La Lune, comme toutes les planètes du Système solaire et leurs satellites, décrit une orbite elliptique. Sa distance à la Terre varie donc entre 356 400 km au périgée et 406 700 km à l'apogée, soit une variation légèrement supérieure à 12 %, pour un écart moyen de 384 401 km (soit environ 30 diamètres terrestres). De même, son diamètre apparent varie entre 33' 29" et 29' 23". En théorie, les détails de sa surface devraient nous être plus facilement perceptibles aux abords du périgée ; dans la pratique, c'est surtout la turbulence atmosphérique, la qualité de l'optique (ainsi que la compétence de l'observateur) qui en marque les limites. Actuellement, les meilleurs instruments terrestres permettent une résolution de 200 mètres. Cette proximité avec la Terre fait que le couple Terre-Lune est physiquement considéré comme une planète double. Les deux astres orbitent autour du Soleil tout en se mouvant autour d'un centre de gravité commun (barycentre), ce dernier étant situé à 4 700 km du centre de la Terre en direction du centre de la Lune.

Origine de la Lune

Historiquement, plusieurs scénarios ont été proposés pour tenter de résoudre l'énigme de la formation de notre satellite :

• détachement d'une partie du manteau de la Terre originelle par effet de marée. La différence de composition chimique du manteau terrestre primitif et de la Lune permet d'exclure cette hypothèse ;
• la Lune et la Terre se seraient formés séparément dans une même zone du Système solaire et devraient ainsi contenir une même proportion fer/silicate. Les analyses chimiques démontrent que la Lune a une teneur en fer trois fois moindre que la Terre ;
• la jeune Lune, encore en formation sur une orbite solaire, aurait été capturée par la Terre, la mécanique céleste impose que les deux astres orbitaient à des distances au Soleil très voisines et avec une excentricité proche. La différence de la teneur fer/silicate exclue une nouvelle fois cette probabilité.

Les simulations numériques permettent aujourd'hui de vérifier et caractériser une nouvelle possibilité : l'agrégat de débris issus d'une collision tangentielle entre la proto-Terre et une proto-planète d'une masse similaire à celle de Mars. Après l'impact, des fragments arrachés aux deux corps peuvent se placer en orbite autour de la Terre et former un anneau apte à s'agglomérer en un unique satellite. Les simulations montrent que pour être compatible avec les données, la planète incidente doit avoir impérativement une masse comprise entre 0,12 et 0,17 masse terrestre.

Phases lunaires

Le phénomène le plus évident reste la variation de l'éclairement de la surface lunaire au cours d'une lunaison. La Lune n'émet pas directement de lumière, elle ne fait que réfléchir une infime partie de celle reçue du Soleil (à peine plus de 7 %, soit cinq fois moins que la Terre). En fonction de l'angle entre l'axe Terre-Lune et l'axe Terre-Soleil (angle de phase), seule une portion de son hémisphère éclairé est visible depuis la Terre. La période synodique — le retour à une même configuration de phase, également appelée lunaison — est de 29,53 jours. La limite entre la zone « jour » et zone « nuit » est appelée le terminateur.

Nouvelle Lune :

Notre satellite est exactement dans la direction du Soleil et « traverse » le ciel en même temps que lui. La Lune n'est pas visible car c'est sa face cachée qui est alors pleinement éclairée. Cependant, aux abords de la Nouvelle Lune, un fin croissant reste observable en tout début ou en fin de nuit. À la même période, la Terre serait vue pleinement ensoleillée depuis la Lune. Cette dernière reçoit une portion de la lumière solaire réfléchie par la Terre et la partie de sa face visible non éclairée par le Soleil est légèrement éclaircie par un « Clair de Terre ». Ce phénomène est appelé : « lumière cendrée ».

Premier Quartier :

La Lune se lève vers midi et culmine au méridien en début de nuit, pour se coucher vers minuit. La moitié de son hémisphère en direction du Soleil nous est visible dès l'après-midi et en début de nuit.

Pleine Lune :

Notre satellite est à l'opposé du Soleil. Sa face visible est alors pleinement exposée à la lumière solaire et reste observable toute la nuit.

Dernier Quartier :

La Lune se lève vers minuit, pour culminer en fin de nuit, et se couche vers midi. L'autre moitié de son hémisphère exposé au Soleil nous devient visible en fin de nuit et en matinée.

Attention : les phases lunaires représentées sur le cercle pointillé sont montrées comme vues par l'observateur terrestre et non comme le voudrait la logique du dessin (en visant la Lune depuis la Terre sur le graphique). Chaque jour, la Lune se lève à peu près 50 minutes plus tard que la veille. En une heure, son déplacement réel est d'environ une fois son diamètre en direction de l'Est par rapport au fond étoilé. Son mouvement apparent vers l'Ouest est uniquement dû à la rotation terrestre.

