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Mis à jour
le 27/01/14
 La Terre
 

 

 

Carte d’identité
diamètre12.756,28 km demi grand-axe 149,59789 106 km
1 Terre1 UA
diamètre angulaire max-excentricité0,01677
aplatissement0,003354inclinaison de l’orbite 0,00005°
période de rotation 23 h 56 mn 4,1 sannée365 j 5 h 48 mn 46 s
inclinaison axe de rotation23,45°vitesse orbitale29,7859 km/s
masse5,9742 1024 kgrévolution synodique-
1 Terrejour solaire24 h
masse volumique5,515 g/cm3sensrétrograde
1 Terrepression au sol1,013 bars
pesanteur9,80 m/s/stempérature min-80°
1 Terretempérature max+60°
vitesse de libération11,18 km/salbédo0,367
nombre de satellites1composition atmos.N2, O2, CO2

 

Les éléments en gras sont tirés du livre Allen’s astrophysical quantities, quatrième édition

Troisième planète du système solaire, la Terre est naturellement la mieux connue, mais il ne faut pas croire que l’on sache tout d’elle ! En particulier, les sondages les plus profonds que l’on ait pu faire à l’heure actuelle n’ont pas dépassé 10 km sous nos pieds, valeur à comparer avec les 6.379 km qui nous séparent de son centre.

Toutes les techniques d’observation possibles sont utilisées pour analyser notre planète, et le coût est relativement limité, puisque nous sommes déjà sur place !

Certains caractères sont plus évidents que d’autre, nécessitant moins d’instrumentation pour leur analyse. C’est le cas des mouvements de la Terre dans l’espace. Bien que les aspects visibles soient parfois trompeurs, les esprits éclairés dans l’Antiquité ont compris les éléments essentiels. Parfois perdus au fil du temps, ces éléments ont été retrouvés ultérieurement.

Nous allons étudier tout d’abord les mouvements de la Terre dans l’espace, qui déterminent une bonne partie de notre environnement : durée du jour, alternance des saisons, retour des années… Nous verrons ensuite l’atmosphère de notre planète, qui est aussi sensible dans notre vie courante, et enfin nous nous intéresserons au globe terrestre, qui est bien davantage affaire de spécialistes, tant les techniques d’analyse sont sophistiquées.

Les mouvements de la Terre

La Terre présente deux mouvements principaux : la rotation sur elle-même et le mouvement autour du Soleil.

Le déplacement de la Terre autour du Soleil au cours de l’année est dû à l’attraction gravitationnelle du Soleil, qui produit un mouvement elliptique (Képlérien) que nous avons déjà vu dans les généralités. Nous allons donc considérer les conséquences du second mouvement.

La rotation sur elle-même

La rotation de la Terre sur elle-même produit l’alternance des jours et des nuits. Elle s’effectue en à peu près 24 h (à peu près, car il y a plusieurs façons de considérer le jour : dans le langage courant, on désigne par jour soit la période variable entre le lever et le coucher du Soleil, soit une durée fixe de 24 h. Les astronomes distinguent aussi plusieurs sortes de jours, selon le point auquel on les rapporte).

Le mouvement de la Terre sur elle-même est très régulier. C’est lui qui a défini le temps pendant très longtemps, et il n’a été détrôné sur ce plan que récemment. S’il était le seul mouvement de la Terre, on verrait toujours les mêmes étoiles dans le ciel, et elles se lèveraient toujours à la même heure. On peut constater ce mouvement la nuit en observant les levers et couchers d’étoiles.

* Ce soir, regardez une étoile brillante à 22 h (précises). Observez-la à nouveau les jours suivants à la même heure. Vous la verrez se déplacer progressivement par rapport aux objets fixes, maisons, arbres… Notez bien l’heure à laquelle vous l’observez, car elle passe bien sûr chaque jour au même point, mais pas au même moment. Chaque soir, vous pourrez constater un décalage de près de 4 minutes. Ce décalage est dû au mouvement de la Terre autour du Soleil. Cumulé sur un an, il totalise 1 jour entier, et l’étoile reviendra à la même heure que le premier soir (365 × 4 minutes font à peu près 1 jour).

Le retour de l’étoile tous les soirs est le résultat de la rotation de la Terre sur elle-même. Le décalage de 4 minutes provient du déplacement de la Terre autour du Soleil pendant ces 24 heures.

Observation : rotation de l’ensemble du ciel autour d’un point proche de la Polaire. Pour bien s’en apercevoir, il faut faire une photo avec une pellicule argentique de faible sensibilité (64 ISO) en dirigeant l’objectif vers l’étoile polaire (vous pouvez utiliser un appareil numérique, à condition qu’il permette la pose). Il faut fixer l’appareil sur un pied solide, déclencher à l’aide d’un déclencheur souple muni d’un blocage, et faire une pose d’une dizaine de minutes. Ainsi, les étoiles sont entraînées par la rotation de la Terre et laissent chacune sur la pellicule un petit arc de cercle. Plus l’étoile est proche du pôle, plus le rayon de cet arc est faible. L’étoile polaire elle-même ne bouge pratiquement pas. Le centre de rotation désigne le pôle céleste. Pour bien réussir ce cliché, éloignez-vous autant que possible de toute source de lumière, qui blanchirait le ciel et voilerait la pellicule.

rotation du ciel
Rotation du ciel autour de la Polaire photo J. Gispert

Cette rotation nous indique la direction de l’axe de rotation de la Terre (axe nord-sud). Le plan perpendiculaire à l’axe, et passant par le centre de la Terre, est le plan équatorial. Si vous regardez un globe terrestre, le plan équatorial est matérialisé par l’ajout des deux hémisphères.

On remarque aussi que certaines étoiles se trouvent sur des cercles complets, non coupés par l’horizon en bas de la photo. Ces étoiles ne se couchent jamais, à la latitude à laquelle la photo a été prise. Ces étoiles sont nommées circumpolaires.

Position de l’écliptique

Nous avons maintenant défini deux plans : le plan de l’orbite (1e loi de Kepler), et le plan équatorial. Quelles sont leurs positions relatives ?

L’équateur terrestre est incliné de 23° 26’ sur l’écliptique. C’est pourquoi un globe terrestre est présenté incliné sur son support. C’est une valeur assez forte, qui a beaucoup d’influence sur la vie courante, nous allons le voir.

Par suite de l’inertie encore, l’axe de rotation de la Terre reste toujours dirigé vers le même point du ciel, malgré le déplacement de la Terre autour du Soleil. Ce point est proche de l’étoile polaire.

On peut sentir l’inertie d’un objet qui tourne vite. Il suffit de prendre une grosse perceuse électrique, de la laisser pendre au bout du bras. D’un mouvement du poignet, on peut facilement l’incliner de diverses façons. Mettons-là en marche ; en la tenant de la même façon, on ressent une résistance pour la faire balancer autour du poignet. Cette résistance vient de la rotation du moteur, qui produit une force d’inertie. Ce phénomène est utilisé pour la construction des gyroscopes.

La Terre tournant autour de son axe, et ayant une masse très grande, il n’est pas possible de modifier son axe de rotation, ceci nécessiterait une énergie colossale. C’est pourquoi, dans son mouvement autour du Soleil, la Terre conserve son axe toujours dans la même direction (vers la même étoile, qui est la Polaire).

Equinoxes et solstices

Les équinoxes sont les points de l’orbite où nuit et jour sont égaux. Ce terme est formé à partir des mots latins æque nox, qui signifient : nuit égale (au jour). Ce sont les points où le Soleil se trouve dans le plan de l’équateur.

Les solstices par contre sont les points extrêmes, où le Soleil est le plus loin au-dessus ou au-dessous de l’équateur. Solstice vient de sol stat, Soleil fixe.

Equinoxes et solstices marquent les changements de saisons.

Les saisons

Les saisons sont les variations climatiques qui se produisent régulièrement au cours d’une année. Elles ont plusieurs causes :

Considérons la Terre dans l’espace, le Soleil étant à droite. Aux équinoxes et solstices, la Terre se présente orientée différement par rapport au Soleil :

Ceci est dû au fait qu’elle tourne autour du Soleil, son axe restant toujours dirigé vers la même étoile (la Polaire).

Sur le schéma ci-dessous, l’orientation de l’axe de rotation correspond au solstice d’été de l’hémisphère nord :


Les petits traits noirs tangents à la sphère représentent l'horizon du lieu

On constate l’inclinaison différente des rayons solaires par rapport au sol, selon la latitude du lieu où l’on se trouve.

C’est l’été dans l’hémisphère nord, lorsque c’est l’hiver dans l’hémisphère sud. Et la distance au Soleil est la même… On voit donc bien que ce n’est pas cette distance qui détermine les grosses variations de la température à la surface de la Terre.

Ce sont donc les deux phénomènes liés à l’inclinaison de l’axe de rotation qui produisent les variations saisonnières sensibles.

