Les éclipses de Lune et de Soleil
Le système solaire interne
Les éclipses de Lune et de Soleil
Une mosaïque d’images de la Lune prises par la sonde Galileo en 1992. Crédit : NASA/JPL
La Lune possède un diamètre de 3480 kilomètres, soit environ le quart de celui de la Terre. Elle tourne autour de notre planète à une distance moyenne de 384 000 kilomètres, sur une orbite légèrement inclinée par rapport au plan de l’écliptique.
La face visible de la Lune
La Lune tourne sur elle-même en un peu plus de 27 jours. Un phénomène remarquable est le fait que cette période de rotation est exactement égale à la période de révolution sidérale de la Lune, c’est-à-dire le temps mis par notre satellite pour effectuer un tour complet autour de la Terre et se retrouver à la même position dans le ciel. L’égalité entre ces deux valeurs est la raison pour laquelle nous observons toujours la même face de la Lune.
Cette égalité trouve son origine dans le fait que la Lune n’est pas parfaitement sphérique mais légèrement allongée. La force de gravitation de la Terre est en conséquence en mesure de freiner ou d’accélérer la rotation la Lune sur elle-même et a pu par le passé forcer l’axe d’élongation lunaire à s’aligner dans la direction Terre-Lune. Depuis que ce point stable a été atteint, l’élongation de la Lune est bloquée dans notre direction et le satellite nous présente toujours la même face.
Remarquons que nous pouvons en fait observer légèrement plus que la moitié de la surface. En effet, l’orbite de la Lune n’est pas parfaitement circulaire et son axe de rotation n’est pas exactement perpendiculaire à cette orbite. La Lune oscille donc légèrement par rapport à son point d’équilibre, un phénomène connu sous le nom de libration. Ceci nous permet sur le long terme d’observer jusqu’à 59 pour cent de la surface lunaire sans quitter la Terre.
Les éclipses
Du fait de sa révolution autour de notre planète, la Lune change constamment de position par rapport à la direction Soleil-Terre. La direction de sa partie illuminée par rapport à l’axe Terre-Lune varie donc, ce qui explique qu’au cours d’un mois lunaire son aspect change et passe par une série de phases.
Ainsi, par exemple, lorsque la Lune se trouve directement entre le Soleil et la Terre, la partie éclairée du satellite nous est invisible et l’on parle de nouvelle Lune. Au contraire, lorsque la Lune se trouve dans la direction opposée au Soleil, nous pouvons observer la partie éclairée dans sa totalité et la Lune est qualifiée de pleine.
Une éclipse de Lune ou de Soleil se produit lorsque les trois corps sont alignés. Si l’orbite de la Lune autour de la Terre et celle de notre planète autour du Soleil étaient dans le même plan, il se produirait une éclipse de Soleil et une éclipse de Lune chaque mois. Mais l’orbite de la Lune est inclinée de 5,1 degrés par rapport au plan de révolution de la Terre autour du Soleil, la Lune va donc la plupart du temps se trouver hors de ce plan et les éclipses sont par conséquent rares.
Il se produit entre quatre et sept éclipses par an. On compte en moyenne autant d’éclipses de Soleil que d’éclipses de Lune. Les éclipses de Lune semblent plus courantes car lorsqu’elles se produisent elles sont observables par la moitié des habitants de la Terre, alors que les éclipses de Soleil ne peuvent être observées que sur une bande très étroite de la surface terrestre. Ainsi, les habitants d’une région donnée du globe observeront beaucoup moins d’éclipses de Soleil que d’éclipses de Lune sur une période donnée.
Pour qu’une éclipse soit possible, il faut que la Lune soit suffisamment proche du plan de l’écliptique lorsqu’elle est nouvelle ou pleine, on voit sur ce diagramme que cela n’est possible que pendant deux périodes limitées d’une année du fait de l’angle de 5,1 degrés entre l’orbite de la Lune et le plan de l’écliptique (échelle non respectée). Auteur : Olivier Esslinger
Les éclipses de Soleil
Une éclipse de Soleil se produit lorsque la Lune se trouve exactement entre la Terre et le Soleil. Pour un observateur sur Terre, trois cas de figure sont alors possibles.
Dans le cas le plus favorable, celui d’une éclipse totale, le disque lunaire est bien centré et cache complètement la surface du Soleil. L’obscurité s’abat alors en plein milieu de la journée et peut durer plusieurs minutes. Comme la surface du Soleil est cachée, sa chromosphère et sa couronne sont visibles et donnent lieu à un spectacle magnifique.
