressions de S′TL :

S′TL = 2π t / θ = 2π t / TL - 2π t / TT

On peut simplifier par 2π t ; il vient :

1 / θ = 1 / TL - 1 / TT

Remplaçons les périodes connues par leurs valeurs :

1 / θ = 1 / 27,32 - 1 / 365,2422 = 0,0366 - 0,0027 = 0,0339

Soit θ = 29,5287 jours = 29 j 12 h 41 mn.

Nous avons retrouvé la valeur donnée plus haut, à 3 minutes près (erreur due essentiellement aux approximations faites sur les données).

2.2 Vitesse de la Lune sur son orbite

Une observation toute élémentaire permet d’en trouver une bonne approximation. On a remarqué que la Lune se déplace dans le ciel, parmi les étoiles, de son propre diamètre apparent en une heure. Son diamètre vaut à peu près 3.500 km, et une heure comporte 3.600 secondes.

Par conséquent, la Lune se déplace de 3.500 km en 3.600 secondes, c’est-à-dire pratiquement d’un kilomètre par seconde (à comparer aux 30 km/s de la Terre autour du Soleil).

Observation : regardez la Lune aux jumelles, peu de temps après la nouvelle lune. Faites un dessin approximatif de ce que vous voyez, en positionnant les plus gros cratères et les mers (taches sombres).

Refaites un dessin 4 jours plus tard, et ainsi de suite jusqu’à la prochaine nouvelle lune. En comparant les dessins, on s’aperçoit que les cratères et les mers vus au début sont toujours présents à la même place. Ceci prouve que la Lune tourne toujours la même face vers la Terre. Or dans la durée du mois, elle a pourtant effectué un tour complet autour de nous. Par conséquent, elle tourne sur elle-même et autour de la Terre dans le même temps.

L’égalité entre deux valeurs dans la nature est rarement fortuite ; il convient de l’expliquer. Nous montrerons comment les marées ont modifié la durée de la rotation lunaire jusqu’à ce qu’elle soit égale à la lunaison.

La Lune tournant autour de la Terre sur une orbite elliptique, sa vitesse est variable. Or sa vitesse de rotation sur elle-même est constante. Il s’ensuit un balancement de la Lune dans le ciel. Ce balancement s’appelle libration, et il est expliqué dans une animation.

La Lune présente trois sortes de libration. Celle que nous venons de voir est la libration en longitude, et son amplitude atteint 8° de part et d’autre de la position centrale.

Il existe aussi une libration en latitude. Elle est due à l’inclinaison de l’orbite lunaire sur l’équateur terrestre. Lorsque la Lune se présente avec une déclinaison positive, on aperçoit une partie de la zone polaire sud, et réciproquement on voit une partie de la zone polaire nord lorsque sa déclinaison est négative. L’amplitude de cette libration est 6,8°.

Enfin, il existe une libration diurne, qui est produite par le déplacement de l’observateur. Au cours d’une nuit, nous nous déplaçons par rapport à la Lune de 12.000 km (le diamètre de la Terre).

Tout ceci permet de voir, depuis la Terre, 59/100e de la surface lunaire, au lieu des 50/100e qui nous seraient accessibles si la Lune tournait sur une orbite circulaire, dans le plan équatorial terrestre.

Les diverses librations (précession de l’axe de rotation de la Lune en 18 ans incluse) nous montrent 59 % de sa surface. Attention, les librations sont des mouvements apparents de la Lune, dus à des effets de perspective. Il ne s’agit nullement de mouvements réels.

Une conséquence surprenante de ceci est que, sur la Lune, on ne voit pas forcément la Terre ! Si on se trouve sur la face cachée (celle que nous ne voyons jamais), la Terre est invisible et le reste toujours ! Si la Lune était habitable, un sélénite pourrait vivre toute sa vie en ignorant l’existence de notre Terre…

De plus, si on se trouve sur la face visible (comme ce fut le cas pour les astronautes), la Terre est fixe dans le ciel, en première approximation. Elle le serait vraiment si l’orbite lunaire était circulaire. Mais étant elliptique, et parcourue à vitesse variable, le phénomène de la libration en longitude se présente là-bas comme un balancement de la Terre autour de sa position moyenne. Décidément, les mouvements apparents des astres peuvent nous réserver de belles surprises…

3 Observation

3.1 Lumière de la Lune

La Lune ne brille pas par elle-même. Elle reçoit de la lumière du soleil, comme la Terre, et c’est la lumière qu’elle nous renvoie que nous percevons. C’est elle qui donne le clair de lune.

Si elle brillait par elle-même, comme le Soleil, elle serait toujours pleine !

Lorsqu’il y a le clair de lune, on voit le sol et les arbres, les bâtiments… C’est parce qu’ils nous renvoient encore un peu de la lumière qu’ils reçoivent de la Lune (en provenance du Soleil).

Si nous étions sur la Lune, nous verrions la Terre éclairée par le Soleil. Et lorsqu’il fait nuit sur la Lune, on pourrait y admirer le clair de Terre ! Regardez le schéma ci-contre : la situation est exactement symétrique pour la Terre et la Lune.

Le clair de Terre illumine doucement le sol lunaire. Mais la Terre est 3,7 fois plus grosse que la Lune (diamètre de la Terre = 12.758 km ; diamètre de la Lune = 3.473 km). Par conséquent, la surface éclairée de la Terre est 3,72 = 13,7 fois plus grande. Si leur albédo était le même, la lumière renvoyée par la Terre serait donc 13,7 fois plus intense que le clair de lune. Mais les albédos sont très différents : celui de la Lune ne vaut que 0,073 alors que celui de la Terre est de 0,39. Par unité de surface, la Terre est 5 fois plus lumineuse que la Lune (0,39 / 0,073 ≈ 5). Surface plus grande et albédo plus élevé donnent un clair de Terre 60 (13,7 × 5) fois plus lumineux que le clair de lune. On ne doit pas avoir besoin de lampe de poche sur la Lune… Cette lumière fait briller la partie de la Lune où il fait nuit, et celle-ci nous en renvoie encore une partie…

Si on regarde bien, juste après la nouvelle lune, on peut distinguer cette partie de la Lune qui est dans la nuit, éclairée par le clair de Terre… Cette faible lueur porte le joli nom de lumière cendrée. Il faut bien comprendre que c`est de la lumière émise par le soleil, qui se réfléchit une première fois sur la Terre, puis à nouveau sur la Lune, avant de nous revenir. On conçoit que cette lumière soit faible.

La lumière cendrée est 10.000 fois plus faible que la pleine lune. Aussi, elle n’est visible que lorsque le croissant est très fin. Lorsque le croissant grossit, sa lumière éblouissante nous masque la lumière cendrée, qui n’est donc visible que deux ou trois jours avant ou après la nouvelle lune.

La lumière solaire touche la Terre, sur laquelle elle se réfléchit. Elle arrive ensuite sur la partie de la Lune opposée au Soleil, sur laquelle il fait nuit.

Elle se réfléchit à nouveau sur le sol lunaire, qui est donc visible d’une petite partie de la Terre plongée dans la nuit.

La lumière cendrée est donc visible juste après le coucher du Soleil le soir, ou bien juste avant le lever du Soleil le matin (configuration du schéma).

La lumière que nous renvoie la Lune permet de l’étudier. Tout d’abord, si on la disperse à l’aide d’un prisme (voir la spectroscopie), on y distingue exactement les mêmes raies d’absorbtion que dans le spectre du Soleil. Ceci est une première indication sur l’absence d’atmosphère de la Lune, car sinon elle modifierait le spectre.

La lumière permet aussi de se faire une idée du sol lunaire :

Par le calcul, on peut déterminer l’éclat de chaque phase, puisqu’on connaît l’angle sous lequel le Soleil éclaire le sol lunaire, et l’angle sous lequel il nous renvoie la lumière, selon les propriétés supposées du sol.

Quand on trace les courbes théoriques correspondant aux différents types de sol, et la courbe mesurée, sur un même graphique, on peut sélectionner la courbe théorique qui s’approche le plus de la réalité. Le type de sol qu’elle modélise est celui qui se rapproche le plus du sol réel de la Lune.

Ceci a montré que la Lune n’est pas un très bon réflecteur, et surtout que son sol doit être poreux. Si on suppose la surface creusée de nombreux petits trous, la réflectance sera bonne à la verticale, et de plus en plus mauvaise si on s’en écarte. D’où l’idée que le sol lunaire pourrait être recouvert de poussières, dans lesquelles un vaisseau spatial pourrait s’enfoncer… Dès les premières sondes expédiées là-haut, on a su que le sol était suffisamment résistant pour supporter un engin spatial. La porosité a été confirmée par la découverte de la polarisation de la lumière lunaire.