Premier point : les rayons solaires étant proches de la verticale en été se concentrent sur une petite surface au sol. Par contre, en hiver, ils s’étalent sur une grande surface.

Par exemple, à Marseille, le 21 juin (solstice d’été), le Soleil monte dans le ciel à 67° au-dessus de l’horizon, alors qu’au solstice d’hiver le 21 décembre il culmine à 20° seulement. La même quantité d’énergie provenant du Soleil s’étale en hiver sur une surface 2,4 fois plus grande qu’en été. Donc chaque mètre carré du sol reçoit 2,4 fois moins d’énergie en hiver.


Deuxième point :

Considérons une latitude moyenne de l'ordre de 45° nord. En hiver, la course du Soleil se fait pour deux tiers au-dessous de l’horizon (à gauche sur le dessin, c’est-à-dire vers le sud). Donc pendant les deux tiers du temps, il fait nuit, et le sol se refroidit dans l’espace.

En été, le rapport est inversé. Les deux tiers de la course du Soleil se font au-dessus de l’horizon. Le temps de chauffage par le Soleil est double du temps de refroidissement dans l’espace.

Sur le schéma, l’inclinaison des cercles qui représentent la course du Soleil est égale à la latitude, ici de 45°.

En été, à Marseille, chaque mètre carré du sol reçoit 2,4 fois plus d’énergie, pendant deux fois plus longtemps… Donc pratiquement 5 fois plus d’énergie qu’en hiver. C’est là la cause essentielle des saisons.

A l’équateur, les cercles du dessin ci-dessus sont verticaux. De ce fait, il n’y a pas de différence au cours de l’année, et les saisons sont pratiquement inexistantes. C’est pour cela que la température y est relativement constante tout au long de l’année.
Aux pôles, les cercles sont horizontaux. Celui qui correspond à l’hiver est sous l’horizon, ce qui explique la longue nuit polaire. L’été au contraire, le cercle est constamment au-dessus de l’horizon, et c’est le soleil de minuit.

L’excentricité de l’orbite a cependant une influence, faible, mais qui agit de deux façons différentes :

Confirmation théorique de cette analyse : l’excentricité de l’orbite terrestre est très faible, et les variations de distance au Soleil sont minimes (de 4 % entre les deux extrêmes). Les variations correspondantes d’énergie reçue du Soleil sont aussi très faibles.

Durée des saisons :

printemps92,81 j
été93,62 j
automne89,82 j
hiver89,00 j

Si vous voulez matérialiser ce que nous venons d’étudier, prenez une mapemonde et une ampoule électrique. Placez l’ampoule au centre d’une table, et la mapemonde d’un côté. Orientez-là de telle manière que l’extrémité sud de l’axe soit dirigée vers le Soleil (vers l’ampoule, position à droite sur le schéma). C’est la position de la Terre au solstice d’hiver. En la faisant tourner sur son axe, vous constaterez que le pôle nord n’est jamais éclairé par le Soleil, c’est la nuit polaire. Par contre, le pôle sud est éclairé en permanence. Vérifiez aussi que la nuit, à une latitude de 45° dans l’hémisphère nord, est deux fois plus longue que le jour.

Ensuite, déplacez la mapemonde de 90° autour de la lampe, en conservant l’axe parallèle à lui-même ! Vous arrivez à l’équinoxe de printemps, et vous pourrez constater en faisant tourner le globe que les deux pôles sont éclairés, et que la nuit est égale au jour.

Déplacez la mapemonde de 90° encore, vous arriverez au solstice d’été. Les phénomènes sont les mêmes qu’au solstice d’hiver, les rôles des deux hémisphères étant inversés.

Les derniers 90° nous amènent à l’équinoxe d’automne, qui produit des phénomènes semblables à l’équinoxe de printemps.


Coucher de Soleil aux solstices et équinoxes photo J. Gispert

Ce panorama est un montage sur la base d’une photo prise le 22 mars 2006, juste après l’équinoxe de printemps. Les deux autres images du Soleil ont été ajoutées par montage, et représentent les positions du Soleil lors du solstice d’hiver (à gauche) et du solstice d’été (à droite). Le paysage est pris depuis la Faculté des Sciences de Luminy à Marseille. L’angle visuel sur l’horizon, entre les images du Soleil à un solstice et à l’équinoxe, est d’un peu plus de 31° (projection de 23° selon la latitude du lieu). L’image complète montre un panorama de près de 80°. D’un coucher de Soleil au suivant, le Soleil se déplace sur l’horizon de quelques 21', c’est à dire des deux-tiers de sa largeur (3 mois = 90 jours, 21'/j × 90 j = 1.890' = 31,5°, distance entre l’équinoxe et le solstice). Ceci est vrai à nos latitudes ; à l’équateur, l’angle qui sépare équinoxe et solstice n’est que de 23°, et au-delà des cercles polaires il est non défini puisque le Soleil ne se couche plus ! Voici une animation qui vous permettra de bien comprendre ces phénomènes.

«Qu’est-ce que c’est que la zone torride ? C’est la partie de la surface du globe comprise entre les tropiques du Cancer et du Capricorne. Tous les points de cette zone jouissent de la propriété de voir le Soleil deux fois par an à leur zénith, tandis que pour les points des tropiques, ce phénomène ne se produit annuellement qu’une fois.

Qu’est-ce que c’est que la zone tempérée ? C’est la partie qui comprend les régions situées entre les tropiques et les cercles polaires, entre 23° 28’ et 66° 72’ de latitude, et pour lesquelles le Soleil ne s’élève jamais jusqu’au zénith, mais paraît tous les jours au-dessus de l’horizon.

Qu’est-ce que la zone glaciale ? C’est cette partie des régions circumpolaires que le Soleil abandonne complètement pendant un laps de temps, qui, pour le pôle même, peut aller jusqu’à six mois.»

Sans dessus dessous, chapitre VIII
Jules Verne

Ce passage d’un roman de Jules Verne explique à merveille ce que sont les tropiques et les cercles polaires. Pour une autre présentation, vous pouvez voir le chapitre consacré à la sphère armillaire.

Inclinaison du coucher de Soleil

Voit-on le coucher (ou le lever) de Soleil de la même manière partout dans le monde ? Non. Nous avons l’habitude de le voir tous les soirs là où nous habitons, et cet aspect nous semble normal. Mais pour des personnes habitant plus près ou plus loin de l’équateur, les choses sont différentes. L’animation ci-dessus a dû vous le faire comprendre, mais rien ne vaut de voir les choses pour bien les assimiler. Alors, voici réunis deux petits films montrant la Lune près du pôle sud, et le lever de Soleil au centre du Vietnam. Ils montrent bien comment on voit un même phénomène selon la latitude où l’on se trouve.

Climat

A propos des saisons, on peut expliquer les transferts d’énergie entre l’équateur et les pôles. A l’équateur, l’énergie reçue du Soleil est supérieure à celle rayonnée dans l’espace. Aux pôles, c’est l’inverse. Pour équilibrer, il faut donc qu’un transfert se fasse, qui amène de la chaleur de l’équateur vers les pôles, où elle pourra s’échapper dans l’espace. Ce transfert se réalise par des mouvements de masses fluides, les grands courants océaniques d’une part, les vents d’autre part (alizés en particulier). C’est ce transfert qui est à l’origine des instabilités atmosphériques du printemps et de l’automne.

En regardant à la télévision les belles images transmises par les satellites, on voit bien les perturbations qui tournent dans le sens inverse des aiguilles d’une montre. La partie droite d’une perturbation remonte vers le nord ; c’est de l’air chaud, qui va vers les pôles. Par contre, la partie gauche redescend de l’air froid du pôle vers l’équateur. C’est pourquoi à Marseille on a souvent la succession "vent d’est, qui amène la pluie (car chaud et chargé d’humidité sur la mer) ; puis mistral sec et froid, qui chasse les nuages". Cette succession se fait dans cet ordre, les perturbations se déplaçant d’ouest en est.

Le Gulf Stream transporte 100 millions de m3 d’eau par seconde ! (Pour la partie située à moins de 1.000 mètres de profondeur ; ceci représente 100 fois le débit de tous les fleuves de la Terre…). Cette eau est chaude, car elle provient de l’équateur. En passant par la Bretagne, elle réchauffe les côtes françaises ; c’est pour cela que Brest bénéficie d’un climat relativement clément, alors que New York (40° 43’ Nord), qui n’a pas ces conditions favorables, est la cible de fortes tempêtes de neige en hiver, bien qu’elle se trouve à la même latitude que Rome (41° 54’ Nord)! Le Gulf Stream transporte de l’eau chaude vers le nord ; il faut bien qu’une masse équivalente retourne vers le sud, sinon tout l’océan se retrouverait bientôt accumulé au pôle… La branche descendante du Gulf Stream, nommée courant du Labrador, charrie donc des eaux froides. Elle passe près de New York, qu’elle refroidit autant que le Gulf Stream chauffe la Bretagne. Nous ne sommes décidément pas tous égaux…

Précession des équinoxes

Lorsque les constellations ont été définies par les Anciens, le Soleil se trouvait dans le Bélier au moment de l’équinoxe de printemps. Une tête de bélier vue de face, avec ses cornes, a donné le symbole de l’équinoxe de printemps. Ce doit être aussi l’origine de la lettre grecque gamma. Toujours est-il qu’elle se dessine de la même manière, et c’est pourquoi elle est utilisée pour désigner l’équinoxe de printemps. Voilà pourquoi on le désigne souvent sous le nom de point gamma. Mais puisqu’il marque le début du printemps, on le nomme également point vernal (du latin vernalis, relatif au printemps).

