Astronomie

La Terre ralentit-elle pour rester sur sa trajectoire orbitale ?

La Terre ralentit-elle pour rester sur sa trajectoire orbitale ?

  • Le Soleil perd une partie de sa masse lors des explosions.
  • La force gravitationnelle entre le Soleil et la Terre va changer (probablement diminuer).
  • Si la Terre maintient sa vitesse, elle changera d'orbite.
  • Par conséquent, la Terre va décélérer

Est-ce vrai?


Le soleil perd lentement de la masse, en partie à cause de la conversion de masse en énergie (qui s'échappe alors sous forme de neutrinos et de lumière) et en partie à cause du vent solaire (en particulier lors des éjections de masse coronale). Le vent solaire représente une perte d'environ 1,5 million de tonnes par seconde, la fusion représente 4 millions de tonnes par seconde. Cependant par rapport à la masse du soleil (environ 2 millions de milliards de milliards de tonnes) il est minuscule

La Terre n'est pas sur des voies ferrées, donc au fur et à mesure que le soleil perd de la masse, il changera d'orbite. Chaque année, il s'éloigne d'environ 1,6 cm du soleil et, comme les orbites plus éloignées sont plus lentes, il ralentira également. Après un milliard d'années, la Terre aura ralenti à 99,999 % de sa vitesse actuelle.


Comme la masse du Soleil est réduite et que son attraction gravitationnelle est ainsi réduite, la Terre va lentement spirale du Soleil et oui ralentir (pour préserver le moment angulaire). Mais l'effet est ridiculement petit (faites le calcul vous-même) il ne sera pas mesurable directement.


Comment les éclipses solaires et les marées ont prouvé que la Terre ralentissait

Paul Sutter est astrophysicien à l'Ohio State University et scientifique en chef au centre scientifique COSI. Sutter dirige des visites à thème scientifique à travers le monde sur AstroTouring.com. Sutter a contribué cet article à Expert Voices: Op-Ed & Insights de Space.com.

Dans les années 1690, l'astronome Edmund Halley a eu un problème. Il était de bons amis avec Isaac Newton, et une décennie plus tôt, il avait encouragé Newton à publier son monumental "Principia", qui montrait à quel point la soi-disant "force gravitationnelle" était vraiment universelle.

Le travail de Newton a permis à Halley et à sa compagnie de faire toutes sortes de prédictions célestes à des niveaux de précision ridicules. Cela comprenait la prédiction du moment d'une éclipse solaire totale au-dessus de l'Angleterre en 1715 qui n'était décalée que de 4 minutes. Fantastique! Ainsi, Halley s'est mis au travail en étudiant les archives historiques des éclipses à sa disposition, qui remontaient à des milliers d'années grâce aux astronomes astucieux de la cour des empereurs chinois. [Voici ce que les scientifiques ont appris des éclipses solaires totales]

Et les choses n'allaient pas. Les calculs des éclipses anciennes ont commencé à dériver des archives historiques, et plus Halley remontait dans le temps, plus l'écart s'aggravait. Si l'on en croyait les histoires, les éclipses s'éloignaient progressivement. Pas perceptiblement, mais seulement au cours de milliers d'années.

Ce qui se passait? La rotation de la Terre ralentissait-elle ? La lune s'éloignait-elle ?

Il a fallu les générations futures d'astronomes et de physiciens pour assembler les pièces du puzzle, mais la rotation de la Terre ralentit en effet, et la lune s'éloigne lentement & mdash et ces deux effets sont liés. Le lien, ce sont les marées.

La lune élève les marées aux extrémités opposées de la Terre, mais la Terre tourne, elle porte donc les marées légèrement en avant de la position de la lune sur son orbite. Ainsi, du point de vue de la lune, il y a une masse d'eau supplémentaire devant elle. L'attraction gravitationnelle de cette masse agit comme une laisse, tirant sur la lune et l'envoyant sur une orbite plus élevée. En conséquence de ce coup de pouce, la Terre doit perdre un peu d'énergie et ralentit un tout petit peu.

