Pour le mois de juin 2022, nous revenons vers une photographie astronomique de base : celle de la Lune à son premier quartier. Après avoir repéré les principaux reliefs lunaires, nous allons enrichir notre observation en rapprochant cette première photographie d’une autre montrant aussi la Lune à son premier quartier, mais enregistrée une autre nuit. Une comparaison fine de la position des différents mers et cratères lunaires nous permettra de mettre en évidence deux des quatre librations lunaires : celle en longitude, et celle en latitude.

Cette image a été réalisée le 9 mai 2022 à 21H 30 à Aureil avec un APN hybride Lumix DMC GX 80 (1/125 seconde à 320 ISO) monté en aval d’une lunette William Optics triplet APO 132/924. La Lune a légèrement dépassé son premier quartier, et selon Stellarium, elle est âgée de 8,2 jours après la Nouvelle Lune.
En cliquant sur l’image, vous obtiendrez la même photo sans le repérage des mers et des principaux cratères le long du terminateur.

Géographie lunaire
Parmi les mers (signalées en jaune), on peut distinguer :
A : la mer de la Sérénité,
B : la mer de la Tranquillité,
C : la mer des Crises,
D : la mer de la Fécondité,
E : la mer du Nectar,
F : la mer du Froid,
G : la mer des Pluies,
H : la mer des Vapeurs,
I : la mer des Nuées.
Les lecteurs intéressés par des informations sur ces mers lunaires peuvent se reporter à la Lune de Denis Lefranc du 7 août 2011 à 20H45, âgée de 8,8 jours, où ses caractéristiques ont déjà été décrites. Elle est  rapportée dans l’article de février 2012.

Pour les cratères (notés en rouge), en allant du nord au sud du terminateur, on trouve :
1 : Platon : avec son fond de lave sombre, aussi appelé le Lac Noir, circulaire : 100 km de diamètre.
2 : Archimède : circulaire, de diamètre 83 km.
3 : Ératosthène : formation circulaire (58 km de diamètre) située à l’extrémité sud des Monts Apennins.
4 : Ptolémée : fond plat circulaire immense (154 km de diamètre), suivi au sud par Alphonse (118 km) et Arzachel (98 km).
5 : Tycho : très jeune cratère circulaire (100 millions d’années et 86 km), reconnaissable à ses éjectas.
6 : Maginus :  vieux cratère isolé au fond immense et tourmenté (164 km de diamètre),
7 : Clavius : énorme formation circulaire abîmée (225 km), constellée de nombreux craterlets.

Observation des librations de la Lune
Reprenons maintenant la Lune du 7 août 2011 à 20H 45, enregistrée par Denis Lefranc, âgée de 8,8 jours, quantité comparable à celle de Michel Tharaud (8,2 jours). Et plaçons ces deux lunes côte à côte. Après ajustage des échelles et des orientations, nous obtenons la photo-montage ci-dessous :Les deux Lunes sans annotation s’obtiennent en cliquant sur la photo-montage.

En examinant cette image avec attention, on remarque deux différences :
– La première est évidente : la Lune de droite, plus vieille de 0,6 jour, présente une partie éclairée plus importante : 65,2% contre 58,3%, d’après Stellarium. Elle tend à devenir gibbeuse. Son terminateur est devenu convexe.
– La seconde est plus subtile : les reliefs (mers et cratères) n’occupent pas des positions identiques.
Ainsi, au pôle nord de la Lune de gauche, on remarque que les cratères 1 (Platon) et 2 (Archimède) sont nettement plus hauts et plus à droite (traits jaunes) que sur la Lune de droite. Tout se passe comme si la Lune de droite avait pivoté sur elle-même, du haut vers le bas, et de la droite vers la gauche, dans un double mouvement de balancement. Ces mêmes balancements (ou oscillations) se retrouvent sur les cratères 7 (Arzachel), 8 (Tycho) et 9 (Clavius) du pôle sud, ainsi que sur les mers 3 (Sérénité), 4 (Crises), 5 (Fécondité) et 6 (Nectar).
Ces balancements sont appelés « librations » :
en longitude pour l’oscillation est => ouest,
en latitude pour l’oscillation nord => sud.

Ces librations peuvent être apparentes ou réelles.

D’autres détails viennent appuyer l’existence de ces deux librations :
Au pôle nord de la Lune de droite, les cratères A et B (en rouge) sont apparus, alors qu’ils ne se voyaient pas sur la Lune de gauche => libration en latitude.
Au pôle sud de la Lune de droite, les cratères H, I et J sont disparus, alors qu’ils étaient encore visibles sur la Lune de gauche => libration en latitude.
Au dessus de l’équateur de la Lune de droite, en bordure du limbe, une nouvelle mer E est maintenant visible : la mer des Ondes => libration en longitude.
En dessous de l’équateur de la Lune de droite, le cratère F, Langrenus, est nettement plus marqué => libration en longitude.
A 5 heures de la mer du Nectar, la tache blanche G, cratère Stevinus, est devenue plus brillante => libration en longitude.
Dans notre cas, les deux librations en latitude et longitude se produisent en même temps.