Nous avons dit plus haut que l’axe de la Terre restait toujours dirigé vers la même étoile au cours de l’année. Ceci est vrai sur une courte période, disons quelques dizaines d’années. On sait que l’étoile polaire indique le nord, et ceci depuis longtemps. Mais si on fait des mesures fines, on s’apercevra qu’en fait, le pôle se déplace lentement par rapport aux étoiles. Ce déplacement est connu depuis longtemps ; il amène le pôle à effectuer un tour complet sur le ciel en à peu près 25.770 ans. Ce mouvement déplace par conséquent l’équinoxe de printemps (celui d’automne et les solstices aussi évidement, mais on a choisi le premier comme référence) qui va faire un tour complet du zodiaque dans ce même temps.

Pour comprendre la précession des équinoxes, il faut une théorie assez fine et difficile. Mais on peut l’illustrer tout simplement par un gyroscope ou une toupie.

Lançons une toupie. Observons le déplacement de l’axe de rotation. Si on dessine des étoiles au plafond, on voit bienque le pôle de la toupie se tourne vers un point du plafond, puis se déplace lentement vers un autre et ainsi de suite, et revient à sa position initiale au bout d’un certain temps.

La précession de la Terre fait qu’actuellement nous avons une étoile brillante proche du pôle (la Polaire, α Ursae Minoris, α UMi, distance angulaire 51’. Ce n’est pas le cas dans l’hémisphère sud). Dans 13.000 ans, Véga sera la polaire pour l’hémisphère nord de la Terre.

La précession des équinoxes est due à la forme de la Terre, qui présente un bourrelet équatorial sensible à l’attraction gravitationnelle du Soleil et de la Lune.

L’équinoxe de printemps se trouve actuellement, non plus dans le Bélier, mais dans les Poissons, à cause de la précession des équinoxes… Mais, chut ! Les astrologues ne s’en sont pas encore aperçus, et ceci risquerait de les gêner. L’équinoxe d’automne est dans la Vierge.

La précession des équinoxes entraîne une difficulté importante pour les astronomes : pour définir la position d’une étoile, ils utilisent des coordonnées dites équatoriales, c’est-à-dire relatives à la position de l’équateur, avec comme origine l’équinoxe de printemps. Puisque celui-ci se balade sur le ciel, les coordonnées des étoiles changent lentement au cours du temps. Ce qui oblige, lorsqu’on donne la position d’une étoile, à dire par rapport à quel équinoxe elle est mesurée. La précession étant lente, on change d’équinoxe de référence tous les 25 ans. Les équinoxes de référence récents sont : 1950,0 ; 1975,0  ; 2000,0.

L’année tropique est légèrement plus courte que l’année sidérale. L’équinoxe est donc en avance sur les étoiles. Chaque année, il avance de la différence :

d = 365 j 6 h 9 mn 9,75 s - 365 j 5 h 48 mn 46 s = 31.558.149,75 - 31.556.926,00 = 1.223,75 secondes

Cet écart totalisera une année (sidérale) entière au bout de :

31.558.149,75 / 1.223,75 = 25788,069 années.

On vient de retrouver facilement la période approximative de la précession.

Nutation

A la précession s’ajoute encore un mouvement de plus faible amplitude, mais de durée beaucoup plus courte. C’est la nutation, qui est produite par l’effet conjugué de la Lune et du Soleil sur le bourrelet équatorial de la Terre. La période de la nutation est de 18 ans, tout comme celle de la précession du nœud ascendant de la Lune.

Durée de l’année, le calendrier

La durée astronomique de l’année, c’est celle qui influe sur notre vie quotidienne, car elle fixe la position du Soleil par rapport à la Terre, et donc les saisons. Elle était d’une importance primordiale pour les Egyptiens anciens, car la crue fécondatrice du Nil se produisait très régulièrement à la même époque par rapport au Soleil. Les anciens Egyptiens se sont donc vite préoccupés de la durée de l’année, et ils ont trouvé la valeur 365,25 jours il y a plus de 4.000 ans ! Malgré cet exploit, leur calendrier ne comportait que 365 jours, et dérivait très vite par rapport aux saisons…

Ce résultat a été atteint par l’observation d’un phénomène astronomique dépendant fortement de la position de la Terre sur son orbite  : le lever héliaque de Sirius. Une étoile, ici Sirius, se trouve à certaine époque de l’année derrière le Soleil, donc invisible de la Terre. Puis, à mesure que la Terre tourne autour du Soleil, l’étoile va peu à peu se dégager de la lumière du Soleil, et devenir visible à nouveau. C’est ce moment que l’on appelle lever héliaque de l’étoile (du nom grec du Soleil, Hélios). Les Egyptiens ont très tôt remarqué que la crue du Nil survenait peu de temps après le lever héliaque de Sirius, et donc ils ont observé précisément ce phénomène. Ils ont eu accès à la durée de l’année par là. L’erreur sur le lever héliaque est d’une journée seulement, bien plus faible que par tout autre moyen d’observation courant.

Jules César a voulu établir un calendrier précis, et il en a chargé l’astronome Egyptien Sosigène. Celui-ci a donc défini une année commune de 365 jours, trop courte. Il a prévu une année anormale, comportant un jour de plus, donc 366. En prenant 3 années communes suivies d’une année longue, on obtient en 4 ans : 3 × 365 + 366 = 1.461 jours. Ceci fait une année moyenne de 1.461 jours / 4 = 365,25 jours, le but est atteint. C’est le calendrier julien.

Il fallait savoir à quelle date ajouter le jour supplémentaire. Dans le calendrier latin, le mois était divisé en périodes nommées Nones, Ides et Calendes. De plus, les jours étaient numérotés à l’envers… On parlait ainsi du 6e jour avant les calendes de mars, en latin : sexto ante calendas martii. Et c’est justement celui-là qu’on a décidé de doubler, ce qui fait que le jour supplémentaire s’est appelé tout naturellement bis sexto ante calendas martii, en abrégé bis sexto. C’est l’origine du mot bissextile. Plus tard, le jour ajouté a été repoussé à la fin du mois de février.

La règle julienne est : "les années dont le millésime est divisible par 4 sont bissextiles".

Malgré tout, la durée astronomique de l’année, ou année tropique, n’est pas exactement de 365,25 jours, mais plus précisément de 365,2422 jours (l’année tropique est l’intervalle de temps qui sépare deux équinoxes de printemps succesifs). Bien sûr, la différence est faible, mais quand on l’accumule pendant des siècles… C’est ainsi qu’un peu avant 1582, le pape Grégoire XIII a trouvé insupportable le décalage qui s’était creusé entre le calendrier et les saisons réelles. Il a décidé d’y mettre bon ordre, et donc de donner une nouvelle définition de l’année. Voyons comment :

La valeur précise 365,2422 est plus courte que la valeur de 365,25  ; la différence est 365,25 - 365,2422 = 0,0078 jour. C’est très faible, mais l’erreur accumulée en un siècle est 100 fois plus grande, donc de 0,78 jour. On remarque que 0,78 est à très peu près 3/4 de jour (0,75). Donc l’erreur est de 3/4 jour par siècle, ce n’est encore pas un nombre entier. Prenons maintenant une période de 4 siècles : l’erreur sera de 4 x 3/4 = 3 jours !

Donc l’année du calendrier julien est trop longue de 3 jours en 400 ans ; il faut supprimer trois jours du calendrier en 400 ans. Puisqu’on ajoute des jours (les bissextils), on va tout simplement en ajouter un peu moins, d’où la règle grégorienne :

"les années séculaires (comme 1600, 1700, 1800, 1900, 2000…) sont bissextiles si leur millésime est divisible par 400 ;

les autres le sont si leur millésime est divisible par 4".

Ainsi, la règle julienne est conservée pour presque toutes les années, donc la modification est insensible. Par contre, les années séculaires, qui étaient toutes bissextiles avant, ne le sont plus qu’une fois sur quatre, et la correction est donc bonne. Ainsi 1600 et 2000 ont été bissextiles, mais 1700, 1800 et 1900 ne l’ont pas été (alors qu’elles auraient dû l’être si on avait conservé le calendrier julien).