Nous voyons ce processus se dérouler autour du système solaire, le résultat final est le verrouillage de la marée, le même côté d'un objet faisant toujours face à son compagnon orbital. C'est déjà arrivé à la Lune il y a longtemps, elle fait donc toujours face du même côté vers la planète, et lentement, cela arrivera aussi à la Terre. Pluton et sa plus grande lune Charon sont déjà bloqués par les marées, ainsi que de nombreuses petites lunes des planètes géantes du système solaire terrestre.

Les interactions de marée entre la Terre et la Lune ne sont pas très importantes et nous nous séparons au rythme d'un escargot de 3,8 centimètres par an. Mais à chaque décennie, siècle et millénaire, la taille apparente de la lune dans le ciel diminue, rendant les éclipses solaires totales de plus en plus rares.

Finalement, après 620 millions d'années, la lune sera trop petite dans le ciel pour couvrir entièrement la face du soleil, et les éclipses totales ne seront plus. En fait, ce sera plus tôt que cela, car à mesure que le soleil vieillit, il grossit régulièrement. Mais c'est une autre histoire.


La Terre ralentit-elle pour rester sur sa trajectoire orbitale ? - Astronomie

TAILLE
La Terre a un diamètre d'environ 7 926 miles (12 756 km). La Terre est la cinquième plus grande planète de notre système solaire (après Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune).

Eratosthène (276-194 av. J.-C.) était un érudit grec qui fut la première personne à déterminer la circonférence de la Terre. Il a comparé l'ombre de midi du milieu de l'été dans les puits profonds de Syène (aujourd'hui Assouan sur le Nil en Égypte) et d'Alexandrie. Il a correctement supposé que les rayons du Soleil sont pratiquement parallèles (puisque le Soleil est si loin). Connaissant la distance entre les deux endroits, il a calculé que la circonférence de la Terre était de 250 000 stades. La durée exacte d'un stade est inconnue, donc sa précision est incertaine, mais il était très proche. Il a également mesuré avec précision l'inclinaison de l'axe de la Terre et la distance au soleil et à la lune.


La Terre et la Lune. Photo prise par la mission Galileo de la NASA en 1990.
LA LUNE
La Terre a une lune. Le diamètre de la Lune est environ un quart du diamètre de la Terre.

La lune a peut-être déjà fait partie de la Terre, elle a peut-être été détachée de la Terre lors d'une collision catastrophique d'un énorme corps avec la Terre il y a des milliards d'années.

MASSE, DENSITÉ ET VITESSE DE SORTIE
La masse de la Terre est d'environ 5,98 x 10 24 kg.

La Terre a une densité moyenne de 5520 kg/m 3 (l'eau a une densité de 1027 kg/m 3 ). La Terre est la planète la plus dense de notre système solaire.

Pour échapper à l'attraction gravitationnelle de la Terre, un objet doit atteindre une vitesse de 24 840 miles par heure (11 180 m/sec).

DURÉE D'UN JOUR ET D'UNE ANNÉE SUR TERRE


La Terre s'élève sur la Lune. Photo prise par la mission Apollo 8 de la NASA.
Chaque jour sur Terre prend 23,93 heures (c'est-à-dire qu'il faut à la Terre 23,93 heures pour tourner autour de son axe une fois - c'est un jour sidéral). Chaque année sur Terre prend 365,26 jours terrestres (c'est-à-dire qu'il faut 365,26 jours à la Terre pour faire une orbite autour du Soleil).

La rotation de la Terre ralentit très légèrement dans le temps, environ une seconde tous les 10 ans.