Le sol est très sombre : la Lune absorbe 92,7 % de la lumière qu’elle reçoit du Soleil. Son albédo n’est que de 0,073 ce qui est vraiment très faible.

Etant très sombre, la Lune absorbe les rayons du Soleil et se réchauffe : la surface atteint les 130 ℃ au Soleil. Par contre, dès que le Soleil se couche, le refroidissement est brutal, car il n’y a pas d’atmosphère comme ici pour retenir la chaleur un peu comme une couverture (vous savez que sur Terre, lorsque le temps est couvert, il n’y a pas de gelées. Elles ne peuvent se produire que par temps clair, quand le sol rayonne, vers l’espace, la chaleur reçue pendant le jour). Les roches lunaires sont donc soumises à rude épreuve : au lever du soleil, elles passent très vite de -150 ℃ à +130 ℃, et au coucher elles se refroidissent tout aussi rapidement. Ceci produit une dégradation des roches, qui les réduit lentement en poudre.

Les astronautes qui se sont posés sur la Lune ont trouvé cette poussière sur le sol. On la nomme régolithe. C’est elle qui explique les propriétés optiques de la Lune.

La magnitude apparente de la Lune est de -13.

3.2 Phénomène de Purkinje

Dans les faibles éclairements, l’œil humain est beaucoup plus sensible au bleu qu’au rouge. C’est pour cette raison que la Lune nous paraît bleutée, alors qu’en fait elle est plus rouge que le Soleil !

4 Caractéristiques physiques

4.1 Distance de la Lune

Méthode d’Aristarque de Samos

Avec une assez bonne approximation, on peut considérer que les premier et dernier quartiers sont alignés. Il s’ensuit que le soleil est beaucoup plus éloigné que la Lune. On peut donc supposer que l’ombre de la Terre est un cylindre (en réalité c’est un cône, mais son angle au sommet est très faible, et cette approximation est acceptable). En observant la Lune au cours d’une éclipse totale, Aristarque vit qu’elle restait dans l’ombre du Soleil pendant presque deux heures. Or en une heure, elle se déplace de son propre diamètre.

En position 1, la Lune est totalement éclipsée. Au bout d’une heure, elle se trouve en 2, ayant avancé de son propre diamètre. Au bout de 2 heures, elle se trouve en 3, toujours totalement dans l’ombre. Elle en sort alors. Ainsi : la Lune est trois fois plus petite que la terre.
Si L est le diamètre de la Lune, et T celui de la terre : L = 0,3 T.

On voit la Lune sous un angle de 32’ à peu près ; on a donc : tg 32’ = L / d = 0,3 T / d = 0,0093

d’où d = 0,3 T / 0,00893 = 32 T = 64 R

La valeur correcte est de 60 R. Aristarque avait donc trouvé une excellente approximation. Remarquons que cette mesure est relative ! Elle exprime la distance de la Lune par rapport au rayon de la Terre. C’est très souvent en Astronomie qu’on rencontrera ce genre de problème. Il est plus facile d’obtenir des rapports que des valeurs absolues.

Dans le chapitre relatif à la Terre, nous avons vu comment le diamètre de la Terre avait été mesuré. Reprenant la valeur trouvée alors, 6.680 km on en déduit la distance de la Lune : 6.680 × 64 = 427.000 km (au lieu de 384.000). Les ordres de grandeur sont très corrects.

4.2 Diamètre

Connaissant la distance Terre-Lune, il suffit de mesurer le diamètre angulaire apparent de notre satellite pour en déduire son diamètre linéaire. Il est de 3.473 km, un peu moins du tiers de celui de la Terre. Les satellites des autres planètes sont beaucoup plus petits par rapport à leur planète. Pour cette raison, on dit parfois que le système Terre-Lune constitue une planète double. Auncune autre planète principale n’a un satellite proportionnellement aussi gros. Seule la planète naine Pluton possède un satellite presque aussi gros qu’elle.

4.3 Masse

La Lune est légère : sa masse-volumique, déduite de sa masse et de son diamètre, n’est que de 3,34 g/cm3. Sa masse vaut 0,0123 fois celle de la Terre. Bien que de même nature rocheuse que la Terre, sa masse-volumique moyenne est nettement plus faible. Pourquoi ? Tout simplement parce que la masse-volumique élevée de la Terre (tout comme de Mercure ou Vénus) est une moyenne, calculée entre la croûte légère et le noyau lourd. Et la masse-volumique de la Lune est égale à celle de l’enveloppe terrestre, constituée essentiellement de basaltes.

Ceci nous donne une indication sur la contitution interne de notre satellite : si la Lune possède un noyau lourd, il doit être vraiment très petit…

4.4 Relief

En observant la Lune aux jumelles, on y distingue des cratères, de vastes zones lisses et sombres, des régions accidentées. Les premiers observateurs, disposant de lunettes de très mauvaise qualité, ont cru voir dans les grandes zones sombres des océans, tels que sur Terre. Ils les ont donc baptisées de noms comme mer, océan, golfe, marais… On sait bien maintenant qu’il n’y a pas d’eau sur la Lune (vraiment ? On soupçonne qu’il y ait un peu de glace dans des fonds de cratères ne voyant jamais le soleil, vers les pôles…). Les mers sont en fait de vastes plaines de basalte, qui se sont formées par fracturation de la croûte après un violent impact de météorite, lorsque la Lune était encore chaude. Par ces fractures, le magma est remonté, a recouvert les terrains anciens, et s’est refroidi. A l’heure actuelle, la Lune entière s’est refroidie, car elle est beaucoup plus petite que la Terre. En fait, la Terre est encore chaude parce qu’elle est massive, et qu’elle contient pas mal de matière radioactive (uranium…) qui en se désintégrant produit de la chaleur.

Les mers sont donc des plaines, d’altitude un peu plus basse que le reste du sol. Elles représentent aussi un terrain plus récent, puisqu’il a été remanié par les impacts. Elles sont globalement plates, mais les mers ne se sont pas formées d’une unique éruption. Chaque éruption a coulé vers les points les plus bas, qu’elle a comblés. Mais la lave doit lutter contre le refroidissement, qui est rapide dans ces conditions de vide spatial.

4.5 Formation des cratères

Vus depuis la Terre, les cratères ressemblent un peu aux cratères volcaniques que l’on connait ici. Aussi, bien que l’impact des météorites ait été tout de suite envisagé, la possibilité qu’une partie au moins des cratères lunaires soient d’origine volcanique a été prise en compte. La polémique qui s’en est suivi n’a pris fin qu’avec l’astronautique, qui a permi de vérifier sur place.

La conclusion est claire : les cratères sont d’origine météoritique. Il y a certainement eu du volcanisme sur la Lune, mais il a peu duré, à cause des petites dimensions de l’astre. Elle s’est refroidie vite, arrêtant le volcanisme. Les manifestations volcaniques visibles aujourd’hui sont les mers, mais il ne s’agit pas de volcans au sens strict ; ce sont plutôt des épanchements de lave suite à une rupture brutale de la croûte par un choc.

Les cratères sont bien ronds, car les objets qui les ont produits possédaient une grossière symétrie sphérique, et parce qu’ils résultent d’une brusque décompression après le choc.

Schéma d’un cratère lunaire.
Le fond est légèrement plus bas que la plaine alentour.
Ce dessin montre que le volume de matériaux du rempart
correspond au volume enlevé au fond par l’impact.

Les cratères que l’on voit ont été formés par le choc de météorites, peu de temps après la formation du système solaire. La surface de la Lune devrait être entièrement couverte de cratères, mais là où il y a des mers, les anciens cratères ont été effacés. Depuis, il s’en est formé de nouveaux, mais en petit nombre, car les météorites susceptibles de les creuser se sont peu à peu épuisées.

4.6 Composition et âge de la Lune

Les diverses missions Apollo ont permis de rapporter sur Terre 382 kg d’échantillons de sol lunaire. Ces roches ont pu être analysées en laboratoire par les méthodes les plus fines, en particulier pour les dater. Globalement, on constate qu’elles ont 65 millions d’années de moins que l’âge du système solaire. Les missions Apollo s’étant posées dans des mers lunaires, c’est l’âge des mers que nous obtenons ainsi. L’explication envisageable est qu’un événement a effacé toute trace des roches antérieures. Un tel événement ne pourrait être que cataclysmique.

