TERRE Planète Terre

Le globe terrestre

Il appartient aux Grecs d'avoir établi que la forme de la Terre était sphérique et d'en avoir, pour la première fois, estimé la grandeur.

Dès le v^e siècle avant J.-C., Anaxagore avait remarqué la forme circulaire de l'ombre portée de la Terre, lors des éclipses de Lune. Au iii^e siècle avant J.-C., Ératosthène de Cyrène avait trouvé entre Syène (Assouan) et Alexandrie une distance de 5 000 stades pour 7 degrés 12 minutes d'angle, soit 250 000 stades environ pour la circonférence terrestre, correspondant à peu près à 44 000 kilomètres, mesure exacte à 10 p. 100 près. D'autres mesures de cette circonférence seront effectuées au cours des siècles qui suivront, souvent moins exactes, la plupart du temps sous-estimées : ainsi, celle de 30 000 kilomètres environ retenue par Ptolémée, au ii^e siècle après J.-C., dans sa Syntaxe mathématique, plus connue au Moyen Âge sous le nom arabisé d'Almageste. Cette sous-estimation décida du voyage de Christophe Colomb en 1492, dans lequel il ne se serait sans doute pas engagé, avec les moyens de navigation de l'époque, s'il avait su devoir affronter 10 000 kilomètres de plus pour atteindre l'Asie par l'Ouest ; heureusement, l'Amérique était là qui sauva son entreprise en lui donnant une signification inattendue... La réalité de la sphère terrestre, qui venait d'être figurée sous la forme du premier globe connu, construit par Martin Behaim en cette même année 1492, était donc démontrée ; ce fait fut définitivement confirmé par la circumnavigation entreprise en 1519 par Magellan et achevée en 1522, sans ce grand capitaine, mort en route, à Mactan, dans l'île de Cebu (Philippines).

La mesure plus exacte des coordonnées terrestres sera faite au siècle suivant, à l'instigation de l'Académie des sciences de Paris, qui fut chargée en 1668, par Colbert, son fondateur, d'établir une véritable carte géographique de la France, « plus exacte que celles qui ont été faites jusqu'icy ». Commença ainsi une aventure qui s'achèvera en 1799 par la définition du mètre, base du système métrique, lequel verra le jour en 1810. Les mesures faites par l'abbé Jean Picard, grâce à la méthode de la triangulation mise au point au xvi^e siècle par les Hollandais, sur la « méridienne » Paris-Amiens, donnèrent 57 064 toises (du Châtelet) pour un degré d' arc de méridien ; soit 40 034 kilomètres pour la circonférence terrestre, valeur très voisine des mesures actuelles. (La toise du Châtelet, ainsi nommée parce qu'elle représentait la distance entre deux crochets fixés dans les murs du Châtelet, à Paris, valait 1,948 8 m ; rappelons que toises, pieds, pouces avaient des valeurs différentes d'un pays à l'autre, voire d'une province à l'autre.)

L'ellipsoïde terrestre

Une grande controverse s'engagea alors qui allait opposer, pendant quelques décennies, les deux plus anciennes académies du monde, l'Académie des sciences de Paris, sous l'égide de la dynastie des trois Cassini, réalisateurs de la carte de France, et la Royal Society de Londres, sous l'égide de Newton.

Au vu des résultats de l'abbé Picard, la méridienne Paris-Amiens fut étendue à la méridienne Dunkerque-Perpignan : le degré de méridien, mesuré au sud de Paris, égal à 57 097 toises, était plus long que le degré de méridien mesuré au nord. La Terre n'était donc pas une sphère mais un fuseau allongé selon l'axe des pôles. Ce résultat, acquis en 1718, entrait en contradiction avec la théorie de la gravitation universelle, que Newton avait exposée dans ses Principia, parus en 1687 : en raison de la force centrifuge résultant de la rotation de la Terre, celle-ci devait au contraire avoir la forme d'un ellipsoïde aplati aux pôles. Les mesures des périodes d'oscillation de pendules identiques faites par Jean Richier à Paris et à Cayenne permettaient d'annoncer un aplatissement de 1/578 (près de deux fois plus faible que celui qui est mesuré aujourd'hui). Les mesures des Cassini remettaient donc en cause la théorie de Newton.

