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Selon les dernières recherches, la Lune serait née d'une collision entre la Terre et un astre de la taille de Mars : les débris de la rencontre des deux astres se seraient mis en orbite autour de la Terre et se seraient assemblés pour former la Lune. Mais ceci reste une hypothèse !
Caractéristiques :
Distance moyenne à la Terre : 384 401 km
Temps mis par la lumière pour nous parvenir : 1,28 seconde
Diamètre : 3 476 km
Inclinaison de l'orbite lunaire par rapport au plan de l'orbite terrestre autour du Soleil (écliptique) : 5,1 ° (5°8 ' 43,4 " )
Inclinaison de l'équateur par rapport à l'orbite lunaire : 6°41 '
Durée d'une rotation autour de la Terre : 27,3 jours
Durée d'une rotation autour d'elle même : 27,3 jours
Masse (Terre = 1) : 0,012
Densité moyenne (eau = 1) : 3,34
Pesanteur (Terre = 1) : 0,16
Température de surface : de -155 °c à 105 °c
La Lune
La Lune est le satellite naturel de la Terre . Elle mesure un quart du diamètre de la Terre et son poids équivaut à peine à 1 % da la masse terrestre. Cependant, l'influence de la Lune sur la Terre est sensible : elle se constate quotidiennement par le biais du phénomène des marées .
La Lune est éloignée de 384 000 km. Elle tourne autour de la Terre en 27 j 7 h 43 mn. Par contre, pendant ce temps, la Terre continue à tourner autour du Soleil et c'est donc au bout de 29 j 12 h 44 mn que la Lune présente à nouveau la même phase.
L'observation de la Lune à travers un télescope amateur est un ravissement. Plus d'une passion est née de son observation. On peut voir des mers, des montagnes, des failles, des falaises, des dômes, des vallées et toute sorte de cratères. Les plus grands cratères présentent des bords en gradin et un (ou des) pic central. Ils sont proportionnellement moins profonds que les petits cratères. Les jeunes cratères sont parfois entourés de rayons qui partent de leur centre. Ce sont les résidus éjectés lors de l'impact. On les appelle, à juste titre, les éjectas.
La Lune est le seul objet extraterrestre sur lequel l'homme se soit posé. Par ailleurs, c'est le seul dont nous disposions d'échantillons prélevés sur place. Naturellement, de par sa proximité, la Lune a été le premier astre choisi pour l'exploration spatiale . Les premières sondes à s'en être approchées sont les Luna en 1959. Puis l'homme s'y est posé en juillet 1969, ouvrant la voie aux nombreuses missions Apollo. De nombreux échantillons lunaires ont été ramenés. Leur analyse fine en laboratoire a permis de mieux connaître la composition de la Lune, et par là même, d'en déduire son origine.
La Lune se serait formée suite à la collision d'un planétoïde avec la Terre . Le noyau du planétoïde aurait été presque entièrement absorbé par la Terre et mélangé au noyau terrestre. Le reste du planétoïde aurait été en partie mêlé au manteau terrestre et l'autre partie aurait été mise en orbite autour de la Terre. Par la suite, cette matière en orbite se serait accrétée pour former la Lune. C'est pour cette raison que le noyau de la Lune est si petit comparativement à son manteau.
35 % de la surface lunaire est couverte de mers . C'est ainsi que les astronomes du 17 ème siècle ont appelé ces surfaces sombres et relativement lisses. Le reste de la Lune est recouvert de terrains montagneux plus clairs et fortement cratérisés : ce sont les continents. Les mers sont plus jeunes que les continents. On estime que la Lune est âgée de 4,5 milliards d'années. Le bombardement météoritique a été fort pendant 600 millions d'années, puis c'est nettement ralenti. Il y a 3,2 millions d'années, le volcanisme a repris intensément. C'est à ce moment que les grandes mers se sont formées : de grands cratères ont été comblés par les coulées de lave. Par la suite, d'autres cratères se sont formés. Tycho, par exemple, n'est âgé que de 96 millions d'années.