Mare Nectaris3,90 GA
Mare Imbrium3,85 GA
Mare Orientale3,82 GA

Ces observations ont permi de découvrir un épisode de bombardement météoritique intense, nommé bombardement tardif. Le pic de ce bombardement est daté de 3,9 GA à peu près, et sa durée est estimée entre 50 et 150 millions d’années. Il a dû se produire également sur Terre, mais la Terre, avec son activité tectonique, en a effacé toute trace. Ce bombardement est inexplicable sans ajouter une hypothèse. Les planétésimaux ont formé les planètes, ils ont quasiment disparu, il ne devrait plus en rester pour provoquer un tel cataclysme. Et pourtant… Il nous faut donc trouver une cause, une modification dans le système solaire, pour expliquer cela. C’est la nouvelle théorie de formation du système solaire qui le propose.

Les datations de sol lunaire, d’après les échatillons, sont variables selon le lieu d’où elles proviennent  : il existe des terrains très anciens, qui sont contemporains des plus vieilles roches terrestres : 4,5 milliards d’années. Par contre, les mers, qui ont un aspect plus sombre, sont constituées de roches plus récentes, les plus jeunes n’ayant que 2 milliards d’années. Ceci nous éclaire sur la formation des mers : les terrains anciens de la Lune ont été bombardés par des météorites qui tombaient en abondance peu après la formation du système solaire. Ils sont marqués par de nombreux cratères qui se chevauchent. Mais les mers sont peu cratérisées, car elles se sont formées beaucoup plus tard.

On a déterminé une relation entre la densité de cratères et l’âge de la surface où ils se trouvent. Cette relation permet maintenant de dater approximativement la surface de tous les astres que l’on peut observer de près, c’est le cas des astéroïdes Ida et Gaspra : le premier d’entre eux n’a plus été modifié depuis un milliard d’années, alors que la surface du second n’a que 200 millions d’années. Ils n’ont donc pas la même histoire.

D’autre part, de nombreuses sondes ont été satellisées autour de la Lune, et l’analyse de leurs orbites a révélé des surprises : en passant au-dessus des grandes mers, elles subissaient une force plus importante, attestant d’une anomalie dans la répartition des masses dans le sous-sol en cet endroit. Ces masses anormales sont les restes d’astéroïdes importants ayant percuté la Lune, en dégageant énormément d’énergie. Ceci a chauffé les roches, les a fondues ; l’astéroïde s’est enfoncé dans le sol, où il provoque des anomalies gravifiques. Les roches se sont ensuite refroidies, en conservant dans les plus grandes mers les traces de rides concentriques. Les objets enfouis dans les mers ont reçus le joli nom de mascons, mot construit d’après l’anglais Mass Concentration.

Pour bien comprendre, remplissez une bassine de boue ; jetez-y un aimant ; il s’enfonce et disparaît du regard. La surface de la boue est assez fluide pour qu’après un certain temps, plus aucune trace ne subsiste du choc. Pourtant, vous pouvez détecter l’aimant en déplaçant une épingle au-dessus. Les roches lunaires sont assez fluides après un impact pour se comporter comme la boue, et l’attraction de l’aimant joue un rôle analogue à l’attraction gravitationnelle de la masse de l’astéroïde.

Les missions Apollo ont déposé sur la Lune des sismographes, qui ont enregistré des tremblements de Lune naturels. Mais les étages de remontée des LEM (Lunar Exploration Module), qui ont permis aux deux astronautes de remonter dans la cabine Apollo en orbite, ne servaient plus à rien. En rallumant par télécommande leur moteur, on les a précipités sur la Lune, où ils sont allés s’écraser. Sous le choc, un léger tremblement de Lune a eu lieu, qui a été enregistré par les sismographes. L’analyse des données transmises a montré que le noyau de la Lune est solide, refroidi depuis longtemps. Il n’a pas non plus la même composition que celui de la Terre, et ne contient que peu de fer et de nickel.

4.7 Les montagnes

Les zones accidentées sont nommées montagnes. Leur formation n’est sans doute pas semblable à celle des montagnes terrestres, car il n’y a pas de plaques tectoniques qui se déplacent sur la Lune pour les former. D’autre part, ces montagnes ne présentent aucune vallée, donc il n’y a pas d’érosion, donc pas de rivières.

Un autre argument pour croire à l’absence d’eau, c’est l’absence d’atmosphère : s’il y avait des rivières sur la Lune, leur eau se vaporiserait dans le vide et s’échapperait rapidement, car cette vapeur, chauffée par le Soleil, aurait une vitesse suffisante pour quitter la Lune.

La Lune est petite, elle a une faible masse et donc une faible gravité. Au sol, la pesanteur n’est que le 1/6 de ce qu’elle est sur Terre. Par conséquent, il est beaucoup plus facile de quitter la Lune dans un vaisseau spatial que de quitter la Terre. Si vous vous souvenez des images des vols Apollo, vous voyez bien que le moteur de l’étage de montée du LEM est tout petit par rapport à une fusée destinée à lancer un satellite géostationnaire à partir du sol terrestre (masse équivalente). Les gaz constituant une éventuelle atmosphère peuvent atteindre sans difficulté la vitesse nécessaire pour quitter définitivement la Lune.

4.8 La nature du sol

Le sol de la Lune n’étant pas protégé par une atmosphère, subit sans arrêt les agressions de l’espace : bombardement par les météorites et les rayons cosmiques. Les météorites (arrivant à des vitesses de plusieurs dizaines de milliers de km/h !), par l’énergie de leur impact, brisent la roche plus ou moins superficiellement, selon leur taille ; aujourd’hui, il ne reste guère que des micrométéorites. L’action des rayons cosmiques est seulement superficielle, mais certains rayons ont une énergie extrêmement élevée, et sont capables de faire des dégats.

Un autre phénomène altère les roches en profondeur. Il s’agit des chocs thermiques. Pendant la nuit lunaire, qui dure 14 jours, la roche se refroidit dans l’espace. Sa température tombe à -150. Lorsque le Soleil se lève, la roche reçoit brutalement l’énergie solaire. Sa température monte rapidement jusqu’à +130. Une roche soumise à une telle élévation de température brutale se dilate très brusquement, ce qui provoque des fractures. A chaque lunaison, la roche est soumise à ce choc thermique, qui petit à petit la fragmente. Au fil des milliards d’années, la roche se transforme finalement en poussière.

On soupçonnait l’exitence de cette poussière bien avant l’ère spatiale, sans en avoir de preuve. La première sonde qui s’est posée à la surface de la Lune aurait pu s’enfoncer dans cette poussière et y disparaître. Ce ne fut pas le cas, et la preuve fut faite que le sol lunaire avait malgré tout une certaine portance. Les missions Apollo qui se sont posées par la suite en divers endroits de la Lune ont confirmé cette propriété de la surface.

La couche de poussière superficielle protège les roches qui se trouvent dessous, aussi bien des chocs météoritiques que des chocs thermiques. C’est ce qui explique que la couche de poussière est relativement fine.

Une autre conséquence est la porosité du sol. L’assemblage de minuscules éclats de roches donne une structure infiniment fracturée, et la lumière du soleil s’y trouve en grande partie piégée. C’est l’explication de la couleur sombre de la lune, explication complétée par l’aspect sombre des roches elles-mêmes. Ceci explique l’albédo très faible de la Lune

4.9 Mers et continents

Outre la dichotomie entre les deux faces de la Lune, on distingue deux types de sols :

La différence de couleur (d’albédo) entre les continents et les mers traduit une différence de composition. Les roches qui les constituent ne sont donc pas tout à fait les mêmes.

Les mers ont été nommées ainsi par analogie avec la Terre : si on regarde une côte marine, on peut constater que la mer est plus sombre que le continent. C’est cette remarque qui a fait penser que les parties sombres de la Lune étaient des mers.

L’altitude plus faible pour les mers est due à une excavation : les mers ont été creusées par des impacts géants, produits par de très grosses météorites. L’énergie dégagée par l’impact chauffe la roche, et arrive à la liquéfier. Il se forme alors un océan de lave, qui prend la forme d’équilibre pour la gravitation, c’est la surface d’un lac. Par la suite, cette lave se refroidit, en conservant la forme d’équilibre. Elle forme donc un fond lisse pour les mers. Par la suite, si l’impact est ancien, d’autre météorites sont venues s’écraser sur le fond, en modifiant la surface. Plus l’impact qui a créé la mer est ancien, plus il restait de météorites dans le ciel, et plus le fond est cratérisé. Le comptage des cratères permet d’avoir une idée de l’âge.

4.10 Les mers

Par spectroscopie, on a déterminé qu’elles sont couvertes de basaltes riches en fer. Leur apparence si plane est due à la très grande fluidité de la lave, qui ne permettait pas la construction d’un cône. La lave s’est épanchée au loin, le refroidissement ayant été lent.


