Inclinaison de l'axe

L'inclinaison de l'axe ou obliquité est une grandeur qui donne l'angle entre l'axe de rotation d'une planète et une perpendiculaire à son plan orbital.



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Mécanique céleste - Angle - Grandeur physique - Métrologie

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L'inclinaison de l'axe ou obliquité est une grandeur qui donne l'angle entre l'axe de rotation d'une planète (ou d'un satellite naturel d'une planète) et une perpendiculaire à son plan orbital.

Caractéristiques

Inclinaison de l'axe terrestre (aussi nommé obliquité) et sa relation avec l'équateur céleste et le plan de l'écliptique, ainsi qu'avec l'axe de rotation de la Terre.

Dans le système solaire, les planètes ont des orbites qui se situent toutes environ dans le même plan. Celui de la Terre est nommé l'écliptique. Chaque planète tourne en outre autour de son axe de rotation, phénomène à l'origine de la succession des jours locaux de chaque planète. Cet axe de rotation n'est jamais perpendiculaire au plan orbital de la planète, mais incliné d'un certain angle, particulièrement variable suivant les planètes du système solaire. Toujours suivant les planètes, cet axe est soumis au phénomène de la précession, de façon plus ou moins marquée. Mais en première approximation, cet axe de rotation garde à court terme une direction fixe dans l'espace.

Dans le cas de la Terre, cet angle est aujourd'hui d'environ 66, 56° ou 66° 34'. Mais on parle plus fréquemment de l'inclinaison de l'écliptique sur le plan de l'équateur : cette inclinaison, complément angulaire de la précédente, vaudrait ainsi 23° 26'[1], ou alors proche de 23° [2]. Par simplification de langage, on assimile quelquefois inclinaison de l'axe et inclinaison de l'écliptique. On parle aussi d'obliquité de l'écliptique.

Ce fut Ératosthène (v.  276 - v.  194 av. J. -C. ) qui fut le premier à démontrer l'inclinaison de l'écliptique sur l'équateur et fixa sa valeur à 23, 51°.

Conséquences

C'est l'existence et le maintien de cette inclinaison naturelle qui entraine, par le déplacement de la planète sur son orbite, la succession des saisons. Ainsi, pour la Terre, de mars à septembre, la partie nord du globe voit le Soleil plus haut à midi dans le ciel que la partie sud, et c'est l'été dans l'hémisphère nord. Comme les rayons solaires arrivent sur Terre avec un angle plus proche de 90°, une même unité de surface reçoit plus de rayons lumineux qu'à midi dans le sud à la même époque. Du fait de cette inclinaison, le Soleil se lève plus tôt, se couche plus tard, et les jours sont de fait plus longs. Les rayons solaires dans l'hémisphère sud sont bien plus inclinés et arrosent une plus grande surface, ils distribuent par conséquent moins de chaleur par unité de surface : c'est l'hiver. Le Soleil parait aussi plus bas sur l'horizon et les jours sont plus courts, avec un astre qui se lève plus tard et se couche plus tôt. Ces effets sont d'autant plus prononcés que la latitude de l'observateur est grande. À l'équateur, l'effet est d'ailleurs strictement nul, et la durée du jour et de la nuit ne fluctue pas (même si la position du Soleil dans le ciel fluctue). Aux pôles, l'effet est extrême, si bien que le jour et la nuit y durent 6 mois chacun.

D'un point de vue astronomique, on peut noter quatre points spécifiques sur la trajectoire d'une planète selon son inclinaison :

Complément

En ce qui concerne la Terre, une propriété importante de l'obliquité est la variation cyclique de sa valeur : celle-ci fluctue entre 24, 5° et 22, 1°, suivant un cycle de 41 000 années. Les saisons fluctuent par conséquent suivant les millénaires de forte inclinaison ou d'inclinaison plus faible : une inclinaison plus forte impliquant des saisons plus marquées. Ce caractère cyclique est utilisé en cyclostratigraphie. Il a été démontré récemment par J. Laskar que la Lune stabilise la valeur de l'obliquité autour de 23°, et l'empêche ainsi de fluctuer de façon chaotique.

Références

  1. Géographie : La rotation de la Terre
  2. La théorie astronomique du climat

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La version présentée ici à été extraite depuis cette source le 11/11/2010.
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