Terre - Définition

Jour de la Terre

Le Jour de la Terre a lieu le 22 avril, depuis 1970. Il marque la création de la mouvance écologiste.

Données physiques et astronomiques

Forme de la Terre

La forme de la Terre est modélisée par un ellipsoïde, légèrement aplati aux pôles, et plus précisément par le géoïde. Le diamètre approximatif de référence est de 12 742 km.

La rotation de la Terre crée un léger bourrelet équatorial, de sorte que le diamètre à l’équateur est 43 km plus long que le diamètre polaire (du pôle Nord au pôle Sud). Les plus grandes dénivellations du sol de la Terre sont l'Everest (8 848 m au-dessus du niveau de la mer) et la fosse des Mariannes (11 500 m sous le niveau de la mer). Par contre, à cause de l’aplatissement, l’objet le plus éloigné du cœur de la Terre est en fait le volcan Chimborazo en Équateur.

Comparaison de quelques caractéristiques physiques des quatre planètes telluriques Planète Rayon équatorial Masse Gravité Inclinaison de l’axe Mercure 2 439,7 km (0,383 Terre) e23/3.3023,302×1023 kg (0,055 Terre) 3,701 m/s² (0,377 g) ~0,01° Vénus 6 051,8 km (0,95 Terre) e24/4.86854,8685×1024 kg (0,815 Terre) 8,87 m/s² (0,904 g) 177,36° Terre 6 378,14 km e24/5.97365,9736×1024 kg 9,780 m/s² (0,99732 g) 23,45° Mars 3 402,45 km (0,533 Terre) e23/6.41856,4185×1023 kg (0,107 Terre) 3,69 m/s² (0,376 g) 25,19°

Photomontage comparatif des tailles des planètes telluriques (de gauche à droite) : Mercure, Vénus, la Terre et Mars.

La conception sphérique de la Terre remonte à l'antiquité grecque, vers le V^e siècle av. J.-C., et plus spécifiquement aux pythagoriciens. On retrouve cette conception chez Parménide, Platon ou Aristote. Elle s'appuie sur le fait que, lors des éclipses de Lune, l'ombre de la Terre est sphérique, et sur le fait que les constellations varient lorsqu'on se déplace du Nord au Sud. Au III^e siècle av. J.-C., Ératosthène donna une estimation du rayon terrestre que nous supposons très proche de la réalité, ainsi que Posidonios, au I^e siècle av. J.-C.. Vers la même époque, Cléomède définit les notions d'équateur, de tropiques, d'arctique et d'antarctique. Reprenant ces notions, le géographe Ptolémée fournit au II^e siècle des informations géographiques qui furent utilisées jusqu'à la Renaissance.

La civilisation arabo-musulmane conserva la connaissance d'une Terre sphérique et au IX^e siècle, le calife Al-Mamun, à Bagdad, fit procéder à une mesure d'une partie d'un méridien, conduisant à une bonne approximation de la circonférence de la Terre. Plus explicite encore est qu'une figure comme Abou Hanîfa, fondateur de l'une des quatre écoles de jurisprudence musulmane, avait foi dans la sphéricité de la Terre. Dans le monde chrétien, cette idée fut parfois remise en cause, par exemple au VI^e siècle par Cosmas Indicopleustès. En effet, les Pères de l'Église ne pouvaient concilier la vision du monde sphérique d'Aristote constitué de deux zones polaires et deux zones tempérées, séparées par une zone torride infranchissable, avec l'universalité du message du Christ, ce message ne pouvant parvenir à d'hypothétiques habitants des antipodes. Jusqu'au XII^e siècle, on s'attacha donc à représenter le monde sous forme symbolique, mais des philosophes ou des religieux tels Isidore de Séville, Bède le Vénérable, Jean Scot Erigène, Gerbert d'Aurillac, Thomas d'Aquin, Albert le Grand ou Roger Bacon avaient très bien intégré la représentation sphérique. Vers 1150, le livre De imagine mundi, dont l'auteur présumé est Honorius d'Autun, décrit l'univers de façon plus mythologique que scientifique, mais dans lequel la Terre est une sphère d'environ 35 000 km de circonférence. Charlemagne est d'ailleurs représenté sur quelques enluminures comme tenant à la main une représentation d'un petit globe terrestre surmonté d'une croix.

Les récits de voyages de missionnaires, de Marco Polo et de l'explorateur Jean de Mandeville (avec son Livre des merveilles du monde) diffusaient dans la société l'image d'une terre sphérique, qui pouvait théoriquement faire l'objet d'une « circumnavigation ». L’Imago mundi du cardinal Pierre d'Ailly retenait cette représentation sphérique. On sait que Christophe Colomb a été influencé par le Livre des merveilles du monde de Mandeville, et qu'il possédait un exemplaire de l’Imago mundi abondamment annoté et commenté par ses soins. En sous-estimant grandement le rayon terrestre et en imaginant un continent asiatique trois fois plus étendu vers l'Est qu'il ne l'est en réalité, Colomb a pu envisager de façon raisonnable la possibilité de rejoindre les Indes par l'Ouest. Une connaissance plus précise des distances aurait découragé toute tentative de traversée de l'Océan avec les moyens de l'époque.