Dans un deuxième cas, le disque lunaire n’est pas centré sur celui de Soleil. Seule une partie de la surface de notre étoile est alors cachée et l’on parle d’une éclipse partielle, un phénomène beaucoup moins spectaculaire.
Enfin, le dernier cas se produit lorsque les distances relatives des trois corps sont telles que le disque lunaire est plus petit que celui du Soleil. Dans ce cas, seule la partie centrale du Soleil est cachée et l’on parle d’une éclipse annulaire car un anneau de lumière semble entourer le disque de la Lune.
Une éclipse de Soleil se produit lorsque la Lune passe entre la Terre et le Soleil (échelle non respectée). Auteur : Olivier Esslinger
Les éclipses de Lune
Une éclipse de Lune se produit lorsque la Terre passe exactement entre le Soleil et notre satellite. La lumière solaire est alors bloquée par la Terre et la Lune n’est plus complètement éclairée.
Même dans le meilleur cas, celui d’un alignement parfait, la Lune ne disparaît pas du ciel. En effet, les rayons du Soleil qui passent aux abords de la Terre sont déviés par notre atmosphère et une fraction vient faiblement éclairer la Lune.
Notons encore qu’en passant dans notre atmosphère, la lumière du Soleil subit un phénomène de diffusion qui affecte surtout sa partie bleue et moins sa partie rouge. La lumière qui atteint notre satellite est donc plutôt rouge, ce qui explique l’aspect rougeâtre des éclipses de Lune.
Une éclipse de Lune se produit lorsque la Terre passe entre le Soleil et la Lune (échelle non respectée). Auteur : Olivier Esslinger
Les forces de marée
La Terre est soumise à des forces différentielles qui l’étirent dans la direction de notre satellite et la compriment dans la direction perpendiculaire. Crédit : Wikimedia Commons
Lorsque l‘on utilise la loi de Newton pour calculer l’orbite de deux corps, on traite ces derniers comme des points sans dimension. Mais les corps réels ont des dimensions non négligeables et s’ils sont relativement proches, par exemple le couple Terre-Lune, on peut s’intéresser à l’effet de la gravitation sur les corps eux-mêmes.
Les forces de marée
Imaginons l’effet de la force de gravité exercée par la Lune sur différents points de la Terre. Le point de la surface terrestre qui fait face à la Lune est plus proche d’elle que le centre de la Terre et la force de gravité y est donc plus forte. Le point de la surface terrestre dans la direction opposée à la Lune est plus éloigné d’elle que le centre de la Terre et la force de gravité y est donc plus faible.
Pour déterminer l’effet local de la gravité lunaire en un point donné, on soustrait la valeur de référence que constitue la force de gravitation de la Lune au centre de la Terre. Après cette soustraction, on voit qu’il y a un résidu de force qui attire vers la Lune le point faisant face à celle-ci et un résidu de force qui repousse de la Lune le point dans la direction opposée. Un raisonnement similaire s’applique aux directions perpendiculaires à celle de la Lune, mais les résidus de force gravitationnelle pointent alors vers le centre de la Terre comme on le voit sur le diagramme.
La Terre est donc soumise à des forces différentielles qui ont tendance à l’étirer dans la direction de la Lune et à la comprimer dans la direction des pôles. L’effet le plus immédiat est sur la partie la moins rigide de notre planète : les océans. Comme ces derniers sont liquides, ils réagissent facilement à l’influence de la gravité locale et c’est là l’origine du phénomène de marée. Comme les deux renflements de la Terre sont symétriques, un point donné à surface de notre planète subit deux marées hautes et deux marées basses par jour.
Le Soleil contribue également aux marées. Malgré sa distance beaucoup plus grande que la Lune, l’énorme masse de notre étoile lui permet néanmoins de créer une force de marée d’environ la moitié de celle de la Lune. L’amplitude réelle de la marée à un moment donné est donc liée à la somme des forces de marée dues à la Lune et au Soleil. Comme ses deux contributions ne sont pas synchronisées, l’amplitude dépend de la position relative de la Lune et du Soleil. Lors de la pleine Lune ou de la nouvelle Lune, les maximums s’additionnent et l’on obtient une marée forte appelée de vive eau. Lors du premier et du dernier quartier lunaire, le maximum de la marée solaire coïncide avec le minimum de la marée lunaire et l’on obtient une marée plus faible appelée de morte eau.
