Notions de climatologie

Définition

La climatologie, branche de la géographie physique, est l'étude du climat, c'est-à-dire lasuccession des conditions météorologiques sur de longues périodes dans le temps.

Plus précisément, le climat a été défini en termes généraux comme « la série des états del'atmosphère au-dessus d'un lieu, dans leur succession habituelle ».

L'étude du temps à court terme est le domaine de la météorologie.

En règle générale, le climat ne varie pas, ou assez peu, en un endroit donné du globe, surune durée de l'échelle du siècle. Mais sur des temps géologiques, le climat peut changerconsidérablement. L'étude des climats passés est la paléoclimatologie.

Classification des climats

La classification de Köppen est une classification des climats fondéesur les précipitations et les températures. C'est Wladimir PeterKöppen qui l'a inventée dans les années 1920.

C'est la plus courante des classification climatiques dans sa versionprésentée par Rudolf Geiger en 1961. Un très grand nombred'études climatiques et de publications ont adopté une des versionsde ce système.

La carte de Köppen-Geiger reste aujourd'hui une référence, grâce à ces mises à jourfréquentes, tant dans les domaines de l'hydrologie, de la géographie, de l'agriculture, de labiologie, la climatologie à travers ses recherches sur l'évolution des climats.

Un climat, selon cette classification, est repéré par un code de deux ou trois lettres :

1re lettre : type de climat

Dans les grandes lignes, les climats mondiaux s'étalent de A à E, en allant de l'équateur auxpôles.

2e lettre : régime pluviométrique

On obtient donc les catégories suivantes :

Af : climat équatorial Aw : climat de savane avec hiver sec As : climat de savane avec été sec Am : climat de mousson BS : climat de steppe (semi-aride) BW : climat désertique Cf : climat tempéré chaud sans saison sèche Cw : climat tempéré chaud avec hiver sec Cs : climat tempéré chaud avec été sec (méditerranéen) Df : climat tempéré froid sans saison sèche Dw : climat tempéré froid avec hiver sec Ds : climat tempéré froid avec été sec (continental méditerranéen) ET : climat de toundra EF : climat d'inlandsis EM : climat subpolaire océanique

3e lettre : variations de température

Pour affiner les types B, C et D, une troisième lettre précise les variations de température :

Exemples :

Le Sahara, ou le désert d'Arabie, sont de type BWhLa zone équatoriale est de type AfLa France du nord est de type CfbL'Amazonie est de type AwLe centre du Groenland est de type EFLa Sibérie est de type Dfc

Quelques précisions pour comprendre le tableau suivant :P = précipitations (sur fond vert, les données relatives aux température sont sur fond marron)E = période du 01/04 au 30/09 pour l’hémisphère nord H = période du 01/10 au 31/03 pour l’hémisphère nordPour l’hémisphère sud, inverser E et Ht =moyenne annuelle des températures (en °C)r = moyenne annuelle du total des précipitations

Notion de saisons

Le terme de saison, envisagé du point de vue de la climatologie, a un sens double.

Il désigne d'abord une période pendant laquelle les grandes tendances du temps au-dessusd'un lieu sont assez homogènes. Homogénéité relative qui présente à son tour deux aspects : ou bien les jours qui se suivent se ressemblent - c'est le cas, par exemple, des hivers dans lesrégions tropicales -, les états de l'atmosphère étant à peu près les mêmes aux mêmes heuresdes cycles diurnes successifs ; ou bien - et c'est le cas des étés tropicaux et de la plupart des saisons aux latitudesmoyennes - les variations d'un jour à l'autre sont importantes, et assez irrégulières, tout enmanifestant des tendances propres : les oscillations des grandeurs physiques caractérisantl'état de l'atmosphère sont fortement marquées, mais se situent toujours entre certaineslimites.

On appelle aussi saison une période pendant laquelle l'activité solaire présente les mêmescaractères : pour des raisons d'ordre astronomique, la longueur des jours et des nuits, lahauteur du Soleil au-dessus de l'horizon lors de son passage au méridien, c'est-à-dire en unmot l'activité solaire, varient régulièrement sur le globe. En ce sens, on peut définir des« saisons cosmiques ». Ici, le rythme est assez simple, et la distinction de quatre saisons - hiver,été, printemps, automne - a une valeur universelle, ce qui n'est pas le cas lorsqu'on se place dupremier point de vue.