En 1582, le calendrier avait déjà dérivé de 10 jours. Grégoire XIII a décidé de supprimer 10 jours pour rétablir l’équinoxe de printemps au 21 mars. C’est ainsi que le lendemain du jeudi 4 octobre 1582 a été le vendredi 15 octobre ! Cette réforme n’a pas été adoptée partout en même temps. Les Russes ne l’ont pas acceptée, et ce n’est qu’au moment de la Révolution d’Octobre (qui a donc eu lieu en novembre…) qu’ils ont changé de calendrier. Shakespeare est mort à Stratford upon Avon le 23 avril 1616, Cervantes est mort à Madrid le 23 avril 1616, à 11 jours d’écart !

Il faut ajouter que le calendrier Julien, puis le calendrier Grégorien, sont à la fois solaire et lunaire. En effet, l’un des principaux problèmes du calendrier a été la détermination de la date de Pâques. Or Pâques doit survenir le premier dimanche qui suit (strictement) la première pleine lune de printemps. Ceci fait intervenir la Lune dans notre calendrier, mais c’est un problème complexe que nous ne traiterons pas ici (voir le chapitre spécial).

A propos de calendrier, pourquoi dit-on "renvoyer aux calendes grecques" ? … Il n’y a jamais eu de calendes dans le calendrier grec ! Cette locution vient d’une expression romaine : "ad calendas græquæ solvere" dont la signification est plus précisément "payer aux calendes grecques". Elle s’appliquait aux mauvais payeurs dans la Rome antique.

L’atmosphère

Les atmosphères planétaires sont des milieux incroyablement complexes. Leur composition, leur chimie, les variations de température, les vents, les phénomènes optiques… Nous avons déjà vu les particularités de celle de Vénus, qui tourne beaucoup plus vite que la planète elle-même, qui a une composition chimique étrange, et produit un effet de serre extrême. Celle de la Terre est aussi très complexe, et de plus elle est très bien connue. Elle présente une caractéristique très intéressante, grâce à laquelle la vie est apparue : pression et température la situent au point triple de l’eau.

Composition

L’atmosphère de la Terre est constituée de deux gaz principaux qu’on retrouve rarement sur les autres planètes. L’azote est le plus important, l’oxygène vient ensuite.

Structure verticale

On divise l’atmosphère de la Terre en couches, celles-ci étant déterminées par les variations de température :

Le point triple de l’eau

L’atmosphère de la Terre est composée essentiellement d’azote et d’oxygène, avec de petites quantités de nombreux autres gaz, et de vapeur d’eau. Cette dernière est en quantités fort variables, à la fois dans l’espace et dans le temps (dans l’espace : séparation entre régions sèches et régions humides ; dans le temps : saison sèche et mousson par exemple). D’autre part, les conditions physiques qui règnent dans notre atmosphère sont très particulières : la température moyenne de la Terre se trouve proche du point triple de l’eau. Ceci est une expression savante pour dire que la température et la pression sont telles que l’eau peut exister sous trois formes : l’eau liquide, la glace, et la vapeur d’eau. On voit les trois formes cohabiter sur la photo ci-dessous :


Lac Blanc, massif des Aiguilles Rouges, Chamonix photo J. Gispert

Les températures de congélation et d’ébullition de l’eau sont fonction de la pression. Au sommet du Mont Blanc, l’eau bout aux alentours de 80° seulement. Mais la température de congélation ne varie pas de la même façon. Le résultat est qu’à la pression de 611 Pa, les deux se rencontrent : la glace devient directement de la vapeur, sans passer par l’état liquide. A cette pression, les trois états de l’eau coexistent, ce qui justifie le nom. Toutefois, ceci a été montré pour de l’eau pure, et la présence des impuretés modifie un peu ces données, ce qui permet à l’eau d’exister sous ses trois états sur Terre.

L’atmosphère contient donc des gaz, de la vapeur d’eau, des cristaux de glace (en altitude), auxquels il faut encore ajouter des poussières. Il n’est donc pas étonnant qu’une telle richesse de constitution produise une grande diversité de phénomènes optiques. Nous allons en aborder quelques uns.

La réfraction atmosphérique

Pour une information générale sur la réfraction, reportez-vous au chapitre sur la lumière.

L’indice de réfraction de l’air (sa propension à courber les rayons lumineux), dépend de la température. Or celle-ci varie en fonction de l’altitude. Donc, puisque les diverses couches d’air à traverser ont des indices différents, il est logique de penser que les rayons lumineux seront courbés par l’atmosphère. C’est effectivement le cas, et on peut l’observer facilement. Tout d’abord, si on plonge une règle verticalement dans l’eau, on n’observe pas de cassure. Pareillement, un rayon provenant du zénith ne sera pas affecté. Par contre, un rayon issu de l’horizon subira l’effet maximum, et on peut le constater en admirant un coucher de Soleil ! Celui-ci nous apparaît aplatit, déformé par l’effet de la réfraction.

Puisqu’en première approximation les rayons lumineux vont en ligne droite, on les représentera par des droites (plus précisément par des flèches pour montrer dans quel sens ils se déplacent).

A la surface de la Terre, nous voyons une droite qui représente l’horizon géométrique : c’est le plan habituel du sol. Ce qui est en-dessous est invisible.

Le premier rayon dessiné arrive d’en haut, il est au-dessus de l’horizon, donc visible.

Le second vient par en-dessous, il est invisible. Lorsque le Soleil se couche, il passe au-dessous de l’horizon, et donc devient théoriquement invisible à cet instant (puisque maintenant ses rayons arrivent par dessous).

Dans ce second schéma, on a représenté l’atmosphère qui entoure la Terre.

Un rayon lumineux venant cette fois d’en bas (en-dessous de l’horizon) est courbé par la réfraction due à l’atmosphère, et parviendra donc à l’observateur.

Mais ce qui compte pour celui-ci, n’est pas la partie droite du rayon en dehors de l’atmosphère, à laquelle il ne peut pas accéder, mais ce qu’il voit. Or il voit un rayon qui lui arrive par en haut ! Il a donc l’impression de voir l’objet au-dessus de l’horizon, alors qu’en fait il se trouve en-dessous… La droite en pointillés montre d’où le rayon semble provenir. L’observateur croit donc que l’objet se trouve en cette position apparente.

Ce raisonnement s’applique à tous les objets célestes, et en particulier au Soleil ! Quand on le voit disparaître à l’horizon, il est déjà couché depuis un moment !

Le Canigou

A Marseille, on a la chance de pouvoir constater ce phénomène d’une façon plus subtile, et surprenante : il est possible de voir une montagne située très au-delà de l’horizon géométrique.

Au bord de la mer, l’horizon géométrique serait matérialisé par la limite entre la mer et le ciel, s’il n’y avait pas la réfraction. Il est en réalité plus haut, d’à peu près 37’ (un peu plus que le diamètre du Soleil).

Le Canigou est un sommet des Pyrénées, situé près de la Méditerranée, à une distance de 253 km de Marseille. Il culmine à 2.785 mètres. Si on trace sur un schéma l’horizon géométrique de Marseille, le Canigou se trouve très largement en-dessous. Une ligne droite joignant ND de la Garde au sommet passe à 120 mètres sous la mer.

Deux fois par an, le Soleil se couche juste derrière la montagne. Si le temps est parfaitement dégagé sur la Méditerranée, on peut alors voir, de Notre-Dame de la Garde, la chaîne du Canigou se profiler en ombres chinoises sur le disque rouge du Soleil.

Les rayons du Soleil qui passent autour du Canigou sont ensuite réfractés, et suivent la courbure de la Terre pour parvenir jusqu’à Marseille. Notez bien que ce phénomène dépend de l'altitude d'observation : de ND d'Allauch, toute proche mais plus haute, le sommet est au-dessus de l'horizon géométrique et le phénomène est moins probant…

Le phénomène s’observe, selon les années, du 10 au 13 février, et du 28 au 31 octobre


photo du Canigou prise de ND de la Garde le 10 février 1998 photo J. Gispert

Mirage

Dans le désert, le sol atteint des températures très élevées. Il chauffe donc fortement l’air qui est à son contact immédiat, et change son indice de réfraction. On a donc un indice de réfraction variable en fonction de la hauteur au-dessus du sol, et la réfraction se produit.

Les rayons bleus arrivant du ciel sont courbés au voisinage du sol, et remontent. On les voit donc arriver d’en bas, et tout se passe donc comme s’il y avait une grande nappe bleue par terre : on a l’impression de voir un lac… Mais la courbure des rayons étant limitée, on ne voit cette nappe qu’au loin. Si on approche, elle donne l’impression de s’éloigner !

