La Terre et son satellite

La Terre

notre planète est surnommée planète bleue car elle est majoritairement composée d'eau

La Terre est la troisième planète du Système solaire. Elle effectue le tour du Soleil en 365 jours. Il s'agit à ce jour de la seule planète sur laquelle la vie est possible. Son atmosphère se compose à 75% d'azote pour 21 % d'oxygène. Elle possède un champ magnétique initié par les courants électriques de son noyau en acier. Elle possède un satellite, la Lune qui influe sur ses marées.

La Lune

Avec un rayon de 1 737 kilomètres, la Lune est le seul satellite naturel de la Terre. Depuis notre point de vue, il s'agit du deuxième point le plus brillant après le Soleil. Elle effectue le tour de la Terre en 29 jours. Selon qu'elle soit à son apogée ou à son périgée, elle se trouve respectivement à 406 700 km de la Terre ou 356 400 kilomètres de la Terre. Les programmes Apollo ont permis à l'Homme de fouler le sol lunaire et d'en ramener des échantillons grâce auxquels nous avons aujourd'hui toutes ces informations sur la Lune. La Lune ne possède aucun atmosphère et son sol n'est constitué que de cratères et de poussières.

Les satellites naturels

A l'exception de Mercure et de Vénus, les planètes principales du système solaire possèdent un ou plusieurs satellites. Au total, on en connaît aujourd'hui soixante et un. Vingt-sept ont été découverts grâce aux photographies prises par des sondes spatiales. Les satellites peuvent être classés en trois familles selon leur taille. Les plus grands sont la Lune, les quatre principaux satellites de Jupiter (Io, Europe, Ganymède et Callisto) le plus gros satellite de Saturne (Titan) et le principal satellite de Neptune (Triton). Ils ont plus de 3 000 km de diamètre. Certains, comme la Lune et Callisto, sont formés de roches, les autres d'un mélange de glaces et de roches. Les satellites de taille moyenne ont entre 200 et 1 600 km environ de diamètre. On les trouve autour de Saturne, Uranus, Neptune et Pluton. La plupart sont formés d'un mélange de glaces et de roches. Enfin, les minisatellites, de forme irrégulière et de moins de 200 km de large (quelques kilomètres seulement pour les plus petits) constituent la troisième famille. Les deux plus connus sont les satellites de Mars, Pholas et Deimos.

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Les éclipses lunaires : un phénomène naturel intéressant

A quoi ressemble une éclipse de lune ?
Selon le type d'éclipse lunaire, la lune peut être totalement occultée ou juste partiellement

On appelle éclipse lunaire, ou encore éclipse de Lune, tout éclipse qui se produit à chaque fois que la Lune se situe dans l'ombre de la Terre. Ainsi, si on se positionne du point de vue lunaire, l'éclipse lunaire correspond à l'occultation du Soleil par la Terre. Un éclipse lunaire ne peut se produire que lorsque la Lune est éclairée et que le Soleil, la Terre et la Lune sont alignées ou le sont presque. Il peut être également intéressant d'ajouter que la position relative de la Lune par rapport à ses nœuds orbitaux influent sur le type et la taille d'éclipse de Lune.

Contrairement à une éclipse solaire, l'éclipse lunaire est généralement visible de n'importe où sur la Terre dans son côté nuit. Chaque année se produit alors une ou deux éclipses lunaires, ainsi, en connaissant la date et l'heure d'une précédente éclipse, il est possible de prévoir les éclipses futures grâce à certains cycles comme le cycle de Saros. En astronomie, un saros correspond à une période de 223 mois synodiques ou lunaisons, donc environ 18 ans, qui est généralement utilisé afin de prédire les éclipses de Soleil ou encore les éclipses de Lune. En effet, un saros après une éclipse, on retrouve de façon approximative la Lune, le Soleil et la Terre dans une configuration relative presque identique, une éclipse alors très similaire a lieu.

