Astronomie

Comment le plan de l'orbite terrestre (écliptique) varie-t-il dans le temps ?

Comment le plan de l'orbite terrestre (écliptique) varie-t-il dans le temps ?

Le plan orbital de la Terre change-t-il avec le temps par rapport aux étoiles lointaines ? Le Soleil suit-il le même chemin à travers le zodiaque (en ignorant les mouvements propres des étoiles zodiacales) ?


La position de l'écliptique change, en raison de la perturbation d'autres planètes, mais seulement très lentement.

Le plan invariant est le plan du moment cinétique de tout le système solaire. Celui-ci est dominé par le moment orbital des planètes, en particulier Jupiter, et comme les autres étoiles sont beaucoup trop éloignées pour perturber le système solaire, il est invariant par rapport aux étoiles lointaines.

L'écliptique varie. Il diminue actuellement d'environ 1,4 degré tous les 10 000 ans, comme l'indique ce graphique (de Wikipedia). Cette variation est un centième de la variation de l'axe de rotation de la Terre.


Inertie centrée sur la terre

inertie centrée sur la terre (ICE) les cadres de coordonnées ont leur origine au centre de masse de la Terre et sont fixes par rapport aux étoiles. [1] "I" dans "ECI" signifie inertiel (c'est-à-dire "pas d'accélération"), contrairement aux cadres "Earth-centered - Earth-fixed" (ECEF), qui tournent par rapport aux étoiles (et restent ensuite fixes par rapport à la surface de la Terre dans sa rotation).

Pour les objets dans l'espace, les équations du mouvement qui décrivent le mouvement orbital sont plus simples dans un référentiel non tournant tel que l'ECI. Le cadre ECI est également utile pour spécifier la direction vers les objets célestes :

Pour représenter les positions et les vitesses des objets terrestres, il est pratique d'utiliser les coordonnées ECEF ou la latitude, la longitude et l'altitude.

  • ECI : étoiles fixes inertielles, non accélérées, utiles pour décrire le mouvement des corps célestes et des engins spatiaux.
  • ECEF : étoiles non inertielles, accélérées et rotatives, utiles pour décrire le mouvement des objets à la surface de la Terre.

La mesure dans laquelle un cadre ECI est réellement inertiel est limitée par la non-uniformité du champ gravitationnel environnant. Par exemple, l'influence gravitationnelle de la Lune sur un satellite en orbite terrestre élevée est significativement différente de son influence sur Terre, de sorte que les observateurs dans un cadre ECI devraient tenir compte de cette différence d'accélération dans leurs lois de mouvement. Plus l'objet observé est proche de l'origine ECI, moins l'effet de la disparité gravitationnelle est important. [2]


Contenu

Le tableau suivant répertorie les systèmes de coordonnées communs utilisés par la communauté astronomique. Le plan fondamental divise la sphère céleste en deux hémisphères égaux et définit la ligne de base pour les coordonnées latitudinales, similaire à l'équateur dans le système de coordonnées géographiques. Les pôles sont situés à ±90° du plan fondamental. La direction principale est le point de départ des coordonnées longitudinales. L'origine est le point de distance zéro, le "centre de la sphère céleste", bien que la définition de la sphère céleste soit ambiguë quant à la définition de son point central.

Système de coordonnées [2] Point central
(origine)
Plan fondamental
(0° de latitude)
Pôles Coordonnées Sens primaire
(0° de longitude)
Latitude Longitude
Horizontal (également appelé alt -az ou el -az) Observateur Horizon Zénith, nadir Altitude ( une ) ou élévation Azimut ( UNE ) Point nord ou sud de l'horizon
Équatorial Centre de la Terre (géocentrique) ou Soleil (héliocentrique) Équateur céleste Pôles célestes Déclinaison ( δ ) Ascension droite ( α )
ou angle horaire ( h )
Equinoxe de mars
Écliptique Écliptique Pôles écliptiques Latitude écliptique ( β ) Longitude écliptique ( λ )
Galactique Centre du Soleil Avion galactique Pôles galactiques Latitude galactique ( b ) Longitude galactique ( je ) Centre Galactique
Supergalactique Avion supergalactique Pôles supergalactiques Latitude supergalactique ( SGB ) Longitude supergalactique ( SGL ) Intersection du plan supergalactique et du plan galactique

Système horizontal Modifier

le horizontal, ou système d'altitude-azimut, est basé sur la position de l'observateur sur Terre, qui tourne autour de son propre axe une fois par jour sidéral (23 heures, 56 minutes et 4,091 secondes) par rapport au fond de l'étoile. Le positionnement d'un objet céleste par le système horizontal varie avec le temps, mais c'est un système de coordonnées utile pour localiser et suivre des objets pour les observateurs sur Terre. Il est basé sur la position des étoiles par rapport à l'horizon idéal d'un observateur.