Toujours dans le désert, on voit souvent une grande montagne à l’horizon. A mesure qu’on s’approche, on a la surprise de voir la montagne diminuer, pour n’être finalement qu’un modeste rocher…


Mirages dans l’oued Ten Aout, tassili du Hoggar photo J. Gispert

L’observation de tous ces phénomènes dans le désert est très instructive, car on peut se déplacer et observer l’objet tel qu’il est réellement après en avoir vu des images déformées. Il faut garder cela présent à l’esprit en regardant le ciel, car les mêmes perturbations se produisent sur les objets que nous observons, étoiles, planètes et galaxies.

Arc-en-ciel

C’est un phénomène bien connu, de formation courante. Mais tout le monde n’a pas réalisé que l’arc-en-ciel se voit lorsqu’on a le Soleil exactement dans le dos. Si on se déplace, l’arc-en-ciel se déplace également (c’est bien perceptible si on est en voiture). Ceci nous prouve que sa formation dépend de la position du Soleil et de la position de l’observateur. De plus, on l’observe après un orage, lorsque l’atmosphère est surchargée d’humidité.

L’arc-en-ciel est produit par les goutelettes de brouillard en suspension dans l’atmosphère. Lorsqu’un rayon de Soleil frappe une goutelette (supposée sphérique, c’est à peu près le cas), il se produit de multiples réflexions, et les deux changements d’indice de réfraction (à l’entrée et à la sortie de la goutte), produisent un effet de prisme et décomposent la lumière.

Le trajet que suit la lumière dans la goutte ne décompose la lumière que si l’angle entre le Soleil et l’observateur est de 42°. On montre qu’il existe un second arc-en-ciel visible sous un angle plus grand de 51°. Ce deuxième arc-en-ciel présente les couleurs inversées.


Arc-en-ciel double, Les Houches le 20/8/03 à 18 h 39 photo J. Gispert

Remarquez bien que les deux arcs-en-ciel ont leurs couleurs inversées : le principal (le plus brillant) à l’intérieur a le rouge vers l’extérieur, alors que l’autre a le rouge à l’intérieur.


Arc-en-ciel double, Les Houches le 20/8/03 à 18 h 45 photo J. Gispert

Sur cette seconde photo, il faut remarquer que la bande entre les deux arcs est nettement assombrie. On le voit tout particulièrement à gauche, où le fond du paysage est sombre. Cette bande est nommée bande d’Alexandre, d’après Alexandre d’Aphrodisias, péripatéticien du IIe siècle, qui l’a décrite. A contrario, la zone à l’intérieur de l’arc principal est plus brillante.

Ces deux phénomènes s’expliquent par la déviation des rayons lumineux par les gouttes de pluie, qui produisent une accumulation de lumière à l’intérieur de l’arc principal et sur l’arc lui-même, une diminution entre les deux arcs, et une légère augmentation sur l’arc secondaire. Les réflexions pouvant être multiples, d’autres arcs se produsient, mais sont bien plus faibles, et très difficiles à voir ou à photographier.

Parhélies


Parhélie à Marseille, le 7 septembre 2003 Photo B. Potet

Les parhélies, ou faux soleils, sont des images du Soleil qui se forment à la même hauteur que lui, et de part et d’autre. Elles sont produites par des réflexions de la lumière solaire sur des cristaux de glace de forme prismatique, et dont la base est parallèle au sol. Ces cristaux, et d’autres de formes différentes, sont aussi responsables de halos qui entourent parfois le Soleil ou la Lune, et d’autres phénomènes optiques encore.

Le scintillement des étoiles

A l’œil nu, on peut distinguer entre étoiles et planètes : il suffit de se rappeler que les étoiles scintillent, et les planètes pas. La raison en est encore la réfraction atmosphérique. Le schéma ci-dessous montre une étoile, figurée par un tout petit cercle, et le seul rayon parvenant de cette étoile vers l’œil de l’observateur. Ce rayon va traverser l’atmosphère, composée de couches à des températures différentes.

Une couche particulière est représentée, avec une forme ondulée. Cette forme est due à l’agitation de l’air, comme l’air surchauffé au-dessus d’une route en été. Cette veine d’air n’a pas le même indice de réfraction que les autres, mais le rayon la traverse perpendiculairement, et n’est donc pas dévié. L’observateur voit donc bien l’étoile, à sa luminosité normale :

Un instant après, la veine d’air s’est déplacée. Le même rayon la traverse maintenant de biais. Il est réfracté et va se perdre au-dessus de l’œil de l’observateur, qui ne voit plus l’étoile. L’instant d’après encore, il la verra à nouveau, et retiendra de tout ceci une impression de luminosité variable. Il dira que l’étoile scintille (ce n’est bien évidement pas l’étoile qui scintille, mais son image ! C’est une propriété de l’atmosphère qui est mise en évidence).

Examinons maintenant ce qui se passe pour une planète : celle-ci a une dimension sensible (on ne peut pas voir le disque à l’œil nu, mais il est suffisamment étendu pour que plusieurs rayons en arrivent simultanément). Considérons les 3 rayons sur le schéma ci-dessous. Deux d’entre eux rencontrent la veine d’air agitée perpendiculairement, et la traversent sans perturbation. Le troisième est dévié, et n’atteint pas l’œil. Il en résulte une impression de luminosité qui est inférieure à la luminosité de la planète. Un instant après, le rayon 1 sera dévié à son tour, tandis que le rayon 3 passera tout droit. En moyenne, la proportion de rayons déviés sera à très peu près constante, et l’œil percevra une luminosité un peu affaiblie, mais constante. La planète ne paraît pas scintiller comme une étoile.

Il est bien évident que tous ces phénomènes viennent perturber la qualité des images : des rayons sont perdus, d’autres sont déviés, toute l’image tremble comme l’air au-dessus d’une route surchauffée en été…

C’est si important, qu’un télescope d’amateur de 300 mm de diamètre a le même pouvoir séparateur réel que les monstres de Palomar ou de Zélentchouk… Bien sûr, ces derniers conservent l’avantage pour la quantité de lumière reçue, et donc pour voir des objets faibles. Par contre, le télescope spatial, évoluant au-dessus de l’atmosphère, observe la lumière des étoiles directement, sans perturbations. Il atteint donc son pouvoir séparateur théorique.

Pour la compréhension, les astronomes ont introduit un terme nouveau qui définit la limite de résolution imposée par l’atmosphère : c’est le seeing. Alors, le pouvoir séparateur d’un instrument est toujours celui calculé par la formule optique, quelles que soient les conditions, alors que le seeing indique la finesse des images accessible à un instant donné, dans un lieu donné, en tenant compte de l’état de l’atmosphère. Le seeing, dans des endroits normaux, descend légèrement en-dessous de la seconde d’arc quand l’atmosphère est calme ; dans les sites où on implante les grands instruments actuels, il descend jusqu’à 0,3". Heureusement, l’optique adaptative vient pallier à ce défaut de notre atmosphère…

Les aurores boréales

Un magnifique phénomène lumineux produit par une interaction entre le vent solaire et l'environnement terrestre nécessite un chapitre à part.

Le globe

Le forage le plus profond jamais creusé n’a guère dépassé 10 km, et ceci ne permet donc pas d’explorer en profondeur. Pour connaître l’intérieur de la Terre, nous avons deux moyens : le premier, direct, consiste à rechercher en surface des matériaux provenant de zones profondes (par les remontées de magmas dans les volcans, ou les dorsales océaniques). Le second est l’analyse des ondes sismiques, produites par les tremblements de terre. Lorsqu’une discontinuité de densité se produit (brusque augmentation en descendant vers le centre de la terre), les ondes sismiques se réfléchissent à sa surface. Leur temps de parcours en est diminué. Les mesures de temps de parcours des ondes sismiques, permettent de sonder l’intérieur de la Terre.

L’analyse sismique a permis de trouver plusieurs discontinuités de pression, qui ont montré que la Terre est constituée de trois parties principales :

Lors de la formation de la Terre, il est évident que tous ces matériaux étaient mélangés. Ils se sont séparés ensuite pendant que la Terre était encore très chaude, donc liquide. Les plus lourds (fer et nickel) sont tombé vers le centre, les plus légers (silicates d’aluminium) sont remonté vers la surface, ceux de densité intermédiaire (silicates de magnésium) sont resté dans la zone intermédiaire. N’oublions pas les éléments volatils, qui se sont échappé et ont constitué l’atmosphère.

Ce tri est nommé différenciation. Il s’est produit dans tous les corps du système solaire assez massifs. La différenciation n’est pas parfaite, tous les éléments chimiques se trouvent dans l’écorce et le manteau, les constituants indiqués ci-dessus étant les plus abondants. Dans le noyau, les éléments autres que le fer et le nickel ne sont qu’à l’état de traces.