L'ORBITE DE LA TERRE

Diagramme orbital planète-soleil
Étiquetez l'aphélie (point le plus éloigné de l'orbite) et le périhélie (point le plus proche de l'orbite) d'une planète en orbite.
Réponses

En moyenne, la Terre orbite à 93 millions de miles (149 600 000 km) du Soleil. Cette distance est définie comme une unité astronomique (UA). La Terre est la plus proche du Soleil (c'est ce qu'on appelle le périhélie) vers le 2 janvier de chaque année (91,4 millions de milles = 147,1 millions de km) elle est la plus éloignée du Soleil (c'est ce qu'on appelle l'aphélie) vers le 2 juillet de chaque année (94,8 millions de milles = 152,6 millions de km).

Excentricité orbitale
La Terre a une orbite presque circulaire, son excentricité orbitale est de 0,017. (L'excentricité est une mesure de la façon dont une orbite dévie de la circulaire. Une orbite parfaitement circulaire a une excentricité de zéro, une excentricité entre 0 et 1 représente une orbite elliptique.)

L'INCLINAISON DE L'AXE DE LA TERRE ET LES SAISONS
L'axe de la Terre est incliné par rapport à la perpendiculaire au plan de l'écliptique de 23,45°. Cette inclinaison est ce qui nous donne les quatre saisons de l'année : été, printemps, hiver et automne. Comme l'axe est incliné, différentes parties du globe sont orientées vers le Soleil à différents moments de l'année. Cela affecte la quantité de lumière solaire que chacun reçoit. Pour plus d'informations sur les saisons, cliquez ici.

LA VITESSE
A l'équateur, la surface de la Terre parcourt 40 000 kilomètres en 24 heures. C'est une vitesse d'environ 1040 miles/hr (1670 km/hr). Ceci est calculé en divisant la circonférence de la Terre à l'équateur (environ 24 900 miles ou 40 070 km) par le nombre d'heures dans une journée (24). Au fur et à mesure que vous vous déplacez vers l'un ou l'autre des pôles, cette vitesse diminue jusqu'à presque zéro (puisque la circonférence aux latitudes extrêmes approche de zéro).

La Terre tourne autour du Soleil à une vitesse d'environ 30 km/s. Cela se compare à la vitesse de rotation de la Terre d'environ 0,5 km/s (aux latitudes moyennes - près de l'équateur).


La taille de l'atmosphère dans cette illustration est fortement exagérée afin de montrer l'effet de serre. L'atmosphère terrestre a une épaisseur d'environ 300 miles (480 km), mais la majeure partie de l'atmosphère terrestre se trouve à moins de 10 miles (16 km) de la surface de la Terre.
TEMPÉRATURE SUR TERRE
La température sur Terre varie de -127°F à 136°F (-88°C à 58°C 185 K à 311 K). La température la plus froide enregistrée était sur le continent de l'Antarctique (Vostok en juillet 1983). La température la plus chaude enregistrée était sur le continent africain (Libye en septembre 1922).

L'effet de serre emprisonne la chaleur dans notre atmosphère. L'atmosphère laisse une partie du rayonnement infrarouge s'échapper dans l'espace, une partie est réfléchie vers la planète.

ATMOSPHÈRE
L'atmosphère terrestre est une fine couche de gaz qui entoure la Terre. Il est composé de 78 % d'azote, 21 % d'oxygène, 0,9 % d'argon, 0,03 % de dioxyde de carbone et des traces d'autres gaz.

L'atmosphère s'est formée par dégazage planétaire, un processus dans lequel des gaz comme le dioxyde de carbone, la vapeur d'eau, le dioxyde de soufre et l'azote ont été libérés de l'intérieur de la Terre par les volcans et d'autres processus. Les formes de vie sur Terre ont modifié la composition de l'atmosphère depuis leur évolution.


Références pour Rotation et Delta-T

Dickey, J.O., "Earth Rotation Variations from Hours to Centuries", in: I. Appenzeller (éd.), Highlights of Astronomy: Vol. 10 (Kluwer Academic Publishers, Dordrecht/Boston/Londres, 1995), pp. 17-44.

Meeus, J., "L'effet de Delta T sur les calculs astronomiques", Journal de la British Astronomical Association, 108 (1998), 154-156.