La rotation synchrone
Les forces de marées s’appliquent aussi aux parties les plus rigides de la Terre. Sous leur influence, la croûte terrestre est étirée d’une trentaine de centimètres dans la direction de la Lune.
Si la période de rotation de la Terre était égale à la période de rotation de la Lune, le renflement pointerait toujours vers la Lune. Cependant, la rotation de notre planète en 24 heures est beaucoup plus rapide que la révolution de la Lune en 27 jours. Le renflement de la Terre est assez rigide et se trouve donc entraîné par la rotation de notre planète qui va le faire tourner plus vite que la Lune et pointer en avant de son mouvement. Mais l’attraction gravitationnelle de la Lune sur ce renflement va l’attirer vers l’arrière et l’empêcher de simplement suivre la rotation de la Terre. Avec le temps, ce jeu gravitationnel entre la Lune et les déformations de la Terre a pour effet de ralentir – très progressivement – la rotation de la Terre.
Par conservation du moment angulaire total du couple, cette décélération de la rotation de la Terre va conduire à une augmentation du moment orbitale de la Lune, donc à un éloignement progressif de celle-ci (de 3.8 centimètres par an) et à une baisse de sa vitesse de révolution. Très graduellement, la période de rotation de la Terre va ainsi croître et la période de révolution de la Lune diminuer, pour converger vers une même valeur unique et une situation qualifiée de rotation synchrone.
Notons que le même principe s’appliquerait si la Terre tournait sur elle-même plus lentement que la période de révolution de la Lune. Dans ce cas, le renflement pointerait en arrière du mouvement de la Lune, serait attiré vers l’avant et le phénomène accélérerait la rotation de la Terre et la Lune se rapprocherait de nous.
Une rotation synchrone future de la Terre ferait apparaître la Lune fixe dans le ciel pour une moitié de l’humanité, mais les calculs montrent qu’il faudra des milliards d’années pour en arriver là et que le Soleil se sera transformé en géante rouge et nous aura englouti bien auparavant.
Le phénomène de rotation synchrone est cependant très courant dans l’Univers. La Lune est déjà en rotation synchrone avec nous puisqu’elle nous montre toujours la même face. Le phénomène de synchronisation a simplement été beaucoup plus rapide du fait de la masse lunaire relativement faible. Les satellites Io, Europe, Ganymède et Callisto présentent toujours la même face à Jupiter, de même que Titan à Saturne. C’est en fait le cas de la plupart des satellites du système solaire envers leur planète respective. Un cas encore plus intéressant est celui du couple Pluton-Charon où les deux corps ont une masse du même ordre de grandeur et sont en rotation synchrone l’un autour de l’autre.
Le même phénomène s’applique aussi aux planètes extrasolaires et aux couples d’étoiles binaires proches.
Le réchauffement par effet de marée
Le renflement d’un satellite en rotation synchrone sur une orbite circulaire pointe toujours vers sa planète. Pour un satellite sur une orbite plus elliptique, la distance à la planète varie et la direction du renflement se déplace d’avant en arrière de façon périodique en fonction de la position sur l’orbite. Le jeu d’interaction gravitationnelle entre la planète et le va-et-vient du renflement du satellite s’accompagne de friction et donc d’une production de chaleur.
L’exemple le plus marquant de ce phénomène est probablement le satellite Io où cette production de chaleur provoque un volcanisme très actif qui donne au satellite des airs de pizza. L’orbite de Io n’est pas circulaire à cause de l’interaction du corps avec les autres satellites galiléens. Les forces de marée exercées par Jupiter sont donc en mesure de produire de la chaleur au sein de Io. Le même phénomène permet probablement aux intérieurs des satellites Europe et Encelade de produire suffisamment de chaleur pour permettre l’existence d’un océan sous-terrain.
La limite de Roche
Les forces de marée augmentent lorsque la distance des corps se réduit. Si deux corps se rapprochent de trop, il arrive un point où ces forces surpassent la cohésion gravitationnelle du plus petit corps et celui-ci finit par se disloquer. Cette distance minimale s’appelle la limite de Roche, du nom de l’astronome français Édouard Roche. Notons que le phénomène ne s’applique qu’aux corps relativement massifs dont la cohésion est assurée par la force gravitationnelle.
Un bel exemple de dislocation a été fourni par la comète Shoemaker-Levy 9. Les calculs ont montré que cette comète est passée près de la limite de Roche de Jupiter en 1992 et s’est décomposée en plusieurs fragments. Ces fragments se sont ensuite précipités dans l’atmosphère de Jupiter entre les 16 et 22 juillet 1994 en y laissant de spectaculaires traces d’impact.