Origine des librations de la Lune
Lorsque la Lune accomplit une révolution complète autour de la Terre en 27,32 jours : période sidérale par rapport aux étoiles lointaines (ou mois sidéral), elle fait également une rotation complète sur son axe : sa rotation est dite « synchrone ».
On peut dire aussi que sa vitesse angulaire de révolution moyenne égale sa vitesse angulaire de rotation qui est donc de 1 tour en 27,32 jours.
Pour cette raison, elle présente toujours le même hémisphère en direction de la Terre : c’est la face visible de la Lune depuis la Terre. 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 de terrien ; or il est possible d’en admirer plus, mais jamais plus de 50 % simultanément. En effet, comme on l’a constaté plus haut, le mouvement de la Lune semble animé de légères oscillations périodiques : les librations. Elles sont de quatre types : la libration en longitude, la libration en latitude, la libration parallactique et… de multiples perturbations physiques.

Libration en longitude
Comme la quasi totalité des corps en orbite autour d’un astre, la Lune évolue autour de la Terre sur une trajectoire elliptique dont la Terre occupe l’un des foyers, 1ère loi de Képler, comme le montre le schéma ci-dessous dans lequel l’excentricité et la position de la Terre ont été exagérées. On ne considère ici que le système Terre/Lune sans le Soleil, donc avec la Terre fixe.

Autrement dit, la distance Terre/Lune change constamment au cours d’une révolution. Elle varie de 356 410 km (Lune au périgée, à droite) à 406 740 km (Lune à l’apogée, à gauche).
En vertu de la 2ème loi de Kepler (loi des aires) : la vitesse de révolution angulaire de la Lune augmente quand elle est au voisinage de son périgée, et elle diminue quand elle rejoint son apogée.
Alors que sa vitesse angulaire de rotation sur son axe reste constante.

Cette variation de vitesse angulaire de révolution au cours du mois sidéral se traduit par de légers décalages successifs de la rotation synchrone au cours d’une révolution.
Supposons qu’en 1, au périgée, la Lune soit à sa position initiale avec sa face visible de 50%, (le point rouge marque son centre moyen, la face cachée est grisée).
Entre 1 et 2, la Lune est proche de son périgée, elle parcourt donc le premier quart de son orbite à une vitesse angulaire plus élevée que la moyenne.
En 2, elle arrive donc en avance sur sa rotation : le centre moyen de sa face visible n’a pas encore eu le temps de pivoter de 90° sur son axe. En retard, il est déporté vers la gauche, et une mince bande supplémentaire devient visible depuis la Terre sur son limbe droit.
Entre 2 et 3, deuxième quart de l’orbite, la vitesse angulaire de révolution de la Lune ralentit et devient inférieure à la moyenne, car elle navigue à proximité de son apogée. Elle met alors plus de temps à parcourir ce tronçon et sa vitesse angulaire de rotation rattrape alors son retard.
En 3, les vitesses angulaires de rotation et de révolution s’équilibrent à nouveau. Le point rouge revient au milieu de la face visible.
Entre 3 et 4, c’est la même chose qu’entre 2 et 3, la Lune parcourt son 3ème quart d’orbite à une vitesse angulaire plus faible que la moyenne et prend du retard sur sa rotation.
Ce qui fait qu’en 4, la Lune a effectué une rotation angulaire supérieure à 90°. Le centre de la face visible est alors déporté vers la droite, et une mince bande supplémentaire devient visible depuis la Terre sur son limbe gauche.
Il en résulte qu’au cours d’une révolution de la Lune, chacun de ses bords, gauche et droit, est alternativement visible sur une zone supplémentaire d’environ 7,9° d’angle.
On peut résumer cette libration en longitude en disant que la Lune nous dit « non de la tête ».

Libration en latitude
Le phénomène de cette libration est analogue à l’origine des saisons sur la Terre, son équateur étant incliné de 23, 44° par rapport au plan de l’écliptique.

Ainsi que le montre le schéma ci-dessus : lune tournant autour de la Terre fixe, l’axe de rotation de la Lune n’est pas perpendiculaire au plan de son orbite. Au cours de sa révolution autour de la Terre en 27,32 jours, cet axe reste pointé toujours dans la même direction, et fait un angle de 6,68° avec la perpendiculaire au plan de l’orbite lunaire. De sorte qu’au cours d’un mois sidéral, nous voyons la Lune tantôt par-dessus (Lune de droite), tantôt par-dessous (Lune de gauche). La Lune de droite nous montre une fraction supplémentaire de son pôle sud, et nous cache une partie de son pôle nord, le centre de la face visible s’étant déporté vers le Nord. Alors que 13,66 jours plus tard, c’est l’inverse, nous en voyons plus que le pôle Nord et moins de son pôle sud, avec un centre de la face visible décalé vers le Sud
Au cours d’une révolution de la Lune, chacun de ses bords nord et sud est alternativement visible sur une zone angulaire supplémentaire d’environ 6,41°. Cette fois, la Lune nous dit « oui de la tête ».

Libration parallactique ou parallaxe diurne

Cette libration dépend de la position de l’observateur sur la Terre. Sur le schéma ci-dessus, le système Terre/Lune est vu « de dessus », avec le pôle nord terrestre dirigé vers nous. Un observateur placé en A sur l’équateur terrestre verra le centre de la face visible de la Lune (point rouge) légèrement déporté vers la droite. Alors que celui placé en B sur l’équateur, à l’opposé de A, ne voit pas la Lune tout à fait sous le même angle. Il percevra le point rouge déplacé sur la gauche. C’est un effet de parallaxe bien connu, utilisé pour la mesure des distances. Il s’agit ici de la « libration parallactique ».
Ainsi, un écart peut être perçu (très difficilement, car inférieur à 1°) entre une Pleine Lune vue le matin et le même soir par exemple. C’est pourquoi on l’appelle aussi « parallaxe diurne ».