Cratères Herschel et Ptolémée photo NASA Apollo 12, AS12-H-50-7431

Le cratère Herschel est au centre de l’image, prise depuis le module de commande Apollo 12, en orbite autour de la Lune. Son bord est bien marqué, indiquant un âge assez jeune. Il montre un beau piton central, et un rempart en terrasses. Le fond est assez irrégulier. A sa droite se trouve le cratère Ptolémée, bien plus vieux, et aux bords très érodés. On remarque que le fond est bien lisse, mis à part les petits cratères qui le jonchent.

Le cratère à gauche de Herschel est très vieux, si on en juge par l’érosion qu’il a subie, et celui situé en haut au-dessus de Herschel est encore plus vieux. On peut aussi noter des failles, à gauche en haut et en bas.

4.11 Les cratères

Les cratères lunaires sont des cratères d’impact. Une longue discussion entre les astronomes n’a pas pu être tranchée, tant qu’on ne pouvait avoir des images de très bonne qualité et à courte distance. Vus de loin, les cratères pouvaient parfaitement être produits par des impacts ou par des volcans.

On trouve des cratères de toutes tailles. Les plus grands forment une transition avec les bassins d’impact. Sur la face visible, on observe les cratères Bailly (284 km), Clavius (225), Maginus (163), Ptolémée (153), Babbage (143), 1bel (122)… sur la face cachée il y a l’immense cratère Apollo de 537 km de diamètre, Hertzsprung (591), Korolev (437), Lorentz (365)…

Les impacts les plus violents ont mélangé les matériaux superficiels et profonds.

On distingue des terrains d’âges divers, auxquels on a donné des noms analogues à ceux des ères géologiques sur Terre :

systèmeâgedescription
copernicienaujourd’hui à 1 GaCopernic est un cratère jeune avec rayons.
Il est entouré de petits cratères allongés
eratosthénien1 à 3,2 Gacratères sans rayons plus ancien ; Eratosthène
imbrien3,2 à 3,9 Gale bassin Imbrium en partie recouvert par la mer des Pluies ;
âge de formation de la mer des Puies et de la mer Orientale
nectarien3,9 à 4,1 Gaformation de la mer du Nectar ; forte cratérisation ;
4 fois plus cratérisée que l’imbrien, donc plus ancien
pré-nectarien4,1 à 4,6 Gaformation de la Lune

Ga signifie Giga années, soit milliards d’années.

La vallée des Alpes a été creusée par une météorite qui a rasé la Lune.

5 L’atmosphère

5.1 ou son absence…

La question se pose : la Lune possède-t-elle une atmosphère ?

Un argument théorique nous laisse penser que non, ou toutefois que son atmosphère ne peut pas contenir de gaz légers. En effet, la Lune est chauffée par le Soleil comme la Terre. Cette chaleur entraîne une agitation des molécules de gaz, dont la vitesse est d’autant plus élevée que la température est plus forte. On peut calculer la vitesse moyenne d’une molécule de gaz, en fonction de la température ; on s’aperçoit que pour l’hydrogène, corps le plus abondant de l’Univers, la vitesse d’agitation est beaucoup plus grande que la vitesse d’évasion de la Lune. Donc il ne peut subsister dans son atmosphère. Les autres gaz abondants sont dans une situation meilleure, du fait de leur masse plus élevée, mais ne résistent pas aux milliards d’années…

Certaines molécules lourdes pourraient être retenues. Mais celles-ci, non protégées des rayonnements solaires, sont brisées par les rayons ultraviolets très énergétiques, et se décomposent en atomes plus légers, qui ne peuvent être retenus. La conclusion théorique est donc que la Lune, petite et proche du Soleil, ne peut pas retenir une atmosphère conséquente.

Plusieurs observations le confirment :

La Lune n’a définitivement pas d’atmosphère.

5.2 Occultations

Dans son périple autour de la Terre, la Lune balaie un bande dans le ciel ; les étoiles ou les planètes qui se trouvent sur son passage sont cachées pendant un certains temps. On appelle ce phénomène une occultation. La Lune est éclairée d’un côté, sombre de l’autre, selon la phase. L’étoile va donc être cachée soit par le côté éclairé, soit par le côté sombre, et réapparaître de l’autre côté. Du côté éclairé, il est difficile de distinguer l’étoile à l’œil nu, à cause de l’éblouissement dû à la Lune.

Avec un télescope, le problème se pose moins. Si la Lune avait une atmosphère, on verrait l’étoile à travers cette atmosphère pendant son approche. Son éclat en serait affecté. On fait l’expérience à l’aide d’un photomètre (cellule photoélectrique très sensible) : la lumière de l’étoile n’est pas affectée, jusqu’à l’instant où elle disparaît brusquement (l’étoile n’a pas de surface sensible, même avec un grand instrument). S’il y avait une atmosphère, la lumière diminuerait progressivement.

6 Face cachée

6.1 La première photo

L’inspection télescopique de la Lune ne pouvait nous montrer qu’une seule face, celle que notre satellite tourne perpétuellement vers nous. Il fallut attendre 1959 pour que l’Union Soviétique envoie une sonde, Luna 3, faire le tour de notre satellite.

La sonde était pourvue d’un système de prise de vue extraordinaire, très complexe techniquement, et qui a réussi à merveille. Il s’agissait d’un appareil photographique normal argentique (on ne connaissait rien d’autre à l’époque). Le film a été exposé de manière très classique, puis développé par le procédé chimique normal automatisé. L’ensemble de ces opérations, exécuté de l’autre côté de la Lune, constituait déjà un exploit. Mais ce n’était pas fini. Il n’était pas question de récupérer les photos sur Terre. Il fallait les envoyer par radio. Ce fut fait par belinogramme ! Ce procédé était utilisé pour transmettre les photos d’actualité entre les deux rives de l’Atlantique. La photo était enroulée sur un cylindre tournant, devant lequel se déplaçait une cellule photoélectrique (un peu comme nos scanners actuels). L’intensité lumineuse mesurée était transmise sur Terre, et permettait de reconstituer l’image.

Face cachée de la Lunephoto prise par Luna 3

Ces photos furent surprenantes, la face cachée étant très différente de celle que nous connaissons bien. Elles montraient un terrain très cratérisé comme sur la face visible, ce qui était attendu, mais pas trace de mers ; de grands bassins d’impact, mais pas d’épanchement de basalte. Il y a entre les deux faces de la Lune, celle qui nous regarde et l’autre, une disymétrie marquée, difficile à expliquer. Il fallut attendre de connaître bien mieux le globe lunaire et ses caractéristiques internes pour avoir une idée de ce qui pourrait justifier une telle différence.

En particulier, on y trouve un énorme bassin ancien, plus vieux que les mers du côté visible (âge déduit de sa couleur).

Les plaines sont presque toutes sur la face visible de la Lune. La Lunesynchronisée dans sa rotation autoure de la Terre, est un ellipsoïde dont le grand axe est orienté vers nous. Le noyau est étiré en direction de la Terre, ce qui a produit un amincissement de la croûte du côté visible. La lave a donc plus de facilité à s’épancher de notre côté, que sur la face cachée où la croûte est beaucoup plus épaisse. C’est pourquoi le grand bassin d’impact sur la face cachée n’a pas été rempli de lave.

La croûte a une épaisseur de 3.500 m au centre de la Mer de la Sérénité ; de 5.000 m en moyenne dans la Mer des Pluies, avec des poches allant jusqu’à 8.000 m.

Les mers, du côté visible, sont recouvertes de basaltes d’âges compris entre 3,8 et 3,3 milliards d’années (résultats déduits des analyses d’échantillons rapportés par les missions Apollo). Les échantillons lunaires montrent dans tous les sites des formations vitreuses semblables à celles produites par les volcans Hawaïens.

7 Origine de la Lune

7.1 Formation

On a recherché si la Lune s’était formée en même temps que la Terre ; ceci n’est pas évident. Trois théories principales ont été avancées :

Ces trois hypothèses ont des forces et des faiblesses, et on ne sait toujours pas vraiment laquelle est la bonne. Formées ensembles, Terre et Lune devraient avoir la même composition, ce qui n’est pas le cas (absence de noyau ferreux dans la Lune). Pour se satelliser autour de la Terre, il faudrait que l’orbite de la Lune autour du Soleil soit vraiment très particulière, car sinon elle percuterait celle-ci, ou bien simplement dévierait sa trajectoire et repartirait autour du Soleil.