L'Académie des sciences décida par conséquent de vérifier ces mesures en organisant ce qui peut être considéré comme le premier grand programme scientifique international. Une première expédition, dirigée par Pierre Louis Moreau de Maupertuis – avec, entre autres, Anders Celsius et Alexis Claude Clairaut –, se rendit en Laponie en 1736-1737, et une seconde, sous la direction de Louis Godin – avec Pierre Bouguer, Joseph de Jussieu et Charles Marie de La Condamine, notamment –, opéra au Pérou (en fait, dans ce qui est aujourd'hui l'Équateur) de 1735 à 1744, pour y mesurer un degré d'arc de méridien afin de les comparer. Les résultats confirmèrent la théorie de Newton, qui n'eut plus, dès lors, de contradicteur : par 66⁰ nord, le degré d'arc de méridien, qui valait 57 438 toises, était plus long qu'à Paris et, a fortiori, qu'auprès de l'équateur, où il ne valait que 56 735 toises.

Le géoïde terrestre

Ces controverses donnèrent à la science des mesures une grande impulsion qui conduirait aux développements modernes, d'une part, de la métrologie, d'autre part, de la géodésie. De là viendront le mètre et le système métrique, à la suite d'une nouvelle entreprise de l'Académie des sciences, ainsi qu'une image précise de la forme de la Terre qui fut acquise par l'étude des anomalies de pesanteur. Rapportée à un ellipsoïde de référence calculé au niveau moyen des mers, corrigée de l'effet des reliefs, la pesanteur présente des anomalies positives ou négatives. On peut alors définir un géoïde, surface équipotentielle du champ de la pesanteur au niveau de référence, qui s'écarte de l'ellipsoïde de référence de plusieurs dizaines de mètres (au-dessus ou au-dessous).

La forme du géoïde a été très affinée grâce aux satellites artificiels : par l'analyse de leurs orbites, qui dépendent du champ de pesanteur terrestre, ce qui fut possible dès Spoutnik-2(1957-1958), qui permit de mesurer un aplatissement polaire de 1/298 – au lieu de 1/297, calculé par les mesures de pesanteur au sol – par des satellites à radar altimétrique (Geos-3 et Seasat, placés sur orbite en 1975 et en 1978, Geosat en 1985, ERS-1 en 1991, Topex-Poséidon en 1992, ERS-2 en 1995), qui ont permis de mesurer directement les ondulations du géoïde marin. Le Goddard Space Flight Center, aux États-Unis, ainsi que l'association du Groupe de recherche de géodésie spatiale de Toulouse (GRGS) et de l'Institut de géodésie spatiale allemand fournissent des mesures toujours améliorées du champ de gravité terrestre.

Les « mensurations » du géoïde

La Terre a donc la forme d'un géoïde, proche d'un ellipsoïde de révolution, aplati aux pôles d'un taux de 1/298,5, ce qui correspond à un rayon polaire de 6 356,752 kilomètres, plus court de 21 kilomètres environ que le rayon équatorial, égal à 6 378,136 kilomètres ; ces valeurs conduisent à une circonférence méridienne de 40 007,864 kilomètres, plus courte de 67 kilomètres environ que la circonférence équatoriale, égale à 40 075,017 kilomètres.

La superficie de la Terre est de 510 065 000 kilomètres carrés, dont 133 620 000 kilomètres carrés de continents, soit 26,2 p. 100, le reste correspondant à la surface des océans et des mers. Le volume de la Terre est de 1 083 320 000 kilomètres cubes, ce qui conduit à une masse de 5,98 . 10²⁴ kilogrammes, pour une densité moyenne de 5,515.

Par rapport à un ellipsoïde de révolution qui aurait pour axe la ligne des pôles, le géoïde présente des saillies et des dépressions d'une centaine de mètres au maximum, ce qui peut sembler négligeable : vue depuis un satellite, la Terre apparaît bien comme un globe terrestre! Les deux plus grandes protubérances, d'une amplitude maximale de 80 mètres, se situent dans le sud-ouest du Pacifique, au droit de la Nouvelle-Guinée, et dans l'Atlantique nord, approximativement aux antipodes l'un de l'autre ; une saillie secondaire de 50 mètres environ se situe dans l'océan Antarctique, au sud-est de l'Afrique. La plus grande dépression, d'une amplitude de 100 mètres environ, se situe dans l'océan Indien, au sud de l'Inde ; une dépression moins marquée, de 70 mètres, se place dans l'océan Antarctique, au nord-est de la terre Adélie ; enfin, un groupe de dépressions de 50 mètres environ est centré sur l'Amérique du Nord, avec un maximum au niveau de la baie d'Hudson et deux zones moins marquées, dans la région des Bahamas-Petites Antilles, et dans le Pacifique, au sud-ouest de la Californie. Cette distribution des creux et des bosses, sans rapport avec des structures superficielles déterminées, est liée à des irrégularités de la répartition des masses dans les profondeurs du globe qui font l'objet de conjectures.

