Illustration du déplacement de la terre autour du soleil et ses implications sur l’ensoleillement Les saisons La durée du jour Simulation de la vue de la terre à partir du soleil tout au long de l’année.
La course de la terre en plan et en élévation par rapport à l’écliptique.
Rappel de la définition de la latitude et la longitude: La latitude se mesure la position des parallèles, à partir de l’équateur jusqu’au pôle de 0 à 90 degrés, positivement vers le nord et négativement vers le Sud. La longitude mesure la position des méridiens, à partir de Greenwich, de 0 à 180 degrés, vers l’est ou l’ouest.
Course de la terre autour du soleil sur une légère ellipse Course de la terre autour du soleil sur une légère ellipse. Dans le plan de l’écliptique. L’inclinaison de l’axe de la terre de 23 degrés 25 minutes est constant ce qui implique un position relative au soleil différente selon les saisons. Équinoxe Automne 21 septembre Solstice Hiver 21 décembre Solstice Été 21 juin Équinoxe Printemps 21 mars
Impact de l’inclinaison de l’axe de la terre sur la durée des jours et des nuits selon la latitude. Exemple au solstice d’été.
Ce mouvement de la terre autour du soleil, explique que le rayonnement soit différent selon la latitude et la saison. On a, ici, le rayonnement sur la terre, selon la latitude et la saison, calculé sur la surface mais hors atmosphère, ce qui explique le fort rayonnement aux pôles aux solstices. La traversée de l’atmosphère diminue ce rayonnement.
La terre et son orbite, en quelques chiffres : En référence avec l’image 5 Rayon de la terre 6371 Km Distance terre-soleil 23,500 fois le rayon de la terre Mouvement autour du soleil sous forme d’ellipse dont le soleil est un des foyers. Son excentricité (rapport de la distance du foyer au centre au demi-grand axe est de 1/60 et décroit très lentement. Le point le plus proche est le périhélie Le plus éloigné l’aphélie Le plan de l’orbite, l’écliptique Plan équatorial, plan passant par l’équateur Obliquité de l’écliptique 23.27 degrés, angle des deux plans (plan de l’écliptique et plan équatorial). L’obliquité varie de 47.6 minute par siècle. Elle oscille entre 21.59 & 24.36 degrés. Soit : ab ligne des pôles de l’orbite ou perpendiculaire au plan de l’écliptique passant par le centre le terre. ns axe polaire P périhélie A Aphélie gg’ ligne des équinoxes ss’ ligne des solstices Si S est la position du soleil et T celle de la terre, ST est la ligne Soleil/Terre Les positions où l’axe des pôles et la perpendiculaire à l’écliptique sont dans un même plan, ce sont les solstices. Positions où le plan formé par ab et ns est perpendiculaire à ST, ce sont les équinoxes. La déclinaison du soleil est l’angle formé par ST avec le plan équatorial. Hémisphère est boréal au Nord, Austral au Sud La déclinaison est positive lorsque boréal négative lorsque austral. s solstice (été) g équinoxe vernal (printemps) la distance gs n’est pas constante, ainsi que les 3 autres qui en dépendent. Il a un mouvement rétrograde ou précession. La période est de 26,000 ans. La loi des aires entraîne une inégalité des saisons. (Les aires balayées par le rayon allant de S au centre T sont proportionnelles au temps). La vitesse angulaire de ST est plus petite quand T est proche de A que proche de P. De même P intercepte plus d’énergie que A. (le diamètre apparent du soleil est plus grand). La variation de distance TS par rapport au demi-grand axe de l’ellipse est de 1.017 au début de l’été et de 0.983 au début de l’hiver. S’g (hiver) est plus court que g’s’(automne) et gs (printemps) est plus petit que sg’ (été). Aujourd’hui s’/SP est de 11 degrés. Il y a 788 ans P se confondait avec s’, l’automne et l’hiver étaient égaux ainsi que le printemps et l’été.