Les mouvements de la Terre

Leurs conséquences sur la durée du jour, de l'année, les saisons...

Jour sidéral, jour stellaire et jour solaire

Jour sidéral et jour solaire
Jour stellaire et jour solaire

Le jour sidéral est défini comme la durée d'une rotation de la TerreTerre
Minuscule fragment de matière flottant autour d'une étoile banale, la planète Terre est pourtant la plus massive des planètes telluriques.
Planète Terre
par rapport à une direction fixe dans l'espace, celle du point vernalPoint vernal : le point vernal est l'un des deux points d'intersection entre le plan équatorial terrestre et le plan de son orbite. Marquant le passage du Soleil à sa phase ascendante, il correspond à l'équinoxe de printemps pour l'hémisphère Nord (en mars).
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Un jour sidéral vaut 23 h 56 min 4,091 s.
De la même manière, le jour stellaire est fixé par rapport à une étoile repère (positions 1 à 2 du graphique ci-contre).
En raison du mouvement de précessionPrécession : l'axe de rotation terrestre décrit un cône autour de la direction perpendiculaire au plan de son orbite. Ainsi chaque prolongement de l'axe des pôles dessine un cercle en 25 800 ans par rapport aux étoiles.
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, il diffère du jour sidéral de 0,008 3 s (le point vernal rétrograde de 50,26" par an).
Le jour solaire est la période séparant deux passages successifs du SoleilSoleil
Le Soleil n'est que l'une des 100 milliards d'étoiles qui constituent notre Galaxie.
Étoile Soleil
au méridien d'un lieu (positions 1 à 3 du graphique).
La Terre s'étant déplacée d'environ 1° sur son orbite (360°/365,25), il lui faut encore tourner de cette même valeur pour se retrouver dans une configuration identique (passage de la position 2 à la position 3 sur le graphique), soit 3 min 55,909 s de temps.
Cette période de 24 heures définit le jour solaire moyen, celui qui est affiché par nos montres. En raison de la vitesse non-linéaire de la Terre sur son orbite (2e loi de KeplerLoi de Kepler (2) : le rayon vecteur reliant le Soleil à une planète balaie des aires égales en des périodes égales.
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) et de son inclinaison, le Soleil ne passe pas au méridien d'un lieu avec régularité.
Cette différence entre le jour solaire vrai et le jour solaire moyen est appelée équation du tempsÉquation du temps : en raison d'irrégularités des mouvements de la Terre, la durée entre deux passages successifs du Soleil au méridien n'est pas constante. L'équation du temps est l'écart entre ce midi solaire vrai et un midi solaire moyen (fictif).
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N. B. : le graphique montre la différence entre jour stellaire et jour solaire. Pour une meilleure compréhension, les dimensions et distances ne sont pas à l'échelle et les angles fortement exagérés.

Année sidérale et année tropique

L'année sidérale est le temps mis par la Terre pour effectuer son orbiteOrbite : trajectoire, généralement elliptique, décrite par un corps naturel ou artificiel soumis au champ gravitationnel d'un autre corps considéré comme fixe.
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autour du Soleil ; elle vaut 365,2564 jours solaires moyens.

L'aspect du ciel nocturne

Le mouvement diurne des étoiles résulte de la rotation de la Terre. L'apparence du ciel nocturne varie également tout au long de l'année en raison du déplacement de la Terre sur son orbite.
Un observateur attentif peut remarquer que le ciel étoilé présente à heure fixe un aspect différent suivant la période de l'année : une constellationConstellation : les constellations prennent leurs origines essentiellement dans la mythologie. N'ayant aucune entité physique propre, elles résultent d'une simple association d'étoiles qui, vues depuis la Terre, semblent angulairement proches.
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visible les nuits d'hiver reste inobservable en été.
En revanche, à une latitudeLatitude : écart angulaire d'un point de la sphère terrestre mesuré depuis le plan équatorial.
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moyenne, une constellation proche d'un pôle (constellation circumpolaireCircumpolaire : une constellation est dite circumpolaire lorsque, pour une latitude donnée, elle reste toute l'année au-dessus de l'horizon.
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) ne descend jamais sous l'horizonHorizon : projection sur la sphère céleste du plan horizontal passant par le point de vision de l'observateur.
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et, bien que présentant une orientation différente, elle reste visible toute l'année.

Le mécanisme des saisons

Durées des saisons
Mécanisme et durées des saisons
Répartition de l'énergie lumineuse
Répartition de l'énergie lumineuse

La Terre passe à son périhéliePérihélie : distance minimale d'un astre au Soleil.
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(147 103 311 km) le 4 janvier et à l'aphélieAphélie : point le plus éloigné de l'orbite d'un corps céleste autour du Soleil.
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le 5 juillet (152 105 142 km). La différence entre ces deux distances valant environ 3 %, elle n'est pas à l'origine du cycle des saisons.
C'est l'inclinaison constante de l'axe de rotation de la Terre (23° 27') à la normale de son plan orbital (écliptiqueÉcliptique : projection du plan de l'orbite terrestre sur la voûte céleste. Pour cette raison, il correspond également au déplacement apparent du Soleil parmi les étoiles sur une année.
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) qui, en raison de différences d'échauffement, conduit aux variations de températures saisonnières.
Suivant l'angle du rayonnement solaire, l'énergie lumineuse est répartie sur une surface plus ou moins grande (si a > b : A < B).
La révolution terrestre étant elliptique, elle obéit à la loi des aires (2e loi de Kepler). La vitesse de la Terre étant non-linéaire tout au long de son orbite, la durée des saisons est inégale.