Remarquons encore que le concept de limite de Roche peut s’étendre aux trous noirs et s’exprime alors dans le fameux phénomène de spaghettification.
Les fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 observés le 17 mai 1994 par le télescope spatial Hubble. Crédit : NASA/ESA/H. Weaver/E. Smith
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L’exploration américaine et soviétique de la Lune
Le système solaire interne
L’exploration américaine et soviétique de la Lune
L’homme sur la Lune, 20 juillet 1969. Une photo d’Edwin Aldrin prise par Neil Armstrong que l’on peut apercevoir en réflexion dans la visière. Crédit : GSFC/NASA
La Lune a au cours des dernières décennies été visitée par de nombreuses sondes spatiales. La toute première, Lunik 1, fut soviétique et frôla notre satellite à une distance de 6000 kilomètres en 1959. Elle fut suivie par de nombreuses autres sondes Lunik, Luna, Zond ou Ranger dans les années 1960. En particulier, la sonde Lunik 3 fut la première, en 1959, à nous envoyer des images de la face cachée de la Lune.
Le premier engin à se poser en douceur sur la surface fut Luna 9 en 1966, suivi rapidement par d’autres sondes Luna et par les sondes américaines Surveyor. La première sonde à se placer en orbite fut Luna 10, en 1966, rapidement imitée par les sondes américaines Lunar Orbiter qui cartographièrent notre satellite.
Les missions Apollo
Le point culminant de l’exploration lunaire fut bien sûr l’arrivée de l’homme, le 20 juillet 1969, lors de la mission Apollo 11. En tout, six missions habitées se posèrent sur la surface de la Lune entre 1969 et 1972. Ces missions avaient avant tout un caractère symbolique et politique en cette époque de guerre froide, mais elles furent également l’occasion de nombreuses expériences, en particulier sur l’atmosphère lunaire, son champ magnétique, sa structure interne ou le vent solaire.
Ces six missions permirent également la collecte de roches lunaires qui furent ramenées sur Terre pour analyse. Notons que d’autres roches furent également retournées sur Terre par des sondes automatiques soviétiques, en particulier Luna 24 qui fut la dernière sonde lunaire des années 1970.
La mission Clementine
La sonde Clementine, une collaboration entre la NASA et des institutions militaires, passa deux mois en orbite autour de notre satellite en 1994. Elle prit en particulier des images de la surface lunaire dans 4 longueurs d’onde et effectua des mesures altimétriques par laser.
Ces observations permirent d’établir une carte minéralogique de la surface lunaire ainsi qu’une carte topographique. Un problème d’ordinateur empêcha malheureusement Clementine d’accomplir la seconde partie de sa mission, le survol de l’astéroïde Geographos.
La mission Lunar Prospector
La sonde Lunar Prospector orbita la Lune pendant environ 18 mois en 1998 avec pour but d’étudier la composition de la surface, de mesurer le champ magnétique et d’analyser les variations du champ gravitationnel de la Lune.
L’un des résultats les plus importants fut la détection de fortes concentrations d’hydrogène aux deux pôles, signe de la présence de quantités significatives de glace dans certains cratères dont l’intérieur n’est jamais éclairé et réchauffé par le Soleil.
La mission se termina lorsque la sonde fut forcée, de façon délibérée, à s’écraser à l’intérieur d’un cratère près du pôle sud. Les scientifiques espéraient ainsi provoquer l’apparition de vapeur d’eau à partir de possibles couches de glaces, mais les observations depuis la Terre ne détectèrent rien.
La mission GRAIL
Lancées ensemble à partir de Cap Canaveral le 10 septembre 2011, les deux sondes GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory ) se mirent en orbite autour de la Lune le 31 décembre 2011 et le 1 janvier 2012. Elles volèrent en formation assez rapprochée avec une séparation maximale d’à peine 225 kilomètres. Grâce à une communication radio, elles mesurèrent de façon très précise leur distance mutuelle et ses changements au cours de l’orbite.
Ces variations de distance sont dues à de légères fluctuations de la gravité locale lorsque les sondes survolent diverses zones de la Lune, en particulier montagnes, cratères, plaines et autres structures sous-terraines. Les variations de distance permettent donc d’analyser la distribution de masse dans les zones survolées et d’étudier la structure géologique de la Lune. Ces observations ont ainsi permis d’améliorer nos connaissances de la structure interne de notre satellite, de son noyau, de ses bassins d’impact et de ses mers.