Morrison, L.V. et Ward, C. G., "An analysis of the transits of Mercury: 1677-1973", Mon. Pas. Roy. Astron. Soc., 173, 183-206, 1975.

Spencer Jones, H., "La rotation de la Terre et les accélérations séculaires du soleil, de la lune et des planètes", Avis mensuels de la Royal Astronomical Society, 99 (1939), 541-558.


L'ombre d'un gnomon à cadran solaire

Le gnomon d'un cadran solaire est la structure qui projette l'ombre pour indiquer l'heure de la journée.

Sur un cadran solaire monté horizontalement, si l'on trace au sol le chemin de la fin de l'ombre du gnomon, tous les jours non équinoxiaux de l'année il suit une courbe hyperbolique du lever au coucher du soleil. La courbure maximale se produit les jours du solstice nord et du solstice sud. Les jours de l'équinoxe vers le nord et de l'équinoxe vers le sud, cependant, la fin de l'ombre du gnomon trace une ligne droite du lever au coucher du soleil.

Sur un cadran solaire équatorial avec un cadran à double face monté parallèlement à l'équateur terrestre et un gnomon mince orienté parallèlement à l'axe de la Terre et pointant directement vers le pôle céleste nord ou sud (selon celui qui est toujours au-dessus de l'horizon à cet endroit), sur le jour d'un équinoxe, les cadrans nord et sud sont éclairés de manière égale et complète. Le lendemain de l'équinoxe vers le nord, seul le cadran orienté vers le nord sera entièrement éclairé et le lendemain de l'équinoxe vers le sud, seul le cadran orienté vers le sud sera entièrement éclairé.

Sur une équatoriale bague cadran solaire avec un cadran creux circulaire complet monté parallèlement à l'équateur terrestre et un gnomon central mince orienté parallèlement à l'axe de la Terre et pointant directement vers le pôle céleste nord ou sud (selon celui qui est toujours au-dessus de l'horizon à cet endroit), le jour d'un équinoxe, la moitié supérieure de l'anneau projettera son ombre sur la moitié inférieure de l'anneau. En raison de la distance entre la moitié supérieure et la moitié inférieure, et en raison de l'environ 1 /2° diamètre du disque solaire, l'ombre de la moitié supérieure sera plus fine que la largeur de la moitié inférieure, de sorte que les indications des heures de cette dernière seront au moins partiellement éclairées par la lumière du soleil et l'ombre du gnomon sera toujours visible sur le cadran.


Diagrammes des orbites des comètes et astéroïdes

L'orbite de n'importe quelle comète ou astéroïde peut être visualisée. Commencez avec notre navigateur petit corps pour trouver l'astéroïde d'intérêt, puis sélectionnez le Diagramme d'orbite relier. Par exemple, voici le diagramme de l'orbite de l'astéroïde 1 Cérès. Vous pouvez éventuellement afficher les orbites des planètes ainsi que le petit corps sélectionné, effectuer un zoom avant/arrière, faire pivoter le diagramme et animer le mouvement du petit corps au fil du temps.

Diagrammes de distribution

De plus, il existe des diagrammes montrant la distribution des éléments orbitaux pour la plupart des astéroïdes et comètes du système solaire interne connus. Les schémas suivants sont disponibles :


Pourquoi certaines planètes semblent-elles reculer dans le ciel ?

Les astronomes appellent ce mouvement rétrograde et cela est dû à notre changement de point de vue depuis la Terre plutôt qu'aux planètes qui changent littéralement de direction.

Mars a le plus grand mouvement rétrograde. Puisque Mars est plus éloignée du Soleil que notre planète, elle orbite plus lentement autour du Soleil, ce qui signifie que la Terre sur la piste intérieure peut la rattraper puis la dépasser. Au fur et à mesure que la Terre passe Mars, notre vision de la planète rouge change par rapport aux constellations plus éloignées et elle semble donc reculer. Ce n'est pas vraiment le cas, c'est juste une illusion causée par le ralentissement de Mars. Au fur et à mesure que la Terre se déplace autour du Soleil, le mouvement de Mars semble changer et il recommence à avancer. Si nous pouvions tracer une ligne suivant son chemin, elle semblerait boucler.