Système équatorial Modifier

le équatorial système de coordonnées est centré au centre de la Terre, mais fixe par rapport aux pôles célestes et à l'équinoxe de mars. Les coordonnées sont basées sur l'emplacement des étoiles par rapport à l'équateur terrestre s'il était projeté à une distance infinie. L'équateur décrit le ciel vu du système solaire, et les cartes d'étoiles modernes utilisent presque exclusivement des coordonnées équatoriales.

le équatorial est le système de coordonnées normal pour la plupart des astronomes professionnels et de nombreux astronomes amateurs ayant une monture équatoriale qui suit le mouvement du ciel pendant la nuit. Les objets célestes sont trouvés en ajustant les échelles du télescope ou d'un autre instrument afin qu'elles correspondent aux coordonnées équatoriales de l'objet sélectionné à observer.

Les choix populaires de pôle et d'équateur sont les anciens systèmes B1950 et les systèmes modernes J2000, mais un pôle et un équateur "de date" peuvent également être utilisés, c'est-à-dire appropriés à la date considérée, comme lorsqu'une mesure de la position d'une planète ou un vaisseau spatial est fabriqué. Il existe également des subdivisions en coordonnées « moyenne de la date », qui font la moyenne ou ignorent la nutation, et « vraie de la date », qui inclut la nutation.

Système écliptique Modifier

Le plan fondamental est le plan de l'orbite terrestre, appelé plan de l'écliptique. Il existe deux variantes principales du système de coordonnées écliptiques : les coordonnées écliptiques géocentriques centrées sur la Terre et les coordonnées écliptiques héliocentriques centrées sur le centre de masse du système solaire.

Le système écliptique géocentrique était le principal système de coordonnées de l'astronomie ancienne et est toujours utile pour calculer les mouvements apparents du Soleil, de la Lune et des planètes. [3]

Le système écliptique héliocentrique décrit le mouvement orbital des planètes autour du Soleil et se concentre sur le barycentre du Système solaire (c'est-à-dire très proche du centre du Soleil). Le système est principalement utilisé pour calculer les positions des planètes et d'autres corps du système solaire, ainsi que pour définir leurs éléments orbitaux.

Système galactique Modifier

Le système de coordonnées galactiques utilise le plan approximatif de notre galaxie comme plan fondamental. Le système solaire est toujours le centre du système de coordonnées et le point zéro est défini comme la direction vers le centre galactique. La latitude galactique ressemble à l'altitude au-dessus du plan galactique et la longitude galactique détermine la direction par rapport au centre de la galaxie.

Système supergalactique Modifier

Le système de coordonnées supergalactiques correspond à un plan fondamental qui contient un nombre supérieur à la moyenne de galaxies locales dans le ciel vu de la Terre.

Les conversions entre les divers systèmes de coordonnées sont données. [4] Voir les notes avant d'utiliser ces équations.

Notation Modifier

  • Coordonnées horizontales
    • A , azimut
    • h , altitude
    • , ascension droite
    • , déclinaison
    • , angle horaire
    • , longitude écliptique
    • , latitude écliptique
    • l , longitude galactique
    • b , latitude galactique
    • λo , la longitude de l'observateur
    • φo , latitude de l'observateur
    • ε , obliquité de l'écliptique (environ 23,4°)
    • θL , heure sidérale locale
    • θg , temps sidéral de Greenwich

    Angle horaire ↔ ascension droite Modifier

    Équatoriale ↔ écliptique Modifier

    Les équations classiques, dérivées de la trigonométrie sphérique, pour la coordonnée longitudinale sont présentées à droite d'une parenthèse en divisant simplement la première équation par la seconde donne l'équation tangente commode vue sur la gauche. [5] L'équivalent de la matrice de rotation est donné sous chaque cas. [6] Cette division est ambiguë car tan a une période de 180° ( ) alors que cos et sin ont des périodes de 360° (2 ).