Le détail des reliefs de la Terre, précisé par les satellites des familles Landsat et SPOT, fait apparaître deux grandesceintures montagneuses, l'une péripacifique, à prédominance méridienne, l'autre latitudinale, des Caraïbes à l'Indonésie par l'Eurasie méridionale, dite téthysienne en ceci qu'elle est issue de la Téthys, océan aujourd'hui disparu qui séparait, pendant les derniers 200 millions d'années, les continents septentrionaux et méridionaux en cours d'individualisation. Mais les études océanographiques, confirmées par le traitement des données des satellites altimétriques de la famille Seasat, Geosat, Topex-Poséidon, font apparaître que la plus grande chaîne terrestre, longue de 60 000 kilomètres environ, est formée par les rides (médio)-océaniques, qui s'élèvent en moyenne à 2 000 mètres au-dessus des plaines abyssales.

Rapportée au géoïde, l'altitude maximale des terres émergées est celle de l'Everest (8 846 m), dans la chaîne téthysienne de l'Himālaya ; la profondeur maximale des océans est celle de la fosse des Mariannes (11 034 m), dans le Pacifique occidental. Rapporté au fond des océans, le plus grand dénivelé est celui de la cordillère des Andes, qui atteint près de 15 000 mètres, somme des 8 000 mètres de la fosse d'Atacama (ou du Pérou-Chili) et des près de 7 000 mètres des sommets andins. Enfin, si l'on considère la distance au centre de la Terre, le plus haut relief est le volcan Chimborazo, en Équateur, qui ajoute à ses 6 310 mètres par rapport au géoïde l'épaisseur du bourrelet équatorial (de 21 km environ).

Caractéristiques orbitales

La Terre décrit autour du Soleil, dans un plan dit de l'écliptique, une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers. Sa distance au Soleil varie ainsi entre 147 103 311 kilomètres, en janvier (périhélie), et 152 105 142 kilomètres, en juillet ( aphélie) ; sa vitesse orbitale s'échelonne entre 28,084 et 31,028 kilomètres par seconde.

La Terre tourne sur elle-même en 23 heures 56 minutes et 4 secondes, selon un axe incliné de 23⁰ 27′ sur le plan de l'écliptique, ce qui conduit à une variation considérable de l'ensoleillement en un endroit donné, définissant les saisons. 23⁰ 27′ nord et sud marquent la latitude destropiques du Cancer, au nord, et du Capricorne, au sud, où le Soleil arrive à la verticale, à midi, aux solstices de juin (Cancer) et de décembre (Capricorne), le Soleil passant deux fois par an à la verticale de tout lieu situé entre les tropiques. Les cercles polaires, par 66⁰ 33′, marquent en complément les limites de la nuit polaire au moment du solstice de l'hémisphère opposé. Le Soleil passe et repasse au zénith de l'équateur lors des équinoxes de septembre et de mars.

Entre deux solstices – ou entre deux équinoxes – consécutifs, on définit une année tropique de 365 jours 5 heures et 48 minutes, exacte mesure de la succession des saisons. Or l'axe de rotation de la Terre n'est pas fixe et décrit en 25 800 ans un cône de demi-angle au sommet égal à 23⁰ 27′, autour d'un axe perpendiculaire au plan de l'écliptique, ce qui provoque le phénomène de précession des équinoxes, en conséquence duquel l'année sidérale dépasse de 20 minutes environ l'année tropique ; celle-ci est donc en avance d'autant.

La rotation de la Terre est affectée d'autres irrégularités, de moindre grandeur : mouvements de nutation de l'axe des pôles, oscillation angulaire de 9,21″ selon une période de 18,6 ans ; mouvement erratique de l'axe des pôles, qui décrit une spirale irrégulière à l'intérieur d'un cercle d'une vingtaine de mètres de diamètre ; freinage progressif de la rotation dû aux marées terrestres – le jour aurait diminué de 2 heures environ en 350 millions d'années, la rotation se faisant en 12 heures lors de la formation de la Terre, il y a 4,5 milliards d'années (en conséquence, la Lune s'éloigne de la Terre de 3,7 cm par an) ; variation saisonnière annuelle de l'ordre de la milliseconde, liée aux irrégularités météorologiques entre l'hémisphère Nord, où se concentrent les continents, et l'hémisphère Sud, où ils sont moins importants, etc.

Si les plus marquées de ces irrégularités sont connues depuis longtemps, comme la précession des équinoxes, que les Anciens calculaient sans en connaître la cause, ou le freinage des marées, dont Darwin avait le premier pressenti l'origine, les précisions les plus fines n'ont été acquises qu'à la fin du xx^e siècle, grâce à la géodésie spatiale : télémétrie laser sur des satellites artificiels ; interférométrie à longue base (VLBI : Very-Long Baseline Interferometry) à partir du signal émis par une source très lointaine dans l'Univers (en pratique, des quasars) ; techniqueDoppler-Fizeau des systèmes GPS (Global Positioning System) et DORIS (Détermination d'orbite et radiopositionnement intégré par satellite).

