Rotation de la terre

Le nombre de rotations de la Terre sur elle-même est de 365,2425 par an environ (calendrier grégorien), soit 366,2425 jours sidéraux (rotation par rapport au système de référence céleste). Comme la Terre n'est pas rigoureusement un solide massif indéformable, le concept de vitesse de rotation angulaire doit être soigneusement défini par des géodésiens et des astronomes, puis mesuré. Ce service est effectué par l'IERS (International Earth Rotation Service), qui met en ligne toutes les données connues.

La vitesse de rotation oscille de manière irrégulière. Dans la période de rotation (longueur du jour), on observe principalement une variation saisonnière d'environ 1 millième de seconde (ms) et des changements décennaux (entre 10 et 70 ans) de l'ordre de 5 ms. De plus, l'action de la Lune sur le soulèvement de la marée produit un couple retardateur qui induit une augmentation séculaire de la durée du jour d'environ 2 ms/siècle et un éloignement de la Lune de 3,84 cm/an (voir Rotation synchrone).

Par rapport aux étoiles l'axe de rotation balaye en 25 800 ans un cône axé sur les pôles du plan de l'écliptique (l'axe perpendiculaire à l'orbite terrestre), dont le demi-angle angle au sommet - l'obliquité de l'écliptique - vaut environ 23°26'. A ce mouvement, la précession, se superposent de petites oscillations périodiques, les nutations, dont la principale, en 18,6 ans, a une amplitude de 20". La précession-nutation est provoquée par l'action gravitationnelle conjointe de la Lune et du Soleil sur le bourrelet équatorial de la Terre, et de ce fait fait l'objet de modèles relativement précis, donnant la position spatiale de l'axe de rotation à la milliseconde de degré près.

L'axe de rotation oscille également dans la Terre de 1" au plus, principalement aux périodes de 430 jours et 365 jours.

Le pôle de rotation est l'intersection de l'axe de rotation avec la surface de l'hémisphère nord. A l'heure actuelle la direction du pôle dans l'espace comme dans la Terre est mesurée avec une précision qui confine à 0,1 milliseconde d'arc soit 0,000 1".

Origine de la rotation de la terre

La difficulté à définir la rotation de la Terre

Par analogie, lorsque l'on observe un essaim d'abeilles, son mouvement de translation, par le vent par exemple, est facile à définir ; mais son mouvement de rotation, le mouvement des abeilles, l'est moins.

La Terre n'étant pas un simple solide, il faut définir précisément sa rotation globale.

Néanmoins, on connait bien le mouvement des plaques tectoniques, du moins mesure-t-on précisément le déplacement d'un point de la croute terrestre avec un GPS par exemple, ce qui permet d'établir une convention, dite de Tisserand, pour figer un modèle théorique, l'ITRS (Système International de Référence Terrestre) puis d'y caler un modèle pratique évidemment entaché d'erreur, l'ITRF (Repère de Référence Terrestre International).

Il ne reste plus, alors, qu'à tenir compte des autres facteurs intervenants dans les différentes milieux et interfaces terrestres :

• des vents (aéronomie), de la marée atmosphérique, de la marée thermique solaire.
• des courants océaniques, des marées océaniques, des interactions Océan-Atmosphère.
• de la marée terrestre ; des mouvements du manteau (le rebond post-glaciaire a déplacé énormément le pôle (nord) vers le Groenland^{[réf. nécessaire]}), des mouvements de la graine du noyau et du noyau lui-même et enfin de l'interaction noyau-manteau.
• des interactions TAO (Terre-Atmosphère-Océan) : par exemple l'altitude de Brest varie beaucoup et celle de Rennes beaucoup moins

La Terre ainsi « solidifiée » par ces différentes « réductions-d'erreurs-systématiques », il ne reste plus qu'à étudier l'action des astres sur ce solide, repéré par ses angles d'Euler (voir rotation).