La principale influence de la Lune sur notre planète se traduit par le phénomène des marées. Il existe deux types de marées : les marées océaniques et les marées terrestres . Les premières se caractérisent par un déplacement des masses d'eau attirées par la Lune, et qui entraîne la formation de deux bourrelets d'eau : l'un face à notre satellite naturel, l'autre à l'opposé. Il y a ainsi deux marées hautes par jour. Les marées terrestres sont moins connues. Il s'agit d'une élévation quotidienne de la surface terrestre de 30 cm d'amplitude. A l 'échelle des 12 000 km de la Terre, c'est insignifiant.
Les marées provoquent une perte d'énergie dans le couple Terre-Lune (par les frottements sur les fonds marins occasionnés par les déplacements des masses d'eau). De ce fait, la durée du jour terrestre rallonge et la Lune s'éloigne de la Terre .
Après les missions habitées, la Lune est restée inexplorée durant de nombreuses années, jusqu'à ce qu'en 1994 la sonde Clémentine soit mise en orbite autour de la Lune afin de la cartographier (ses pôles étaient alors mal connus). Les données de ses observations suggéraient, au niveau des pôles, la présence d'eau à l'état de glace au fond des cratères plongés dans l'ombre en permanence. En 1998, la sonde Lunar Prospector s'est chargée principalement de chercher cette eau. Ses détecteurs ont corroboré les indices relevés par Clémentine : il semble bien qu'il y ait de l'eau sur la Lune. Les scientifiques ont alors fait s'écraser la sonde dans un cratère afin de voir si de l'eau était éjectée suite à l'impact. Si rien n'a pu être observé, cela ne remet nullement en cause la présence d'eau sur le sol lunaire.
Présentation individuelle des éclipses de Lune
Quand ont lieu les éclipses de Lune ?
Il se produit une éclipse de Lune lorsque la Lune passe dans le cône d´ombre ou dans le cône de pénombre de la Terre. Le Soleil , la Terre et la Lune sont alors quasi alignés, ce qui correspond au moment de la pleine Lune. Si le plan de l´orbite de la Lune était le même que le plan de l´orbite de la Terre (écliptique), il y aurait une éclipse de Lune à chaque pleine Lune, or le plan de l´orbite de la Lune est incliné d´environ 5° 17' sur le plan de l´orbite terrestre à la pleine Lune. L ´intersection de ces deux plans est une droite appelée ligne des noeuds et les intersections de cette droite avec l´écliptique sont appelées noeuds de l´orbite lunaire. Pour qu´il y ait une éclipse, il faut donc que la Lune soit près de la ligne des noeuds au moment de la pleine Lune.
Périodicité des éclipses, le SAROS
Lorsque la Lune et le Soleil sont au voisinage d´un des noeuds, il y a éclipse de Soleil ou éclipse de Lune. La différence entre la longitude moyenne de la Lune et celle du Soleil, est une fonction linéaire du temps qui augmente de 360° en 29.5305882 jours, cette période « L » est appelée la révolution synodique de la lune, ou mois lunaire ou bien encore lunaison. Le plan de l´orbite de la Lune est animé d´un mouvement de précession, ainsi les noeuds parcourent l´écliptique dans le sens rétrograde (sens des aiguilles d´une montre). La période PN de ce mouvement des noeuds est de 18,61 années tropiques, soit 6797.157342 jours. La différence entre la longitude moyenne de la Lune et celle du noeud ascendant de son orbite est, comme la lunaison, une fonction linéaire du temps qui augmente de 360° en 27.2122208 jours, cette période « G » est appelée révolution draconitique de la Lune. Pour qu´il y ait retour des conditions favorables à une éclipse, on doit donc trouver une relation entre cette période et la période de la lunaison. On doit déterminer deux nombres x et y tel que x.G=y.L ou encore x/y=L/G . En utilisant la méthode de décomposition des réels en fraction continue, on obtient entre autres:
x/y=1.085196 = 242/223
Soit une période de 223L, donc de 18ans et 11 jours. C´est ce cycle, déjà connu des Grecs, que l´on appelle le Saros. Au cours de ce cycle, on retrouve en moyenne le même nombre d´éclipses. Mais les irrégularités du mouvement de l´orbite lunaire font que la succession du type des éclipses n´est pas conservée. En réalité, cette période n´est pas un nombre exact de jours, la fraction de jour est d´environ un tiers de jour. Donc les éclipses se reproduisent bien le même jour mais avec un décalage en longitude d´environ 120 degrés.