Face visible et zones de libration

Lorsque la Lune accomplit une révolution autour de la Terre, elle fait également une rotation complète sur son axe ; sa rotation est dite « synchrone ». Elle résulte du freinage de la rotation de la Lune par l'effet de marée engendré par l'attraction terrestre jusqu'à ce que ce synchronisme soit atteint. Pour cette raison, elle présente toujours un même hémisphère en direction de la Terre : c'est la face visible. L'autre hémisphère, la face cachée, n'est ainsi jamais visible pour un observateur terrestre.

Suivant ce principe, 50 % de la surface lunaire devrait s'offrir à notre regard ; hors il est possible d'en admirer jusqu'à 59 % (mais jamais plus de 50 % simultanément !). En effet, le mouvement de la Lune est animé de légères oscillations périodiques : les librations. Elles sont de plusieurs types : les librations en longitude, les librations en latitude, les librations diurnes (ou parallactiques) et… de multiples perturbations physiques.

Libration en longitude

En vertu de la loi de Kepler (loi des aires), la vitesse de révolution de la Lune est accélérée au périgée et ralentie à l'apogée ; en revanche, sa vitesse de rotation sur son axe reste constante. La rotation de la Lune semble donc être périodiquement en avance ou en retard par rapport à sa vitesse moyenne de révolution. Il en résulte que chacun de ses bords gauche et droit sont alternativement visibles sur une zone supplémentaire d'environ 7° 54' :

• La Lune est à sa position initiale au périgée (le point rouge marque le centre moyen de la face visible, la face cachée est grisée).
• La vitesse de révolution de la Lune est accélérée. Elle a déjà parcouru un quart de son orbite (dont l'ellipticité a été fortement exagérée pour une meilleure compréhension), mais elle n'a pas encore pivotée de 90° sur son axe. Une mince bande supplémentaire est visible depuis la Terre sur son limbe droit.
• La Lune ralentie, les vitesses de rotation et de révolution s'équilibrent à nouveau.
• La vitesse de révolution de la Lune est ralentie. Elle met plus de temps à parcourir un quart de son orbite et elle a effectué une rotation sur son axe supérieure à 90°. Cette fois c'est une bande supplémentaire sur son limbe gauche qui est visible depuis la Terre.

Libration en latitude

De la même manière que l'axe de rotation de la Terre est incliné par rapport au plan de son orbite autour du Soleil, l'axe de rotation de la Lune présente une inclinaison de 6,7° sur le plan de son orbite autour de la Terre. La Lune garde cet angle d'inclinaison tout au long de son orbite. Pour un observateur terrestre, le centre moyen de la face visible de la Lune (marqué d'un point rouge) décrit un balancement apparent sur un axe Nord-Sud qui peut atteindre 6° 50'. Des zones supplémentaires de sa surface se découvrent alternativement aux limbes nord et sud.

Libration diurne

La rotation de la Terre amène un observateur à observer différemment les limbes lunaires sur une portion d'environ 1° lors d'une même nuit.

Librations physiques

Ces trois types de librations apparentes (ou optiques) sont à distinguer des librations physiques qui sont de véritables oscillations de la Lune causées par la variabilité de l'attraction terrestre. La Terre et la Lune ne sont pas des corps parfaitement sphériques (il existe notamment un renflement équatorial) et la répartition des masses n'est pas homogène. Le Soleil et les autres planètes perturbent également l'orbite de la Lune. L'étude de ces faibles perturbations (quelques minutes d'arc) est déterminante pour une meilleure compréhension de la forme et de la structure interne de notre satellite.

Physionomie du relief lunaire

Observé à l'œil nu depuis la Terre, le sol lunaire présente des zones sombres se détachant par contraste sur un fond plus clair. Les premiers observateurs crurent voir dans ces taches de vastes étendues d'eau qu'ils nommèrent naturellement « mers » (mare en latin) ou « lacs » (lacus), les surfaces claires devenant logiquement les « hautes terres ». Depuis que Galilée a pointé pour la première fois sa lunette sur la Lune (1610), on sait que cette dernière est un astre solide présentant des plaines et des chaînes montagneuses, ainsi que des pics et des vallées. L'usage de ces noms est cependant demeuré. La face visible est recouverte d'environ 35 % de ces terrains sombres, relativement plats ; les autres 65 % étant recouverts de multiples cratères qui se chevauchent souvent partiellement. Il aura fallu attendre octobre 1969 pour que la sonde Luna-3 nous envoie les premières vues de la face cachée qui ne montre que moins de 3 % de mers. Les diverses missions lunaires nous ont appris que le sol de notre satellite est recouvert de plusieurs centimètres de poussière, le régolithe, ce sont les débris résultant des multiples impacts qui ont façonné sa surface.