    Équatorial ↔ horizontal Modifier

    Notez que l'azimut ( A ) est mesuré à partir du point sud, devenant positif vers l'ouest. [7] La ​​distance zénithale, la distance angulaire le long du grand cercle du zénith à un objet céleste, est simplement l'angle complémentaire de l'altitude : 90° − une . [8]

    En résolvant le bronzage (UNE) équation pour UNE , afin d'éviter l'ambiguïté de l'arctangente, l'utilisation de l'arctangente à deux arguments, notée arctan(X,oui) , est recommandé. L'arctangente à deux arguments calcule l'arctangente de oui / X , et représente le quadrant dans lequel il est calculé. Ainsi, conformément à la convention d'azimut mesuré depuis le sud et d'ouverture positive vers l'ouest,

    Si la formule ci-dessus produit une valeur négative pour UNE , il peut être rendu positif en ajoutant simplement 360°.

    Encore une fois, en résolvant le bronzage (h) équation pour h , l'utilisation de l'arctangente à deux arguments qui représente le quadrant est recommandée. Ainsi, encore une fois conforme à la convention d'azimut mesuré depuis le sud et d'ouverture positive vers l'ouest,

    Équatorial ↔ galactique Modifier

    Ces équations [14] servent à convertir les coordonnées équatoriales en coordonnées galactiques.

    Si les coordonnées équatoriales se rapportent à un autre équinoxe, elles doivent être précédées de leur place à J2000.0 avant d'appliquer ces formules.


    Comment le plan de l'orbite terrestre (écliptique) varie-t-il dans le temps ? - Astronomie

    J'ai lu dans un article en ligne que dans environ 12 000 ans, en raison de la précession, l'hiver se produira dans l'hémisphère nord en juin, juillet et août. Est-ce vrai? Quelle est la relation entre les saisons et l'écliptique ?

    Pour répondre à votre question, vous devez d'abord comprendre la relation entre l'écliptique et les saisons. L'écliptique est le plan dans lequel la Terre tourne autour du Soleil. En raison de l'inclinaison de l'axe de la Terre, l'écliptique est inclinée de 23,5 degrés par rapport au plan équatorial. Ainsi, à un certain moment de l'année, le Soleil est directement au-dessus de 23,5 degrés de latitude nord, et 6 mois plus tard, il est directement au-dessus de 23,5 degrés de latitude sud. Ces deux points correspondent respectivement aux solstices d'été et d'hiver dans l'hémisphère Nord.

    En raison de la précession, l'inclinaison axiale de la Terre change lentement au fil du temps. Au fil du temps, les emplacements sur l'orbite de la Terre où se produisent les équinoxes et les solstices changeront. Ainsi, l'emplacement du solstice d'été actuel deviendra l'emplacement du solstice d'hiver dans 13 000 ans. Cependant, les mois d'une année civile grégorienne sont définis par des saisons et donc l'hiver dans l'hémisphère nord sera jamais se produire au cours du mois de juin. À tout moment à l'avenir, l'hémisphère nord connaîtra l'été en juin et l'hiver en décembre, mais en raison de la précession, les mois correspondront à différentes positions de l'orbite de la Terre autour du Soleil.

    Cette page a été mise à jour pour la dernière fois le 28 janvier 2019.

    A propos de l'auteur

    Jagadheep D. Pandian

    Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été boursier postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


    P 2 = un 3

    Je fais rarement des maths ici, mais celui-ci est sûrement assez simple même pour moi ! le période orbitale (p) d'une planète est le temps qu'il faut pour faire une révolution complète autour du soleil. Notez que c'est une mesure de temps, pas de distance. le demi-grand axe d'une ellipse est la moitié de sa le plus long diamètre. Dans le cas particulier d'un cercle, ce serait le rayon. Cette loi nous permet, apparemment, de déterminer la distance des planètes au soleil, bien qu'elle semble enchevêtrer le temps et l'espace. Généralement, ces distances sont données en termes relatifs. avec la distance de la Terre au soleil étant donné la valeur 1 UA (unité astronomique). Selon ce calcul, la planète la plus éloignée, Neptune, a une valeur de 30,06 UA, environ, selon un site fournissant de telles données. De même, nous comptons la période orbitale en années terrestres. La période orbitale de Neptune est de 164,79 ans. Donc, pour Neptune, 164,79² = 30,0611³. Essayez-le sur une calculatrice et vous constaterez que cela ne fonctionne pas tout à fait, mais cela peut être dû à l'excentricité des orbites, dans le temps et dans l'espace. D'autres sites ont des chiffres différents. L'équation de Kepler semble capturer le motif plutôt que le détail précis. Il est probable que la publication de tables logarithmiques entre le calcul de Kepler des deux premières lois et de la troisième était vitale.

    Bien sûr, je ne suis pas un expert de tout cela, allez sur des sites plus réputés pour une histoire plus complète, bien que vous trouviez probablement ce que j'ai trouvé une bonne quantité de confusion intéressante.