L'éclipse lunaire est un phénomène périodique

DateTypeVisibilité
10 Janvier 2020éclipse pénombraleEurope, Afrique, Asie, Australie
5 Juin 2020éclipse pénombraleEurope, Afrique, Asie, Australie
5 Juillet 2020éclipse pénombraleAmériques, Europe, Afrique
30 Novembre 2020éclipse pénombraleAsie, Australie, Amériques, Pacifique

Aspect de l'éclipse lunaire

Contrairement à une éclipse solaire, il est important de noter que les éclipses de Lune peuvent être observées à l’œil nu sans danger. Lorsqu'une éclipse totale de la Lune se produit, les rayons lumineux qui passent dans l'atmosphère terrestre sont déviés par un phénomène qui s'appelle la réfraction atmosphérique et éclairent alors la Lune. Ainsi, c'est ce flux lumineux qui est au plus proche de la Lune qui va donner une coloration rousse, proche de celle du ciel lors du crépuscule, au satellite naturel de la Terre tandis que les autres régions de la Lunes ne seront que très peu colorées, voire juste habillées d'une teinte grise. Les conditions météorologiques atmosphériques influent cependant énormément sur l'aspect, les couleurs mais aussi l'intensité de l'éclairement de la Lune faisant que les différentes éclipses de Lune ne se ressemblent presque jamais.

Observer la lune : attention aux phénomènes naturels

Comment observer la lune ?
La visualisation des astres mais aussi simplement l'observation d'un couché de Soleil peuvent être impacté par des phénomènes naturels.

La réfraction atmosphérique correspond à un phénomène optique consistant en une trajectoire non rectiligne de la lumière lorsque celle-ci traverse l'atmosphère. Cela est principalement dû à une variation de la densité de l'air avec l'altitude.

L’atmosphère correspond à la couche de gaz qui entoure la Terre. Cette dernière joue un rôle de protection en nous protégeant de ce qui se trouve au-delà, dans l’espace, comme les rayons du soleil ou les corps étrangers. L’air que contient l’atmosphère est constitué à 78 % de diazote, de 21 % de dioxygène et le dernier pourcent représente une multitude d’autres gaz tels que le méthane, l’ozone, le dioxyde de carbone, l’argon, néon, krypton, xénon, etc.

Ainsi, pour tous les objets dits immergés dans l'atmosphère, le phénomène se renomme réfraction terrestre. Ce sont d'ailleurs ces réfractions terrestres qui conduisent aux mirages mais aussi aux effets de miroitement et d'ondulation en ce qui concerne les objets lointains. De ce fait, en astronomie d'observation, la réfraction atmosphérique peut provoquer des erreurs en ce qui concerne l'évaluation de la position angulaire réelle de l'astre qui est observé. En effet, cet astre sera observé plus haut dans le ciel qu'il ne l'est dans sa position réelle.

C'est pour cela qu'il est nécessaire, voire obligatoire, d'observer une correction de hauteur, également appelé de réfraction atmosphérique. Cependant, il faut savoir que ce phénomène ne se contente pas d'affecter les rayons lumineux mais, de façon plus générale, il impacte toutes les ondes électromagnétiques. De fait de sa relation avec la longueur d'onde, on appelle cela le phénomène de dispersion, la lumière bleue sera plus fortement affectée par le phénomène que le serait la lumière rouge. C'est donc pour cela que, à cause de leur spectre, certain objets astronomiques peuvent voir les images en haute résolution s'étaler. Notons que la lumière verte peut, en partie, être interprété par la réfraction atmosphérique mais aussi par la dispersion. Un autre phénomène bien connu, l'observation du Soleil sous forme oblongue -donc légèrement aplati- lorsqu'il est à l'horizon, est un autre phénomène provoqué par la réfraction atmosphérique.

Ce phénomène est d'ailleurs également observable pour la Lune. Notons cependant que la réfraction atmosphérique est beaucoup plus importante pour tout objet proche de l'horizon par rapport aux objets qui seront plus près du zénith. C'est pour cela que les astronomes, dans le but de limiter les effets de la réfraction atmosphérique, préfèrent l'observations des objets lorsqu'ils se situent à leur point culminant de leur trajectoire dans le ciel. Mais c'est également pour cela que les marins, afin de se guider, ne visent pas les étoiles proches de l'horizon mais plutôt celles qui se trouvent au moins à 20° au-dessus de cet horizon.