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Vitesse orbitale - le plus rapide est le plus proche ?

Si je prends la vitesse de Mercure et que je l'applique à la Terre (quelle que soit sa masse), la Terre s'élèverait sur une orbite plus élevée, sur une période plus longue et… ralentirait ?

Et si je ralentis à nouveau la Terre, elle redescendra au niveau inférieur, accélérera et raccourcira la période orbitale ?

Les planètes sont sur des orbites presque circulaires.

Si vous augmentez la vitesse d'un satellite, il se place sur une orbite considérablement elliptique qui l'éloigne davantage.

Lorsqu'il atteint la nouvelle distance souhaitée (plus loin), il a ralenti, et vous devez tirer des roquettes rétro pour le ralentir davantage afin qu'il entre en orbite circulaire là-bas.

Le résultat global est que la vitesse est plus lente.

Parce que tout en orbite tombe vers le soleil, mais va aussi "horizontalement" juste assez vite pour équilibrer la chute (c'était le bon vieux point de Newton à propos de la chute de la pomme… si vous la jetez assez vite, elle équilibre la chute) .

Quelque chose plus loin tombe moins vite, il a donc besoin d'une vitesse "horizontale" lente pour s'équilibrer.

Essayez de ne pas penser en termes d'orbites circulaires.

L'augmentation de la vitesse d'un corps sur une orbite circulaire ne se transforme pas simplement en une orbite circulaire différente, mais lui donne un « coup de pied » qui change l'orbite en une orbite elliptique. Il commence à s'éloigner du corps central, ralentissant à mesure qu'il s'éloigne. Enfin, il atteint l'apoapsis (le point le plus éloigné). Ici, il a une vitesse trop faible pour rester à cette distance, il se rapproche donc à nouveau, augmentant sa vitesse à mesure qu'il se déplace vers le périapse (point le plus proche).

Si vous vouliez rendre l'orbite à nouveau circulaire, vous deviez donner au corps un coup de pied supplémentaire (comme tirer des propulseurs d'une fusée) à l'apoapsis, afin qu'il ait suffisamment de vitesse orbitale à ce point pour se déplacer en cercle.

Tout dépend de la conservation de l'énergie - vous donnez au corps plus de KE, et au fur et à mesure qu'il s'éloigne, il l'échange contre du PE, puis revient.

Je recommande toujours de jouer au jeu gratuit "Orbiter", qui vous permet de piloter des vaisseaux spatiaux autour du système solaire et d'apprendre par cœur toutes les bizarreries de la mécanique orbitale. A retrouver ici :
http://orbit.medphys.ucl.ac.uk/

Il y a aussi le "programme spatial Kerbal" sans doute plus amusant, bien que moins gratuit.


Soit dit en passant, si vous deviez augmenter la vitesse orbitale de la Terre à celle de Mercure (

48 km/s), il dépasserait la vitesse de fuite w/r vers le Soleil à 1AU(

42 km/s), et il dériverait sur une trajectoire hyperbolique.


@tiny-tim :
Je pense que vous avez compris le fait de tirer des fusées rétro à l'envers. Vous devez ajouter de l'énergie à l'orbite pour la circulariser à l'apoapsis, pas la ralentir davantage. Cela ne servirait qu'à abaisser le périapse, au lieu de l'élever.


Lancement du tourisme spatial et expérimentations en microgravité

Plusieurs compagnies privées de vols spatiaux rivalisent pour emmener des clients payants sur des voyages orbitaux ou suborbitaux. Virgin Galactic et Blue Origin sont dans une course pour réaliser des vols suborbitaux privés réguliers dans un avenir proche.

