Orbite de la Terre

L'orbite de la Terre est la course de notre planète autour du Soleil. Ce mouvement périodique décrit une ellipse presque circulaire dont la période de révolution correspond à une année sidérale, soit un peu plus de . Conjuguée avec l'inclinaison de l'axe de rotation terrestre, l'orbite de la Terre entraîne le cycle annuel des saisons.

Le mouvement de la Terre autour du Soleil s'effectue à une vitesse orbitale d'environ , lui faisant parcourir chaque année environ un milliard de kilomètres. Du point de vue du pôle Nord de la Terre, celle-ci parcourt son orbite dans le sens antihoraire. Par conséquent, en raison de la rotation de la Terre, la direction apparente de ce mouvement pour un observateur terrestre dépend de l'heure de la journée à laquelle est faite l'observation et correspond, par exemple, à celle de l'ouest à midi.

L'orbite de la Terre se situe dans la zone habitable circumstellaire du Système solaire, qui permet notamment la présence d'eau sous forme liquide à sa surface. Cependant, la variation périodique, sur des milliers d'années, de certains paramètres de l'orbite et de l'axe de rotation terrestres entraîne des périodes de glaciations plus ou moins étendues sur la planète.

Décrite précisément à partir du , l'orbite de la Terre est la source de plusieurs étalons et référentiels, dont la durée de l', la longueur de l'unité astronomique, la valeur du parsec et le plan de l'écliptique.

Historique 

La représentation de la Terre dans l'Univers a fait l'objet de plusieurs modèles au cours de l'histoire. L'idée que la Terre puisse être en mouvement et parcourir une orbite est relativement récente et n'est acceptée que depuis quelques centaines d'années. Elle réfère à l'héliocentrisme, qui place le Soleil au centre et les planètes tournant autour de lui, formant le Système solaire. 

Historiquement, l'héliocentrisme a été précédé par le géocentrisme, qui plaçait la Terre au centre de l'Univers, l'ensemble de la voûte céleste tournant autour. LAlmageste de Ptolémée, publié au , est la référence sur le sujet pendant plus de mille ans. Bien que des idées héliocentriques auraient été exprimées dès l'Antiquité, ce n'est qu'à partir du  qu'elles sont considérées sérieusement, lors de la publication de Des révolutions des sphères célestes (1543) par Nicolas Copernic, qui lance la révolution copernicienne. Freiné par une conception circulaire des orbites, qui n'augmente pas la précision des observations par rapport au modèle géocentrique, ainsi que par les autorités religieuses de l'époque, l'héliocentrisme met encore plus d'une centaine d'années avant de s'imposer en Occident.

Au début du , Johannes Kepler affirme que les orbites des planètes sont des ellipses. L'astronome établit les lois de Kepler, qui permettent de décrire la position des planètes avec une précision beaucoup plus grande que celle donnée par les modèles géocentrique et héliocentrique circulaire. Ces lois seront expliquées plus tard par la loi universelle de la gravitation, exposée par Isaac Newton dans les . Cette dernière consolidera définitivement l'héliocentrisme comme modèle décrivant l'organisation des corps du Système solaire.

Caractéristiques physiques 

La Terre effectue un tour complet tous les  (365 j 6 h 9 min 9 s), ce qui correspond à une année sidérale. La vitesse orbitale de la Terre varie entre  et , sa vitesse moyenne est de  (soit environ ) ce qui est assez rapide pour couvrir le diamètre de la planète () en sept minutes ou parcourir la distance Terre-Lune (~) en un peu moins de quatre heures.

Du point de vue des pôles nord de la Terre et du Soleil, la Terre tourne dans le sens antihoraire sur son orbite et sur son axe, tout comme le Soleil tourne en sens antihoraire sur son axe selon ce point de vue. Ce parcours suit la forme d'une ellipse d'une excentricité d'environ 0,0167. L'orbite de la Terre n'est donc pas un cercle parfait avec pour milieu le Soleil. Le Soleil est plutôt déphasé sur l'un des foyers de l'ellipse. 

Le schéma suivant montre la relation entre la ligne des solstices, la ligne des équinoxes et la ligne des apsides de l'orbite de la Terre. Le périhélie se situe entre le 2 et le , alors que l'aphélie se situe entre le 3 et le . Les solstices se situent entre le 20- et le 21-, alors que les équinoxes se situent entre le 19- et le 22-.

À long terme, les caractéristiques physiques de l'orbite de la Terre ne sont pas stables. Elles sont influencées, notamment, par l'interaction gravitationnelle qu'exercent entre eux les corps célestes. Ainsi, par exemple, .

Caractéristiques futures 
Des mathématiciens et astronomes tels Laplace, Lagrange, Gauss, Poincaré, Kolmogorov, Vladimir Arnold et Jürgen Moser, ont cherché à prouver la stabilité des mouvements planétaires. Cela a conduit à de nombreux développements mathématiques montrant une certaine stabilité des orbites planétaires du Système solaire. Cependant, le problème s'assimile à un problème à N corps, pour lequel il n'existe pas actuellement de solution exacte.

Par contre, une étude de Jacques Laskar publiée en 1989 montre que le Système solaire, et plus particulièrement le Système solaire interne (Mercure, Vénus, Terre et Mars), est chaotique à partir d'une échelle de temps de quelques dizaines de millions d'années, avec une durée de Liapounov évalué à 5 millions d'années.

Notes et références

Médiagraphie 

Reportages de la BBC traduits et diffusés à la télévision de Radio-Canada par l'émission Découverte :

Voir aussi 

 Rotation de la Terre
 Solstice
 Équinoxe
 Paramètres de Milanković
 Orbite
 Astéroïde géocroiseur

Terre
Mécanique céleste