Librations physiques
Les trois types de librations apparentes (ou optiques) que nous venons de décrire sont à distinguer des librations physiques qui sont de véritables oscillations réelles de la Lune causées :
– par la variabilité de l’attraction terrestre : la Terre et la Lune sont des corps ni parfaitement sphériques, ni parfaitement homogènes,
– et la force d’attraction du Soleil et des autres planètes : la présence du Soleil et des autres planètes (négligées jusqu’à présent) perturbent également l’orbite de la Lune. C’est le problème très ardu de l’équilibre dynamique d’un système à 3 corps (voire à 4 ou à 5, si on tient compte de Jupiter et de Saturne). L’étude de ces très faibles perturbations de quelques minutes d’arc est très délicate à modéliser et à observer.

Conclusion
Si les effets de parallaxe n’existaient pas, on ne verrait depuis la Terre, que 50% de la surface de la Lune (en fait, un peu moins : 49,8%, car elle n’est pas à l’infini…). Mais grâce aux librations, on atteint presque 60% en cumulant les observations sur plusieurs mois sidéraux (les portions découvertes de la face cachée ne deviennent visibles que si elles sont éclairées par le Soleil, ce qui n’est pas toujours le cas à chaque lunaison).
Compte tenu des ordres de grandeur des différentes librations, ce sont celles en longitude et en latitude qui sont prépondérantes.
Les curieux trouveront dans l’article suivant :
– une animation du mouvement respectif des astres du système : Soleil/Terre/Lune.
– une animation très parlante montrant les phases, les librations ainsi que la variation du diamètre apparent de la Lune au cours d’un mois sidéral.

Bibliographie :
Lacroux Jean, Legrand Christian, Découvrir la Lune, Editions Bordas, avril 2000.

Webographie :
Application : Atlas virtuel de la Lune
https://fr.wikipedia.org/wiki/Orbite_de_la_Lune
https://www.cosmodixi.fr/planetes/lune.php
https://fr.m.wikipedia.org/wiki/Fichier:Libration_en_latitude.svg
http://lesenfantsdesetoiles.over-blog.com/2016/03/la-libration-lunaire.html
http://www.astrosurf.com/toussaint/dossiers/Lunatique/lunatique07.htm

Pour le dernier mois de l’année 2013, voici l’image d’une portion de notre satellite photographiée par Christophe Mercier dans la nuit du 24 au 25 septembre et publiée dans le numéro du mois de décembre d’Astronomie Magazine (n°162).
La région visée se situe en bordure du terminateur, visible à droite. Elle est présentée telle qu’on la voit avec des jumelles, c’est à dire avec le nord en haut, l’est à droite, la lumière solaire venant de la gauche. Des cratères de tous types et de toutes dimensions témoignent d’un intense bombardement météoritique.
Cette image est une mosaïque composée de 24 photos juxtaposées. Chacune d’elles est réalisée avec une caméra CCD DBK21AU618.AS au foyer d’un télescope Meade LX 200 10 pouces muni d’une Barlow 2. Après traitement avec le logiciel Iris, les photos sont assemblées au moyen de la fonction « Photomerge » de Photoshop. Cette technique permet d’obtenir des images très détaillées, qualité qu’on peut apprécier ici en cliquant sur l’image pour l’observer en grand format.

PRISE DE VUES
Bien que la technique de la mosaïque soit pratiquée par beaucoup d’astronomes amateurs, celle-ci, dans le cas présent, réclame un soin et un savoir-faire exigeant si on souhaite obtenir un résultat impeccable. Ici, les difficultés à dominer sont nombreuses :
– tout d’abord, il y a le problème de la mise au point avec une focale qui dépasse 6 000 mm (2 500 du Meade 10 pouces) X 2 (Barlow) X position reculée du capteur qui accroît la focale [1]),
– ensuite, il y a la petite taille du capteur : diagonale de 4,5 mm avec une résolution de 640 x 480 pixels, conduisant à multiplier le nombre de prises de vue pour couvrir un champ raisonnable,
– et enfin, la turbulence obligeant à dupliquer plusieurs fois chaque vue pour espérer en avoir une bonne passant à travers un trou d’agitation thermique. Pour réduire cet effet, Christophe a utilisé un filtre rouge (longueur d’onde plus grande) et poussé à fond la sensibilité du canal rouge de la caméra.
Tout cela se traduit par une grosse quantité de fichiers à classer et à traiter sur place tout de suite après les prises de vue, entraînant un temps de présence de plus de 6 heures sur le terrain.
Mais le résultat est à la hauteur des efforts consentis…

SELENOGRAPHIE
Aujourd’hui, la Lune est un astre quasiment mort : de très faibles « tremblements de Lune », une atmosphère très ténue, pas de vent, pas d’eau liquide font que la croûte lunaire, solidifiée sur 60 km d’épaisseur environ, est restée figée depuis 3 milliards d’année….
Mais des chutes de météorites nombreuses et violentes sont venues bouleverser sa surface.
La région parsemée de cratères photographiée par Christophe témoigne de cette intense et ancienne activité (qui existe encore aujourd’hui sous la forme d’une pluie perpétuelle de plusieurs dizaines de tonnes de micro-météorites par jour).
La figure qu’on reconnaît en premier se situe à droite de l’image, en bordure du terminateur. Elle est constituée du trio des cratères Théophilus, Cyrillus et Catharina formant une chaîne qui essaie de s’infiltrer entre le Golfe des Aspérités (A) au nord et la mer du Nectar (B) au sud, tous deux encore dans l’ombre. Cliquer sur l’image pour l’observer en grand format.