Les deux types de phénomènes - saisons « concrètes » ou « météorologiques » et saisons« cosmiques » - ont entre eux des rapports évidents, mais qui ne sont pas simples. En effet,les rythmes solaires déterminent directement certains aspects des rythmes du temps. Mais ilsmodifient également les conditions de la circulation atmosphérique. Et celle-ci, à son tour,amplifie ou réduit les effets thermiques des variations de l'activité solaire, et détermine larépartition des pluies et d'autres météores. Or la circulation atmosphérique a desmécanismes complexes ; elle résulte de nombreux effets d'interaction et d'accumulation, etelle est à bien des égards un système qui a ses lois propres.

Le principal intérêt de l'étude des saisons est de permettre une réflexion sur la façon dontl'activité solaire influence le temps sur le globe, à la fois directement et par les modificationsqu'elle apporte aux conditions de circulation atmosphérique.

C'est un biais utile pour aborder l'explication générale des climats, puisque chacun de ceux-cipeut être considéré comme un ensemble de saisons.

Le mouvement diurne du Soleil, c’est-à-dire sonmouvement apparent d’Est en Ouest au coursde la journée, se traduit par son lever, sonpassage au méridien (au-dessus de l’horizonSud dans l’hémisphère Nord) et enfin par soncoucher.

On voit aussi, la journée ou la nuit, la Lune, lesplanètes et les étoiles qui se déplacent d’Est enOuest par rapport à notre horizon. On voitl'ensemble de la voûte céleste tourner autourd'un axe. Certaines étoiles se lèvent et secouchent (comme celles d'Orion), d'autres(comme les étoiles de la Grande Ourse) sonttoujours visibles. L'étoile Polaire est la seule quisemble rester toujours au même endroit dansle ciel.

Ces mouvements apparents sont le résultat de la rotation de la Terre sur elle-même.

Mouvements de la Terre et saisons astronomiquesMouvement quotidien apparent des astres dans le ciel

Pour trouver l’étoile polaire (qui contrairement à ce que l’on peut souvent entendre n'estpas du tout l'étoile la plus brillante du ciel), cherchez d’abord la Grande Ourse (c'est facile,ses étoiles sont très brillantes et forment un poêlon dans le ciel). Une fois la Grande Ourseidentifiée (à nos latitudes, elle est toujours visible), repérez les deux étoiles qui forment lebout du poêlon opposé au manche puis reportez cinq fois la distance qui les sépare commeindiqué sur le dessin. On tombe alors sur une étoile moyennement brillante : c'est l'étoilepolaire.

La figure précédente montre les mouvements apparents des étoiles suivant la situationgéographique de l'observateur sur le globe terrestre, c’est-à-dire selon la latitude.

Levers et couchers de Soleil en un seul lieu au fil de l’année

L’observation des levers et des couchers du Soleil successifs nous montre que ces événements seproduisent en différents points de l’horizon selon la période de l’année.

Mouvement apparent du Soleil au cours d’une journée en hiver (a) et en été (b) dansl’hémisphère nord.

On remarquera que le Soleil ne se lève exactement à l’Est que deux fois au cours de l’année,autour du 20 mars et du 23 septembre. De la même manière, et parce que les levers et lescouchers du Soleil sont symétriques par rapport à l’axe Nord-Sud, le Soleil ne se coucheexactement à l’Ouest que deux fois par an, aux mêmes dates.

Étudions plus attentivement ce qui se passe à notre latitude dans l’hémisphère Nord (environ50° N).

Au moment où l’année débute, en janvier, le lever du Soleil a lieu dans la direction du Sud-Est.

Au fil des mois de janvier, février et mars, le Soleil se lève chaque jour un peu plus près del’Est. On observe finalement le lever du Soleil exactement à l’Est, autour du 20 mars (équinoxede printemps).

Au cours des mois d’avril, mai et juin, le lever du Soleil se produit de plus en plus vers le Nord-Est. Le lever de Soleil atteint finalement sa position maximale vers le Nord-Est le matin du 21juin (solstice d’été).