    Je finirai avec l'écliptique. L'orbite de la Terre dessine un plan elliptique, que nous appelons l'écliptique. Là encore, l'écliptique est également décrite comme le mouvement apparent du soleil dans le ciel par rapport aux étoiles fixes - à ne pas confondre avec le mouvement quotidien apparent causé par la rotation de la Terre. En fait, Wikipédia décrit l'écliptique comme « le plan moyen dans le ciel que le soleil suit au cours d'une année », et Wikipédia a toujours bien plus raison que moi sur ces questions, mais c'est déroutant. L'avion peut être visualisé comme s'étendant dans l'espace, bien au-delà de l'orbite réelle autour du soleil et délimité dans une sphère céleste, avec un "équateur céleste" sur le même plan que l'équateur terrestre, marquant également une section circulaire de la sphère à 23,4° de l'écliptique. L'axe céleste nord-sud, une extension de l'axe de la Terre à la sphère céleste, est à nouveau à un angle de 23,4°, en moyenne, par rapport à l'axe de l'écliptique nord-sud, qui est perpendiculaire au plan de l'écliptique.

    Il y a plus, mais je vais m'arrêter là. Le plan de l'écliptique pour la Terre est une moyenne, car il y a toujours des perturbations. Les autres planètes ne suivent pas précisément cette écliptique, mais elles ne sont pas trop éloignées, probablement en raison de l'uniformisation des forces lors de la création du système solaire.


    Comment le plan de l'orbite terrestre (écliptique) varie-t-il dans le temps ? - Astronomie

    J'ai lu dans un article en ligne que dans environ 12 000 ans, en raison de la précession, l'hiver se produira dans l'hémisphère nord en juin, juillet et août. Est-ce vrai? Quelle est la relation entre les saisons et l'écliptique ?

    Pour répondre à votre question, vous devez d'abord comprendre la relation entre l'écliptique et les saisons. L'écliptique est le plan dans lequel la Terre tourne autour du Soleil. En raison de l'inclinaison de l'axe de la Terre, l'écliptique est inclinée de 23,5 degrés par rapport au plan équatorial. Ainsi, à un certain moment de l'année, le Soleil est directement au-dessus de 23,5 degrés de latitude nord, et 6 mois plus tard, il est directement au-dessus de 23,5 degrés de latitude sud. Ces deux points correspondent respectivement aux solstices d'été et d'hiver dans l'hémisphère Nord.

    En raison de la précession, l'inclinaison axiale de la Terre change lentement au fil du temps. Au fil du temps, les emplacements sur l'orbite de la Terre où se produisent les équinoxes et les solstices changeront. Ainsi, l'emplacement du solstice d'été actuel deviendra l'emplacement du solstice d'hiver dans 13 000 ans. Cependant, les mois d'une année civile grégorienne sont définis par des saisons et donc l'hiver dans l'hémisphère nord sera jamais se produire au cours du mois de juin. À tout moment à l'avenir, l'hémisphère nord connaîtra l'été en juin et l'hiver en décembre, mais en raison de la précession, les mois correspondront à différentes positions de l'orbite de la Terre autour du Soleil.

    Cette page a été mise à jour pour la dernière fois le 28 janvier 2019.

    A propos de l'auteur

    Jagadheep D. Pandian

    Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été boursier postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


    Radio Astronomie, Planétaire

    IV.F Uranus

    Uranus est unique parmi les planètes en ce que son axe de rotation est incliné près du plan de l'écliptique. Le pôle nord d'Uranus est incliné à ∼98° par rapport au plan de l'écliptique (8° au sud du plan), et les saisons sur Uranus durent en moyenne 21 années terrestres. L'effet de cette géométrie sur la circulation à grande échelle de l'atmosphère d'uranium n'est pas entièrement compris, mais on s'attend à ce qu'il soit significatif.

    Comme dans le cas de Jupiter et de Saturne, les températures de brillance du disque d'Uranus dépassent de manière significative la température d'équilibre attendue. Les températures observées sont supérieures à 100 K à des longueurs d'onde supérieures à quelques millimètres et plus loin, alors que la température effective prévue n'est que d'environ 55 K. L'émission radio d'Uranus est non polarisée dans les incertitudes de mesure de quelques pour cent. Les observations interférométriques d'Uranus montrent que l'émission est confinée à l'angle solide du disque visible, fournissant la preuve que l'émission en excès provient de l'atmosphère et non d'une émission synchrotron. On pense que l'émission d'Uranus est thermique, provenant de l'atmosphère de la planète.