La troisième hypothèse expliquerait la différence de composition, puisque l’enveloppe de la planète et une partie de la croûte terrestre auraient constitué la Lune, alors que le noyau lourd de l’astéroïde serait incorporé à la Terre (justifiant la différence de densité).

Une planète de la taille de Mars à peu près, s’approche de la Terre peu de temps après leur formation. Les deux planètes sont déjà différenciées : elles possèdent un noyau lourd, un manteau de densité moyenne et une croûte légère.

Avec la vitesse, elle possède une énergie suffisante pour volatiliser une partie des enveloppes. Sous le choc, la planète la plus petite est détruite.

Une partie de l’énergie cinétique est transformée en chaleur, et fond la croûte des deux planètes.

Le reste de l’énergie est communiqué aux matériaux arrachés, et les envoie dans l’espace. Le noyau de la planète projectile n’est pas détruit, mais pénètre dans le noyau de la Terre.

Par contre, l’enveloppe légère est expulsée. Les matériaux rejetés dans l’espace sont donc de densité inférieure à la densité moyenne de la Terre, les éléments lourds du noyau ayant été retirés.

Les débris éjectés se sont mis en orbite autour de la Terre, puis par la gravité se sont agglutinés pour former la Lune.

Les missions Apollo ont déposé sur la Lune des équipements scientifiques, comprenant des réflecteurs laser. Ce sont de simples miroirs, qui ne nécessitent aucune source d’énergie et aucun entretien. Leur durée de vie est très longue. Grâce à eux, il est possible de mesurer la distance de la Lune à quelques décimètres près. Pour cela, on envoie un faisceau laser vers l’un des réflecteurs, et on mesure le temps mis par ce signal pour effectuer l’aller-retour entre l’appareil de mesure et le réflecteur.

8 Les éclipses

8.1 Conditions de réalisation dess éclipses

Les mouvements de la Lune sont très complexes. On doit considérer, comme pour la Terre autour du Soleil, les deux mouvements autour de la Terre, et sur son axe. Le premier ne présente pas de régularité évidente. Cependant, il existe des tables permettant de prévoir exactement où se trouvera la Lune à une date et heure données, avec une très grande précision. Ces tables ont été publiées par Brown au début du XXe siècle, et comptent plus de 1.500 termes… Ce sont, au sens propre, des calculs astronomiques !

Le diamètre apparent du Soleil dépend de l’excentricité de l’orbite de la Terre, qui est faible. Il s’ensuit une variation de 32′ à 32′ 31″ seulement. Par contre, l’orbite lunaire est plus excentrique, et la Lune est soumise à de nombreuses perturbations. Le diamètre apparent de la Lune varie donc bien plus, de 29′ 22" à 33′ 20″. C’est vraiment un hasard si ces deux diamètres apparents sont très proches l’un de l’autre, et autorisent ainsi les éclipses.

Il y a trois révolutions différentes qu’il faut considérer :

Mais de façon simple, les astronomes grecs dans l’Antiquité ont été capables, à force d’observations patientes, de trouver des périodes qui reproduisent les phases de la Lune : le Saros est une période de 18 ans 11 jours et 8 heures qui ramène les phases de la Lune aux mêmes dates et dans le même ordre. C’est ce qui est à la base de notre calendrier dans sa partie lunaire (calcul de la date de Pâques). Le Saros n’étant pas un nombre entier de jours, c’est une autre région de la Terre qui est concernée, et puisque 3 x 8 h = 24 h, c’est décalé d’un tiers de circonférence vers l’ouest. Mais au bout de 3 Saros, les éclipses reviennent à peu près aux mêmes endroits.

Une éclipse se produit quand un corps en cache un autre, ou bien lui fait ombre. On observe des éclipses de Lune et des éclipses de Soleil. Les éclipses de Lune se produisent lorsque la Lune passe dans l’ombre de la Terre, les éclipses de Soleil lorsque la Lune passe devant le Soleil. Pour qu’il y ait éclipse, il faut donc que Soleil, Terre et Lune soient alignés. Or on a vu que cela se produit à chaque nouvelle lune ou pleine lune. Pourquoi alors n’y a-t-il pas d’éclipses deux fois par mois ? Tout simplement parce que l’orbite de la Lune n’étant pas dans le plan de l’écliptique, notre satellite passe en général au-dessus ou au-dessous du Soleil au moment des NL et PL. Il ne peut alors y avoir d’éclipse.

Pour que l’éclipse se produise, il faut que la Lune soit, au moment de la syzygie, dans le plan de l’écliptique, donc à l’intersection du plan de son orbite et de l’écliptique (orbite de la Terre). On appelle cette intersection la ligne des nœuds. Il y a donc deux nœuds, par lesquels la Lune passe chaque mois ; celui qui la fait passer du sud de l’écliptique au nord est le nœud ascendant, l’autre est le nœud descendant.

Pour qu’il y ait éclipse de Soleil, encore faut-il que l’ombre de la Lune atteigne la Terre. Or, par hasard, la diamètre réel du Soleil est 400 fois plus grand que le diamètre réel de la Lune ; mais sa distance est également 400 fois supérieure. Il en résulte que vu de la Terre, Soleil et Lune ont à très peu près le même diamètre apparent ! Par suite, si la Lune vient se placer exactement devant le Soleil, elle le cachera totalement, ce sera une éclipse de Soleil. Mais il faut penser que l’orbite lunaire est elliptique, et donc que notre satellite se rapproche et s’éloigne dans son mouvement. Ce faisant, son diamètre apparent change aussi ; il arrive donc qu’il soit supérieur à celui du Soleil, et l’éclipse est de longue durée ; si la Lune est plus proche, l’éclipse aura lieu aussi, mais sera de plus courte durée ; enfin, si la Lune est près de son éloignement maximum, son diamètre apparent sera inférieur à celui du Soleil, qu’elle ne couvrira pas entièrement : un petit anneau de Soleil restera visible autour de la Lune, on appelle ces phénomènes éclipses annulaires.

éclipse anulaire
Eclipse anulaire du 3 octobre 2005, Forna, Espagne photo J. Gispert
télescope Maksutov 10/100

Quand une éclipse totale de Soleil se produit, elle concerne une bande de terrain sur la Terre qui n’excède guère 300 km. En-dehors de cette bande, on peut voir une éclipse partielle, la Lune étant un peu décalée par rapport au Soleil. Plus on s’éloigne de la bande, plus petite est la partie du Soleil cachée ; à une distance suffisante, il n’y a plus d’éclipse du tout.

Les dernières éclipses totales de Lune visibles en Europe onteu lieu les 16 septembre 1997, 21 janvier 2000, et 9 janvier 2001.

Les deux dernières éclipses totales de Soleil visibles en France ont eu lieu le 15 février 1961, entre Marseille et Aix, et le 11 août 1999 entre la Bretagne et l’Alsace. La prochaine aura lieu en 2081 !

8.2 Observation simple

Nous avons vu (chapitre sur le Soleil) ce qu’est un sténopée : un petit trou laissant passer un peu de lumière, capable de former une image. Lorsqu’on se trouve sous un arbre en plein soleil, on peut constater en levant la tête qu’on arrive à voir le Soleil entre les feuilles, par de petits trous qu’elles laissent entre elles. Chacun de ces petits trous est un sténopée, et donc donne sur un écran une image du Soleil. Vous obtiendrez donc des taches bien rondes si vous exposez une feuille de papier en direction du Soleil sous un arbre.

Si vous regardez le sol, à condition qu’il ne soit pas trop irrégulier, vous verrez ces taches, non pas rondes, mais elliptiques, le sol n’étant pas perpendiculaire aux rayons de soleil. On a l’habitude de voir ces taches de soleil sur le sol, sans trop se poser de questions sur leur nature : chacune est une image du soleil.

Pendant une éclipse de soleil, la Lune cache une partie de notre astre. On voit un croisant de soleil. Si vous regardez au sol, vous verrez les taches rondes remplacées par de petits croissants !


Images formées par des sténopées naturels à Forna, Espagne, le 2/10/05 pendant la phase partielle photo J. Gispert

L’image ci-dessus montre l’ombre d’une plante, qui est visible à gauche, projettée sur une feuille de papier. Vous distinguerez parfaitement tous les petits croissants qui constituent autant d’images du soleil en partie éclipsé.

Remarquez de plus que l’ombre des feuilles verticales est floue, alors que celle des feuilles horizontales est nette. Ceci est dû au fait que le Soleil n’étant plus visible que sous un fin croissant, la lumière qui éclaire une feuille verticale provient de tout le croissant, d’une corne à l’autre, alors que celle qui éclaire les feuilles horizontales provient d’une zone beaucoup moins étendue.