Par la suite, au cours des mois de juillet et août, le lever du Soleil se produit, jour après jour,un peu plus près de l’Est. Le Soleil se lève de nouveau exactement à l’Est, le 23 septembre(équinoxe d’automne).

Au cours des mois d’octobre, novembre et décembre, le lever du Soleil se produit maintenantde plus en plus vers le Sud-Est et atteint sa position maximale dans cette direction, le 21décembre (solstice d’hiver).

Le mouvement apparent de va-et-vient à l’horizon des levers de Soleil entre le Sud-Est et leNord-Est recommence ainsi d’année en année : il résulte du mouvement de révolution de laTerre autour du Soleil.

0° (équateur): le soleil atteintsa culmination minimale,n'atteignant que 66,56° aunord ou au sud. Il n'y a pas desaison et le jour dure toujoursdouze heures.

20° : le Soleil culmine à 46,56°en hiver et 93,44° à l'opposé,mais il y a deux jours à l'anquand le soleil culmineperpendiculaire à 90°. Les joursd'été sont de deux à troisheures plus longs que les joursd'hiver. Le crépuscule dureenviron une heure toutel'année.

50° : le Soleil culmine à 16,56°en hiver et à 63,44° en été. Lejour dure moins de 8 heuresen hiver et plus de 16 heuresen été. Les directions et anglesdes levers et couchers de Soleillors des deux solstices sonttrès différentes. En été, leSoleil ne disparait passuffisamment sous l'horizonpour que prenne fin lecrépuscule astronomique. Au-dessus de 60° de latitude, lecrépuscule civil dure toute lanuit. Au-dessus de 66,56°, leSoleil ne se couche pas en été.

Trajectoire du Soleil aux solstices

70° : en hiver, le Soleil culmine sousl'horizon à −3.44° : il ne se lève pas et lazone est plongée dans la nuit polaire(avec un crépuscule prononcécependant). En été, il culmine à 43,44°et ne se couche pas.

90° (pôles) : aux solstices d'hiver et d'été, leSoleil est respectivement 23,44° en dessouset au-dessus de l'horizon, quelle que soitl'heure. Le solstice d'été marque laculmination maximale du Soleil au pôle :après cette date, il descendprogressivement sur la sphère céleste etatteint l'horizon lors de l'équinoxed'automne.

0° (équateur) : le soleilculmine au zénith.

20° : le Soleil culmine à 70°d'altitude et disparait sousl'horizon selon une trajectoireinclinée de 70° par rapport àcelui-ci. Le crépuscule dureenviron une heure.

50° : le crépuscule dure prèsde deux heures.

Le Soleil aux équinoxes

70° : le Soleil ne culmine qu'à 20°d'altitude et disparait sous l'horizonsuivant un angle très faible. Le crépusculedure quatre heures ; en fait, la nuit noireest quasiment inexistante.

90° (pôles) : si la réfraction atmosphériquen'entrait pas en compte, le centre du Soleilresterait sur l'horizon toute la journée.

L'orbite du mouvement apparent du soleil sur lasphère céleste se déplace quotidiennement vers lePôle Nord céleste entre les solstices d'hiver et d'étéet vers le pôle Sud céleste entre les solstices d'été etd'hiver.

L‘orbite coupe l'horizon en deux points associés aulever du soleil à l'est et à son coucher à l'ouest.

Elle rencontre le méridien de l'observateurexactement à mi-temps entre ces deux points, àmidi précisément, en un point correspondant à laposition quotidienne du soleil la plus élevée dans leciel.

Les positions du lever et du coucher du soleil vont varier au cours de l'année en fonction dudéplacement vers le Nord ou vers le Sud de l'écliptique.

Le soleil se lève exactement à l'est et se couche précisément à l'ouest aux équinoxes.

Au solstice d'hiver, le soleil se lève au sud-est et se couche au sud-ouest tandis qu'au solsticed'été, il se lève au nord-est et se couche au nord-ouest.

La hauteur du Soleil à midi au fil de l’année

Pour compléter l’étude des mouvements apparents du Soleil dans le ciel, examinons maintenantles variations annuelles de la hauteur maximale du Soleil au cours d’une journée.