    Les émissions radio d'Uranus proviennent de profondeurs suffisantes pour que l'absorption induite par collision par l'hydrogène soit une source importante d'opacité aux longueurs d'onde millimétriques. L'ammoniac est gravement appauvri dans l'atmosphère d'Uranus, au moins à des niveaux de pression inférieurs à 25 bars. Étant donné que, sur la base des théories de la formation des planètes, l'azote doit être présent dans au moins des proportions solaires, on pense que le gaz ammoniac est abondant à des niveaux plus profonds, mais réagit avec H2S pour former un nuage de NH4SH. Si effectivement ce processus explique l'épuisement observé en NH3, le sulfure d'hydrogène devrait être enrichi dans l'atmosphère d'Uranus&# x27 d'environ un ordre de grandeur par rapport au S solaire. Une telle abondance de H2S lui-même contribuera à l'opacité radio dans l'atmosphère d'Uranus et aidera réellement à réconcilier les spectres observés avec les modèles.

    Un autre aspect intéressant de l'émission radio d'Uranus est que son intensité totale varie lentement dans le temps. À l'aide d'observations interférométriques (VLA), il est bien établi que le pôle Uranus est plus chaud que son équateur. Cela entraînera certainement des variations de temps pendant l'orbite d'Uranus autour du Soleil. On ne sait pas, cependant, si cela explique en effet entièrement la variabilité temporelle observée.

    Le vaisseau spatial Voyager a détecté une grande variété d'émissions radio d'Uranus lors de sa rencontre en janvier 1986. La plupart des émissions étaient polarisées et probablement dues à une émission maser-cyclotron. Les émissions varient en fréquence d'environ 20 kHz à 800 kHz, bien en deçà de la plage de fréquences observable depuis la Terre. Les émissions suggèrent une magnétosphère riche en phénomènes magnétohydrodynamiques.


    L'inclinaison orbitale de la Lune ?

    Je sais que l'inclinaison orbitale de la Lune est à environ 5* de l'orbite terrestre du Soleil (l'écliptique), ce qui fait des éclipses une fois tous les six mois environ.

    Ma question est la suivante. J'ai inclus un diagramme avec la Terre marqué de l'équateur et de l'écliptique. L'orbite de la Lune (d'une manière générale) ressemble-t-elle davantage à « l'orbite A » ou davantage à « l'orbite B », ou à autre chose, par rapport à l'écliptique et à l'équateur ?

    Vignettes attachées

    #2 rutherfordt

    Je dirais que c'est à la fois comme "A" et "B". Il alterne entre le nord de l'écliptique et le sud de l'écliptique toutes les deux semaines.

    Le plan de l'orbite de la lune précesse lentement autour de la terre, de sorte que les emplacements exacts (et les heures) où elle est au nord de l'écliptique et quand elle est au sud de l'écliptique varient.

    #3 cpsTN

    #4 Poisson

    L'inclinaison orbitale de la Lune est d'environ 5 degrés par rapport au plan écliptique, et non au plan équatorial de la Terre. C'est pourquoi il peut apparaître à tant d'altitudes apparentes depuis la Terre.

    À titre d'exemple, considérons la pleine lune la plus proche du solstice d'hiver vue depuis l'hémisphère nord. À ce stade, le Soleil est le plus bas dans le ciel, près du tropique du Capricorne (environ 23,5 degrés S). Une pleine lune doit être à l'opposé du Soleil - ou presque du moins. Étant donné que le plan orbital de la Lune est proche du plan de l'écliptique, ce qui suit se produit pour un observateur à 45,0 degrés de latitude :

    -->Le Soleil sera à (90 degrés - latitude + déclinaison) ou (90,0 - 45,0 - 23,5) ou 21,5 degrés d'altitude

    -->La Lune sera à (90,0 - 45,0 + 23,5) ou 68,5 degrés d'altitude.

    C'est pourquoi la pleine lune la plus proche du solstice d'hiver est la plus haute du ciel pour l'année. Un argument similaire peut être avancé pour les autres phases des trimestres et le solstice d'été et les équinoxes.

    Réponse longue mais voilà !

    #5 cpsTN

    # 6 Michael A. Earl

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    Je me demandais simplement dans quelle orientation la Lune tournait autour de la Terre par rapport à l'équateur.

    L'équateur de la Terre est incliné d'environ 23,4 degrés par rapport au plan de l'écliptique.