Le décollage des deux sondes GRAIL au Cap Canaveral le 10 septembre 2011. Crédit : NASA/Sandra Joseph and Don Kight
Le système solaire interneLa surface de la Lune
L’astronaute et géologue Harrison Schmitt lors de la mission Apollo 17 en 1972. Crédit : NASA
L’atmosphère de la Lune est très ténue, avec seulement quelques traces de gaz rares comme l’argon, le néon ou l’hélium. La gravité de notre satellite est en effet trop faible pour retenir une atmosphère significative et le vent solaire a depuis longtemps balayé les quelques traces résiduelles.
Cette absence d’atmosphère est responsable d’une très grande amplitude thermique, la température passant de -170 degrés Celsius sur la face nocturne à 120 degrés sur la face exposée au Soleil.
Le champ magnétique de la Lune est très faible et fortement variable suivant la région considérée. L’analyse des roches lunaires a cependant révélé que la Lune a connu un champ plus fort à une époque où son noyau de fer était liquide et en rotation. Ce champ a cependant presque entièrement disparu car le noyau s’est finalement refroidi et solidifié.
Les cratères de la Lune
La surface de la Lune nous est bien connue aujourd’hui. Les sondes en orbite l’ont cartographiée de façon très précise et une analyse détaillé de ses roches a été effectuée, soit sur place par quelques sondes, soit sur Terre grâce aux échantillons retournés.
Les deux éléments qui caractérisent la surface lunaire sont la présence d’une multitude de cratères de toutes tailles et celle d’immenses étendues sombres, appelées les mers lunaires.
Depuis la Terre, plusieurs dizaines de milliers de cratères d’un diamètre supérieur au kilomètre sont visibles. Les sondes ont quant à elles révélé des millions de cratères de plus petite taille.
L’origine des cratères a très longtemps suscité un débat entre adeptes d’une origine volcanique et partisans d’une origine météoritique, mais c’est finalement cette dernière option qui a été retenue dans la majorité des cas.
Des cratères de toutes tailles sont présents car aucune atmosphère n’empêche les petites météorites d’atteindre le sol. De plus, la surface lunaire n’est soumise ni à l’érosion, ni à la tectonique des plaques, et ces cratères ont donc des milliards d’années devant eux.
Les mers lunaires
L’observation rapprochée des mers a montré que ce nom était totalement impropre puisqu’il s’agit simplement de grandes étendues de roche sombre. Leur taille est impressionnante, la plus grande mer atteignant un diamètre de plus de 1100 kilomètres.
L’origine des mers est à rechercher dans l’histoire de la Lune. Notre satellite est né il y a 4,6 milliards d’années comme les autres corps du système solaire. Pendant les 800 premiers millions d’années, il fut soumis à un intense bombardement météoritique qui couvrit de cratères la surface solide tout juste formée. En particulier, les plus grands impacts donnèrent naissance à d’immenses plaines.
Il y a 3,8 milliards d’années, la plupart des petits corps du système solaire avaient été capturés par des planètes et l’intensité du bombardement diminua, laissant la place à quelques impacts sporadiques.
Pendant les 800 millions d’années qui suivirent, la Lune fut le siège d’une grande activité interne. La chaleur dégagée par la désintégration de noyaux radioactifs contenus dans les roches provoqua la fusion des roches présentes sous la surface.
Celles-ci remontèrent alors sous forme de lave et vinrent remplir les immenses plaines. C’est ainsi que se formèrent les mers, dont la couleur sombre est due à la nature de leurs roches.
Pendant les trois derniers milliards d’années, l’activité interne ou météoritique a été très faible, comme en témoigne la surface des mers qui est très peu cratérisée.
Notons que la face cachée est presque totalement dépourvue de mers. Ceci est dû au fait que la croûte y est plus épaisse et a pu empêcher la lave de remonter vers la surface.
La structure interne de la Lune
Les sismographes placés à la surface de la lune ont détecté quelques secousses internes très faibles. La plupart sont probablement dues à des déformations du globe lunaire sous l’action de la gravité de notre planète. D’autres sont causées par des impacts météoritiques. Certaines ont été créées artificiellement lors de missions américaines en laissant chuter sur la surface des étages de fusée.
L’analyse de toutes ces secousses a permis d’estimer la structure interne de la Lune. Elle a montré que notre satellite est couvert d’une écorce épaisse de 60 kilomètres sur la face visible et de 100 kilomètres sur la face cachée. En dessous se trouve un manteau épais de plus de 1100 kilomètres. Enfin, au centre se trouve un petit noyau d’environ 700 kilomètres de diamètre.