Au cours d’une journée, sous nos latitudes, la hauteur du Soleil au-dessus de l’horizon culminelorsque celui-ci traverse le méridien du lieu d’observation (par définition, à midi vrai), c’est-à-dire dans la direction Sud dans l’hémisphère Nord).

Cette fois-ci, les repères que l’on peut trouver à l’horizon ne servent à rien. Par contre, un simplebâton planté verticalement dans le sol, aussi appelé un gnomon, permet d’observer la longueurde l’ombre produite par le Soleil. Plus le Soleil est haut dans le ciel, plus l’ombre sera courte.

Au cours d’une année, cette hauteur du Soleil à midi varie entre deux extrêmes : l’un est atteintle 21 décembre et l’autre, le 21 juin. Les hauteurs médianes sont observées le 20 mars et le 23septembre.

Des journées variables

La variation annuelle de la hauteur du Soleil au-dessus de l’horizon Sud est responsable de lavariation de la durée de la journée au cours de l’année.

Sous nos latitudes, les journées des mois de juin et de juillet sont plus longues que celles desmois de décembre et de janvier.

Ceci s’explique aisément. La trajectoire apparente du Soleil dans le ciel décrit un arc de cercleplus important au cours de la période entourant le 21 juin.

À l’inverse, la trajectoire apparente du Soleil au-dessus de l’horizon est beaucoup plus courteautour du 21 décembre et la durée de la journée est alors à son minimum.

Solstices et équinoxes, limites des saisons astronomiques

C’est à cette étape de notre étude des mouvements apparents du Soleil que l’on peut introduirele vocabulaire associé aux saisons.

Aux équinoxes, le Soleil se lève exactement à l’Est et se couche exactement à l’Ouest. Les duréesde la journée et de la nuit sont égales : douze heures chacune (le mot équinoxe signifiejustement « égal à la nuit »). Les équinoxes ont lieu en général le 20 mars et le 23 septembre.

Le printemps débute au moment de l’équinoxe du 20 mars (ou équinoxe de printemps dansl’hémisphère Nord) et se termine au solstice d’été.

Le solstice d’été a lieu en général le 21 juin, le jour ou le Soleil atteint sa position la plus hauteau-dessus de l’horizon Sud à midi.

La saison estivale se termine quant à elle à l’équinoxe d’automne le 23 septembre.

L’automne suit ensuite jusqu’au solstice d’hiver qui a lieu en général le 21 décembre.

Le cycle des saisons se termine avec l’hiver qui se poursuit jusqu’à l’équinoxe de printempssuivant, au mois de mars.

Il est intéressant de mentionner et de se rappeler que les saisons sont inversées dansl’hémisphère Sud. L’été de l’hémisphère Sud a lieu pendant l’hiver de l’hémisphère Nord etvice-versa.

Le zodiaque et l’écliptique

S’il nous était possible de voir les constellations formées par les étoiles en même temps que leSoleil nous constaterions que le Soleil parcourrait un grand cercle sur la sphère céleste et seprofilerait un jour donné sur une constellation (x) et quelques mois plus tard sur une autreconstellation (Y).

D'un point de vue géocentrique, l’écliptique est par définition le grand cercle sur la sphèrecéleste représentant la trajectoire annuelle du soleil vue de la Terre.

L’écliptique coupe l'équateur céleste (intersection du plan équatorial terrestre avec la sphèrecéleste) en deux points opposés, correspondant aux positions du Soleil lors des équinoxes.

Le nœud ascendant (c’est-à-dire le point par lequel le Soleil traverse l’équateur céleste en

montant vers le pôle céleste Nord) est appelé point vernal γ. Le Soleil y passe à l’équinoxe deprintemps, vers le 21 mars.

Le méridien passant par le point vernal qui est désigné comme méridien origine de la sphèrecéleste équatoriale.

Les « longitudes » des astres y sont appelées « ascensions droites ». Elles sont comptéespositivement vers l'est de 0 à 24 heures (et non de 0 à 360° bien que ce soient des angles).

Les « latitudes » des astres portent le nom de déclinaisons. On compte les déclinaisons de -90° à+90° du pôle Sud au pôle Nord.

Ascension droite et déclinaison constituent lesvariables du système de coordonnées équatoriales.