Malgré tout, s'il n'est pas possible d'éviter les observations proches de l'horizon, il est tout à fait possible, sur certains instruments d'optique, de compenser les décalages observés à cause de la réfraction atmosphérique mais également ceux à cause de la dispersion. Il faut tout de même savoir que la réfraction atmosphérique dépend également de la pression atmosphérique et également de la température.

C'est pour cela que les instruments permettant de corriger les effets précédemment cités causés par la réfraction atmosphérique et la dispersion se doivent d'être technologiquement complexe. De ce fait, leur coût élevé minimise leur expansion. Le problème est encore plus ancré dans le cas où la réfraction atmosphérique est non-homogène, principalement à cause de la présence de turbulences dans l'air. Ce sont ces mêmes turbulences qui provoquent d'ailleurs le phénomène de scintillation des étoiles. De nombreuses formules existent dans le but de calculer la réfraction pour une hauteur définie. Voici l'une des formules proposées avec :

  • R la réfraction ;
  • Et h la hauteur vraie en degrés de l'astre considéré.

    \[R = \frac { 1,02 } { \tan \left( h + \frac { 10,3 } { h + 5,11 } \right) } \]

Notons que cette formule suppose que l'observation est effectuée au niveau de la mer, à une pression atmosphérique de 1010 millibars, et pour une température de 10 °C. Nous avons vu précédemment que les mirages et donc la réfraction atmosphérique étaient dû à la déviation des rayons lumineux par des couches d'air de température différentes. En effet, au sein de ces couches, l'indice de réfraction de l'air n'est pas constante puisque celui-ci peut évoluer en fonction de la température, de la pression atmosphérique mais aussi en fonction de l'humidité et de la composition de l'air.

De ce fait, les couches d'air froid sont plus denses que les couches d'air chaud et leur indice de réfraction est donc plus élevé puisque celui-ci évolue de façon proportionnelle à la pression mais de façon inversement proportionnelle à la température. La superposition de couches d'air de plus en plus chaudes ou, au contraire, de plus en plus froides, va provoquer la création d'un gradient de température mais aussi de pression et par conséquence d'indice de réfraction pour l'air.

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Rappel : La loi de Descartes

Définition : La réfraction de la lumière correspond au changement de direction du rayon lumineux lorsque celui-ci traverse une surface séparant deux milieux d'indices de réfraction différents.

En effet, la loi de Snell-Descartes de la réfraction exprime le changement de direction d'un faisceau lumineux lors de la traversée d'une paroi qui sépare deux milieux différents. Il faut d'abord savoir que chaque milieu est caractérisé par sa capacité à « ralentir » la lumière. On modélise cette caractéristique par son indice de réfraction n qui s'exprime sous la forme :

    \[ n = \frac { c } { v } \]

v est la vitesse de la lumière dans ce milieu et c est la vitesse de la lumière dans le vide (souvent arrondie à 3.108 m.s-1 Il est important de savoir que :

  • Le rayon lumineux est dit incident avant d'avoir rencontré la surface réfractante (appelée dioptre), il est dit réfracté après avoir rencontré cette dernière.
  • Le point de rencontre du rayon incident et du dioptre est appelé point d'incidence.
  • Le plan contenant le rayon incident et la normale au dioptre, au point d'incidence est dit plan d'incidence.
  • L'angle orienté i1 pris entre la normale au point d'incidence et le rayon incident est dit angle d'incidence.
  • L'angle orienté i2 pris entre la normale au point d'incidence et le rayon réfracté est dit angle de réfraction.
  • Les angles i1 et i2 sont positifs s’ils sont orientés dans le sens trigonométrique (sens inverse des aiguilles d'une montre), négatifs sinon.