    En ce qui concerne le plan équatorial de la Terre, l'orbite de la Lune peut être inclinée de 17,9 à 28,9 degrés par rapport au plan équatorial de la Terre en fonction de l'orientation de l'orbite de la Lune à un moment précis. Puisque l'orbite de la Lune précession, son inclinaison de l'orbite par rapport à l'équateur peut changer régulièrement en fonction de la période de précession.

    #7 Tony Flandre

    Non seulement le plan de l'orbite de la Lune progresse, mais il le fait extrêmement rapidement, faisant un cycle complet tous les 18,6 ans. C'est plus de 1 400 fois plus rapide que la précession de l'équateur (le plan de rotation de la Terre).

    La différence est due au fait que la Terre est presque parfaitement sphérique, avec juste un petit renflement à l'équateur, alors que l'orbite de la Lune est essentiellement plate. Ainsi, le Soleil exerce beaucoup plus de couple sur l'orbite de la Lune. De plus, l'orbite de la Lune est 50 fois plus grande que l'équateur terrestre, ce qui donne un bras de levier beaucoup plus grand.

    Pour le moment, la ligne de nœuds, où l'orbite de la Lune coupe l'écliptique, pointe vers les Gémeaux et le Capricorne, c'est pourquoi les éclipses se produiront en février et juillet, lorsque le Soleil se trouve dans ces constellations. Et la Lune est la plus au nord de l'écliptique lorsqu'elle est en Taureau, comme vous pouvez le voir par la série en cours d'occultations de Pleaides. Les Pléiades se trouvent à 4 degrés au nord de l'écliptique, elles ne peuvent donc être occultées que lorsque le point le plus au nord de la Lune est proche de là.

    #8 Tony Flandre

    Je sais que l'inclinaison orbitale de la Lune est à environ 5* de l'orbite terrestre du Soleil (l'écliptique), ce qui fait des éclipses une fois tous les six mois environ.

    Ma question est la suivante. J'ai inclus un diagramme avec la Terre marqué de l'équateur et de l'écliptique. L'orbite de la Lune (d'une manière générale) ressemble-t-elle davantage à « l'orbite A » ou davantage à « l'orbite B », ou à autre chose, par rapport à l'écliptique et à l'équateur ?

    Comme expliqué dans mon article précédent, la Lune est actuellement la plus au nord de l'écliptique lorsqu'elle est en Taureau. C'est aussi à peu près là où l'écliptique est le plus au nord de l'équateur. Ainsi, cette année, l'orbite de la Lune est plus fortement inclinée vers l'équateur que ne l'est l'écliptique. C'est l'orbite A.

    Mais dans neuf ans, la Lune sera la plus au nord de l'écliptique autour de Scorpius, où l'écliptique est bien au sud de l'équateur. Ainsi, à ce moment-là, l'orbite de la Lune sera moins fortement inclinée vers l'équateur que ne l'est l'écliptique. En d'autres termes, l'orbite B.

    N'oubliez pas que la Terre tourne furieusement à l'intérieur de votre diagramme. Il n'est donc pas significatif de parler d'événements célestes se produisant en un point donné de la Terre. Une heure plus tard, un point différent de la Terre se trouvera sous le même endroit de la sphère céleste.

    #9 cpsTN

    D'ACCORD. Je comprends la précession de la Terre, où sur des milliers d'années, l'angle de l'équateur par rapport au Soleil change à mesure que le "sommet" tourne.

    Alors, la précession orbitale de la Lune ressemble-t-elle à un anneau encerclant la Terre où les points haut et bas de l'anneau (l'orbite de la Lune) tournent autour de la Terre ? Cela expliquerait les hauts et les bas extrêmes de l'orbite de la Lune en décembre et juin, respectivement, alors que le cycle de 18,6 ans atteint ces points.

    C'est la seule façon dont je peux prévoir que la précession pourrait fonctionner ET ressembler à la fois à "l'orbite A" et à "l'orbite B" de mon diagramme.

    MERCI d'avoir pris le temps de poster deux fois sans aucune contribution de ma part dans l'intervalle.

    #10 Tony Flandre

    Alors, la précession orbitale de la Lune ressemble-t-elle à un anneau encerclant la Terre où les points haut et bas de l'anneau (l'orbite de la Lune) tournent autour de la Terre ? Cela expliquerait les hauts et les bas extrêmes de l'orbite de la Lune en décembre et juin.

    #11 cpsTN

    essayer d'exprimer la géométrie 3-D avec des mots est difficile[/quote]

    C'est correct. La meilleure façon de l'imaginer est de dire que c'est comme si quelqu'un faisait du cerceau lentement, le cerceau s'affaissant près de ses genoux. Je pense que l'orbite de la Lune tournerait autour de la Terre (précession) de cette manière, sauf que le point de rotation serait plus vers le centre du "cerceau, pas à une extrémité".