Théophilus (en mémoire de l’astronome grec Théophile d’Alexandrie mort en 412) est un cratère pratiquement intact depuis sa création. Il mesure 100 km de diamètre et 3 000 m de profondeur. C’est le plus jeune du trio : on voit très bien qu’il a écrasé partiellement son voisin Cyrillus [2]. Ici, on voit surtout sa crête ouest éclairée par le soleil rasant.
Cyrillus (en mémoire de Saint Cyrille d’Alexandrie, pape copte de 412 à 444) : cratère de 98km de diamètre et de 3 600 m de profondeur. Le fond de l’arène fort vallonné montre un massif montagneux central composé de trois pics dont le plus haut dépasse 1 000m [3-4].
Catharina (en mémoire de la martyre Catherine d’Alexandrie 290-307) : le plus ancien des trois, avec des flancs érodés et effondrés de 3 100 m de profondeur entourant un plancher intérieur de 100 km de diamètre [5]. Au nord de celui-ci, on distingue très bien le cratère satellite « Catharina P » de 46 km de diamètre.
Rupes Altai : longue crête de 427 km de long, nommée ainsi en raison de sa ressemblance avec le massif montagneux de l’Altaï. Elle bute au nord contre le cratère Tacitus. Par endroits, sa hauteur dépasse 1 000 m [6].
Tacitus : petit cratère de 39 km de diamètre, en mémoire de l’historien romain Néron 58-120[7].
Fermat : ce cratère, de 39 km de diamètre et de 2 000 m de profondeur, présente un contour irrégulier, mais assez bien conservé, et une arène plate sans crête ni pic central. Parmi ses 9 cratères satellites, on peut nommer « Fermat A » (diamètre 17 km) qui le jouxte au nord, et « Fermat P », le plus éloigné et le plus grand (37 km diamètre). Son nom honore le mathématicien français Pierre de Fermat 1605-1665 [8].
Sacrobosco : cratère irrégulier de 98 km de diamètre et de 2 800 m de profondeur, facilement identifiable en raison des 3 cratères circulaires (nommés Sacrobosco A, B et C, respectivement 17, 14, 13 km) à l’intérieur de son arène relativement plane par ailleurs. Ses flancs sont fortement usés et érodés, en particulier au nord-est. Pas moins de 23 cratères satellites portent son nom [9]. Ce dernier salue la mémoire de Jean de Halifax, plus connu sous le nom de Joannes de Sacrobosco (fin du 12^ème siècle – 1244 ou 1256 ?) qui fut professeur à la Sorbonne, mathématicien et astronome [10].
Azophi (en mémoire de Abd Al-Rahman Al Sufi, astronome persan 903-986 [11]) : petit cratère régulier de 47 km de diamètre et 3 700 m de profondeur. Ses flancs relativement pointus et presque intacts à l’exception de « Azophi C »(diamètre 5 km) au nord-est entourent une arène centrale plate parsemée de craterlets minuscules [12]. Ce cratère permet d’évaluer à 500 m environ la taille du plus petit détail observable sur la Lune avec l’appareillage utilisé.
Abenezra (en référence à Abraham Ibn Ezra 1090-1065, érudit juif de l’Age d’Or espagnol au Moyen-Age) : cratère de forme sensiblement polygonale avec des segments de paroi inégaux observé pour la 1^ère fois en 1645 par Johannes Hevelius, un astronome polonais se plaçant entre Galilée et Newton. Les parois intérieures en terrasse enserrent un sol irrégulier formant des motifs sinueux inhabituels qui se distinguent très bien sur l’image. Le cratère, d’un diamètre de 42 km et d’une profondeur de 3 200 m, empiète dans sa partie orientale sur un autre cratère plus grand (44 km) et plus ancien dénommé « Abenezra C »[13].
Geber (en référence à Abü Muhammad Jäbir Ibn Aflah, nom latinisé en Geber, mathématicien et astronome arabe installé à Séville, 1100-1150)  est un cratère régulier presque circulaire de 45 km de diamètre qui présente un fond plat enserré par des flancs bien dessinés s’élevant à 3 500 m de hauteur. Il est entouré de 9 cratères satellites dont le plus grand est « Geber B » (diamètre 19 km) sur son flanc nord-ouest [14].
Almanon (en reconnaissance des travaux d’Al-Mamum, 786-833, calife abbasside créateur de l’Observatoire de Bagdad, le premier observatoire astronomique permanent au monde) : cratère de forme circulaire légèrement allongée, avec une paroi intérieure plus large sur sa partie orientale. Large de 49 km et profond de 2 500 m, il présente un fond plat piqueté de tout petits craterlets. Treize satellites portent son nom, parmi lesquels « Almanon A et B » (10 km et 25 km) au sud, et « Almanon C » (16 km) au nord-est [15].
Abulfeda : joli cratère circulaire de 62 km de diamètre et de 3 100 m de profondeur. On voit sur l’image que ses parois internes orientales sont éboulées : ce peut être l’effet d’un bombardement mineur direct (traces blanches sur la crête) et/ou des secousses provenant d’impacts voisins (il est entouré de 25 cratères satellites). Le fond du cratère est lisse et sans relief : il a dû être rempli après sa formation par les éjectas de la Mer des Pluies ou de la lave basaltique [16]. Son nom fait référence à Ismaël Abul-fida, un sultan historien géographe kurde ayant vécu en Syrie entre 1273 et 1331 [17].
Catena Abulfeda  est une chaîne composée d’une vingtaine de petits cratères (entre 1 et 3 km) rigoureusement alignés entre le flanc sud de Abulfeda, Almanon C et Rupes Altaï. On suppose que cette chaîne de 210 km de long est due aux impacts d’une météorite qui s’est brisée juste avant de tomber [18].
Apollo 16 : site d’alunissage de la mission habitée Apollo 16 qui s’est déroulée du 16 au 27 avril 1972. Cette mission, qui emportait 3 astronautes, disposait d’un module lunaire capable de transporter un Rover lunaire et de rester 3 jours à la surface de la Lune. Trois sorties extravéhiculaires d’une durée totale de 20 heures et 41 minutes ont été effectuées par John Young et Charles Duke, les deux astronautes qui ont aluni. Ils ont parcouru 26,7 km avec le rover et récolté 96 kg d’échantillons de roches qui seront ramenés sur Terre. Le troisième, Thomas Mattingly, resté en orbite, a effectué des observations scientifiques. D’après les géologues, le site retenu, situé sur les hauts plateaux, devait révéler des formations d’origine volcanique. Mais les échantillons rapportés par les astronautes montrèrent que cette hypothèse était erronée [19].