Nombre d'éclipses par an
On peut calculer le nombre d´éclipses observables dans une année civile. Si on tient compte de toutes les éclipses, y compris les éclipses de Lune par la pénombre, il y a au moins quatre éclipses par an, dont deux de Soleil et deux de Lune. Le nombre maximal d´éclipses par an est de sept, mais dans ce cas, il n´y aura jamais une seule éclipse de Lune (et six éclipses de Soleil) ou une seule éclipse de Soleil (et six éclipses de Lune), les autres configurations étant seules possibles.
Les canons d'éclipses
Les listes d´éclipses de Lune et de Soleil sont publiées dans des livres appelés Canons d´éclipses. Le plus connu est celui de Theodor Ritter von Oppolzer, sa première édition date de 1887 dans le volume 52 des Mémoires de Mathématiques et de Sciences naturelles de l´Académie impériale de Vienne. Ce canon, corrigé, est réédité régulièrement par Dover Publications. Dans ce canon, on trouve 8000 éclipses de Soleil et 5200 éclipses de Lune. Il faut préciser que l´on n´y trouve pas les éclipses de Lune par la pénombre. Il convient de citer également le Canon des éclipses de Lune de Jean Meeus et Hermann Mucke (1983, Astronomisches Büro, Vienne), contenant toutes les éclipses de Lune comprises entre -2002 et +2526.
Atmosphère terrestre et éclipse de Lune
Au cours d´une éclipse totale de la Lune, les rayons lumineux passant dans l´atmosphère terrestre sont déviés par la réfraction atmosphérique et éclairent la Lune. Ce flux lumineux est plus proche au centre de la Lune et se traduit par une coloration rougeâtre, qui rappelle un peu la couleur du ciel terrestre au moment du coucher du Soleil. Les autres régions de la Lune sont peu colorées, d´une teinte généralement grise. L´aspect, les couleurs et l´intensité de l´éclairement sont très variables d´une éclipse à l´autre, ils sont imprévisibles et dépendent fortement des conditions météorologiques atmosphériques sur le terminateur terrestre (l´arc de grand cercle terrestre délimitant la surface de la Terre vue de la Lune).
Correction de la parallaxe lunaire dans les calculs d'éclipse de Lune
A. Danjon (1980) a démontré que l´on peut modifier la valeur de la parallaxe lunaire de manière à tenir compte des phénomènes de réfraction liés à la présence de l´atmosphère terrestre. Pour cela, le rayon terrestre doit être augmenté de 75km, soit environ 1/85 en valeur relative. De plus la valeur de la parallaxe lunaire est calculée pour le rayon équatorial terrestre, pour la faire correspondre à un point de latitude 45°, on doit diminuer cette parallaxe de 1/594. Ce qui donne en tenant compte de ces deux modifications une augmentation de la parallaxe lunaire de 0,0101, soit sensiblement 1%. Ces modifications entraînent un accroissement moyen de 1/73 du demi-diamètre apparent de l´ombre et de 1/128 du demi-diamètre apparent de la pénombre.
Les formules de calculs classiques des éclipses de Lune (notamment celles publiées dans les Explanatory Supplement, 1992) utilisent un accroissement identique de 1/50 pour les demi-diamètres apparents de l´ombre et de la pénombre. En réalité comme le souligne à juste raison A. Danjon "cette règle est un non-sens, c´est une même correction absolue que doivent subir les deux demi-diamètres apparents et non pas une même correction relative".
Dans nos calculs nous avons donc repris le formulaire de A. Danjon pour la détermination des circonstances et des magnitudes des éclipses. Cela se traduit pas une diminution de la magnitude de 0.005 pour les éclipses par l´ombre et de 0.026 pour les éclipses par la pénombre par rapport aux résultats obtenus par le formulaire classique. Condition d'observation et durée des éclipses
Il existe trois types d´éclipses de Lune :
- Les éclipses par la pénombre, lorsque la Lune passe uniquement dans le cône de pénombre de la Terre. Ces éclipses sont très peu spectaculaires et sont à peine visibles.
