mouvement lunaire

Nulle autre trajectoire céleste n’a fait suer les astronomes tant que celle de la Lune et, en même temps, ne leur a lancé un tel défi. A première vue, toutefois, elle rappelle une orbite elliptique tout à fait ordinaire, conforme aux fameuses lois de Kepler, sur laquelle notre satellite tourne autour de la Terre en 27,32 jours ou, plus exactement, 27 jours, 7 heures, 43 minutes et 11,5 secondes, à une vitesse moyenne de 1,023 kilomètres par seconde. Ce mouvement, nommé révolution sidérale, ne semble pas difficile à calculer. Au périgée, la distance entre Lune et Terre est de 356.375 kilomètres, à l’apogée, le satellite s’éloigne jusqu’à 406.720 kilomètres. L’évaluation de la durée du trajet se base sur le temps qui s’écoule entre deux passages de la Lune près d’une même étoile. Et pour nous rendre la vie encore plus facile, la période de rotation sidérale correspond exactement à cet intervalle. Pendant que la Lune fait alors un tour autour de sa planète, elle pivote aussi une fois autour de son propre axe. Cette coordination parfaite entre rotation et révolution aurait pour désavantage que la Lune nous montrerait toujours la même face, s’il n’y avait pas les effets de la libration grâce auxquels, à partir des différentes positions sur la Terre, on peut apercevoir au total 59 pour cent de la surface lunaire. Tout paraît donc clair, et la prévision des différentes positions de notre satellite ne devrait être qu’un jeu d’enfant - si son orbite n’était pas ce qu’appellent les astronomes “très perturbée”.
Déjà, la trajectoire n’est pas identique au tracé de l’écliptique, mais inclinée sur lui de 5,14° en moyenne - la Lune se tient alors de jusqu’à 5,9° en dessous ou en dessus de l’écliptique, le croisant en deux points, les noeuds ascendant et descendant. Mais, finalement, ce petit écart n’est pas bien inquiétant. Au contraire, il explique, pourquoi les éclipses solaires et lunaires n’ont pas lieu chacune une fois par mois. Ce qui est pire : l’emplacement des noeuds ne reste pas constant. Effectivement, à l’heure où la Lune - après avoir laissé derrière elle le noeud ascendant et, plus tard, le point descendant - se rapproche de nouveau de l’écliptique, elle le croise à un endroit plus proche que lors de son dernier tour. De cette manière, les noeuds rétrogradent de 1,5° au cours de chaque passage du satellite, c’est-à-dire qu’ils se déplacent dans le sens contraire au mouvement lunaire, un mouvement direct, ce qui a pour conséquence que la Lune n’arrive jamais à tracer une ellipse fermée. Pour que les noeuds retrouvent une position antérieure, il faut attendre 18,6 ans. Tandis que l’on aurait donc normalement le droit de supposer que, sur une trajectoire elliptique, la période séparant deux passages consécutifs à un point quelconque sur l’orbite égale celle de la révolution sidérale, les déplacements constants des noeuds troublent le calcul. Ainsi, si l’on compare la durée de la révolution sidérale avec l’espace de temps qui s’écoule entre deux passages de la Lune au noeud ascendant, on trouve une différence de 2 heures, 37 minutes et 35,7 secondes. La trajectoire entre deux noeuds ascendants, la révolution draconitique, ne dure en effet que 27,21 jours ou 27 jours, 5 heures, 5 minutes et 35,8 secondes.
Ce mouvement permanent des noeuds n'aggrave pas seulement les troubles causés par la précession, il modifie logiquement aussi la direction dans laquelle pointe l’ellipse de l’orbite. C’est que, avec les noeuds, se déplace également la ligne des apsides, c’est-à-dire le grand axe de l’orbite, et, par conséquent, le point où la Lune trouve sa position la plus éloignée de la Terre, l’apogée. Comme les noeuds reculent, l’apogée doit automatiquement avancer, dans le même sens que le satellite. La vitesse de ce mouvement correspond à un chemin de 0,114° par jour. De cette manière, lorsque le bout du grand axe le plus éloigné de notre planète vise le Soleil, la Lune, au cours de son voyage autour de la Terre, s’approche plus de notre étoile qu’au moment où l’apogée fixe un autre point dans l’espace.