Vierge Galactique a pour objectif de prendre six passagers à la fois dans son Vaisseau SpatialDeux véhicule, donnant aux clients quelques minutes de microgravité pendant qu'ils volent. Un billet sur SpaceShipTwo coûte 250 000 $, et les tests en cours du véhicule le rapprochent de la préparation.

Origine Bleue a également effectué des vols suborbitaux avec sa fusée réutilisable New Shepard. La société espère commencer à transporter des clients payants en 2020, bien qu'elle n'ait pas divulgué le prix de ses voyages, affirmant seulement qu'ils seront initialement de "centaines de milliers" de dollars.

De nombreux scientifiques sont enthousiastes à l'idée d'utiliser des véhicules suborbitaux commerciaux pour recherche en microgravité. De tels tests seraient beaucoup moins coûteux que d'envoyer des expériences et des personnes à la Station spatiale internationale.

SpaceX envoie du matériel et des satellites en orbite pour des clients payants depuis un certain temps déjà. SpaceX et la société aérospatiale Boeing prévoient de commencer à transporter des astronautes en orbite en 2020.

Voici quelques étapes clés du vol orbital et suborbital :


Quelle est la précision de notre écluse de marée sur la lune ? 5 juillet 2018 05:02 S'inscrire

Peut-être que tant qu'il y aura une Terre, la lune sera verrouillée, peut-être que quelque chose s'écrasera sur l'un ou l'autre et changera les choses avant cela, ou peut-être qu'ils pourraient tous les deux être détruits dans le même événement.

La stabilité du système solaire est généralement inconnue à long terme, et c'est un exemple classique d'un système gravitationnel chaotique à n corps. Donc, en fin de compte, nous ne savons pas, et nous sommes presque sûrs que nous ne peut pas connaître le destin à long terme des corps solaires, autrement qu'en attendant et en observant.

Ce qui ne veut pas dire que nous n'avons pas une bonne analyse de ce qui se passe et de la stabilité de l'écluse de marée à court terme. Voici une histoire dynamique du système Terre-Lune, et un article librement accessible sur l'évolution des marées de la Lune à partir d'une Terre à haute obliquité et à grand élan angulaire.
Les deux discutent du passé évolutif du système et de sa stabilité.
posté par SaltySalticid à ​​5:20 AM le 5 juillet 2018 [3 favoris]

Meilleure réponse : Exact, le verrouillage de la marée n'est pas la même chose que la rotation adaptée, et de même la libration de la lune ne signifie pas qu'elle n'est pas parfaitement verrouillée.

Le verrouillage des marées est un état stable pour le système planète/satellite, et si de petites forces agissent sur l'un ou l'autre des objets, ils retourneront à l'état verrouillé à moins qu'une source extérieure n'agisse dessus. Lorsque les choses ne sont pas verrouillées gravitationnellement au départ, elles ont tendance à "descendre" vers l'état verrouillé : c'est pourquoi tant de lunes du système solaire sont verrouillées, ou supposées l'être. Si vous regardez dans la section "timescale" de l'article de Wikipedia, cela montre comment calculer le temps de verrouillage prévu.

Nous savons donc que le verrouillage est stable pour le problème à deux corps et qu'il ne « dérivera » du verrouillage sur aucune échelle de temps. Mais nous vivons dans un système solaire, donc toute la théorie des deux corps est invalide à long terme, c'est pourquoi j'ai commencé par la stabilité du système solaire.
posté par SaltySalticid à ​​7:13 AM le 5 juillet 2018 [1 favori]

Meilleure réponse : je vais essayer une analogie avant de tirer ma révérence :
Imaginez que vous jetiez une bille dans un bol rempli de miel. Cela peut prendre un certain temps, mais vous vous attendez à ce qu'il finisse par s'installer au fond. C'est le genre de stabilité dont dispose le satellite verrouillé par la marée. Certes, si vous secouez un peu la table, cela peut déplacer un peu la bille, mais elle reviendra toujours au fond. Que le marbre soit "parfaitement" au fond à un moment donné est une question un peu étrange : vous vous attendez généralement à ce qu'il y reste, et il est assez difficile de mesurer s'il se trouve à quelques micromètres du vrai fond "parfait" du bol.