On prend n1 l'indice de réfraction du milieu dans lequel se propage le rayon incident et n2 celui du milieu dans lequel se propage le rayon réfracté. Pour pouvoir énoncer la loi de la réfraction, il faut que le rayon réfracté, le rayon incident et la normale (au dioptre) soient dans un même plan qui est appelé le plan d'incidence et que le rayon incident et le rayon réfracté soient situés de part et d'autre de la normale. Lorsque n> n2 (et respectivement n< n2) le rayon réfracté (et respectivement : incident) se rapproche plus rapidement du dioptre que le rayon incident (ou réfracté). Cependant, il existe un cas particulier où le rayon réfracté (ou incident) se retrouve mathématiquement sur le dioptre (sa limite) : il y a alors réflexion totale.

Observer la lune : l'histoire d'un instrument

Peut-on voir les cratères de la lune ?
Aujourd'hui, tout le monde peut observer le ciel grâce à un télescope.

Ce qu'il faut savoir sur la lunette de Galilée

Comme peut indiquer le nom de cet instrument, les lunettes de Galilée correspondent à deux lunettes astronomiques qui ont été conçues par Galilée. Ces deux lunettes étant destinées à l'observation du ciel et des astres. Il n'existe que deux originaux qui sont actuellement conservés au Musée de Galilée à Florence. On les nommera plus tard téléscope suite à la proposition du prince Federico Cesi, aussi connu comme étant le fondateur de l'Académie des Lyncéens. Il a décidé de ce nom en combinant le préfixe tele, signifiant loin, et le verbe skopeo, signifiant voir, en grec ancien. Ainsi, les lunettes de Galilée correspondent à des télescopes qui réfracteurs. Notons qu'en Français, le nom télescope est réservé aux télescopes réflecteurs. En plus de ces lunettes, Galilée permettra également la conception de différents accessoire pour l'utilisation du télescope comme un micromètre permettant de mesurer la distance entre Jupiter et ses satellites, ou encore un hélioscope qui, quant à lui, permet d'observer les tâches solaires sans endommager les yeux de l'observateur.

Estimation de la taille des trous lunaires

Matériel nécessaire

  • Une photo de la lune de préférence avec une phase de 0,50 (7ème ou 21ème jour)
  • Un logiciel type Paint qui donne les coordonnées des pixels d'une photo.
  • Pouvoir ouvrir la feuille de tableur fournie sur cette page.

Le processus de mesure

La mesure repose sur une règle de 3 (proportionnalité).

  • Localiser les pôles de la lune (Ils sont notés par un point rouge sur la photo ci-jointe)
  • Entrer les coordonnées des pôles de la lune (sur la photo) dans la feuille de calcul
    • Le tableur calcule automatiquement la distance entre les pôles en pixels équivalents.
    • Le tableur calcule automatiquement la distance en km que représente 1 pixel sur le sol de la lunaire.
  • Choisir le cratère ou la mer à mesurer.
  • Tracer le plus long segment possible à l'intérieur du cratère (le grand axe de symétrie du ovale) en zoomant légèrement pour gagner en précision.

  • Entrer les coordonnées des extrémités du segment (voir exemple ci-dessus) en zoomant pour être plus précis.
    • Le tableur calcule le diamètre du cratère en pixels équivalents puis en déduit le diamètre sur le sol lunaire.
  • L'incertitude relative est calculée en supposant une erreur maximum de 3 pixels sur le cratère et en négligeant l'incertitude liée au paramétrage des pôles

Remarque :

Si vous voulez appliquer cette technique sur d'autres photos trouvées sur internet, je vous conseille de prendre des images où la lune fait un demi-cercle plutôt qu'un croissant. En effet, cette technique implique de pouvoir situer les pôles de la lune, ce qui mathématiquement devrait toujours correspondre aux pointes du croissant, mais qui techniquement n'y correspond pas à cause de l'inclinaison des rayons du soleil, de la nature des capteurs numériques et des traitements informatiques. Il faut faire attention aussi au demi-cercle rogné par un mauvais traitement informatique. Quand on a bien trouvé les pôles, les tangentes au cercle au niveau de chaque pôle sont parallèles entre elles.

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Joy

Freelancer et étudiante en Sciences de la Vie et de la Terre, je suis un peu une grande sœur qui épaule et aide les autres pour observer et comprendre le monde qui nous entoure et ses curieux secrets !