Les voyages des Portugais dès le début du XV^e siècle pour rejoindre les Indes en contournant l'Afrique, la redécouverte des textes grecs à la Renaissance, en particulier la Géographie de Ptolémée, leur diffusion au moyen de l'imprimerie ont également largement contribué à propager les représentations modernes de la Terre, avec le Nord vers le haut des cartes, les méridiens, les parallèles, l'équateur et les deux tropiques. Le plus ancien globe terrestre connu est fabriqué par Martin Behaim vers la fin du XV^e siècle, peu avant que Vasco de Gama, Christophe Colomb ou Magellan entreprennent leurs voyages. On y voit l'Europe, l'Afrique et l'Asie, mais bien entendu, ni les Amériques, ni l'Océanie.

Mercator a, en dessinant ses cartes, mentionné et dessiné un énorme continent austral : Terra incognita australis (terre australe (du sud) inconnue). Cette « terre australe inconnue » a été dessinée au Sud car Mercator pensait, à la suite des Grecs, que sans ce poids la Terre n'était pas équilibrée. Les réflexions et travaux en géographie (relevés cartographiques, projection de Mercator) au XVI^e siècle ont permis de faire évoluer la connaissance de la Terre.

C'est au XVIII^e siècle que l'aplatissement des pôles est reconnu, avec les expéditions menées au Pérou et en Laponie.

Données orbitales

Le demi-grand axe de son orbite définit l'unité astronomique, qui vaut 149 597 870 700 ± 3 m selon la valeur actuellement la plus précise. Son éloignement au Soleil est compris entre 0,9833 et 1,0167 UA.

Jour, saisons et année

La Terre tourne autour d'elle même en un jour sidéral de 23h56', et autour du soleil en une année d'environ 365 jours. Son axe de rotation est incliné par rapport à l'écliptique, ce qui produit l'alternance de quatre saisons sur la surface du globe.

La périodicité des saisons se mesure, elle, au moyen de l'année tropique, légèrement plus courte que l'année sidérale de la valeur annuelle de la précession de l'axe de rotation. La période du passage aux points de l'ellipse de l'orbite comme le périhélie, est l'année anomalistique, légèrement plus longue que l'année sidérale de la valeur annuelle de la récession du périhélie.

Enfin, dans les calculs astronomiques, on utilise l'année julienne valant exactement 365,25 jours.

Accélération de la pesanteur

L'accélération de la pesanteur (ou « champ de pesanteur ») varie légèrement à la surface de la Terre pour trois raisons :

• Elle dépend de l'altitude, l'accélération étant inversement proportionnelle au carré de la distance entre le centre de gravité de la Terre et le point où il est mesuré.
• La Terre n'est pas parfaitement sphérique, mais un peu aplatie aux pôles, la gravitation est plus grande aux pôles, pour la même raison.
• La Terre tourne sur elle-même, ce qui fait qu'un objet à l'équateur est un tout petit peu plus léger (voir Force centrifuge).

D'autres facteurs peuvent influer de façon minime sur le champ de pesanteur local (Voir Gravimétrie) :

• La composition du sous-sol (roches, grottes…)

L'accélération de la pesanteur peut se calculer comme suit :

g=9,780318 [m/s²] × (1 + 5,3024×10^–3 × sin²(L) + 5,9×10^–6 × sin²(2×L) – 3,15×10^–7 × h)

où :

• L=la latitude
• h=l'altitude en mètre.

Au niveau de la mer, h=0 m :

• à l'équateur (L=0°) : g=9,7803 m/s²
• à la latitude (L=45°) : g=9,8063 m/s²
• aux pôles (L=90°) : g=9,8322 m/s²

La force de pesanteur englobe donc à la fois la gravité et la force centrifuge, qui elle provient du mouvement de rotation. Il reste une force provenant de la rotation de la Terre qui ne peut être incluse dans la pesanteur : la force de Coriolis, qui elle dépend de la vitesse de l'objet sur Terre. La pesanteur a été définie pour être indépendante du mouvement de l'objet sur Terre.

Satellites de la Terre

La Lune est un satellite naturel, situé à environ 380 500 km de la Terre. Relativement grand, son diamètre est environ le quart de celui de la Terre. Au sein du système solaire, c'est l'un des plus grands satellites naturels (après Ganymède, Titan, Callisto et Io), le plus grand d'une planète non gazeuse. Elle est relativement proche de la taille de la planète Mercure. Les satellites naturels orbitant autour des autres planètes sont communément appelés « lunes » en référence à la Lune de la Terre.