Ce système constitue l’analogue pour la sphèrecéleste du système longitude-latitude utilisé sur leglobe terrestre et permet, par exemple, de repérer laposition d'une étoile dans le ciel quels que soient lelieu et la date d’observation, par un couple de valeursfixes.

Vu de la Terre, dans le repère équatorial géocentrique, l'équinoxe correspondant au passage duSoleil des déclinaisons négatives aux déclinaisons positives est appelé équinoxe de printemps(début du printemps dans l'hémisphère nord) ou point vernal.

Cette direction (repérée par le point vernal ou point gamma) est, dans le plan de l'écliptique,l'origine des longitudes célestes (système de coordonnées écliptiques) et elle est également,dans le plan de l'équateur céleste, l'origine des ascensions droites (système de coordonnéeséquatoriales).

Trajectoire annuelle du Soleil et positions du Soleil sur la sphère céleste lors des équinoxes et des solstices

Depuis la plus haute Antiquité, les observateurs du ciel ont aussi remarqué que les planètesvisibles à l'œil nu ne s'écartent jamais de la route du Soleil sur la sphère céleste, ou écliptique.

Leur écartement de ce grand cercle de la sphère ne dépasse jamais 8°30´, soit au nord, soit ausud. On peut donc délimiter dans le ciel une ceinture imaginaire formant une de part et d’autrede l’écliptique une bande de 17° de largeur, faisant le tour du ciel et dont les planètes nesortent jamais. Inclinée de 23° environ sur l'équateur céleste, cette zone est le zodiaque.

Ce mot dérive du grec « zodiakos » qui signifie « avoir affaire à des animaux ». Lesconstellations qui composent le zodiaque sont en effet pour la plupart représentées par desfigures d'animaux. Ce grand cercle fut divisé dès l'Antiquité en douze parties (originellementpeut-être dix), ou signes, de 30° de longitude chacun. Ils marquaient la demeure du Soleilpendant chaque mois de l'année. Aussi les Anciens les appelaient-ils « les maisons du Soleil ».Nous les appelons aujourd’hui signes du zodiaque.

Ces douze signes sont (avec entre parenthèses leur équivalent latin) : le Bélier (Aries), leTaureau (Taurus), les Gémeaux (Gemini), le Cancer (Cancer), le Lion (Leo), la Vierge (Virgo), laBalance (Libraque), le Scorpion (Scorpius), le Sagittaire (Arciterens ou Sagittarius), leCapricorne (Caper ou Capricornus), le Verseau (Amphora ou Aquarius) et les Poissons (Pisces).

Le mouvement des planètes Uranus et Neptune découvertes par les astronomes modernes(Herschel et Le Verrier) s'inscrit également dans les limites du zodiaque ; celui de Pluton et deplusieurs petites planètes s'en écarte notablement.

Dans son déplacement apparent autour de la Terre (dû au mouvement de révolution de la Terre autour du Soleil), le Soleil chemine autour du ciel au travers des douze constellations du

Zodiaque.

Les signes astrologiques du zodiaque coïncidaient autrefois avec la position du Soleil dans lesconstellations qui leur ont donné leur nom ; mais par suite de la précession des équinoxes, lepoint vernal (marquant l’équinoxe de printemps) est mobile ; il se trouve actuellement dans laconstellation des Poissons. Il faut 25 800 ans pour que le Soleil effectue un tour complet et quesoit rétablie la coïncidence des constellations et des signes. Le Soleil demeure donc 2 150 ansdans chaque signe. La dernière coïncidence entre les constellations et les signes a eu lieu il y aenviron 10 000 ans.

Le zodiaque a eu une grande importance dans l'histoire ancienne de nombreux peuples, dans laformation des calendriers, dans l'établissement des dates des fêtes et dans la constitution desères.

Le Taureau a joué un grand rôle dans les mythes antiques et on peut remarquer qu'il y a environ5 000 ans, le Soleil (point vernal) se trouvait dans ce signe. Il y a là un rapport étroit entrel'astrologie et la religion. Ensuite est venue l'ère du Bélier, puis celle des Poissons, à l'apparitiondu christianisme. Nous entrerons dans environ 600 ans dans l'ère du Verseau.

