Rotation de la Terre

À la suite d'une citation de Théophraste par Cicéron[4] - liv. II,_39,_123_5-0">[5], la première énonciation du rotation diurne de la Terre autour de son axe est attribuée au pythagoricien Hicétas[6].

L'hypothèse la plus souvent admise par les cosmologistes et planétologues est que les systèmes stellaires, constitués d'une étoile (ou d'un groupe de plusieurs étoiles) autour de laquelle gravitent des planètes, se sont formés par condensation et accrétion d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Les modèles de systèmes stellaires commencent donc par la formation, lors d'un effondrement, d'une étoile centrale - voire de deux ou plus -, puis par l'accrétion en planètes des gaz et poussières du disque circumstellaire résiduel.

Du fait du principe de la conservation du moment cinétique, celui du nuage primordial s'est réparti entre le mouvement de rotation du Soleil sur lui-même, les mouvements de révolution des planètes autour du Soleil et les mouvements de rotation des planètes sur elles-mêmes (auxquels il faut adjoindre les mouvements de révolution et de rotation de tous les petits corps : planétésimaux et satellites des planètes).

Lors de l'accrétion du nuage primordial, les frottements entre particules se sont transformés en chaleur. Celle-ci a élevé la température du Soleil suffisamment pour démarrer la réaction nucléaire qui l'alimente et pour donner à la Terre sa température interne (laquelle est également alimentée par des désintégrations nucléaires).

Le mouvement de la Terre se décompose en deux parties : sa rotation autour de son centre de masse et le mouvement de ce dernier. Chacune de ces deux parties peut à son tour se décomposer en plusieurs composantes de propriétés différentes. Ainsi le mouvement de rotation de la Terre comprend-il la rotation autour de son axe instantané de rotation et le mouvement de cet axe, qu'on repère soit dans l'espace, soit par rapport à la croûte terrestre (cf. infra, Mouvement du pôle). De même, le mouvement de son centre de masse est la résultante du mouvement autour du Soleil et du mouvement du Soleil dans la Galaxie (cf. la GALAXIE).

Composantes du mouvement de rotation

Le mouvement de rotation de la Terre considérée comme un solide indéformable est la superposition de trois mouvements : la rotation propre R (en vert), la précession P (en bleu) et la nutation N (en rouge).

La rotation de la Terre est un mouvement complexe résultant de la superposition de trois mouvements :

• La rotation propre est la rotation de la Terre autour de son axe ;
• l'axe de rotation de la Terre est l'objet d'une rotation dans un référentiel galiléen : cet axe demeure incliné d'un angle constant par rapport à l'écliptique mais décrit un cône d'axe perpendiculaire à l'écliptique. Ce mouvement de l'axe de la Terre est appelé précession des équinoxes ;
• le mouvement de rotation de l'axe de la terre est lui-même affecté d’oscillations périodiques appelées nutation.

Une image du mouvement de rotation complexe de la Terre est donnée par une toupie lorsque celle-ci ralentit du fait des frottements : l'axe de la toupie commence à tourner et cette rotation est elle-même affectée d'oscillations.

La longueur du jour dépend du référentiel utilisé pour le mesurer :

• le jour solaire est la durée comprise entre deux passages du Soleil au méridien d'un lieu. Elle varie légèrement au cours de l'année. Le jour solaire moyen est fixé par convention à 86 400 s TAI[13], c'est-à-dire 24 h, à plus ou moins 5 ms près.

Le service international de la rotation terrestre et des systèmes de référence[14] détermine quotidiennement l'écart du jour solaire avec le jour atomique. Cet écart présente une variation saisonnière de l'ordre de la milliseconde à laquelle se superposent des oscillations à plus long terme entre 10 et 70 ans, atteignant 5 ms et difficilement prévisibles.

Selon la théorie commune, ces oscillations sont provoquées par le couplage entre le noyau fluide et le manteau. Sur des échelles de temps plus grandes, le ralentissement de la rotation terrestre est prédominant et entraîne une augmentation de la longueur du jour de deux à quatre millisecondes sur deux siècles[15] - [16].

La longueur du jour est mesurée par la technique GPS et les tirs lasers sur satellites artificiels avec une précision de l'ordre de 20 Âµs. On peut ainsi calculer l'écart de la longueur du jour par rapport au jour atomique[17].

• le jour stellaire est la durée entre deux passages consécutifs des étoiles au méridien d’un lieu, correction faite de leur mouvement propre. La longueur du jour stellaire est fixée à 86 164,098 903 691 s soit 23 h 56 min 4,1 s. La différence avec le jour solaire résulte du déplacement quotidien de la Terre sur son orbite autour du Soleil.

• le jour sidéral est la durée entre deux passages au méridien d'un lieu du point vernal. Le jour sidéral est très voisin du jour stellaire ; la différence, très faible à l'échelle du jour, est due à la précession des équinoxes, c'est-à-dire à la rotation de l'axe de la Terre sur la sphère des fixes.