Note : Les noms des cratères de la face visible de la Lune ont été attribués officiellement par l’Union Astronomique Internationale (UAI) en 1935, et ceux de la face cachée en 1970. Certains petits cratères, anciennement des cratères satellites, ont été renommés en 1976.
L’UAI est la seule instance internationale habilitée à donner un nom aux objets célestes. Elle regroupe des organisations scientifiques de 60 pays et plusieurs milliers d’adhérents individuels. Son siège est à l’Institut d’Astrophysique de Paris.

Bibliographie et Webographie

[1] http://saplimoges.fr/administrator/index.php?option=com_content&view=article&layout=edit&id=204
[2] http://fr.wikipedia.org/wiki/Theophilus_%28crat%C3%A8re%29
[3] http://en.wikipedia.org/wiki/Cyrillus_%28crater%29
[4] Découvrir la Lune – Editions Bordas
[5] http://fr.wikipedia.org/wiki/Catharina_%28crat%C3%A8re%29″
[6] http://fr.wikipedia.org/wiki/Rupes_Altai
[7] http://fr.wikipedia.org/wiki/Liste_des_crat%C3%A8res_de_la_Lune
[8] http://fr.wikipedia.org/wiki/Fermat_%28crat%C3%A8re%29
[9] http://en.wikipedia.org/wiki/Sacrobosco_%28crater%29
[10] http://fr.wikipedia.org/wiki/Johannes_de_Sacrobosco
[11] http://fr.wikipedia.org/wiki/Abd_Al-Rahman_Al_Sufi
[12] http://wikipedia.qwika.com/en2fr/Azophi_%28crater%29
[13] http://fr.wikipedia.org/wiki/Johannes_Hevelius
[14] http://en.wikipedia.org/wiki/Geber_%28crater%29
[15] http://en.wikipedia.org/wiki/Almanon_%28crater%29
[16] http://en.wikipedia.org/wiki/Abulfeda_%28crater%29
[17] http://en.wikipedia.org/wiki/Ismael_Abul-fida
[18] http://books.google.fr/books?id=gOW2MO-IFa4C&pg=PA67&lpg=PA67&dq=abulfeda+catena&source=bl&ots=YChV54Acek&sig=yyzwZOfKRPVxAhzSIfQVkCEhv0o&hl=fr&sa=X&ei=62aXUqnSKce70QWWkYDgAQ&ved=0CDUQ6AEwATgK#v=onepage&q=abulfeda%20catena&f=false
[19] http://fr.wikipedia.org/wiki/Apollo_16

Rédaction : Michel Vampouille
Relecture : Denis Lefranc, Christophe Mercier.

Pour ce mois de février 2012, place à la Lune avec des photos prises dans la soirée du 7 août 2011 par Denis Lefranc à Couzeix (87270) avec une lunette doublet apochromatique 102/714 munie d’une lentille de Barlow X2 et équipée d’un APN Canon EOS 50D réglé sur 800 ISO et 1/80^ème de seconde. Cette date correspond au 8^ème jour du cycle, une douzaine d’heures après le passage du Premier Quartier.
Cliquer sur l’image pour l’obtenir en haute résolution.
Elle est orientée de façon à représenter la Lune telle qu’un observateur la voit dans le ciel à l’œil nu, avec les horizons terrestres ouest à droite et, est à gauche. Ce qui pour la Lune, donne le nord en haut, le sud en bas, l’ouest à gauche et l’est à droite, conformément à la recommandation de 1961 de l’Union Astronomique Internationale.