L’écorce est constituée de roches de masse volumique moyenne 2,67 g/cm3. Elle est limitée à sa base par une discontinuité de densité, la discontinuité de Mohorovicic ou Moho : la vitesse des ondes sismiques y passe brutalement de 7,9 à 8,5 km/s, c’est ce qui a permis de la détecter. La masse volumique y est de 3,27 g/cm3. L’épaisseur de la croûte varie entre 10 et 40 km. C’est l’écorce océanique qui est la moins épaisse.

Au-dessous du Moho, se trouve la partie supérieure du manteau terrestre, qui est rigide parce que la température est trop basse pour le rendre fluide.

L’écorce, et cette partie supérieure du manteau, constituent la lithosphère (de grec lithos = pierre). La lithosphère est divisée en plaques tectoniques, ou plaques lithosphériques. Ces plaques sont mues par la convection dans le manteau.

Pour donner une image, on peut considérer les plaques tectoniques comme un gigantesque puzzle, dont les pièces s’assemblent, mais aussi se repoussent. Regardez une carte du monde, et constatez que l’Afrique et les Amériques s’emboîtent l’une dans l’autre ! C’est cette simple constatation qui a donné l’idée première de la dérive des continents (Wegener, 1915). Elle a été largement confirmée par la suite, par des arguments mesurables. Ainsi, par des moyens radioélectriques utilisant des satellites, on peut maintenant mesurer de grandes distances sur Terre avec une précision de quelques centimètres. Ainsi, on a pu mesurer l’élargissement progressif de l’Atlantique, qui est de l’ordre de la dizaine de centimètres par an. Des explications sont notées plus loin.

Le manteau supérieur s’étend en profondeur jusqu’à ce que la température devienne suffisante pour fluidifier la matière. C’est l’isotherme où l’olivine change d’état qui marque cette limite  : liquide au-dessous, elle se cristallise pour température insuffisante au-dessus.

Le manteau proprement dit s’étend de là jusqu’à 2.890 km, où commence le noyau. On le nomme asthénosphère (du grec a, privatif, et sthenos force). La limite entre l’asthénosphère et le noyau est bien connue par les réflexions d’ondes sismiques. L’asthénosphère est le niveau souple (non rigide) qui permet de rétablir l’équilibre isostatique (pour compenser le poids des montagnes par exemple).

Le noyau s’est avéré décomposé en deux parties encore, la partie externe fluide, et la partie interne solide, qu’on nomme graine. C’est encore une variation de vitesse des ondes sismiques qui délimite la graine.

La densité est de 5,7 à la base du manteau. La densité moyenne du noyau est de 11,2 et doit croître de l’extérieur vers le centre. La pression à la limite extérieure de noyau est de 1.330 kilo bars, et la pression centrale de 3.900 kbars. La graine pourrait avoir une densité de 17.

L’hypothèse d’un noyau de Ni Fe provient de l’analogie avec de nombreuses météorites. Le noyau pourrait aussi contenir du silicium et du soufre, en faibles quantités.

Le noyau et le manteau contiennent un peu d’uranium radioactif, dont la désintégration entretient la chaleur. Cette chaleur doit être éliminée, sinon la Terre se réchaufferait fortement. La convection y pourvoit, en transportant de la matière chaude vers l’extérieur, et en ramenant en profondeur de la matière refroidie au contact de la croûte. La vitesse des courants de convection est de l’ordre de 100 km par an, soit de l’ordre de 10 mètres à l’heure. Le contact entre ces remontées de magma chaud et l’écorce est à l’origine d’une partie du volcanisme.

La lithosphère est une zone de transport conductif de la chaleur, alors que l’asthénosphère est convective.

Champ magnétique

Le champ magnétique terrestre est produit par les mouvements de matière dans le noyau, sans qu’on sache exactement comment à l’heure actuelle. Il est très complexe, et sa valeur est loin d’être uniforme à la surface de la Terre. A l’équateur, elle est de 0,32 m T (milli Tessla) ; 0,48 m T en France ; 0,6 m T au niveau des pôles.

En toute première approximation, il s’agit d’un champ dipolaire, comme celui créé par un bareau aimanté. Il en résulte un pôle nord et un pôle sud. Historiquement, on a nommé Nord Magnétique le pôle magnétique situé à proximité du pôle nord géographique. Malheureusement, il s’agit d’un pôle magnétique sud… Mais l’appellation est restée. Ce pôle sud magnétique est donc situé actuellement au Canada, dans la mer, au large de Resolute Bay. Ses coordonnées sont 81° N, 110° Ouest. Le pôle nord magnétique se trouve aussi dans un océan, au large de la Terre Adélie.

Des recherches sont en cours en particulier à Grenoble, au laboratoire Géodynamo, où un modèle du noyau, constitué d’une sphère contenant du sodium liquide, en rotation rapide, est en cours de réalisation (un premier modèle de petite taille a été construit en 2003). Les courants de sodium engendrés par la rotation seront mesurés, ainsi que le champ magnétique engendré, dans le but de comprendre le lien entre les deux.

Le pôle magnétique se ballade constament à la surface de la Terre. Actuellement, il se rapproche du pôle géographique. Sa valeur non plus n’est pas constante, et varie en particulier avec l’activité solaire. Parfois (à l’échelle des temps géologiques), le champ s’affaiblit, puis disparaît, avant re réapparaître avec une polarité inverse !

Comment le sait-on ? Grâce aux volcans ! Les laves contiennent des oxydes de fer magnétiques, et sont liquides. Chaque particule magnétique, sensible au champ terrestre, s’oriente comme l’aiguille d’une boussole. Lorsque la lave se refroidit, la particule se trouve bloquée dans sa gangue de roche, et ne peut plus bouger. Si le champ magnétique change de direction, la particule conservera la mémoire du champ au moment du refroidissement. Cette observation est capitale. Les géologues ont récolté des laves anciennes (de tous âges) en de nombreux endroits de la Terre. Ils ont voulu en déduire les mouvements du pôle magnétique. Des géologues européens l’ont fait, des américains aussi. Puis ils ont comparé leurs résultats. La surprise a été grande de constater qu’ils ne s’accordaient pas du tout. Pire, plus les mesures comparées étaient anciennes, plus elles divergeaient de part et d’autre de l’Atlantique. Il faut croire qu’ils ne mesuraient pas le même pôle…

Pourtant, une explication simple justifiait ces résultats : la dérive des continents (non encore rebaptisée tectonique des plaques). Mieux, une fois cette interprétation acceptée, la divergence des résultats donnait une mesure de l’écartement progressif des continents. C’est elle qui permet d’établir des cartes de la Terre à différentes époques.

Les inversions de polarité semblent avoir une périodicité de l’ordre de 100.000 ans. Pourtant, la dernière date de 780.000 ans…

Champ à l’extérieur de la Terre

Les lignes de champ produites à l’intérieur de la Terre se prolongent à l’extérieur, et intéragissent avec le vent solaire, constitué de particules chargées (essentiellement des protons). La forme résultantes est fort complexe, mais on peut la décrire approximativement de façon relativement simple.

Le vent solaire produit lui-même un champ magnétique, puisqu’il est contitué de particules chargées en mouvement. Ces particules arrivent du Soleil, donc du côté jour de la Terre. Elles viendraient frapper la surface, si le champ de la Terre ne produisait pas de déviation. Les particules se trouvent piégées dans le champ terrestre, et sont déviées en direction des pôles. Les moins énergétiques sont alors guidées vers le sol dans les régions polaires nord ou sud. Là, elles viennent frapper les molécules d’air de la haute atmosphère, qu’elles ionisent. La recombinaison des atomes produit de la lumière, et forme les aurores polaires.

Les particules plus énergétiques ne sont pas piégées par la Terre, mais seulement déviées, et contournent notre planète. Lorsqu’elles passent derrière, elles entraînent avec elle le champ magnétique terrestre. Plusieurs conséquences importantes s’ensuivent :

La zone de radiations a été découverte par le premier satellite américain, Explorer 1, dit Pamplemousse. Ce sont les ceintures de Van Allen.

La zone de l’espace autour de la Terre, dans laquelle le champ magnétique est relativement important, est nommée magnétosphère terrestre. Toutes les planètes qui possèdent un champ magnétique présentent également une magnétosphère.

Volcanisme

Le volcanisme est l’ensemble des manifestations liées à remontée en surface de matière plus ou moins fluide. La viscosité de cette matière, sa composition chimique, produisent des comportements différents, et des résultats très divers. La construction la plus évidente est le volcan, dont il existe plusieurs types. Tout d’abord, que sont les laves ? On en distingue deux grands types :

Les basaltes

Les basaltes sont des roches profondes. Ils sont fondus aux alentours de 1.200 ℃, température normale d’une éruption volcanique. C’est un mélange de plagioclases et de pyroxènes :

Le basalte est le constituant principal de la lithosphère, aussi bien continentale qu’océanique. La densité est voisine de 3.

