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X- A quelle période de l’année la terre se trouve-t-elle la plus proche du soleil?

 

Attention : les termes apogée et périgée concernent les corps en orbite autour de la Terre (gée désigne géo : la Terre). Pour une orbite autour du Soleil, il faut parler de l'aphélie et du périhélie.
Pour la Terre : le périhélie, point le plus proche du Soleil, se situe le 4 Janvier et l'aphélie, point le plus éloigné, le 2 Juillet. Ces données sont bien sûr l'un des meilleurs arguments s'opposant à une explication des saisons par les variations d'éloignement de la Terre et du Soleil. L'argument le plus frappant reste toutefois l'inversion des saisons entre les deux hémisphères !...

Les implications de l'excentricité de l'ellipse sur la vitesse de déplacement de la Terre sur son orbite sont  :

 

la durée des saisons, dans l'hémisphère Nord, à comparer avec le quart d'année :

- 365,25 / 4 : 91 j 08 h ;

- Printemps : 92 j 20 h ;

- Eté : 93 j 15 h ;

- Automne : 89 j 19 h ;

- Hiver : 89 j.

Vérifiez-le sur les données suivantes !
Année

 

Printemps (Mars)

  

Eté (Juin)

 

Automne (Septembre)

 

Hiver (décembre)
 

1992

 		 

20 à 8h 47

 		 

21 à 3h 15

 		 

22 à 18h 45

 		 

21 à 14h 42
 

1993

 		 

20 à 14h 37

 		 

21 à 8h 59

 		 

23 à 0h 25

 		 

21 à 20h 26
 

1994

 		 

20 à 20h 28

 		 

21 à 14h 48

 		 

23 à 6h 21

 		 

22 à 2h 25
 

1995

 		 

21 à 2h 17

 		 

21 à 20h 35

 		 

23 à 12h 15

 		 

22 à 8h 20
 

1996

 		 

20 à 8h 04

 		 

21 à 2h 24

 		 

22 à 17h 58

 		 

21 à 14h 05
 

1997

 		 

20 à 13h 56

 		 

21 à 2h 24

 		 

22 à 23h 53

 		 

21 à 20h 05
 

1998

 		 

20 à 19h 53

 		 

21 à 14h 03

 		 

23 à 05h 38

 		 

22 à 01h 56
Cela confirme bien que la Terre va légèrement plus vite au voisinage du périhélie qu'autour de l'aphélie. Nous bénéficions ainsi de quelques jours supplémentaires au printemps et en été, qu'il nous faut payer d'un plus grand éloignement du Soleil et donc d'une puissance de rayonnement plus faible. Notons, en passant, que les données sont inversées pour l'hémisphère Sud qui connaît ainsi un été et un printemps légèrement plus courts, phénomène compensé par un léger rapprochement du Soleil et donc par une plus grande puissance de rayonnement.

La variation de la durée d'un jour solaire vrai est l'autre conséquence notable des variations de vitesse : la Terre fait un tour sur elle-même en 23 h 56 mn 4,9 s (jour sidéral). Nous avons vu (II) que la différence avec les 24 h attendues était due à une fraction de tour supplémentaire (environ 1°) que la Terre doit effectuer pour retrouver une position identique par rapport au Soleil du fait de sa révolution autour du Soleil. Si cette révolution était parfaitement circulaire et donc à vitesse constante, la Terre accomplirait rigoureusement chaque jour la fraction 1 / 365,2422 du cercle de la révolution, ce qui lui imposerait exactement les 3 mn 55,1 s supplémentaires de rotation sur elle-même pour retrouver la même orientation par rapport au Soleil et donc la même heure solaire en tout point du globe. Le temps entre deux midis solaires serait ainsi exactement de 24 h... Mais ce n'est pas le cas !

Les variations de vitesse sur la trajectoire ont comme conséquence de faire varier très légèrement l'angle décrit en une journée et ainsi de faire varier de quelques secondes, en plus ou en moins, le temps nécessaire au "rattrapage" selon le jour de l'année. En moyenne, ce temps est de 3 mn 55,1 s, mais les petits écarts autour de cette moyenne s'accumulent et entraînent des décalages pouvant aller jusqu'à la demi-heure entre "l'heure locale" d'un lieu et "l'heure solaire vraie". La courbe permettant de connaître et de compenser ce décalage s'appelle "équation du temps" et peut être obtenue en traçant, à partir des heures de lever et de coucher du Soleil en heure légale de n'importe quel éphéméride, la courbe donnant l'heure du midi solaire vrai (soit la demi somme des heures de lever et de coucher) en fonction de la date. La courbe obtenue se reproduit, bien sûr, identiquement année après année. Voir compléments.

 

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