Imaginez maintenant que vous mettez le bol dans votre voiture et que vous conduisez. C'est comme si la Terre et la Lune étaient dans le système solaire. Si vous demandez « combien de temps la bille reste-t-elle au fond ? », la réponse est quelque chose comme « jusqu'à ce que la voiture se retourne ou que le bol se brise (etc.) ». Vous ne pouvez pas vraiment savoir quand la bille sortira juste en étudiant la bille et le bol (et en fait, si vous ne regardez que la bille et le bol, vous concluez qu'elle ne pourra jamais sortir !). De plus, vous ne pouvez pas savoir quand la voiture va s'écraser jusqu'à quelques instants avant que cela ne se produise. De même, toutes sortes de choses se bousculent autour du système solaire, et il peut arriver que quelque chose pousse ou expulse la lune de son état verrouillé, mais c'est l'affaire d'essayer de faire des prédictions quantitatives à long terme sur l'état d'un chaos système, et nous savons que nous ne pouvons pas faire cela. J'espère que cela pourra aider!
posté par SaltySalticid à ​​7:42 AM le 5 juillet 2018 [8 favoris]

Meilleure réponse : je pense que c'est une question plus difficile qu'il n'y paraît au premier abord parce que la Lune est en fait, il tourne une fois pour chaque fois qu'il tourne autour de la Terre, et du fait que sa vitesse de rotation est la même que sa période de révolution, il nous montre presque tout le temps le même visage.

Le hic vient quand nous essayons de regarder vers l'avenir.

Parce que la Terre et la Lune forment un système presque isolé des sources externes de couple, la conservation du moment angulaire exige que, lorsque la rotation de la Terre ralentit à cause du frottement des marées exercé par la Lune, l'orbite de la Lune s'éloigne de la Terre.

Et pourtant, une orbite plus éloignée de la Terre aurait une période de révolution plus longue, et si la Lune conservait le même taux de rotation qu'elle avait lorsqu'elle était plus proche, elle serait désynchronisée avec son orbite, et nous finirions par (très lentement) voir toute sa surface depuis la Terre.

Afin d'éviter que cela ne se produise, la friction des marées exercée par la Terre sur la Lune doit entrer en jeu pour ralentir la rotation de la Lune lorsqu'elle s'éloigne de la Terre.

Cependant, le frottement des marées dépend du fait que le champ gravitationnel de la Terre n'est pas uniforme sur tout le diamètre de la Lune : le plus fort au point le plus proche de la Terre et le plus faible le plus éloigné, et à mesure que la Lune s'éloigne, les forces du champ gravitationnel sont au plus près et au plus loin. points sur la Lune se rapprochent de plus en plus, tandis que dans le même temps, la force moyenne du champ gravitationnel de la Terre diminue en raison de la distance.

En d'autres termes, à mesure que la Lune s'éloigne de la Terre, la capacité de la Terre à exercer une friction de marée sur la Lune diminue.

L'effet du frottement des marées exercé par la Terre perdra-t-il jamais son emprise sur la Lune dans la mesure où la Lune commencera à tourner de plus en plus vite par rapport à sa période orbitale à mesure qu'elle s'éloigne ?

Je ne suis pas sûr, mais je ne vois pas de moyen facile de l'exclure. D'après ce que j'ai lu, on pense que la Lune continuera à s'éloigner de la Terre à mesure que la rotation de la Terre ralentit jusqu'à ce que la période orbitale de la Lune coïncide avec la durée d'un seul jour sur Terre, et à ce moment-là la Lune sera vraiment là-bas - là où le champ gravitationnel de la Terre est assez faible et assez uniforme.
posté par jamjam à 17:00 le 5 juillet 2018