Lune (suite)

En moyenne, la Lune parcourt dans le Ciel 13° 10′ 35″ en 24 heures ; mais cette quantité varie avec la distance. Sa vitesse de translation par rapport à la Terre est très voisine de 1 km/s ; elle reste donc faible devant celle de la Terre sur son orbite, de sorte que les évolutions décrites par la Lune autour de cette orbite où la Terre l’entraîne avec elle sont peu marquées ; en fait, la trajectoire propre de la Lune autour du Soleil tourne constamment sa concavité vers lui, et son mouvement n’est pas réellement bouclé comme on le dessine souvent.

La périodicité qui apparaît de façon évidente est celle des phases, ou lunaison ; or, celles-ci repassent par les mêmes aspects quand le Soleil et la Lune se retrouvent dans la même position relative pour la Terre. La lunaison est donc exactement ce que l’on appelle la période synodique de la Lune, et elle excède d’environ deux jours la durée de la révolution sidérale ; en effet, au cours de celle-ci, le Soleil décrit autour de la Terre, dans le même sens que la Lune, près de 30° que cette dernière doit rattraper pour revenir à la même phase, ce qui lui prend deux jours. La valeur exacte de la lunaison moyenne est de 29 j 12 h 44 mn ; mais, pour de nombreuses raisons, les lunaisons successives ont des valeurs légèrement différentes. L’une de ces causes est le mouvement du périgée dans le plan de l’orbite, qui en fait le tour en 8 ans et 310 jours. Cela conduit à définir une autre durée de révolution, celle qui correspond au retour de la Lune à son périgée mobile ; comme elle régit aussi le retour à une valeur quelconque de l’anomalie vraie (le périgée étant le zéro de cet angle), on la désigne sous le nom de révolution anomalistique, qui, en moyenne, vaut 27 j 13 h 19 mn. Une quatrième période s’introduit enfin si l’on considère le retour de la Lune sur l’écliptique, c’est-à-dire en l’un des nœuds de l’orbite ; comme on les désignait autrefois sous les noms de tête et de queue du Dragon, cette révolution est dite draconitique. Elle diffère encore des précédentes parce que la ligne des nœuds tourne lentement dans l’écliptique, dans le sens rétrograde, à raison d’un tour en 18,6 années ; de ce fait, la période draconitique est de 27 j 5 h 6 mn. Elle joue un rôle déterminant dans le mécanisme des éclipses, celles-ci ne pouvant se produire que lorsque la Lune est près de l’un de ses nœuds, où elle coupe la trajectoire du Soleil. Une même suite d’éclipsés doit donc contenir un nombre entier de périodes draconitiques en même temps que de lunaisons. Le cycle est celui bien connu du Saros, de 18 ans et 11 jours, qui contient exactement 223 lunaisons et 242 périodes draconitiques ; comme il représente aussi 239 périodes anomalistiques, les distances lunaires prennent des valeurs très semblables dans la suite des éclipses du cycle, ce qui assure la même suite dans les types d’éclipsés (totale ou annulaire) en liaison avec cette distance.

Les éléments de l’orbite de la Lune autour de la Terre sont variables. En particulier, l’excentricité et l’inclinaison varient périodiquement, la première entre 0,045 et 0,065 avec les retours du Soleil dans la direction du grand axe en 206 jours, la seconde entre 5° 00′ et 5° 18′ avec son mouvement en 173 jours par rapport à la ligne des nœuds. Dans le mouvement de la Lune elle-même, on observe un grand nombre de perturbations dues aux influences du Soleil et des configurations variables du système des trois corps. Plusieurs de ces perturbations sont de découverte très ancienne, notamment l’évection, dont l’effet dépasse le degré et qui était connue de Ptolémée, la variation et l’équation annuelle, qui ont été mises en évidence par Tycho Brahe*. La théorie de la Lune la plus récente est celle de Brown, qui a étudié près de 1 500 inégalités ; dans le calcul des Tables des positions lunaires, on en fait intervenir environ 500. En raison de la relative proximité de la Lune, il faut, pour obtenir les positions apparentes pour un observateur donné, dites « topocentriques », apporter aux positions géocentriques tirées du calcul la correction de parallaxe qui représente le décalage apparent dû au fait que l’observateur ne se trouve pas au centre de la Terre. Cette correction varie naturellement avec le temps quand la Lune parcourt le Ciel entre son lever et son coucher puisqu’il y a en réalité déplacement de l’observateur lui-même, emporté par la rotation terrestre. Le maximum de cette parallaxe n’est autre que l’angle sous lequel on voit le rayon terrestre depuis la Lune, c’est-à-dire la parallaxe horizontale de cette dernière, parallaxe qui varie entre 52′ et 62′ selon sa distance.

On obtient les positions de la Lune par des observations classiques, un peu différentes en raison de ses dimensions apparentes de celles qui servent à situer les étoiles ou les planètes. Mais il existe dans son cas une technique qui donne une position de son centre et qui consiste à déterminer l’instant des occultations d’étoiles sur la Lune. Quand celle-ci passe devant une étoile, la disparition ou la réapparition de l’astre au bord lunaire est un phénomène instantané grâce à l’absence de toute atmosphère lunaire, dont on a d’ailleurs là une vérification. La Lune parcourt à peu près 1″ en 2 s de temps, de sorte qu’en notant l’instant de l’immersion à quelques dixièmes de seconde près on obtient une condition fort précise pour le centre. Il est malheureusement difficile d’en espérer autant aux émersions, du fait que l’observateur n’en est pas averti et qu’un effet de surprise est inévitable. On dispose cependant de méthodes précises, l’une faisant appel à la cellule photoélectrique, qui peut enregistrer le phénomène sur les étoiles les plus brillantes, l’autre par double image, dans laquelle on observe, avant l’immersion ou après l’émersion, une suite de fausses occultations dont on déduit la vraie. Un obstacle sérieux à ce type d’observations, quelle que soit la technique, est le profil irrégulier du bord lunaire dont on a dressé, dans le but de les exploiter, des cartes détaillées, et cela dans toutes les conditions de présentation du globe. On a aussi proposé des méthodes photographiques où l’on enregistre l’image de la Lune, très atténuée au moyen de filtres ou de tout autre artifice, sur le fond des étoiles. On n’évite pas ainsi la difficulté de situer le centre du disque à partir du profil, mais le principe est le même : il s’agit de prendre pour référence le fond des étoiles qui, par le nombre et la précision des positions, est la meilleure. La recherche de la précision ultime dans les positions lunaires se justifie, notamment, parce qu’elles sont l’un des moyens de suivre les irrégularités de la rotation terrestre.