Si vous souhaitez vérifier ou approfondir votre géographie lunaire, lisez la suite…

L’origine de notre satellite n’a pas encore été élucidée. L’hypothèse la plus récente, basée sur la composition des roches lunaires ramenées des missions Apollo et Luna, fait remonter son apparition à 4 milliards d’années. Elle serait le résultat de la collision de la Terre nouvellement formée avec un corps céleste (mini-planète) de la taille de la planète Mars, baptisé Théia. Le choc aurait arraché des débris à la Terre qui se seraient mélangés avec ceux de la mini-planète brisée pour former la Lune. Cette théorie nommée « hypothèse de l’impact géant » est la plus argumentée et la plus communément admise aujourd’hui.

La surface de la Lune est caractérisée par ses mers et ses nombreux cratères. On sait aujourd’hui qu’il n’y a pas d’eau liquide sur la Lune. Le terme « mer » est donc impropre. Ce sont les premiers astronomes qui, croyant à une réplique des océans de la Terre, ont assimilé à des mers ces grandes surfaces sombres et lisses qu’ils voyaient sur la Lune. En fait, ce sont de vastes étendues basaltiques assez plates, vieilles de 3,8 à 3,1 milliards d’années, qui résultent d’impacts météoritiques géants datant du début de la formation de la Lune. Ils auraient perforé la croûte primitive, provoquant l’épanchement en surface du manteau rocheux encore liquide sous forme de lave.
Quant aux cratères, ils résultent de la chute de très nombreuses météorites de toutes dimensions, allant de 300 km à quelques décimètres de diamètre. Sur la face visible de la Lune, on compte plus de 300 000 cratères dont le diamètre est supérieur à 1 kilomètre.
Les plus grands atteignent 100 km. Ils présentent alors trois parties bien distinctes :
– le versant extérieur, en pente douce, constitué d’éjecta (des débris, projetés parfois à des centaines de kilomètres),
– la muraille interne, bien souvent en gradins plus ou moins effondrés,
– le fond, souvent plat avec une ou plusieurs petites montagnes centrales.
Les plus petits, nommés craterlets, sont des formations circulaires de 10 à 20 km de diamètre, avec un fond arrondi en forme de bol.

Sur l’image présentée ci-dessus, du Nord au Sud, on distingue toute la riche variété du sol lunaire :

A : la Mer du Froid, tout au nord, la seule ayant une forme allongée (1000 km est/ouest), résultant probablement de la submersion par le flot de lave de plusieurs mers plus petites.

B : la Mer des Pluies, de forme quasi-circulaire (1 250 km de diamètre) dont on ne voit qu’une infime partie.
1 : entre A et B, une chaîne de montagnes : les Alpes, avec la vallée des Alpes : une faille bien visible sur la photo. Une observation attentive nous dévoile :
2 : le Mont Blanc, petit point blanc de 3 600 m d’altitude au sud de la faille, ainsi que :
3 : le Mont Piton, montagne isolée de 25 km de diamètre et de 2 200 m d’altitude, qui constitue un des vestiges d’un ancien anneau de la mer des Pluies.
4 : Aristillus : un cratère lunaire typique avec un diamètre de 55 km, une muraille interne en gradins, s’élevant de 3700 m au dessus d’un fond plat dominé par une montagne centrale haute de 900 m.
5 : Autolycus : cratère plus petit qu’Aristillus, mais aussi profond. Par contre, son fond est plat.
6 : Archimède : cratère avec des versants étroits et pentus culminant à 2 000 m et un remarquable fond plat de lave sombre de 95 km de diamètre.
7 : les monts Apennins : la plus grande et la plus belle des chaînes de montagnes de la face visible. Longue de 950 km, large de 100 km en moyenne, elle présente plusieurs sommets à plus de 5000 m. Le point culminant est :
8 : le mont Huygens, haut de 5 500 m, puis vient :
9 : le mont Hadley à 4 800 m.
10 : Conon : c’est le seul cratère de la chaîne.

C : la Mer de la Sérénité et sa petite tache blanche à l’ouest :
11 : le craterlet Linné, dont les observations contradictoires – le cratère changeait de forme et de taille, tout comme un volcan actif – ont entraîné une longue polémique jusqu’en 1967. A cette date, les photos des sondes montrèrent que Linné n’était qu’un craterlet récent de 2,5 km de diamètre dont l’auréole d’éjecta qui l’entoure s’éclaire progressivement avec l’angle d’inclinaison des rayons solaires. Comme celle-ci dépend non seulement du jour de lunaison, mais aussi de la libration (petites oscillations, apparentes ou réelles, qui font légèrement tourner la Lune de quelques degrés sur elle-même en longitude et en latitude), il n’était pas facile de trouver la cause du phénomène observé.
12 : Le Monnier : cratère en partie submergé par la lave qui donna naissance à la mer de la Sérénité. En janvier 1973, la sonde soviétique Luna 21 y déposa Lunakhod 2, un véhicule à roues télécommandé depuis la Terre. Il parcourut 37 km en 10 mois et demi, analysa la composition du sol et envoya plus de 80 000 photographies.

D : la Mer de des Vapeurs avec :
13 : le cratère Manilius (diamètre : 39 km, profondeur : 3,1 km) dont le fond nous paraît clair, parce que celui-ci réfléchit plus la lumière solaire que son environnement. Il est même carrément blanc quand le Soleil est à son zénith.