9 Les marées

9.1 Marées océaniques et terrestres

La Lune est responsable des marées sur Terre. Lorsqu’elle passe au-dessus de nous, elle provoque une force d’attraction qui peut soulever les masses d’eau océanique. C’est donc son passage qui fait arriver la marée haute. Lorsqu’elle s’éloigne, la marée redescend. Puisqu’on sait calculer les positions de la Lune, on sait aussi prédire les marées.

Ce qui est moins connu, c’est que la Lune produit aussi des marées terrestres ! Sur son passage, les continents aussi se soulèvent… Bien sûr beaucoup moins, car leur densité est plus forte, et les roches sont moins plastiques que l’eau. Mais à l’échelle d’un continent, elles peuvent tout de même se plier quelque peu, et on montre que le soulèvement atteint 30 cm.

Enfin, vous avez sans doute entendu parler de l’usine marémotrice de la Rance (en Bretagne). Sur l’embouchure d’un petit fleuve côtier, on a installé un barrage muni de portes. Au moment où la marée monte, on ouvre les portes pour laisser l’eau de mer pénétrer à l’intérieur. Au passage, on en profite pour turbiner cette eau et récupérer un peu d’énergie. Mais surtout, on turbine lorsque la mer redescend, en profitant de la différence de niveau entre marée haute et marée basse. D’où vient l’énergie récupérée ? Forcément du mouvement de la Lune autour de la Terre, qui nous a cédé une petite fraction de l’énergie qu’elle possède. Imaginez maintenant des roches en bord de mer ; au moment de la marée montante, la Lune attire l’eau et lui fait franchir cette barrière. A la marée descendante, l’eau repasse par-dessus les rochers, sur lesquels elle frotte. Ce frottement prend de l’énergie au mouvement de la Lune, et contribue à freiner la rotation de la Terre ! Il s’est produit la même chose sur la Lune il y a très longtemps, disons 4 milliards d’années… La Lune était encore assez fluide, et tournait sur elle-même en 20 heures à peu près. La Terre produisait sur elle des marées : ces marées ont petit à petit freiné la rotation de la Lune, qui s’est finalement stabilisée en synchronisant sa rotation sur elle-même et son mouvement autour de la Terre. Ceci nous explique pourquoi elle tourne toujours la même face vers la Terre…

Enfin, puisque l’écorce terrestre apparaît comme fluide à l’échelle continentale, elle peut réagir aux forces de marées. L’eau des océans réagit bien plus facilement. Mais l’atmosphère elle-même y est soumise. C’est ainsi que l’on note des variations, faibles et noyées dans d’autres causes, de la pression atmosphérique lors des marées.

9.2 Explication des marées

Considérons trois petits satellites tournant autour de leur planète, sur des orbites circulaires proches les unes des autres. On suppose leurs masses assez faibles pour que les perturbations réciproques soient négligeables. Au départ, ils sont alignés :

…mais cette situation évolue rapidement. En effet, le plus proche de la planète subit une gravité plus forte, et doit donc tourner plus vite pour la compenser. A l’opposé, le plus lointain subit une attraction plus faible, et va moins vite.

Si on remplace les trois petits satellites par un gros, le même raisonnement s’applique aux trois points particuliers suivants : le centre, le point le plus proche de la planète, le point le plus éloigné. Mais maintenant, ces points sont liés ! Les forces de cohésion et de gravitation du satellite les maintiennent groupés, et les forcent à tourner à la même vitesse autour de la planète. Naturellement, c’est la vitesse du point central (jaune) qui sera la vitesse de l’ensemble :

Ainsi, le point vert (le plus proche) tournera trop lentement pour être en équilibre, et aura tendance à tomber sur la planète ; ce qui se traduit par une force dirigée vers cette dernière (flèche noire). Cette force sera ressentie par ce point du satellite. L’autre point, le plus éloigné, tournera trop vite, et aura tendance à s’échapper.

L’animation suivante explique tout ceci en mouvement :

On voit les trois petits satellites qui tournent autour de la planète à des vitesses différentes, ils s’éloignent progressivement l’un de l’autre. En cliquant sur le bouton, on fait apparaître trois satellites, bleu, jaune et vert, reliés par un cable… De ce fait, ils sont contraints d’aller à la même vitesse que celui du centre.

Le vert et le bleu tirent sur la corde. La tension de la corde mesure les forces de marées imposées aux points proche et éloigné d’un gros satellite, qui remplacerait les trois petits.

La cohésion des matériaux qui constituent le satellite, et la gravité qu’ils s’imposent réciproquement, joue le rôle de la corde d’attache. Le satellite se déforme alors, et forme deux bourelets opposés.

Si les forces de cohésion du satellite sont trop faibles, il se brise sous l’effet des marées. Ceci se produit donc si la force de cohésion de ses matériaux est plus faible que la force de marée. Or la force de cohésion est constante, elle ne dépend que du matériau constitutif du satellite, alors que la force de marée dépend de la masse de la planète et de la distance du satellite. La distance limite en deçà de laquelle un satellite se brise se nomme limite de Roche, non parce que le satellite est rocheux, mais parce que ce problème a été résolu par un astronome français qui s’appelait Edouard Roche (1820-1883) !

Hors de la limite de Roche, les marées produisent des frottements entre les matériaux du satellite. Ces frottements se transforment en chaleur, qui est dissipée dans l’espace. D’où vient l’énergie ainsi dissipée ?

La réponse dépend de la situation. Considérons un satellite qui tourne autour de sa planète, dans le même temps que celle-ci tourne sur elle-même. Le bourrelet produit par les forces de marée est toujours au même endroit à la surface de la planète. Il n’y a pas de déplacement du bourrelet, donc pas de frottements, donc pas d’énergie à dissiper.

Considérons maintenant un satellite qui orbite plus loin, donc moins vite. Il est en retard par rapport à la rotation de la planète. Par conséquent, le bourrelet qu’il produit à la surface de celle-ci se déplace en sens inverse de la rotation. Alors, le satellite prend de l’énergie à la planète, qui donc ralentit sa rotation. Et l’énergie gagnée par la satellite accélère sa vitesse orbitale, et donc l’éloigne de la planète. Donc, si un satellite est plus loin que l’orbite synchrone, il gagne de l’énergie et s’éloigne progressivement de sa planète.

C’est le cas de la Lune qui, actuellement, s’éloigne de 4 cm par an à cause des marées. Elle prend de l’énergie à la Terre qui ralentit doucement sa rotation. Les coraux fossiles témoignent que cette rotation s’effectuait en 10 heures il y a deux milliards d’années.

Enfin, imaginons un satellite qui tourne plus près que l’orbite synchrone. Il crée un bourrelet qui se déplace sur la planète, mais cette fois dans le même sens que la rotation. On montre que dans ce cas, c’est la planète qui gagne de l’énergie, et le satellite qui en perd. Et petit à petit, il se rapproche de la planète, jusqu’à lui tmober dessus. C’est le cas de Deimos, qui tourne autour de Mars en-dessous de l’orbite synchrone. Il est destiné à tomber sur la planète rouge…

C’est le père de Charles Darwin, Georges Darwin, qui a montré que les marées consommaient de l’énergie au dépend des objets sur lesquels elles s’appliquent, et donc modifient leurs mouvements. Il a découvert que les marées produites par la Lune sur la Terre (marées océaniques et continentales) ralentissent la rotation de la Terre, et éloignent la Lune de nous.

10 Les missions lunaires

10.1 Le début de l’exploration

Les Russes ont inauguré en fanfare l’ère spatiale, en lançant avec succès, le 4 octobre 1957, le premier satellite artificiel de la Terre, Spoutnik 1. L’engin pesait 57 kg, et émettait un bip-bip caractéristique. Bien sûr, les Russes avaient tout préparé dans le plus grand secret, et le choc de cette nouvelle a été formidable, surtout sur les américains qui eux aussi prévoyaient quelque chose dans ce domaine, et pensaient arriver les premiers !

Ils ont eu toutes les peines du monde pour s’en remettre. Les tentatives qu’ils faisaient se soldaient toutes par de cuisants échecs, pendant que les Russes multipliaient les succès.