Remarque : astronomie et astrologie

L'astrologie occidentale comme l'astrologie védique emploient un zodiaque qui divisel'écliptique en douze signes astrologiques d'amplitudes égales. Il faut souligner que cettedéfinition des signes astrologiques (ou astronomiques) est indépendante de celle desconstellations du même nom.

Que ce soit en astrologie occidentale ou en astrologie indienne, les signes portent le nom desconstellations qui en étaient les plus proches à l'époque du choix de ces dénominations, il y après de 3 000 ans, mais cette correspondance entre noms des signes et noms des constellationsn'existe plus de nos jours en raison de la précession des équinoxes. En revanche, pourl'astrologie chinoise, il n'y a jamais eu de lien entre le nom des signes et celui desconstellations.

La table ci-dessous compare la date d'entrée du Soleil dans les signes, dans une astrologietropicale (dans la tradition classique de Ptolémée), ainsi que les dates d'entrée du Soleil dansles constellations du même nom, en fonction des frontières définies par l'union astronomiqueinternationale (IAU) en 1930.

Un des principaux résultats de la « révolution copernicienne » fut la conception du Systèmesolaire, codifiée par Kepler selon des lois toujours en vigueur ; en conséquence, les planètes setrouvaient distinguées des étoiles, la Terre n'étant que l'une d'entre elles.

Pour interpréter correctement les observations précédentes des mouvements apparents duSoleil dans le ciel, il faut maintenant passer du modèle géocentrique, qui place la Terre au centredu système solaire, au modèle héliocentrique, qui place cette fois le Soleil au centre du systèmesolaire.

Cet exercice demande un effort intellectuel important et beaucoup de personnes ont de ladifficulté à comprendre la géométrie dans l’espace.

Les mouvements de la Terre dans l’espace sont complexes, mais on peut simplifier la situation enconsidérant uniquement les deux mouvements les plus importants.

D’abord, la Terre tourne sur elle-même en un jour (mouvement de rotation) ;

Ensuite, la Terre tourne autour du Soleil en un an, sur une orbite presque circulaire(mouvement de révolution). Cette orbite définit un plan dans lequel se déplace la Terre ; c’est leplan de l’écliptique.

Mouvements réels

Un observateur situé sur la surface de la terre ne pouvant se rendre compte de son propremouvement, est dans la situation d’un voyageur qui se trouve dans un train, n’a pas l’impressiond’avancer, mais voit le paysage se défiler devant lui dans le sens inverse de sa propre marche.

Le mouvement d’Est en Ouest de la sphère céleste n’est qu’un mouvement apparent engendrépar un autre mouvement réel, qui est la rotation de la Terre dans le sens direct d’Ouest vers l’Estautour de son axe.

C’est donc le mouvement de la rotation de la Terre dans le sens direct autour de l’axe des pôles(Pn, Ps) qui est la cause principale du mouvement apparent de la voûte céleste dans le sensinverse (Est-ouest) autour de l’axe des pôles célestes (P’n,P’s), des levers et couchers des astressur l’horizon, etc.

Mouvement de rotation

La rotation de la Terre est donc aussi la cause de la succession des jours et des nuits.

Pendant qu’un point donné (A) de la terre se trouve sur la face exposée au soleil, il est éclairé etc’est le jour pour lui, tandis qu’un autre point (B) se trouvant dans le coté opposé des rayonssolaires sera dans l’obscurité et donc, c’est la nuit pour lui.

Définition du jour

Si on considère une direction fixe dans l'espace, il faudra 23h 56m 4s à un observateur pour seretrouver dans la même direction après un tour complet de la Terre autour de son axe. Un joursidéral est la durée que met une planète pour faire un tour sur elle-même par rapport auxétoiles, indépendamment de sa révolution autour du Soleil.

Mais ce n'est pas cette durée qui est la plus facile à percevoir. On aura beaucoup plusl'impression que la Terre a accompli un tour si c'est le Soleil qui revient à la même position.C'est ce retour du Soleil dans la même direction qui définit le jour solaire qui lui, dure enmoyenne, 24 heures. En effet, en raison du mouvement de révolution, la Terre s'est déplacéesur son orbite et le Soleil ne correspond pas à une direction fixe.