E : la Mer de la Tranquillité, avec ses nombreux petits cratères. Sur sa rive sud, se trouve :
14 : le site d’alunissage de la mission américaine Apollo 11. Le 20 juillet 1969, alors que Michael Collins tourne en orbite dans la cabine Columbia, Neil Armstrong et Edwin Aldrin sont les deux premiers humains à marcher sur le sol lunaire. A cet endroit, ils déposeront un réflecteur – pour la mesure précise par télémétrie laser de la distance Terre-Lune – et ils recueilleront 21 Kg de roches lunaires.

F : la Mer des Crises : bien visible – même à l’œil nu – durant presque toute la lunaison, la mer des Crises constitue un excellent indicateur pour déterminer l’amplitude et la direction de la libration. Son éclairage, trop direct, atténue la vision du relief, cependant, on sait que la lave a rempli partiellement les premiers cratères de cette zone, donnant naissance à des cratères « fantômes » aux formes très émoussées. Après ce remplissage, quelques météorites, sont tombées à nouveau. Ils ont creusé le cratère Picard 15 , bien visible, ainsi que quelques autres…

G : la mer de la Fécondité : mer de forme irrégulière contenant deux cratères jumeaux : Messier et Messier A qui sont remarquables en lumière rasante.

H : le Golfe des Aspérités : relie la mer de la Tranquillité (E) à la mer du Nectar (I). Sa rive sud est bordée par un trio de cratères considéré comme une des merveilles du relief lunaire :
16 : le cratère Théophile, 110 km de diamètre, le plus jeune, est pratiquement intact. Ses flancs se sont soulevés de 1 200 m sous le choc de la météorite. Ses murailles forment des terrasses qui atteignent 5 000 m de haut, plus que le Mont blanc. Son fond est dominé par un massif montagneux qui s’étend sur 30 km de diamètre et qui culmine à 2 000 m. Quand il est éclairé en lumière rasante, c’est un régal pour les yeux !
17 : le cratère Cyrille : plus ancien, ses murailles sont partiellement effondrées. Son arène de 98 km de diamètre a été défoncée au sud-ouest par une nouvelle météorite qui a laissé un craterlet de 17 km (tache blanche).
18 : le cratère Catherine : encore plus vieux, il mesure 100 km de diamètre, et même si ses gradins ne sont plus observables, leur hauteur reste quand même supérieure à 3 000 m.

I : la Mer du Nectar : petite mer de 350 km de diamètre renfermant :
19 : le cratère fantôme Rosse, bien visible,
20 : la chaîne des Pyrénées : pour information car peu visible, sur la bordure est de la mer du Nectar (I).

Nettement au sud de la mer des Vapeurs (D), on trouve une multitude de cratères. Tout d’abord, un remarquable trio. Du nord au sud :
21 : Ptolémée : cirque de 150 km de diamètre aux parois abîmées, avec un fond plat percé au nord–est du cratère Ammonius plus récent.
22 : Alphonse : cratère « hybride », aussi ancien que Ptolémée, mais paraissant plus jeune à cause de son pic central qui s’élève à 1 000 m.
23 : Arzachel : le plus jeune des trois, avec sa montagne centrale et un craterlet de 11 km bien visible au nord-est.

Encore plus au sud, le bombardement a été si violent que l’état chaotique du sol lunaire fait penser à un champ de batailles. L’enchevêtrement des cratères est si complexe qu’il devient difficile de déterminer les plus jeunes des plus anciens. Cependant, on distingue facilement :
24 : le cratère Tycho. Bien qu’il soit encore dans l’ombre, sa position est donnée par la direction rectiligne des éjecta (i, j) qu’il a émis lorsqu’une météorite de 10 km de diamètre est venue percuter le sud de la Lune. Les dinosaures terriens ont été témoins du gigantesque embrasement qui donna naissance à Tycho. Autour de lui, en tournant dans le sens horaire, on trouve :
25 : Sasserides, un vieux parmi les vieux, avec ses flancs criblés par des cratères plus jeunes,
26 : Orontius, pas tout jeune non plus, avec sa paroi orientale recouverte par Huggins, lui-même chapeauté par Nasireddin, ces trois cratères emboîtés formant une suite de taille décroissante.
27 : Maginus : un vieux cirque de 170 km de diamètre dont la muraille criblée de petits cratères et le fond parsemé de petites montagnes servent accessoirement à tester la qualité optique des instruments.

Nettement plus à l’est de Tycho, les météorites se sont acharnés sur :
28 : Stöfler, cirque imposant de 125 km de diamètre qui reçut successivement quatre météorites sur son flanc droit, formant un empilement de quatre cratères dénommés : Faraday , Faraday P, C et A.

Au sud de Stöfler, une autre formation curieuse illustre la succession des enchaînements :
29 : Licetus, cratère de 75 km de diamètre avec colline centrale, recouvert sur son flanc sud par Héraclite qui, lui-même est chevauché au sud par Héraclite D.  A noter qu’Héraclite a conservé une curieuse montagne rectiligne dans son arène.