Les basaltes ont tous une composition très voisine, ce qui entraîne des propriétés physiques semblables. Le point de solidification se trouve vers 1.150 ℃, très proche de la température de liquéfaction. Les basaltes sont constitués de 45 à 55 % de silice (SiO2), avec beaucoup de fer, de calcium et de magnésium, mais pratiquement pas de potassium.

Les basaltes sur Terre proviennent de :

Les andésites

Les andésites sont des laves produites après subduction (voir plus bas) d’une croûte océanique. En plongeant à grande profondeur, la croûte s’échauffe, puis fond. Les plaques provenant de la surface sont imbibées d’eau. Les matériaux hydratés (contenant des sédiments), chauffés, donnent une lave différente de composition, qui produit les andésites (50 % d’albite et 50 % d’anorthite)

Le nom de ces roches provient de la cordillière des Andes, où on les a étudiées d’abord. Elles sont caractéristiques des cordillières jeunes.

Les types de volcans

Le volcanisme de subduction est produit par la fusion d’une croûte continentale ou océanique qui plonge sous une autre. A la ligne de contact, se produit la fusion, et donc le volcanisme. Les volcans se trouvent par conséquent le long de la ligne qui délimite les deux plaques. On distingue :

A une lave visqueuse sont associées des éruptions pyroclastiques, explosives, très dangereuses.

Il existe d’autres modes de formation de volcans :

Ces laves sont fluides, et provoquent des éruptions calmes.

Selon la viscosité de la lave, la forme du volcan diffère. Les laves fluides donnent des volcans larges et peu élevés, ce sont les volcans boucliers. Parfois, la lave s’épanche par de nombreuses fissures dans le sol, et les coulées se mèlent pour former des plaines volcaniques. Un bel exemple sur Terre est le plateau du Deccan en Inde. Les plaines de Mars ont la même origine.

Ces paysages sont représentatifs des planchers océaniques et des îles. Les laves visqueuses, a contrario, vont produire des formes plus pointues, donner des strato-volcans. Ceux-ci ont une forme beaucoup plus élancée, leurs pentes sont fortes, les flancs sont convexes. La lave visqueuse a des difficultés à s’échapper, et par conséquent la pression monte dans la chambre magmatique. Les gaz dissous sont sous forte pression. Finalement, une faille se produit, mettant la lave en contact avec l’atmosphère. La décompression est donc brutale, les gaz s’échappent explosivement comme le gaz carbonique d’une bouteille d’eau gazeuse ouverte brusquement. Ces explosions sont très dangeureuses, alors que les éruptions des volcans boucliers ne présentent en général aucun danger.

Résumé

causelocalisationcaractéristique des lavesconsistanceéruptionvolcan
subduction d’une plaque océanique passant sous une autre plaque océanique limite des plaques ; arcs insulaires (Indonésie) magma mélangé à la croûte océanique, chargée d’eau et de sédiments (éléments volatils) visqueuse ; éléments volatils sous forte pression explosive (détente brusque des éléments volatils), pyroclastique strato-volcan
subduction d’une plaque océanique passant sous une plaque continentale bordure continentale ; (cordillière des Andes) magma mélangé à la croûte océanique, chargée d’eau et de sédiments (éléments volatils), et à la croûte continentale, riche en silice
points chauds, ou panaches de magma zones actives en milieu de plaque (Hawai) pauvres en silice et en éléments volatils, non contaminées par la croûte. fluidecalme, la lave s’écoule loinvolcan bouclier
remontée de magma écartant deux plaques océaniques (obduction)dorsales océaniques

Selon la viscosité de la lave, la forme du volcan diffère :

laves fluidesune cheminéevolcan bouclier, large et peu élevé, pentes faibles, flancs concavesMona Loa à Hawaï
des fissures plaines volcaniquesplateau du Deccan (Indes) ; planchers océaniques ; plaines martiennes
laves visqueusesune cheminéestrato-volcans, élancés, pentes fortes, flancs convexesEtna

Dans les strato-volcans, la lave visqueuse a des difficultés à s’échapper, et par conséquent la pression monte dans la chambre magmatique. Les gaz dissous sont sous forte pression. Finalement, une cheminée se forme, mettant la lave en contact avec l’atmosphère. La décompression est donc brutale, les gaz s’échappent explosivement comme le gaz carbonique d’une bouteille d’eau gazeuse ouverte brusquement. Ces explosions sont très dangeureuses, alors que les éruptions des volcans boucliers ne présentent en général aucun danger.

L’intérieur

Le mécanisme du mouvement des continents est la convection. La convection est un mécanisme de transfert d’énergie, depuis les zones profondes où elle est produite, jusqu’à la surface où elle peut s’échapper vers l’espace. Vous pouvez voir la convection dans une casserole d’eau bouillante. La source de chaleur étant située sous la casserole, la pellicule d’eau en contact avec le fond est plus chaude que le reste. Or l’eau chaude (ou l’air chaud, ou la lave…) est plus légère que l’eau froide, car elle est un peu dilatée. Donc, elle va avoir tendance à monter vers la surface, tandis que de l’eau plus froide va descendre la remplacer au fond. Cette eau va donc se réchauffer, et remonter… L’eau chaude va monter verticalement en formant une colonne, arrivée à la surface, elle va se diriger à l’horizontale, se refroidir, et redescendre verticalement. Il se forme donc des tourbillons. Dans la Terre, ce sont des roches fondues qui, dans les zones profondes, sont chauffées, et donc s’allègent. Elles vont donc monter tout comme l’eau dans la casserole, et à l’endroit où elles arrivent à la surface, elles vont se diriger horizontalement en poussant les roches déjà en place. C’est cette poussée qui va élargir l’Atlantique, car la remontée de magma se fait selon une ligne médiane tout le long de l’océan.


Obduction

Cette ligne s’appelle dorsale médio-Atlantique. Cette remontée de magma produit du basalte, qui crée la croûte océanique, et se nomme obduction. Puisqu’il y a création de croûte, et que la surface de la Terre n’augmente pas, il doit y avoir ailleurs disparition d’une quantité équivalente. C’est la subduction, qui se produit lorsqu’une croûte lourde plonge sous une autre plus légère. C’est le cas de la plaque indienne qui plonge sous la plaque asiatique.


Subduction

Haroun Tazief a trouvé une autre zone d’élargissement, à pieds secs : dans l’Afars, en Ethiopie, il y a un grand cañon bordé par des falaises, et dont le fond est parsemé de volcans actifs (dont l’Erta Alé qui possède l’un des rares lacs de lave connus). Il a placé des réflecteurs laser sur un bord, et des émetteurs sur l’autre ; il a pu ainsi mesurer très exactement la distance entre les deux falaises. Cette distance augmente avec le temps, car le volcanisme au centre du cañon repousse les bords. Un océan est en train de se creuser là.

Tout ceci est possible parce que la Terre est une planète possédant plusieurs plaques tectoniques, qui peuvent glisser sur leur socle. Ces plaques se promènent à la surface du globe, et l’une d’entre elles, la plaque Indienne, se dirige vers le nord depuis quelques millions d’années. Elle est venue heurter la plaque asiatique, qui n’a pas voulu bouger ; de ce fait, l’Inde est en train de se glisser sous l’Asie, en provoquant des plissements. C’est ce qui forme l’Himalaya. Les planètes telluriques n’ont pas toutes plusieurs plaques.

Une autre conséquence de la dérive des plaques est la présence de chapelets de volcans. Il existe en profondeur ce que l’on appelle des points chauds : un endroit à la surface du manteau plus chaud que les autres. A l’aplomb de ce point, il va y avoir une colonne montante de matière chaude, qui va arriver à la surface. Là, une partie de cette matière va s’épancher en formant un volcan. Mais la plaque ainsi perforée et qui porte le volcan se déplace, alors que le point chaud est fixe. Il s’ensuit qu’il va perforer la plaque un peu plus loin, et ainsi de suite, formant une ligne de volcans. C’est le cas en particulier des volcans du Pacifique : on peut voir qu’ils sont alignés. Ce phénomène limite la hauteur maximale des volcans : puisque la plaque se déplace, il n’y a pas d’accumulation des éruptions successives.

Cratères d’impact

On a vu que Mercure, la Lune présentent en surface de très nombreux et importants cratères. La Terre s’étant formée dans les mêmes conditions, a du être bombardée tout autant. Mais elle possède une atmosphère très importante, et surtout de l’eau, qui tombe en pluies plus ou moins fortes, et qui ruisselle sur le sol, en provoquant une intense érosion. En hiver, le gel fait éclater les roches également, en faisant augmenter le volume de l’eau qui s’est infiltrée dans les fissures.

Il ne faut pas oublier non plus la présence de la vie : certains organismes qui vivent fixés au sol, produisent des composés chimiques agressifs pour les roches, et participent à leur transformation chimique, les rendant plus aptes à l’assimilation par des formes de vie plus évoluées.