Comparaison entre jour sidéral et jour solaire : la planète positionnée en 1 met un jour sidéral pour arriver en 2 et un jour solaire pour arriver en 3

Le jour n'est pas, a priori, une simple unité de temps pour compter des durées, mais c'estplutôt un intervalle de temps centré sur une période de « jour » et encadré par des périodesde « nuit ». Nous allons donc définir le jour solaire comme la durée qui sépare deux passagesconsécutifs du Soleil à son point culminant, c'est-à-dire au « méridien » du lieu. Mais une telledurée est variable : pourquoi ?

Tout d'abord, et nous le verrons plus loin (lois de Kepler), l'orbite apparente du Soleil autourde la Terre (en fait, l'orbite réelle de la Terre autour du Soleil) n'est pas un cercle mais uneellipse : ainsi la vitesse apparente du Soleil sur la sphère céleste va varier selon sa position sursa trajectoire. Le Soleil passera donc au méridien soit en avance quand il va plus vite, soit enretard quand il ralentit, par rapport à une position moyenne. Pour que nos jours aient lamême durée et donc que nos heures soient régulières (et que midi n'arrive pas un peu enavance ou un peu en retard), on construit une position moyenne théorique du Soleil surl'année (le Soleil moyen, par opposition au Soleil vrai) qui définira le Temps moyen, échelle detemps qui a été en usage jusque dans les années 1970. La définition officielle de cette échellede temps était : « l'heure légale en France est le temps moyen de Paris retardé de 9m 21s etaugmenté de douze heures (c'est la définition du Temps Universel internationalementreconnu) et aussi augmenté d'une heure en été et de deux heures en hiver (c'est l'heure d'étéou l'heure d'hiver) ». Le retard de 9m 21s sert à nous mettre à l'heure du méridieninternational (Greenwich). L'avance de douze heures sert à faire commencer le jour à minuit(c'est plus pratique car le temps moyen fait débuter le jour à midi au moment du passage duSoleil au méridien). Enfin le décalage d'une heure ou de deux heures nous donne l'heure d'étéou l'heure d'hiver. Les fuseaux horaires sont là pour permettre un décalage similaire pour lespays situés loin du méridien international.

Temps vrai, temps moyenPar convention, l’équation du temps, à un instant donné, est la différence entre le temps solairemoyen et le temps solaire vrai.

Le temps solaire moyen est basé sur le soleil moyen, défini comme un objet qui, tout aulong de l'année, se déplacerait sur l'équateur à une vitesse constante, telle que la durée dujour solaire moyen soit de 24 heures exactement.

Le temps solaire ou temps vrai est une mesure du temps basée sur le soleil vrai, tel quedonné par un cadran solaire. En particulier, le midi solaire correspond à l'instant de lajournée où le Soleil atteint son point le plus élevé dans le ciel.

Cet écart entre le midi moyen et le midi vrai est évidemment fondamental lorsque l'onconstruit un cadran solaire qui lui, va donner le temps vrai du lieu.

Une valeur positive de l'équation du temps indique que le soleil vrai est en retard sur le soleilmoyen, c'est-à-dire plus à l'est, et une valeur négative qu'il est en avance, c'est-à-dire plus àl'ouest. Par exemple, lorsque l'équation du temps vaut + 8 minutes, cela signifie qu'il est 12 h08 du temps solaire moyen lorsque le cadran solaire indique midi vrai.

C'est du moins la convention de signe utilisée en France, où l’équation du temps est l'équationdu temps vrai, c'est-à-dire ce qu'il faut ajouter au temps vrai pour obtenir le temps moyen.Dans certains pays, tels que le Royaume-Uni, les États-Unis ou la Belgique, l'équation du tempsest souvent définie avec la convention de signe inverse : c'est l'équation du temps moyen,c'est-à-dire la quantité qu'il faut ajouter au temps moyen pour obtenir le temps vrai. Les deuxvariables, « équation du temps vrai » et « équation du temps moyen » ont des valeursopposées.

C'est cette différence entre le Soleil moyen et le Soleil vrai qui nous fait dire en janvier : « tiens,les jours rallongent plus le soir que le matin ». En fait, c'est le midi vrai qui se déplace et arrivede plus en plus tard par rapport au midi moyen.