Chaque soir, le terminateur tourne d’environ 13,5° sur la Lune. Encore 13 observations identiques à celle-ci et nous aurons parcouru toute la face visible de la Lune, mais nous serons très loin d’avoir dévoilé toute la riche variété du relief lunaire…

Bibliographie :
Lacroux Jean, Legrand Christian, Découvrir la Lune, Editions Bordas, avril 2000.

Webographie :
http://savar.astronomie.ch/volume5/page5/luna10.html
http://fr.wikipedia.org/wiki/Liste_des_crat%C3%A8res_de_la_Lune,_C-F#D
http://wms.lroc.asu.edu/lroc_browse/view/wac_nearside

Rédaction : Michel Vampouille

Ce mois-ci, nous allons rester dans le Système Solaire avec cette photographie de la Pleine Lune réalisée le 19 avril 2011 à 23H par Michel Tharaud à Aureil (87220) avec une lunette 80 X 480 équipée d’une Barlow X 3 et d’un APN Canon EOS 20 D réglé sur une sensibilité de 100 ISO et une vitesse de 1/100^ème de seconde. Au milieu du mois lunaire, notre satellite est situé derrière la Terre, au-dessus ou en dessous de son ombre. Les rayons du Soleil sont alors verticaux au centre du disque et rasants sur la périphérie. De ce fait, les ombres sont très réduites et le relief n’est plus mis en valeur.
Ce qu’on remarque en premier, c’est l’intense luminosité de la Pleine Lune : sa magnitude apparente est de -12,4, ce qui signifie qu’elle est environ 100 000 fois plus brillante que l’étoile Véga (de magnitude 0) qui sert de référence. Ensuite, on reconnaît immédiatement le cratère Tycho (en bas à droite) avec ses éjecta spectaculaires qui s’étendent sur plus du quart de la surface lunaire. Et puis, on est attiré par la multitude de points brillants qui ne sont rien d’autres que des petits cratères « jeunes » répartis sur les « plateaux ». Et enfin, toutes ces immenses taches sombres : les mers lunaires formées par d’immenses dépressions recouvertes de « régolithe » : une poussière très fine produite par l’impact des météorites et très redoutée des astronautes à cause de son caractère abrasif.

Cette nuit-là, la Lune avait légèrement dépassé son périgée (position d’un satellite la plus proche de la Terre sur son orbite), puisqu’on la voyait sous un angle de 33,14′, correspondant à une distance de 357 311 km. Au périgée, l’angle sous lequel on voit la Lune est maximum : 33,45′, et sa distance à la Terre minimum : 353 999 km.

La Lune nous présente toujours le même hémisphère (nommé « face visible » par opposition à l’autre hémisphère appelé : « face cachée ») parce que sa période de révolution de 29 jours 12 heures autour de la Terre est la même que sa période de rotation sur elle-même. Cette rotation synchrone n’est pas un hasard : elle résulte des frottements causés par les marées lunaires, elles-mêmes dues à l’attraction terrestre. Ces frottements induisent un ralentissement de la rotation de la Lune sur elle-même jusqu’à ce que la période de ce mouvement coïncide avec celle de la révolution de la Lune autour de la Terre. On aboutit alors à un équilibre stable de ces deux mouvements qui n’évoluent plus dans le temps.
Aujourd’hui, les effets des marées lunaires (qui existent toujours) se traduisent par un léger éloignement des deux astres d’environ 3,8 cm par année. A sa création, la Lune orbitait à une distance de la Terre 15 fois moindre qu’aujourd’hui.
La température moyenne de la Lune est de – 77°C, avec un maximum de + 123°C dans les zones éclairées par le Soleil et un minimum de – 233°C dans les zones à l’ombre.
La quasi-absence d’atmosphère et une température élevée devraient rendre impossible la présence d’eau sur la Lune. Et pourtant, les données recueillies par les sondes Clementine et Lunar Prospector vers 1990 montrent la présence de grandes zones riches en hydrogène (un des principaux constituants de l’eau avec l’oxygène) concentrées aux pôles Nord et Sud. L’hypothèse la plus couramment admise au sujet de cette eau lunaire propose une origine cométaire. En percutant la Lune il y a plusieurs milliard d’années, les grosses boules de neige sales que sont les comètes se seraient vaporisées, créant ainsi une atmosphère provisoire. Cette vapeur d’eau se serait alors condensée et aurait givré sur le sol. Au pôle sud, jamais exposé aux rayons du soleil en raison de l’inclinaison très légère de la Lune par rapport à l’écliptique (1,54°), la glace aurait pu se conserver intacte pendant deux milliards d’années. Au pôle nord, l’eau glacée serait protégée par une couche de régolithe…
L’origine de la Lune est au cœur du débat scientifique. Plusieurs hypothèses sont évoquées : la capture d’un astéroïde, la fission d’une partie de la Terre par son énergie centrifuge, la co-accrétion de la matière originelle du système solaire…. L’hypothèse la plus partagée est celle de l’impact géant : une collision entre la jeune Terre et Théia, un objet de la taille de Mars, aurait éjecté de la matière autour de la Terre. Celle-ci aurait fini par former la Lune que nous connaissons aujourd’hui. D’après des simulations faites en 2001, cet impact est estimé à 4,53 milliards d’années et à 42 millions d’années après la naissance du système solaire.

Bibliographie : Charles Frankel, Dernières Nouvelles des Planètes, Collection Science Ouverte, Editions du Seuil, 2009.

Rédaction : Michel Vampouille