Les poussières et roches lunaires
On trouve à la surface de la Lune deux composants différents : roches et poussières. Une analyse très précise des roches lunaires a été rendue possible par le retour sur Terre de près de 400 kilogrammes d’échantillons.
Les roches sont de tailles très diverses et se classent en deux catégories principales. Les mers sont ainsi formées de basalte, une roche sombre similaire à la lave terrestre, alors que les autres régions contiennent de l’anorthose, une roche claire formée de silicates et contenant beaucoup de calcium et d’aluminium.
A la surface, on trouve une couche de poussière épaisse de plusieurs centimètres. Cette poussière, principalement constituée de débris de roches, apparaît grisâtre ou brunâtre selon l’éclairage. Elle se forme sous l’effet de l’incessant bombardement de micrométéorites ou de particules du vent solaire, ainsi que des fortes variations de température qui font éclater les roches.
Directement sous la couche de poussière, on trouve une strate de roches brisées, avec une épaisseur d’une dizaine de mètres. Pour éviter d’appeler ce matériau de la terre, on l’appelle le régolite.
Le système solaire interne
Le couple Terre-Lune vu par la sonde Galileo on 1990 depuis une distance de 6 millions de kilomètres. Crédit : JPL/NASA
Le problème de l’origine de la Lune n’a pas encore été résolu de façon définitive. Trois différents scénarios ont longtemps dominé le débat.
Trois scénarios pour la formation de la Lune
Le premier scénario était celui de la fission. Juste après sa formation, la Terre était une masse liquide en rotation relativement rapide. Du fait de la force centrifuge, notre planète aurait éjecté une fraction de sa masse qui se serait finalement agglomérée pour donner naissance à la Lune.
Le deuxième scénario était celui de la création simultanée : la Terre et la Lune se seraient formées simultanément à partir de la même source de poussières.
Enfin, le troisième scénario était celui de la capture, selon lequel la Lune se serait formée dans une région différente du système solaire mais aurait été capturée à un certain moment par le champ de gravité de la Terre.
Trois scénarios peu satisfaisants
En fait, aucune de ces anciennes théories n’est véritablement satisfaisante.
L’analyse des roches lunaires a montré que leur composition chimique est différente de celle des roches terrestres, en particulier en ce qui concerne la proportion de fer. La Lune ne peut donc pas être uniquement formée de matière arrachée à la Terre et elle n’a pas non plus pu tout simplement naître dans la même région que la Terre.
De plus, le premier scénario exige une vitesse de rotation excessivement grande et le deuxième est incapable d’expliquer pourquoi la Lune possède un noyau beaucoup plus petit que la Terre.
Enfin, le troisième scénario n’est pas satisfaisant car il est extrêmement difficile d’imaginer comment la Terre aurait pu capturer un objet aussi massif que la Lune et l’amener dans une orbite stable.
De plus, l’analyse de la proportion de différents noyaux atomiques montre une très forte similarité entre la Terre et la Lune, ce qui est très difficile à s’expliquer si les deux corps ont été crées de façon indépendante.
Une collision à l’origine de la Lune
Plusieurs planétologues proposèrent ainsi en 1975 un quatrième scénario plus compliqué de l’origine de la Lune. Selon eux, très tôt dans l’histoire du système solaire, une collision se serait produite entre la Terre et un autre objet de la taille de Mars. Cette collision aurait entraîné l’éjection d’une énorme quantité de matière qui se serait agglomérée pour donner naissance à la Lune.
Cette dernière théorie peut expliquer toutes les différences ou similarités entre la Terre et la Lune, et c’est donc la théorie la mieux acceptée aujourd’hui.
A l’époque de l’impact, la plus grande partie du fer de la Terre s’était déjà rassemblée dans le noyau. La matière éjectée provenait principalement du manteau, plus pauvre en fer, ce qui explique que la Lune contient une faible proportion de cet élément.
La similarité dans la proportion de différents noyaux atomiques est due au fait que les deux corps ont une origine commune.
Enfin, la nature très aléatoire d’un impact explique pourquoi la Terre est la seule planète interne du système solaire à posséder un satellite de si grande taille.
La sonde de l’agence spatiale chinoise Chang’e 5 T1 prend cette magnifique image de la Terre et de la face cachée de la Lune le 28 octobre 2014. Crédit : Chinese National Space Administration/Xinhuanet