Les problèmes de l'heure

La rotation de la Terre sur elle-même est à l'origine de la définition de l'heure. La référence est le jour solaire, temps qui sépare deux passages successifs du Soleil au méridien du lieu, très légèrement variable en raison du changement de position de la Terre sur son orbite par rapport au Soleil ; on a donc défini un jour solaire moyen de 23 heures 56 minutes et 4 secondes. La division du jour selon le système duodécimal est sans doute d'origine chaldéenne : les Babyloniens divisaient le jour en 12 kaspars... annonciateurs des 24 heures actuelles. Le repérage de ces divisions fut longtemps difficile, utilisant successivement le gnomon, ancêtre du cadran solaire, l'écoulement d'un fluide (clepsydre, sablier), l'échappement d'un engrenage entraîné par un poids (pendule) puis par un ressort ; jusqu'aux vibrations de quartz piézoélectriques et, enfin, aux horloges atomiques, dont la plus précise utilise les fréquences d'émission de l'atome de césium. Exactes à 10⁻¹⁴ (1 seconde d'erreur en 3 millions d'années !), ces horloges ont permis, en retour, de mettre en évidence les plus infimes irrégularités de la rotation terrestre.

Du fait de la rotation, l'heure est différente en chaque point du globe ; on a donc choisi une référence qui est le méridien de Greenwich, près de Londres (GMT, Greenwich Mean Time), acceptée au congrès de Washington (1884) ; mais la France n'adopta qu'en 1911 ce temps universel (UT) ; elle avait jusqu'à cette date conservé le temps du méridien de Paris. Le globe a donc été divisé en 24  fuseaux horaires, de 15 degrés chacun (soit 1 667 km à l'équateur) ; la ligne de changement de date se situe sur le méridien antipode de celui de Greenwich, dans le Pacifique, à l'aplomb de la Nouvelle-Zélande (on se souvient que Phileas Fogg gagna un jour en la franchissant d'ouest en est).

L'homogénéisation de l'heure dans un fuseau n'a été possible qu'à partir du moment où les communications furent assez rapides pour couvrir tout ou partie du fuseau en un jour, ce qui n'apparut qu'avec le chemin de fer. Auparavant, l'heure était l'heure solaire du lieu ; et jusqu'à l'invention des télécommunications hertziennes, certains chefs de train étaient chargés de régler les pendules des gares avec leur chronomètre. En France, c'est la mise en service, le 14 février 1933, de l'horloge parlante inventée par Ernest Esclangon qui mit fin à ces pratiques approximatives.

Le problème du calendrier

La révolution de la Terre autour du Soleil et celle de la Lune autour de notre planète sont à l'origine du calendrier, dont la mise au point fut et ne peut constituer qu'un compromis, même si l'on ne tient pas compte des irrégularités des mouvements de la Terre et de la Lune.

La Lune est à l'origine du mois lunaire, d'une durée de 29 jours 12 heures et 44 minutes. Il s'agit de la division du temps la plus anciennement utilisée : nombre de peuples et de civilisations ont compté en lunaisons et, aujourd'hui encore, celles-ci sont toujours repérées sur les calendriers ; notons en outre que beaucoup de fêtes religieuses sont déterminées par les phases de la Lune, ce qui, dans le calendrier actuel, les décale d'une année à l'autre.

La révolution de la Terre autour du Soleil est à l'origine de l'année : l'année tropique – ou année équinoxiale –, qui marque le retour des saisons, sépare deux solstices – ou deux équinoxes – de même nature ; elle dure 365 jours 5 heures 48 minutes et 45 secondes. Mais, en raison de la précession des équinoxes, l'année tropique est plus courte de 20 minutes environ que l'année sidérale, de 365 jours 6 heures 9 minutes et 9 secondes, qui mesure le temps que la Terre met à revenir au même point par rapport au Soleil. La définition de l'année est donc, par force, un compromis ; on connaît la solution actuelle : une année de 365 jours avec une année bissextile tous les 4 ans, et une correction de 1 jour tous les 400 ans (suppression des années bissextiles qui ne sont pas divisibles par 400), solution qui ne permet cependant pas d'atteindre une exactitude totale...

Quant à la division de l'année en mois, elle a beaucoup oscillé entre les références lunaire et solaire ; la variété en est grande, jusqu'au compromis actuel, qui est loin d'être parfait.