Les Américains ont finalement réussi à mettre un satellite sur orbite, une petite sphère de 500 grammes, vite surnommée Pamplemousse… mais ce n’était qu’un début. En 1961, le Président Kenedy a lancé un défi aux Soviétiques : les USA enverraient un homme sur la Lune avant la fin de la décennie, et le ramèneraient… Les Soviétiques se sont lancés dans cette course, mais avec des moyens et des méthodes différents. Il n’y a plus beaucoup d’expectative*, vous savez que ce sont les Américains qui ont remporté la course à la Lune, avec le premier alunissage (on doit dire maintenant atterrissage sur la Lune) le 10 juillet 1969.
* mot français signifiant suspens

De nombreuses missions automatiques avaient auparavant atteint la Lune, mais aucun engin n’en était revenu. La fusée Saturne V utilisée pour les missions humaines n’avait rien à voir avec l’actuelle navette. Il fallait une certaine dose de courage pour s’asseoir dans la minuscule cabine fixée au sommet de cette énorme bombe. Mais la conquête est à ce prix.

Les missions automatiques et habitées ont permis d’obtenir une très riche moisson scientifique sur notre satellite, sur son âge, sa composition, etc. Les résultats seront donnés plus bas.

Depuis longtemps, il n’y a plus eu de missions vers la Lune. On est passé de l’astronautique passion, de la découverte effrénée, à l’exploitation rationnelle (et commerciale…) de l’espace proche de la Terre. Le commerce n’est pas excitant comme la découverte, mais il a vite faitde prendre le dessus, car il rapporte au lieu de coûter.

Coûter ? L’exploration spatiale est parait-il coûteuse. Mais il faut relativiser les choses : la conquête de la Lune a représenté le prix d’un paquet de cigarettes par Américain et par an… et c’est meilleur pour la santé !

10.2 Apollo 11

Le LEM Appollo 11, première mission habitée sur la Lune, s’est posé à l’ouest de la Mer de la Tranquillité. Les roches qui ont été récoltées sont de deux sortes : des laves et des brèches. Les brèches sont des conglomérats de blocs brisés par des impacts météoritiques, soudés par de la la lave produite par l’impact. Les laves sont des basaltes, constitués de 40 % de silicium, 18 % de fer, 12 % de calcium, 10 % d’aluminium, et 10 % d’oxyde de Titane. Ce dernier est beaucoup plus abondant que sur la Terre. Les éléments volatiles, par contre, sont moins abondants que chez nous.

La datation a été faite par analyse isotopique, sur le potassium, l’uranium et le rubidium. Ces matériaux sont radiactifs, avec des périodes suffisament longues pour remonter sur les âges géologiques. Les roches à forte teneur en titane sont datées de 3,7 à 3,8 milliards d’années, les autres sont légèrement plus jeunes, avec seulement 3,6 milliards d’années.

10.3 Apollo 12

L’atterissage s’est fait au sud de l’Océan des Tempêtes. Le sol est constitué, au moins dans cette partie, de deux coulées différentes, présentant des densités de cratères différentes aussi. La partie la moins cratérisée est donc la plus jeune. Le site d’atterrissage est sur la plus ancienne, datée de 3,3 milliards d’années. L’autre partie est estimée à 2,7 milliards d’années.

Cette grande différence d’âge implique une formation différente aussi : si la coulée principale a été produite par l’impact, les autres sont très postérieures, et donc produites par un autre mécanisme. C’est une preuve de l’existence d’un vrai volcanisme sur la Lune.

La composition des roches est variée : on observe trois sortes de basaltes  :

La mission Apollo 12 a déposé sur le sol, sur le site d’atterrissage, une valise d’instruments comportant en particulier un sismomètre. Le but était d’étudier la constitution interne de la Lune, par la même méthode que celle utilisée sur Terre. La réflection des ondes sismiques sur des discontinuités internes, produit des détections successives sur des appareils situés à des distances assez importantes. L’instrument déposé par Appollo 12 était le premier d’une série. Il a permis de déterminer l’épaisseur de la croûte sous le site d’atterrissage : 200 mètres. Ailleurs dans l’Océan des Tempêtes, cette épaisseur s’élève à 1.000 mètres, et va jusqu’à 6.000 m dans les bassins les plus profonds.

La fluidité de la lave lui a permis de s’épancher très loin, et de boucher la fissure par laquelle elle était sortie. L’éruption s’est faite à grande vitesse.

Ces dépôts sont comparables à ceux de la Terre, aux Indes (Deccan), en Sibérie, et sur la plateau de la rivière Columbia aux Etats-Unis.

10.4 Apollo 14

Le LEM s’est posé au pied des collines Fra Mauro. Il a montré qu’elles étaient constituées par des empilements de brèches.

La sonde LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) a photographié, autour du 12 juillet 2009, le site d’atterrissage d’Apollo 14. Cette photo est émouvante, car elle montre une trace de pas sur la Lune :


site d’Apollo 14 photo LRO, Nasa/Goddard Space Flight Center/Arizona State University

On distingue les traces des deux astronautes entre le LEM (à droite) et le site où ils ont déposé l’ALSEP (paquetage d’instruments scientifiques). Comme disait Hergé, "on a marché sur la Lune…".

10.5 Apollo 15

Le site se trouve sur le bord est de la Mer des Pluies. Le but était l’étude de la faille Hadley.

Les failles font de 10 à 100 km de long et jusqu’à 3.000 m de largeur. La faille de Hadley mesure justement 100 km de long, 1.200 m de largeur plus ou moins tout le long, et de 300 à 400 m de profondeur. Depuis le bord de la faille, les astronautes ont observé le bord opposé qui montre des strates en relief comme des côtes.

Ils ont ramassé des échantillons sur le haut de la pente. Sur Terre, on trouve des tubes et des failles semblables sur les boucliers basaltiques (Hawai, la Réunion).

Les flots très importants coulent, se refroidissent en surface, ce qui forme un tube. Ce tube reste chaud, bien que solide, et protège l’intérieur du refroidissement. Ainsi, le flot peut aller très loin. La chaleur de la lave fait fondre le plancher du tube, dont la matière se mélange au flot et se trouve emportée. Si une faille se trouve sur le trajet de la lave, elle sera élargie et guidera le flot. C’est ce qui s’est passé à Hadley, le flot a suivi une faille qui ceinture le bassin.

Les asstronautes ont rapporté un roc du socle, daté de 4,5 milliards d’années. C’est de l’anorthosite. L’impact d’Imbrium qui a produit les montagnes de Hadley est daté de 3,85 milliards d’années (d’après les brèches). C’est l’époque de début du volcanisme : du basalte riche en aluminium est monté par les fractures dues à l’impact.

Le flot de la faille de Hadley date de 3,3 à 3,4 milliards d’années. C’est du basalte à pyroxène, et à olivine au sommet des strates. Un échantillon de sol est constitué de goutellettes de verre teintées par des métaux divers. Le magnésium donne une teinte verte. Ceci prouve l’existence passée de fontaines de feu sur la Lune.

10.6 Apollo 16

Descente dans les Highlands.

Relief agité : terrrain lisse, colines, cratères. Mais pas de trace du volcanisme attendu. Les astronautes ont trouvé seulement des brèches.

10.7 Apollo 17

Dernière mission, qui s’est posée dans la zone Taurus-Littrow, au bord est de la Mer de la Sérénité. Près du LEM, des roches semblables à celles d’apollo 11 ont été trouvées. Elles contiennent 10 % de titane, et sont âgées de 3,7 milliards d’années.

L’impact qui a creusé la Mer de la Sérénité a produit la chaîne nommée poétiquement South Massif ! Un éboulement sur ses flancs a amené des brèches dans la vallée, échantillonées par H. Schmitt.

Cratère Shorty. Ce point mérite une petite digression, car il est représentatif. H. Schmitt a découvert, du premier coup d’œil, un terrain volcanique oxydé (sol orange). Il a rapidement échantillonné ce sol, car les réserves en oxygène ne lui permettaient pas de faire mieux… Ils n’avaient qu’une demi-heure à passer sur ce site.

Cette anecdote montre les différences entre l’exploration humaine et robotique. Si un robot ne peut pas rivaliser avec l’expertise d’un spécialiste, il a tout son temps pour explorer le site en détail, et il coûte infiniment moins cher !
Le robot est beaucoup plus léger, car :

Ce dernier point est capital, car pour ramener un homme sur Terre, il faut acheminer sur la planète une fusée de retour, avec son carburant. A titre d’exemple, la cabine Apollo qui a ramené les trois astronautes de la Lune, pesait 3 tonnes. Or elle avait été lancée par une fusée de 3.000 tonnes. Rapport de masse : 1.000.

