nature

Astronomie

Sismographie

Volcanologie

Météo

Les marées océaniques

Les marées océaniques sont les grands mouvements des masses océaniques soumises à la gravitation lunaire. En effet, les mouvements de la Lune autour de la Terre ont tendance à modifier localement et continuellement la force de gravité qui est ressentie à la surface de la Terre. À ces changements, la masse liquide des océans se déforme pour retrouver son point d'équilibre. La modification est relativement faible parce que la Lune orbite relativement loin de la Terre et sa masse est assez faible. Néanmoins, sur une masse liquide et donc facilement déformable comme les océans, ce changement se traduit par une variation du niveau des eaux qui est connue sous le nom de marée . On notera également, que le Soleil a lui aussi une influence sur les marées terrestres. Toutefois, sa très grande distance à la Terre compense largement sa masse considérable et l'effet en est réduit à environ 40% de celui de la Lune .

L'amplitude théorique des marées océaniques est d'environ 1 mètre à l' équateur , mais leur valeur réelle diffère considérablement à cause de la topographie des océans, ainsi qu'à cause de la période naturelle relativement longue des océans, qui est d'environ 30 heures (alors que celui de la croûte terrestre est d'environ 57 minutes). Cela veut dire que si la Lune disparaissait soudain, le niveau des océans oscillerait avec une période de 30 heures et une amplitude décroissant progressivement jusqu'à ce que l'énergie emmagasinée soit dissipée (cette valeur de 30 h est fonction uniquement de la gravité terrestre et de la profondeur moyenne des océans). Parce que la Lune stimule les océans avec une période d'environ 12,42 heures (la moitié de la période de rotation synodique de la Terre), des phénomènes de résonance complexes ont lieu ; le principal d'entre eux est que le retard des marées est, en moyenne, de six heures (c'est-à-dire que la marée basse se produit quand la Lune passe au zénith ou au nadir, un résultat tout à fait opposé à l'intuition commune).

Marées atmosphériques et terrestres

En plus des marées océaniques, il y a des marées atmosphériques ainsi que des marées terrestres , s'exerçant sur la masse rocheuse de la Terre. Les marées atmosphériques sont négligeables, noyées par les effets beaucoup plus importants dus à la météo d'une part et aux marées thermiques solaires d'autre part. La croûte terrestre, elle, se déforme régulièrement mais de manière presqu'imperceptible en fonction des mouvements lunaires. L'amplitude des marées terrestres est d'environ 1,5 mètres à l' équateur , et elles sont en phase avec la Lune - ce qui fait qu'elles amplifient l'effet apparent des marées océaniques. On attribue le déclenchement de certains tremblements de terre au stress supplémentaire apporté par les mouvements lunaires sur une portion déjà fragilisée de l'écorce terrestre. Mais contrairement à ce que disent certains prophètes de malheur, même l'alignement de nombreuses planètes du système solaire n'a pas de conséquences observables (à nouveau, à cause de leur distance énorme à la Terre).

De manière générale, on parle de forces de marée pour tous les corps qui subissent ce type de variation de la gravité locale à cause des mouvements d'un corps massif (de préférence sur une orbite à peu près circulaire). Ces forces sont généralement peu sensibles, mais dans un certain nombre de cas, elles peuvent prendre des proportions telles que l'impact en est observable plus facilement.

Au-delà du système Terre-Lune

Europe (une des lunes de Jupiter ) fait apparaître un nombre important de fissures à sa surface. Il est supposé qu'elles résultent des déformations continuelles que subit Europe à cause de sa révolution autour de Jupiter, la géante gazeuse . Parallèlement, le passage régulier d'Europe à proximité d' Io est considéré comme la source principale de son échauffement interne (qui fait de Io le seul corps non-terrestre sur lequel on ait observé un volcan actif).

À proprement parler, la force de marée est l'écart entre la gravitation observée en un lieu d'un corps (par exemple, sur la face visible de la Lune) et en un autre lieu du même corps (par exemple, sur la face cachée de la Lune). Tant que cet écart est faible au regard des forces de cohésion qui r etienne nt le corps lui-même, l'effet est faible ou nul. Tant que cet écart ne varie pas les contraintes sont statiques (et plus faciles à soutenir). La Lune, par exemple, parce qu'elle présente toujours la même face à la Terre subit une force de marée complètement statique. Elle en est légèrement déformée (elle n'est pas complètement sphérique). De plus, elle reste faible au regard de la cohésion du globe lunaire (elle ne s'en déforme pas continuellement contrairement aux océans terrestres qui subissent son influence).

Plus les masses mises en ouvre sont importantes, plus les effets sont importants (de façon linéaire). Plus les distances mises en ouvres sont faibles, plus les effets sont importants (en raison inverse du carré de la distance). Les astrophysiciens ont ainsi observé des couples stellaires (deux étoiles proches en rotation l'une autour de l'autre) qui résonnent sous les vibrations qu'elles s'imposent mutuellement.

Mais plus les masses sont importantes, plus les phénomènes deviennent difficiles à quantifier avec la théorie classique de la gravitation. On en arrive ainsi à des situations où les forces en jeu sont proprement gigantesques et les corrections dues à la relativité générale d' Albert Einstein ne peuvent plus être négligées. Toutefois, les phénomènes restent essentiellement les mêmes.

Le cas des trous noirs

Le cas le plus spectaculaire est celui d'un objet en orbite proche autour d'un trou noir stellaire. La masse proprement astronomique du trou noir et sa petite taille autorisent un corps (une étoile ou une planète) à s'en approcher beaucoup et alors la différence de force gravitationnelle entre les deux faces de l'objet sont gigantesques. Cet écart est tel que tout corps un tant soit peu volumineux est déchiqueté par la force de marée . C'est ce qui explique le commentaire qui accompagne toujours les descriptions de ce qui arriverait à un vaisseau s pat ial qui plongerait dans un trou noir : il serait détruit par les forces de marée avant même d'en avoir atteint l'horizon.

Cependant, il faut noter qu'à l'extérieur du trou noir, l'effet diminue au fur et à mesure que la masse du trou noir augmente. Dans le cas d'un trou noir galactique, dont la masse se mesure en millions de masses solaires , le rayon de l'horizon est suffisamment grand pour que la force de marée à ses environs soit sans danger pour un être humain qui se trouverait là.

En effet, l'amplitude des effets de marées subi par un corps de taille a situé à une distance d d'une masse M s'écrit comme le produit du gradient du champ gravitationnel par la taille de l'objet, soit : Gm = GMa/d3

où G est la constante de Newton . Pour un être humain (où a vaut de l'ordre d'un mètre, la valeur maximale de g m supportable est de l'ordre de l'accélération de la pesanteur terrestre g (cela correspond à une situation où une personne suspendue par les mains serait lesté d'une masse de l'ordre de 100 kilos ; au-delà elle serait écartelée). Cela correspond donc à la contrainte :

où M T et R T correspondent à la masse et le rayon de la Terre . Pour un trou noir, la taille R de l'horizon est donnée approximativement par la formule . Pour un observateur traversant l'horizon ( d = R ), la contrainte devient :

soit de l'ordre de la centaine de milliers de masses solaires . Pour un trou noir plus massif comme un trou noir galactique, il est donc possible de passer l'horizon sans dommage.