La longueur du jour

La « longueur » du vecteur rotation, soit ω = 2π / T donne la longueur du jour stellaire T, c'est-à-dire l'intervalle de temps qui sépare deux passages consécutifs de la même étoile au méridien. Il est proche du jour sidéral, l'intervalle de temps qui sépare deux passages consécutifs du point vernal (animé de la précession) au méridien. Cependant on utilise la longueur du jour solaire LOD = 1,002 737 811 911 354 48 T (de l'anglais « Length of Day »), qui est l'intervalle de temps séparant deux passages consécutifs du « soleil moyen » au méridien. Le LOD vaut 86 400 s TAI (le jour atomique) à plus ou moins 5 ms près. L'International Earth Rotation Service^[1] détermine quotidiennement l'écart du LOD avec le jour atomique. Cet écart présente une variation saisonnière de l'ordre de la milliseconde, à laquelle se superposent des oscillations à plus long terme entre 10 et 70 ans, atteignant 5 ms et difficilement prévisibles.
Selon la théorie commune, ces oscillations sont provoquées par le couplage entre le noyau fluide et le manteau. Sur des échelles de temps encore plus grandes, la décélération de la rotation terrestre devient prédominante et entraine une augmentation de la longueur du jour de 2 à 4 ms sur 2 siècles.

La longueur du jour est mesurée grâce à la technique GPS et les tirs lasers sur satellites artificiels avec une précision de l'ordre de 0,020 ms = 20 µs.

On peut ainsi calculer l'écart de la longueur du jour par rapport au jour atomique^[2].

L'herpolhodie

C'est le mouvement angulaire du vecteur rotation dans l'espace (plus précisément le système de référence céleste). Il est caractérisé par sa précession de période 26 000 ans, déjà détectée par Hipparque, et sa nutation. Il existe des irrégularités, car la Terre n'est pas un solide.

La polhodie

De pôle hodos (le chemin) : C'est le mouvement du vecteur rotation dans le système de référence terrestre (ITRF : international terrestrial reference frame^[3], défini correctement (la tectonique des plaques de quelques centimètres par an oblige sur un sol aussi mouvant d'avoir une convention précise si l'on veut détecter un mouvement au millimètre près). À l'heure actuelle, ce mouvement est relevé très précisément par géodésie satellitaire et le VLBI^[4].

La Terre s'arrêtera-t-elle de tourner ?

Il y a 2 tendances simultanées.

• L'attraction lunaire agit sur la Terre en la déformant. Tant que la Terre tourne sur elle-même plus vite que la Lune autour de la Terre, cette déformation ne se fait pas exactement en direction de la Lune mais se situe toujours légèrement en retard (dû à l'inertie) et agit comme un frein. Une partie de l'énergie de rotation de la Terre est ainsi dissipée. La vitesse de rotation de notre planète sur elle-même diminue régulièrement. Autrement dit la durée du jour augmente. La Lune quant à elle est accélérée sur son orbite, et s'éloigne. Quand les vitesses (angulaires) de rotation des deux astres sont synchronisées, le système est figé.
  

Vu de la Terre, la Lune se figera dans le ciel et la durée du jour sera d'un mois lunaire. Certains calculs indiqueraient une période de 50 jours, mais intègrent-ils les principaux effets en jeu ? (cf. paragraphe d'après).

• L'attraction solaire s'ajoute à celle de la Lune pour freiner la rotation de notre astre. Son corolaire en est que la durée du jour tend(-rait) à augmenter encore pour finir par atteindre la période de révolution de la Terre autour du Soleil. La Terre serait alors en rotation synchrone avec le Soleil.
  

Le jour durerait une année et le Soleil apparaitrait immobile dans le ciel !

• Néanmoins la présence de la Lune modifiera complètement cette seconde tendance finale, car en allongeant le jour, le mois deviendrait légèrement plus court que lui et le transfert Terre - Lune reprendrait en sens inverse ! Sans aucune position finale stable . . .

Des calculs suggèrent qu'il faudra plusieurs milliards d'années pour arriver à une (première ?) synchronisation, voire plus que la durée de vie estimée du Soleil.

Voir aussi

• Astronomie fondamentale
• Géodésie
• Période de rotation
• Rotation synchrone

Notes

Liens externes

• (en) International Earth Rotation Service and Reference Frame sur IERS
• ITRF
• Orientation terrestre observée par VLBI (Observatoire de Paris)
• Service de la Rotation de la Terre de l'Observatoire de Paris

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