- Les éclipses partielles, lorsque la Lune passe en partie dans le cône d´ombre de la Terre.
- Les éclipses totales, lorsque la Lune passe en totalité dans le cône d´ombre de la Terre.
Pour observer une éclipse de Lune il faut et il suffit que la Lune soit visible, donc levée au lieu d´observation.
Positions
http://calamar.univ-ag.fr/uag/physique/lpat/eclipse/theorie.html 
http://calamar.univ-ag.fr/uag/physique/lpat/eclipse/theorie.html
- Position 1:
Hiver dans l'hémisphère Nord et été dans l'hémisphère Sud. L'hémisphère Sud est incliné vers le Soleil.
- Position 3:
Eté dans l'hémisphère Nord , hiver dans l'hémisphère Sud. L'hémisphère Nord est incliné vers le Soleil.
- Positions 2 et 4:
Ce sont des positions intermédiaires. Les deux hémisphères sont illuminés par approximativement la même quantité de rayonnement solaire.
L'inclinaison de 23.5 degrés de l'axe de rotation de la Terre se manifeste par la position du Soleil dans le ciel. Pendant les 6 mois du 21 Juin au 21 Décembre, le Soleil bouge de +23.5 degrés de latitude Nord à -23.5 degrés de latitude Sud.
- Si vous habitez à l'Equateur (latitude = 0 degré), le Soleil sera à l'intérieur des 23.5 degrés au zénith tout le temps. C'est la raison pour laquelle il fait chaud toute l'année à l'Equateur.
- Si vous habitez à 45 degrés de latitude Nord, alors au 21 Juin, quand le Soleil est à 23.5 Nord, il fait un angle de 21.5 degrés avec la verticale du lieu (il fait alors un angle de 90-21.5 = 68.5 degrés avec l'horizon). C'est le solstice d'été.
- Si vous habitez à 45 degrés de latitude Nord, au 21 Décembre, quand le Soleil est à -23.5 degrés Sud, alors il fait un angle de 45-(-23.5)=68.5 degrés avec la verticale (soit un angle de 90-68.5=21.5 degrés avec l'horizon). C'est le solstice d'hiver.
- Donc en été, le trajet du Soleil est haut dans le ciel et il prend plus de temps pour passer d'est en ouest. Les jours sont plus longs et les températures plus élévées.
- En hiver, le trajet du Soleil est plus bas dans le ciel et donc les jours sont plus courts et plus froids.
- Si vous habitez à des latitudes plus hautes que 90-23.5=66.5 degrés alors pendant l'hiver, le Soleil est toujours en-dessous de l'horizon et en été, il sera toujours au-dessus de l'horizon.
http://calamar.univ-ag.fr/uag/physique/lpat/eclipse/theorie.html
La figure suivante montre la position du Soleil l'après-midi vu par un observateur situé à 45 degrés Nord au 21 Décembre et au 21 Juin. Le trajet du Soleil (en traits hachurés jaunes) dans le ciel est plus bas au 21 Juin qu'au 21 Décembre. Au 21 Décembre, le point le plus haut dans le ciel au-dessus de l'horizon sera à 21.5 degrés de la verticale.
 Les types d'éclipses
 Echelle de Temps
Les dates et les instants sont donnés en Temps universel coordonné (UTC), les longitudes des lieux sont données par rapport au méridien de Greenwich. Or l´échelle de temps utilisée dans les éphémérides est le Temps terrestre (TT), il convient donc, pour les éclipses futures de connaître une approximation de la différence entre le Temps terrestre et le Temps universel coordonné. Cette approximation est obtenue par extrapolation des valeurs actuelles. Néanmoins, lorsque l´on connaîtra la valeur exacte de cette différence, on pourra corriger les résultats publiés de la manière suivante : si dt représente la différence, en secondes de temps, entre la valeur réelle de TT-UTC et la valeur estimée de TT-UTC, alors les instants des phénomènes devront être corrigés de dt, et les longitudes de dL=1,002738.dt/240 degrés vers l´Est si dt est positif ou vers l´Ouest si dt est négatif.
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