La période annuelle de rotation de la Terre dépend du repère utilisé[18] :

• dans un repère galiléen, lié à la sphère des fixes, la Terre tourne sur elle-même en un peu moins de 86 164,1 s, soit 23 h 56 min 4,1 s. Elle revient à la même position sur son orbite en 365,256 3 j, soit 365 j 6 h 9 min 4 s. C'est l'année sidérale.

• si l'on mesure la rotation par rapport au point vernal, elle tourne en 365,242 2 j soit 365 j 5 h 48 min 45 s. C'est l'année tropique, un peu plus courte que l'année sidérale du fait de la rotation de l'axe de la Terre.

• si on considère le point de l'orbite de la Terre le plus près du Soleil (le périhélie de l'orbite terrestre, actuellement le 3 janvier), puisque l'orbite de la Terre est une ellipse, la Terre met 365,259 6 j, soit 365 j 6 h 13 min 53 s pour y revenir. On appelle cette durée l'année anomalistique. Cette durée est différente de l'année sidérale parce que l'ellipse de l'orbite terrestre pivote lentement dans un repère galiléen.

• enfin, si l'on se repère par rapport au nÅ“ud de l'orbite lunaire, l'année dure 365,593 0 j soit 365 j 14 h 13 min 53 s. C'est l'année draconitique.

L'impact géant il y 4,4 milliards d'années serait responsable de l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre et d'une accélération de la rotation de la Terre (à l'époque, il semble qu'un jour durait dix heures).

Si l'orbite de la Terre avait été la même qu'actuellement, une année devait durer 880 jours[19].

La rotation synchrone de la Lune est due aux forces de marée exercées par la Terre, dont les frottements provoquèrent le ralentissement de la rotation lunaire jusqu'à la synchronisation de la rotation et de la révolution de la Lune autour de la Terre. Elle nous présente ainsi maintenant toujours la même face visible (d'où la face cachée).

Réciproquement les forces de marée entre la Terre et la Lune ralentissent aussi la rotation de la Terre sur elle-même, si bien que lorsque l'on compte le nombre des anneaux de croissance quotidiens visibles dans les anneaux de croissance annuels de coraux fossiles du Dévonien (il y a 380 Ma) on relève qu'à cette époque, l'année comportait 400 jours[20] mais qu'une journée ne durait que 22 heures.

Ce ralentissement ajoutant une heure par rotation quotidienne tous les 200 millions d'années (soit deux millions de siècles) environ est de quelques millisecondes par siècle.

Lorsque deux corps gravitent l'un autour de l'autre, la force de gravitation tend à synchroniser la rotation des deux corps avec leur révolution de telle façon qu'à terme, les deux corps apparaissent fixes dans le ciel vus l'un de l'autre. L'effet dépend du rapport des masses et de l'éloignement des deux corps. Or la Terre est un satellite du Soleil et possède la Lune comme satellite. Sa rotation est donc influencée par ces deux astres.

Le rapport de masses et de distances le plus important est celui de la Terre sur la Lune : la rotation de la Lune sur elle-même est synchronisée avec sa révolution autour de la Terre et elle lui présente toujours la même face.

En tant que membre du couple Terre-Lune, la Terre va tourner sur elle-même de plus en plus lentement pour atteindre ultimement la synchronisation avec le mois lunaire qui, lui, augmente aussi lentement du fait que la Lune s’éloigne de la Terre. La vitesse angulaire de rotation de la Terre étant plus grande que celle de la Lune sur son orbite, elle tend à ralentir et la durée du jour s’allonge inéluctablement. Du fait du principe de conservation du moment cinétique, le moment cinétique de rotation de la Terre ainsi perdu est exactement gagné par la Lune dans sa translation orbitale, ce qui se traduit par l'éloignement de celle-ci de la Terre. Lâ€?a href="%C3%89nergie_cin%C3%A9tique.html" title="Énergie cinétique">énergie cinétique de rotation perdue par la Terre est transformée en chaleur du fait de la friction des marées. La Lune perd aussi lentement de son énergie cinétique, E_c, (une grandeur toujours positive), car sa vitesse orbitale ralentit plus elle s’éloigne (elle décélère sur son orbite qui s’allonge) ; mais, comme pour tout satellite, son énergie potentielle E_p et son énergie orbitale totale E sont négatives (E = E_p + E_c = -E_c = (¹/₂)E_p, du fait du théorème du Viriel : E_p = - 2 E_c). Ainsi E devient moins négative et donc augmente. Actuellement, la perte totale d’énergie « mécanique » du système Terre-Lune est de l’ordre de -3.2 TW, soit -3.321 TW perdus par la Terre qui ralentit et +0,121 TW gagnés par la Lune qui s’éloigne.

L'effet de la Lune sur la Terre est presque un demi-million de fois plus élevé que celui du Soleil. La Terre présentera toujours la même face à la Lune bien avant qu'elle ne présente la même face au Soleil. Les calculs suggèrent qu'il faudra plusieurs milliards d'années pour que le jour terrestre et le mois lunaire soient de 47 de nos jours et encore plus pour qu'il y ait synchronisation des trois astres, soit plus que la durée de vie estimée du système solaire[21]. Le système Pluton-Charon a déjà atteint cet état avec une rotation synchrone de 6 jours 9 heures et 17 minutes.