L'attraction gravitationnelle entre la Terre et la Lune cause les marées sur Terre. Le même effet a lieu sur la Lune, faisant en sorte que sa période de rotation est identique au temps qu'il lui faut pour orbiter autour de la Terre, présentant ainsi toujours la même face vers notre planète. En orbitant autour de la Terre, différentes parties du côté visible de la Lune sont illuminées par le Soleil, causant les phases lunaires.

À cause du couple des marées, la Lune s'éloigne de la Terre à un rythme d'environ 38 mm par an, produisant aussi l'allongement du jour terrestre de 23 microsecondes par an. Sur plusieurs millions d'années, l'effet cumulé de ces petites modifications produit d'importants changements. Durant la période du Dévonien, à approximativement 410 millions d'années d'aujourd'hui, il y avait 400 jours dans une année, chaque jour durant 21,8 heures.

Vue de la Terre, la Lune est assez éloignée pour avoir la même taille apparente que le Soleil. La taille angulaire des deux corps est quasiment égale car même si le diamètre du Soleil est 400 fois plus grand que celui de la Lune, celle-ci est 400 fois plus rapprochée de la Terre que ce dernier. Ceci permet encore tout juste les éclipses totales sur Terre.

La théorie acceptée sur les origines de la Lune est celle d'un impact géant entre un planètoïde de la taille de Mars, appelé Théia, et la Terre nouvellement formée. Cette hypothèse explique en partie le fait que la composition de la Lune ressemble particulièrement à celle de la croûte terrestre.

La Terre a aussi deux satellites co-orbitaux, l'astéroïde (3753) Cruithne et 2002 AA₂₉, ainsi que des quasi-satellites, 2003 YN₁₀₇ (jusqu'en 2006), 2001 GO₂ et (164207) 2004 GU₉.

Position dans l'Univers

On sait aujourd'hui que la Terre tourne sur elle-même et autour du Soleil. Mais cette formulation sous-entend un certain nombre de principes liés au développement de l'astronomie et de la physique, et qui ont mis plusieurs siècles avant de s'affirmer.

La position de la Terre dans l'Univers fut la source de longs débats opposant durant des siècles philosophes, savants et religieux de tous bords. Pendant longtemps, la Terre fut considérée comme au centre de l'Univers, conception défendue par Aristote ou Ptolémée. Cette théorie, le géocentrisme, affirmait que tous les objets célestes, Soleil, Lune, planètes et étoiles, (astres) orbitaient autour de la Terre. L'héliocentrisme présente une Terre en orbite autour du Soleil, avec la Lune, satellite naturel de la Terre. Défendue par Aristarque de Samos, cette théorie fut oubliée jusqu'à ce que Nicolas Copernic la redécouvre et la complète dans son traité publié en 1543 : De revolutionibus orbium coelestium libri VI). Tycho Brahe proposa un système dans lequel le Soleil tournait autour de la Terre, et les autres planètes autour du Soleil. L'idée de Copernic fut soutenue par Johannes Kepler et Galilée. Les ellipses képlériennes y firent beaucoup en permettant des tables d'une précision jamais égalée, et en expliquant les variations de latitude des planètes par rapport au plan de l'écliptique. À la fin du XVIIème, Isaac Newton introduisit sa mécanique qui explique le mouvement de la Terre par les forces s'appliquant sur elle, en se plaçant dans un espace qu'il supposait absolu. On disposait alors d'un système mécanique expliquant les mouvements des planètes, conformes à la théorie héliocentrique.

Dans la modélisation actuelle de la mécanique newtonienne, on ne retient plus l'idée d'espace absolu. La position des objets est définie par rapport à un référentiel, notion déjà présente chez Galilée, Huygens et Newton, et la mécanique newtonienne repose sur l'hypothèse de l'existence d'une classe de référentiels privilégiés, les référentiels galiléens. Dans un référentiel galiléen, les mouvements des planètes s'expliquent par les seules forces de gravitation.

Dans le langage courant, quand rien n'est précisé, on se réfère à un référentiel galiléen. Cela est dû au statut privilégié des référentiels galiléens en mécanique. C'est pour cela que la phrase « la Terre tourne » n'est pas considérée comme imprécise en physique.

Il faut remarquer qu'en vertu du principe de relativité, y compris dans la version de Galilée, les effets induits par le mouvement de la Terre sont extrêmement faibles pour ceux qui s'y trouvent. C'est pour cela que les Anciens avaient pu supposer la Terre immobile.

Plus généralement les astrophysiciens considèrent aujourd'hui que non seulement l'Univers est dépourvu de centre, mais même de tout point privilégié. Cette conjecture est appelée principe de Copernic, puisque le nom de Copernic est associé à la fin de la vision de la Terre comme centre de l'univers.