La Lune étant dépourvue d'atmosphère (la pression au sol est inférieure à 10⁻¹³ atmosphère, bien moindre que le vide le plus poussé obtenu en laboratoire), sa surface est directement exposée à l'espace interstellaire et ne subie aucune érosion, hormis les impacts de météorites. Les cratères d'impacts constituent ainsi le caractère dominant du relief lunaire. Rien que pour la face visible, 30 000 d'un diamètre supérieur au kilomètre ont été répertoriés ; 234 dépassent les 100 km.
Les cratères lunaires ont été différenciés en fonction de leur taille :

• plaines murées, ou également plaines closes, pour ceux dont le diamètre est compris entre 60 et 300 km (ex : Plato, Ptolemaeus, Clavius) ;
• cirques, diamètre compris entre 20 et 100 km, ils possèdent un pic central (ex : Tycho, Copernicus) ;
• cratères, tout simplement, pour des diamètres entre 5 et 60 km (ex : Kepler) ;
• craterlets, lorsque le diamètre n'excède pas 5 km.

Les montagnes lunaires ont des noms identiques à ceux des chaînes montagneuses terrestres : c'est leur seule similitude ! Ces structures se retrouvent généralement en bordure des « mers » et seraient les vestiges d'antiques bassins d'impact dont seules subsistent une partie de leurs énormes enceintes. Leurs versants présentent des pentes relativement douces : 15° à 20°, exceptionnellement 30°. Les dômes lunaires, d'un diamètre compris entre 10 et 20 km, ont des altitudes qui ne dépassent pas quelques centaines de mètres. Leurs pentes sont encore plus douces, généralement inférieures à 3 %. Dorsales (ou lignes de crêtes), rainures et failles constituent d'autres formations lunaires.

Origine du relief lunaire

Lorsqu'un bolide impacte la Lune, ce n'est pas lui qui creuse directement le cratère. Arrivant au sol à très grande vitesse (entre 15 et 30 km·s⁻¹), son énergie cinétique (E_c) est énorme : E_c = ½mv² où m exprime sa masse et v sa vitesse. Cette énergie est dissipée dans le sol en le portant à très haute température et une onde de compression se propage symétriquement à partir du point d'impact, indépendamment de l'angle de chute — il existe toutefois quelques rares cratères de forme ovoïde ; ex : Messier (1,9 S - 47,6 E), Taylor (5,3 S - 16,7 E). Les terrains comprimés vont ensuite se détendre en expulsant les matériaux superficiels, formant ainsi un cratère circulaire dont le diamètre est de l'ordre de 20 fois la dimension du bolide. Pour les masses importantes, un phénomène de rebond laisse un pic central (comme une goutte d'eau tombant sur la surface d'un liquide).

Les sismographes installés par les missions Apollo ont permis de sonder l'intérieur du globe lunaire et de démontrer que la croûte a une épaisseur moyenne de 100 km sur la face cachée, contre seulement 60 km sur la face visible. Bien après une période d'intense bombardement (entre 3,8 et 4,2 milliards d'années), la Lune aurait connu une période de volcanisme intense liée à une chaleur radioactive interne à son paroxysme. Des percées de lave extrêmement fluide auraient été facilitées sur la surface visible « plus fine et plus chaude » et auraient graduellement comblé les zones les plus basses, formant les mers sur lesquelles sont visibles dômes, chenaux de lave…
Aujourd'hui, la Lune est considérée comme un astre géologiquement inerte. Cependant, en raison de l'absence d'atmosphère, elle est continuellement refaçonnée par les météorites qui atteignent directement son sol.

Bassin « South pole-Aitken »

La Lune possède le plus grand bassin d'impact du Système solaire, 2 500 km de diamètre pour une profondeur de 13 km (il surclasse le bassin Hellas sur Mars, 2 100 km de Ø). Invisible depuis la Terre, il est ainsi nommé en raison de son emplacement entre le pôle Sud lunaire et le cratère Aitken (Ø 135 km, 16,4 S - 172,9 E). Son existence était soupçonnée depuis la réception des images (pourtant de piètre qualité) de la première sonde à explorer la face cachée : Luna-3 ; des données altimétriques précises ont été apportées par la sonde Clémentine. Les altitudes les plus basses sur le globe lunaire sont situées à l'intérieur du bassin South pole-Aitken (−5 km), les plus élevées (+6 km) se retrouvent sur sa partie Nord-Est. Cette surélévation pourrait résulter d'un impact oblique à vitesse lente.

Toponymie lunaire

La toponymie lunaire a plusieurs origines. Pour la face visible, elle date essentiellement du XVII^e siècle suite à la nomenclature mise en place par Giovanni Battista Riccioli (1598 - 1671) et Francesco Maria Grimaldi (1618 - 1663). Ils nommèrent les mers en fonction de qualités humaines et de phénomènes météorologiques. Les montagnes reçurent les noms de leurs homologues terrestres. Les plus gros cratères prirent les noms de personnalités : scientifiques, philosophes, écrivains, etc. En 1959, la sonde soviétique Luna-3 a photographié pour la première fois — en basse résolution — la face opposée, les principales formations ont aussitôt reçues des noms comme : Mare Moscoviense, Mendeleev, Tsiolkovskiy, Korolev… En 1964, le latin a été officiellement conservé pour les différentes désignations.