Cependant, en même temps que la Lune tourne autour de la Terre, celle-ci gravite autour du Soleil. Pendant que le satellite décrit une révolution sidérale, la planète parcourt environ 27° de son orbite. Au moment où la Lune entame donc une nouvelle période de voyage autour de la planète, où elle se tient alors à la même position par rapport aux astres qu’au début de son trajet précédent, l’orientation terrestre vers le Soleil s’est modifiée et, avec elle, celle de la Lune. Ainsi, l’angle sous lequel la surface lunaire est éclairée ne correspond plus à celui d’il y a 27,32 jours. Pour retrouver le même angle par rapport au Soleil, c’est-à-dire la même phase lunaire, le satellite doit encore continuer son chemin pendant un peu plus de deux jours. L’intervalle entre deux phases lunaires identiques (par exemple deux nouvelles Lunes) ou, autrement dit, entre deux moments où la lumière solaire éclaircit la même partie de la surface lunaire - où le satellite, pour un observateur terrestre, a donc le même aspect -, s’appelle période de révolution synodique ou lunaison, et égale à 29,53 jours ou 29 jours, 12 heures, 44 minutes et 2,9 secondes.
Le même phénomène touche les relations entre notre satellite et un point fixé sur Terre, par exemple le point vernal. Tandis que la planète tourne autour du Soleil et, chemin faisant, change sans cesse de position par rapport à lui, elle modifie en même temps sa position par rapport aux autres étoiles. Lorsque la Lune termine alors un de ses voyages autour de la Terre et retrouve la même position par rapport aux astres qu'à la fin de sa révolution sidérale précédente, son orientation face à sa planète a légèrement évolué : la route qu’elle doit parcourir entre deux positions identiques par rapport au point vernal, la révolution tropique, est de 6,8 secondes plus courte qu’une révolution sidérale ; elle compte donc 27 jours, 7 heures, 43 minutes et 4,7 secondes au total.
Mais les différentes périodes de révolution ne sont pas les seules expressions de la perturbation de l’orbite lunaire. Un autre bouleversement est dû à la rotation terrestre. Sous l’influence de l’effet de marée, celle-ci ralentit au fil du temps, ce qui a pour conséquence que la marche lunaire semble s’accélérer. Suite à ce changement de vitesses relatives, notre satellite s’éloigne doucement de sa planète, d’à peu près deux mètres par siècle.
Selon Kepler, une orbite elliptique garde toujours une même forme bien définissable. Dans le cas de la Lune, par contre, l’ellipse est constamment modifiée. Les clefs de ce phénomène nous sont livrées par la loi de la gravitation universelle formulée par Isaac Newton. Selon lui, la force de marée qu’exerce un corps sur l’autre dépend d’un côté des masses des objets en question, de la distance entre eux de l’autre. Or, la Lune n’est seulement livrée à la force d’attraction de la Terre, mais aussi à celle du Soleil. Tant qu’elle se tient relativement loin de notre astre du jour, la force de marée terrestre, bien que la masse solaire vaut 32.270 fois celle de la planète, exerce une influence assez importante sur le satellite. Mais à mesure qu’il s’approche de l’étoile, la masse du Soleil se fait de plus en plus sentir, et la Lune se dégage un peu de l’empire terrestre. Ainsi, l’influence du Soleil est plus forte à la nouvelle Lune, où le satellite se tient entre Terre et étoile, qu’à la pleine Lune, phase pendant laquelle il se “cache” derrière la planète. Or, chaque fois que la Lune change de régime, son orbite se modifie, prenant un aspect plus ou moins rond ou ovale. De cette manière, l’excentricité de l’ellipse peut varier entre 0,0432 - ce qui la rapproche du cercle dont l’excentricité est 0 - et 0,0666. L’espace de temps qui s’écoule entre deux valeurs identiques est de 412 jours. L’excentricité la plus élevée, c’est-à-dire l’ellipse la plus aplatie - est atteinte lorsque la Lune arrive à l’apogée et, en même temps, le grand axe de l’orbite pointe vers le Soleil. - Pour que l’apogée retrouve une position antérieure par rapport aux astres, il faut d’ailleurs attendre 8 ans et 310 jours. - Ce changement de forme perturbe la Lune au point que le phénomène de l’évection est engendré : le satellite freine ou accélère son allure de 2 heures et 20 minutes au cours de 31,81 jours de voyage. Plus il est proche de la Terre, plus vite il court. Tycho Brahe, le grand observateur du 16ème siècle, a découvert une singularité semblable, également due à l’influence des deux forces de marée contradictoires, la variation : il s’est aperçu qu’entre la nouvelle et la pleine Lune, le satellite se meut plus ou moins lentement, jusqu’à arriver à une différence de 72 minutes.