Si on abandonne une tonne de robot laissée sur la Lune, on économise 1.000 tonnes de fusée… Ce raisonnement est approximatif, mais indicatif. L’exploration robotisée des planètes permet, à coût égal, d’envoyer beeaucoup plus de sondes, qui exploreront donc de bien plus nombreux sites, et pendant un temps bien plus long. L’envoi d’hommes sur Mars ne présente donc pas beaucoup d’intérêt scientifique, des robots permettraient de faire aussi bien, et même plutôt mieux…

A titre de comparaison, les deux robots MER (Spirit et Opportunity) ont été envoyés sur Mars à l’aide d’une fusée Delta IIS de 285 tonnes, pour une charge utile de 1 tonne. Le rapport de masse n’est "que" de 285, bien que Mars soit bien plus loin que la Lune !

Le sol orange présente une base très nette : il s’est déposé brutalement sur un sol lisse.

Mission Apollo 17, Taurus-Littrow

Cette photo montre le sol orange découvert par Harisson Schmitt sur les pentes du cratère Shorty.

cliché NASA

Le sol orange est composé de goutelettes de verre, de la taille d’une tête d’épingle. Sa composition est basaltique, et il contient une forte proportion d’oxyde de titane. Ces billes sont des scories volcaniques, provenant de fontaines de lave.

Ces gouttelettes se forment dans des fontaines de lave.

L’âge des verres est de 3,6 milliards d’années. Le problème est que les laves environnantes, celles qui les avaient recouvertes, sont âgées de 3,7 milliards d’années. Mais on peut déterminer un autre âge pour les verres : l’analyse de leur surface, et des modifications qu’elle a subi par les rayons cosmiques, montre qu’ils ne sont exposés que depuis 19 millions d’années. On en déduit alors un scénario possible  : une fontaine de lave a déposé les goutelettes de verre sur une coulée alors âgée de 100 millions d’années, puis, rapidement, une autre coulée les a recouverts. Les verres sont restés ainsi protégés des rayons cosmiques. Enfin, récemment (il y a 19 millions d’années), un impact proche les a découverts.

 

Les roches lunaires sont essentiellement des basaltes, âgés de 3,2 à 3,8 milliards d’années. Les roches non basaltiques sont des brèches un peu plus vieilles.

Les basaltes lunaires sont pauvres en silice, et riches en fer, calcium et magnésium. Certains sont particulièrement riches en titane. Les basaltes sont des assemblages de cristaux de feldspath et de pyroxène.

La Terre contient quelques 2.000 espèces minérales ; la Lune une centaine seulement. Précisons que 90 % des roches terrestres sont hydratées, et ne peuvent donc exister sur la Lune. Par contre, le milieu lunaire étant réducteur (celui de la Terre est oxydant), des espèces inconnues ici ont été découvertes. L’une d’elles est nommée armalcolite. L’alcool n’a rien à voir dans ce nom bizarre. Mais l’explication est pourtant simple : le minéral a été découvert dans un échantillon rapporté par l’équipe d’Apollo 11, Arm(strong), Al(drin) et Col(lins) ! C’est un oxyde de titane avec du fer et du magnésium.

Les basaltes lunaires sont très pauvres en sodium et potassium (éléments à point de fusion bas) et riches en titane (à point de fusion élevé). La teneur en titane varie de 2 à 12 %. Les basaltes les moins riches en titane semblent provenir de zones plus profondes du manteau lunaire.

On ne trouve pas sur la Lune d’andésites, de trachytes, ni de rhyolithes, roches ignées formées en présence d’eau.

Les plaines de lave recouvrent à peu près 17 % de la surface lunaire. 3 % supplémentaires sont des mélanges de laves et de terrains sous-jacents, produits par les impacts.

10.8 Séismologie

Les missions Apollo ont déposé des sismomètres sur la Lune. L’étude sismique permettrait de déterminer la structure profonde de notre satellite. Mais les tremblements de Lune sont rares, et de faible intensité. L’énergie qu’ils dissipent est cent milliards de fois plus faible que sur Terre !

Les épicentres sont situés en profondeur, entre 700 et 1.200 km.

Lacus SomniorumLac des songesMare SerenitatisMer de la Sérénité
Lacus TemporisLac du tempsMare SmythiiMer de Smyth
Mare AustraleMer AustraleMare SpumansMer Ecumante
Mare CognitumMer de la ConnaissanceMare TranquilitatisMer de la Tranquillité
Mare CrisiumMer des CrisesMare UndarumMer des Ondes
Mare FecunditatisMer de la FéconditéMare VaporumMer des Vapeurs
Mare FrigorisMer du FroidOceanus ProcellarumOcéan des Tempêtes
Mare HumboldtianumMer de HumboldtPalus EpidemiarumMarais des épidémies
Mare HumorumMer des HumeursPalus SomniMarais du sommeil
Mare ImbriumMer des PluiesSinus AestuumGolfe torride
Mare InsularumMer des IlesSinus IridumGolfe des iris
Mare MarginalisMer MariginaleSinus MediiGolfe du centre
Mare NectarisMer du NectarSinus RorisGolfe de la rosée
Mare NubiumMer des Nuées  

11 Influence de la Lune

11.1 Science… ou superstition ?

La Lune a, paraît-il, énormément d’influence sur la Terre, le climat, la végétation, les Hommes… D’où vient cette influence ?

Deux possibilités s’offrent à nous selon qu’on s’appuie sur la physique connue, ou qu’on s’adresse à des phénomènes mystérieux.

En considérant les lois de la Nature connues, au mieux rien n’est prouvé, au pire il a été démontré que l’influence n’existait pas. Les études faites considèrent les divers paramètres en jeu (ignorés par le bon sens populaire, tel l’état de notre atmosphère par exemple), et ne trouve aucune corrélation entre la phase de la Lune et tel phénomène considéré.

La Lune rousse présente un intérêt particulier, car il y a un véritable lien statistique entre elle et le gel des cultures. Il s’agit d’une lunaison de printemps, qui se produit au moment où l’atmosphère commence à se réchauffer. Cette élévation de température entraîne une modification de l’hygrométrie, et donc de l’état physique de l’atmosphère. Cet état particulier (hygrométrie et température), produit à la fois un filtrage de la lumière lunaire qui apparaît rousse par diffusion du bleu, et le dépôt de givre sur les plantes. La même cause atmosphérique produit à la fois la couleur apparente de la Lune et le gel qui lui est attribué à tort. Mais si pendant ce temps-là on observe la Lune au-dessus de l’atmosphère, à l’aide d’un télescope spatial, on la verra inchangée… Il s’agit d’une corrélation vérifiée, dont les deux termes (lune rousse et gel des plantes) ont la même cause : l’atmosphère de la Terre.

Voilà un bel exemple de croyance populaire, totalement fausse, qui a la vie dure ! Elle possède une base statistique exacte, alors que l’interprétation qu’elle en donne est totalement fausse, parce qu’elle se fie aux apparences en l’absence de raisonnement. Il y a une cause commune entre l’apparence rousse de la Lune et le gel des plantes, ce qui explique la corrélation statistique, mais la cause N’EST PAS la Lune !

Bien d’autres influences attribuées à la Lune ne présentent pas une telle correlation, et des statistiques correctes suffisent à les éliminer.

Le blanchissement du linge étendu sur l’herbe à la pleine lune a reçu aussi une explication : le sol dégage, par nuit claire, un peu d’amoniac, qui possède un pouvoir blanchissant. La Lune n’y est pour rien… On pourrait faire blanchir le linge en l’étendant par une nuit claire et sans lune, mais on n’y voit moins pour le faire…

Dès qu’on considère des phénomènes biologiques, le nombre de paramètres est tel que la croyance populaire est totalement désarmée pour les maîtriser. Il suffit de penser aux moyens utilisés par les médecins pour comprendre les causes de certaines maladies pour mesurer la difficulté du problème.

Toutefois, nier toute influence de la Lune serait sans doute exagéré. Nous renvoyant la lumière du Soleil, elle nous permet de nous déplacer dans la nuit (au moins avant l’invention de l’éclairage). Elle est à la base de nos calendriers (le mois correspond peu que peu avec la durée de la lunaison, qui en est l’origine). Une convergence de durée entre la lunaison et le cycle féminin ne semble pas fortuite, mais pourrait très bien être liée à l’éclairement nocturne variable.

Pour conclure sur ce point, la Lune peut nous influencer par le reflet de la lumière solaire qu’elle nous renvoie (Oh combien faiblement…), et par sa gravité qui produit les marées. Considérer une autre force mystérieuse qui ne s’appliquerait qu’à elle n’est sans doute pas nécessaire…

…Restait en dernier lieu la classe superstitieuse des ignorants ; ceux-là ne se contentent pas d’ignorer, ils savent ce qui n’est pas, et à propos de la Lune ils en savaient long…

De la Terre à la Lune, chapitre VI
Jules Verne

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