Toutes ces causes font qu’une structure géologique telle qu’une montagne n’a sur Terre qu’une durée de vie limitée ; tous les torrents de montagne nous en apportent la preuve en charriant des cailloux qui n’ont pour vocation que de descendre… Les cratères qui se sont formés sans doute au même taux ici que sur d’autres planètes voisines (Mercure, la Lune, Vénus) ont pratiquement tous disparu. C’est le cas obligatoirement de ceux de la première heure, juste après l’accrétion de la Terre. Mais longtemps après, il reste encore de rares (heureusement) objets volants parfaitement identifiés qui voguent sur des orbites proches de la notre, et qui n’attendent qu’une occasion pour venir nous voir de près.

Un exemple est la gigantesque explosion qui s’est produite en 1908 en Sibérie, à Toungouska : un objet céleste est venu percuter la Terre à grande vitesse, et a tout dévasté dans un rayon de plusieurs centaines de kilomètres. Tous les arbres étaient couchés, dans une direction opposée au point d’impact. Un cratère a été creusé. Malgré de nombreuses recherches, engagées seulement 13 ans plus tard pour des raisons politiques, on n’a jamais trouvé les débris de la météorite responsable. L’objet s’est très probablement désintégré en explosant dans les couches hautes de l’atmosphère. On a envisagé que ce soit un noyau de comète car, formé principalement de glace, il se serait volatilisé.

On peut observer sur notre planète quelques autres cratères d’impact, dont le plus célèbre est le Meteor Crater en Arizona. Un autre bel exemple est celui de la Manicouagan au Canada.


Le cratère d’impact de la Manicouagan, au Québec photo STS9 NASA

Le cratère de la Manicouagan mesure 100 km de diamètre. La présence de shattercones prouve son origine météoritique. Il a été creusé il y a 214 millions d’années par une météorite qui devait atteindre 5 km de diamètre. Depuis, le cratère a subi des glaciations qui l’ont considérablement érodé. Il pourrait être à l’origine d’une exctinction massive, ayant fait disparaître 60% des espèces existant à l’époque.

Il existe encore quelques dizaines de cratères d’impact, plus ou moins visibles.

Terminons sur ce paragraphe en mentionnant la disparition des dinosaures. D’innombrables théories plus ou moins étayées ont été proposées pour expliquer leur disparition brutale, il y a 65 millions d’années. Mais celle qui maintenant semble la plus solide suppose la chute d’une météorite d’une dizaine de kilomètres, qui se serait produite dans le golfe du Mexique. Par des sondages géologiques, on a retrouvé des traces du cratère creusé à l’époque, ainsi que des sédiments charriés sur toutes les côtes par le tsunami qui a suivi l’impact.

Mesure de la Terre

La première mesure de la Terre est due à Eratosthène, et elle a été faite par des observations simultanées à Alexandrie et Assouan.

La distance entre Assouan et Alexandrie était évaluée à 850 km. Deux bâtons sont plantés verticalement au sol à Assouan et à Alexandrie. Au même moment (à midi le même jour), on constate qu’à Assouan le bâton ne fait plus d’ombre, alors qu’à Alexandrie l’ombre fait un angle de 7° 12’ avec le bâton (avec la verticale). Puisque 7° 12’ correspondent à 850 km, 360° correspondent à 42.500 km, ce qui est une excellente valeur.

Une fois connue la circonférence, on obtient le diamètre de la Terre :

l = 2 π r = 42.000

d’où r = 42.000 / 2 π = 6.680 km

et enfin d = 13.360 km (au lieu de 12.758)

Champ magnétique

Le champ magnétique de la Terre, même s’il n’est pas totalement expliqué à l’heure actuelle, provient du mouvement des charges électriques dans le noyau. C’est lui qui permet de se diriger à l’aide d’une boussole.

Age de la Terre

L’âge de la Terre a d’abord été évalué par l’étude littérale de la Bible. Un religieux anglais a même calculé la date exacte de la création, en remontant la généalogie des personnages bibliques ! Il a obtenu un âge de l’ordre de 6.000 ans.

Buffon le premier a tenté de faire une mesure scientifique. En supposant que la Terre avait été créée chaude, les roches étant à l’état liquide, il a calculé combien de temps il leur aurait fallu pour se refroidir jusqu’à leur température actuelle. Il a ainsi obtenu un âge de 75.000 ans, ce qui était difficile à croire pour les mentalités de l’époque. C’était donc un très grand progrès, malgré une valeur très inférieure à la réalité. En fait, Buffon avait trouvé 3 millions d’années, mais il n’avait pas osé le publier…

Un anglais a ensuite utilisé une autre méthode : il a supposé que les sédiments se déposaient à vitesse constante au fond des mers, et connaissant la vitesse actuelle et l’épaisseur atteinte, il en a simplement déduit combien de temps ce dépôt avait duré. Il a obtenu 96 millions d’années, valeur encore insuffisante, mais constituant un pas de plus vers la solution du problème.

Autre détermination (anglaise aussi), autre méthode : au départ, il n’y avait pas d’océans. Ils se sont déposés par condensation de la vapeur d’eau après refroidissement suffisant de la Terre. C’était donc de l’eau douce ; le sel a été transporté ensuite dans les océans par les fleuves, qui lessivent les sols et dissolvent le sel qu’ils contiennent. On sait mesurer la quantité d’eau arrivant chaque année dans les mers, et en supposant constante la quantité de sel qu’elles y amènent, il est facile de déterminer le temps passé pour atteindre la salinité actuelle. Cette méthode elle aussi a donné une valeur de l’ordre de 95 millions d’années. Ceci est un peu gênant, puisque cette méthode semble conforter la précédente…

Plus tard, lord Kelvin a recalculé le temps mis par la Terre pour se refroidir, après avoir fait des expériences sur des boules de roches chauffées, et a obtenu entre 20 et 400 millions d’années…

Tous ces chercheurs ne savaient pas que la chaleur interne de la Terre, comme celle des autres planètes telluriques, est d’origine radiogénique ( ? ! Radiogénique : engendré par la radioactivité des éléments naturels qui se désintègrent). La chaleur primordiale a été évacuée depuis très longtemps, mais les désintégrations de l’uranium en particulier produisent de la chaleur qui maintient la température. Donc, si l’idée était bonne, elle ne pouvait mener à une valeur correcte !

Il nous faut considérer la décroissance radioactive : prenons par exemple l’uranium 235, qui se désintègre en plomb 207, avec une période de 710 millions d’années. Chaque atome radioactif est susceptible de se désintégrer à tout instant, mais on ne peut pas savoir quand il le fera. Comme on ne peut pas attendre patiemment (des millions d’années…) en scrutant un atome particulier, on observe une grande quantité d’atomes à un instant donné, puis cette même masse un peu plus tard. On calcule combien d’atomes se sont désintégrés entre temps. On en déduit ce qu’on appelle la période d’un élément radioactif : c’est le temps au bout duquel la moitié des atomes se seront désintégrés.

Pour l’uranium 235, ce temps est de 710 millions d’années. Au bout de 710 millions d’années, on trouvera donc deux fois moins de cet uranium. Au bout de 710 nouveaux millions d’années, il ne restera plus que la moitié de la moitié, donc le quart… Par contre, la concentration de plomb va augmenter, puisqu’il se forme à partir de l’uranium. Si on détermine le rapport de plomb et d’uranium, on peut en déduire l’âge de la roche. Les valeurs ainsi trouvées sur des roches de l’écorce terrestre sont de l’ordre de 4 milliards d’années.

Mais la Terre s’est constituée avant, puis elle s’est différenciée (chute vers le centre des éléments lourds qui ont formé le noyau, montée en surface des éléments légers qui ont formé la croûte). Ce qu’on a obtenu est donc l’âge de la croûte terrestre, pas l’âge de la Terre.

Actuellement, on connaît des roches dans l’ouest du Groënland dont l’âge est de 3,9 milliards d’années. Mais l’âge de la croûte terrestre est encore plus élevé, il est de l’ordre de 4,7 milliards d’années . Pourquoi ? Parce que la surface du globe a été transformée après sa formation, par le bombardement des météorites qui erraient en abondance dans les parages de la Terre à l’époque. Lorsque les météorites se sont faites plus rares, les roches ont pu se stabiliser. Cet âge est comparable avec celui des plus anciennes roches lunaires, et celui des météorites. On gardera en mémoire que le système solaire globalement est âgé d’environ 5 milliards d’années. On étudiera plus tard la formation du système solaire.

Un autre indicateur nous vient des météorites : certaines parties (chondres) se sont formées à haute température (1.400 ℃). Donc lorsque la Terre était encore chaude, non différenciée. En utilisant la même méthode de datation sur les chondres, on obtient un âge de 4,6 milliards d’années. C’est l’âge du système solaire, au moment de la formation des planètes (chaudes).

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