    Cette super lune a une torsion - attendez-vous à des inondations, mais un cycle lunaire masque les effets de l'élévation du niveau de la mer

    Ce graphique simplifié illustre comment le cycle nodal lunaire supprime et renforce les effets de l'élévation du niveau de la mer à Miami. Le modèle de base suppose une augmentation linéaire constante du niveau de la mer, il ne capture donc pas l'accélération attendue de l'élévation du niveau de la mer. Crédit : Brian McNoldy, CC BY-ND

    Une "super pleine lune" arrive le 27 avril 2021, et les villes côtières comme Miami savent que cela signifie une chose : un risque accru d'inondations par les marées.

    Les marées exceptionnellement hautes sont courantes lorsque la lune est la plus proche de la Terre, appelée périgée, et lorsqu'elle est pleine ou nouvelle. Dans le cas de ce que l'on appelle officieusement une super pleine lune, elle est à la fois pleine et au périgée.

    Mais quelque chose d'autre se passe avec la façon dont la lune orbite autour de la Terre dont les gens devraient être conscients. C'est ce qu'on appelle le cycle nodal lunaire, et il cache actuellement un risque imminent qui ne peut être ignoré.

    À l'heure actuelle, nous sommes dans la phase d'un cycle lunaire de 18,6 ans qui diminue l'influence de la lune sur les océans. Le résultat peut donner l'impression que le risque d'inondation côtière s'est stabilisé, ce qui peut rendre l'élévation du niveau de la mer moins évidente.

    Mais les communautés ne devraient pas devenir complaisantes. Le niveau mondial de la mer continue d'augmenter avec le réchauffement de la planète, et ce cycle de 18,6 ans jouera bientôt contre nous.

    Je suis un scientifique de l'atmosphère à la Rosenstiel School of Marine and Atmospheric Science de l'Université de Miami, qui surveille de près l'élévation du niveau de la mer à Miami. Voici ce que vous devez savoir.

    Ce que la lune a à voir avec les inondations côtières

    L'attraction gravitationnelle de la Lune est la principale raison pour laquelle nous avons des marées sur Terre. Plus précisément, la rotation de la Terre sous la lune une fois par jour et la rotation de la lune autour de la Terre une fois par mois sont les principales raisons pour lesquelles l'océan bouge constamment.

    Les nœuds lunaires sont les points où la trajectoire de la lune croise l'écliptique, le plan de l'orbite terrestre représenté par la vue du soleil depuis la Terre sur une période d'un an. Crédit : Wikimédia

    En termes simples, l'attraction gravitationnelle de la lune crée un renflement dans l'eau de l'océan qui lui est la plus proche. Il y a un renflement similaire de l'autre côté de la planète en raison de l'inertie de l'eau. Au fur et à mesure que la Terre tourne à travers ces renflements, des marées hautes apparaissent dans chaque zone côtière toutes les 12 heures et 25 minutes. Certaines marées sont plus hautes que d'autres, selon la géographie.

    Le soleil joue aussi un rôle : la rotation de la Terre, ainsi que son orbite elliptique autour du soleil, génère des marées qui varient tout au long de la journée et de l'année. Mais cet impact est inférieur à la moitié de ce que la lune contribue.

    Comment fonctionnent les marées ! La Terre tourne simplement au gré des marées : en 24 h 50, il y a 2 marées hautes et 2 marées basses, avec les 50 min supplémentaires dues à la Lune en orbite un peu chaque jour de la Terre. Le Soleil produit également des marées mais à 46% de la force des marées lunaires : pendant la Pleine/Nouvelle Lune, ils unissent leurs forces—pic.twitter.com/an01vfKtLi

    – Dr James O'Donoghue (@physicsJ) 16 mai 2020

    Ce bras de fer gravitationnel sur notre eau a été découvert il y a près de 450 ans, bien qu'il se produise depuis près de quatre milliards d'années. En bref, la lune a un contrôle très fort sur la façon dont nous ressentons le niveau de la mer. Il n'affecte pas l'élévation du niveau de la mer, mais il peut le cacher ou l'exagérer.

    Alors, qu'est-ce que le cycle nodal lunaire ?

    Pour commencer, nous devons penser aux orbites.

    La Terre orbite autour du soleil dans un certain plan, c'est ce qu'on appelle le plan de l'écliptique. Imaginons que l'avion soit de niveau pour plus de simplicité. Imaginez maintenant la lune en orbite autour de la Terre. Cette orbite se trouve également sur un plan, mais elle est légèrement inclinée, d'environ 5 degrés par rapport au plan de l'écliptique.

    Cela signifie que le plan orbital de la lune coupe le plan orbital de la Terre en deux points, appelés nœuds.

    Plans écliptique et équatorial de la Terre. Crédit : NASA

    Le plan orbital de la Lune précesse, ou vacille, à un maximum et un minimum de +/- 5 degrés sur une période d'environ 18,6 ans. Ce cycle naturel d'orbites s'appelle le cycle nodal lunaire. Lorsque le plan lunaire est plus étroitement aligné avec le plan de l'équateur terrestre, les marées sur Terre sont exagérées. Inversement, lorsque le plan lunaire s'éloigne du plan équatorial, les marées sur Terre sont relativement atténuées.

    Le cycle nodal lunaire a été officiellement documenté pour la première fois en 1728, mais il est connu des observateurs astronomiques avertis depuis des milliers d'années.

    Quel effet cela a-t-il sur le niveau de la mer ?

    L'effet du cycle nodal est progressif - ce n'est pas quelque chose que les gens remarqueraient à moins qu'ils ne prêtent une attention ridiculement étroite au mouvement précis de la lune et des marées pendant des décennies.

    Mais lorsqu'il s'agit de prévoir les marées, des dizaines de facteurs astronomiques sont pris en compte, y compris le cycle nodal lunaire.

    Cela vaut la peine d'être conscient de cette influence, et même d'en profiter. Pendant la phase descendante la plus rapide du cycle nodal lunaire - comme nous sommes en ce moment - nous avons un peu de répit dans le taux observé d'élévation du niveau de la mer, toutes choses étant égales par ailleurs.

    Ce sont les années pour mettre en œuvre des plans d'infrastructure pour protéger les zones côtières contre l'élévation du niveau de la mer.

    Une fois que nous atteignons le bas du cycle vers 2025 et commençons la phase ascendante, le cycle nodal lunaire commence à contribuer de plus en plus au taux perçu d'élévation du niveau de la mer. Au cours de ces années, le taux d'élévation du niveau de la mer est effectivement doublé dans des endroits comme Miami. L'impact varie d'un endroit à l'autre puisque le taux d'élévation du niveau de la mer et les détails de la contribution du cycle nodal lunaire varient.

    Une autre "super pleine lune" arrivera le 26 mai, donc comme celle d'avril, c'est une pleine lune périgée. Même avec le cycle nodal lunaire dans sa phase actuelle, des villes comme Miami devraient s'attendre à des inondations côtières.

    Cet article est republié à partir de The Conversation sous une licence Creative Commons. Lire l'article original.


    Différences avec l'ancien zodiaque

    Dans les calendriers astrologiques, on dit que le Soleil traverse les douze signes du zodiaque à des dates qui sont environ un mois plus tôt que celles indiquées ci-dessus. Ces dates sont celles habituellement utilisées pour déterminer les signes astrologiques.

    Il y a environ 2000 ans, ces dates correspondaient à la position réelle du Soleil un jour donné, mais au fil des siècles, elles sont devenues obsolètes, pour deux raisons.

    Premièrement, les définitions des limites des constellations ont changé. De nos jours, les astronomes utilisent des définitions standardisées des constellations, qui ont été approuvées par l'Union astronomique internationale en 1922. Non seulement les tailles et les formes des constellations ont changé au cours des siècles, mais beaucoup ont également été divisées en morceaux plus petits. De nos jours, la trajectoire du Soleil passe par une treizième constellation supplémentaire &ndash Ophiuchus, le porte-serpent &ndash en plus des douze constellations traditionnelles du zodiaque.

    Plus important encore, un effet appelé précession des équinoxes signifie que l'axe de rotation de la Terre change lentement au fil du temps. Bien que le pôle nord pointe actuellement vers l'étoile polaire, Polaris, à l'époque romaine, il était plus proche de l'étoile Kochab, et dans 12 000 ans, il sera proche de l'étoile Vega.

    La trajectoire du Soleil à travers les constellations est invariante sur des millions d'années, mais à mesure que le pôle nord se déplace, les positions des solstices et des équinoxes le long de la ligne du zodiaque se déplacent également.

    Ainsi, bien que le Soleil traverse les mêmes constellations aujourd'hui qu'il y a des milliers d'années, les jours de l'année (qui sont liés aux saisons de la Terre) lorsqu'il traverse chaque constellation ont changé.


    Voir la vidéo: Kuun rata maan ympäri (Juillet 2021).