Elle atteint 16 minutes au maximum fin octobre.

L'évolution de l’équation du temps sur une année complète est représentée par la courberouge sur la figure ci-dessous. En première approximation, sa forme s'analyse comme résultantde la superposition de deux sinusoïdes :

en bleu sur le diagramme : une sinusoïde de période égale à un an, d'amplitude égale à 7,66minutes et s'annulant aux passages de la Terre aux apsides : périhélie le 3 janvier et aphéliedébut juillet. Cette composante reflète l'excentricité de l'orbite terrestre : la trajectoire de laTerre est une ellipse que l'on veut ramener à un cercle sur la sphère céleste ;

en vert sur le diagramme, une sinusoïde de période égale à une demi-année, d'amplitude9,87 minutes et s'annulant aux solstices et aux équinoxes. Cette composante résulte del'obliquité de l'écliptique sur l'équateur.

Plus exactement, cette seconde composante traduit la réduction à l'équateur due à l'obliquitéde l'écliptique (la Terre ne tourne pas dans son plan équatorial autour du Soleil) puisque l'onmesure le passage du Soleil au méridien du lieu par rapport au plan équatorial terrestre danslequel il faut donc le ramener.

L'équation du temps, en rouge, s'annule donc quatre fois par an, vers le 15 avril, le 13 juin, le1er septembre et le 25 décembre. Son maximum, atteint vers le 11 février, vaut 14 min 15 s, etson minimum, atteint vers le 3 novembre, vaut − 16 min 25 s.

Analemme

L'évolution annuelle de l'équation du temps, en unlieu donné, peut être visualisée à l'aide d'une courbeappelée analemme ou courbe en 8, définie commesuit : chaque point de cette courbe représente uneposition du soleil (vrai) lorsqu'il est 12 h pour le soleilmoyen, c'est-à-dire lorsque ce dernier passe au centredu diagramme.

Les axes sont les suivants, avec des échelles différentes, de façon à mieux mettre en évidencela légère asymétrie de la courbe :

l'axe horizontal représente l'azimut en degrés (180° correspond au sud). L'équation dutemps se lit le long de cet axe, donc comme l'écart horizontal par rapport à la ligne 180°.Avec la convention de signe adoptée, elle est positive à gauche de la ligne 180°. Lacorrespondance entre l'angle et le temps est 360° = 24 h, donc 1° = 4 minutes ;

l'axe vertical représente la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon, liée aux variations de sa déclinaison ;

le soleil moyen, midi moyen, se trouve au centre du diagramme (azimut = 180°, hauteur =90° - latitude du lieu).

Exemple d'analemme, pour Greenwich en 2006.Latitude 51,4791° nord, colatitude = 38,5209°, longitude 0°

Sur l'exemple ci-dessus, le premier jour de chaque mois est affiché en noir, et les positions des solstices et équinoxes sont affichées en vert.

On lit par exemple :

le 3 novembre, avance maximale du soleil vrai sur le soleil moyen, et l'équation du temps, qui est négative, vaut - 16 min 23 s ;

le 12 février, le retard est maximal, et l'équation du temps, qui est positive, vaut + 14 min 20 s ;

au solstice d'hiver, vers le 21 décembre, la hauteur du Soleil est minimale et vaut 15,08°(hauteur au solstice d'hiver = colatitude du lieu - obliquité de l'écliptique = 38,52° - 23,44°) ;

au solstice d'été, vers le 21 juin, la hauteur est maximale et vaut 61,96° (hauteur au solstice d'été = colatitude du lieu + obliquité de l'écliptique = 38,52° + 23,44°) ;

aux équinoxes, le Soleil passe dans le plan de l'équateur et a, à ce moment-là, la même hauteur que le soleil moyen, égale à la colatitude du lieu.

La Terre tourne sur elle-même en 23 heures 56 minutes et 4 secondes, selon un axe incliné de23°27´ sur le plan de l'écliptique, ce qui conduit à une variation considérable de l'ensoleillementen un endroit donné, définissant les saisons.

On appelle obliquité de l’écliptique, l’angle que fait l’axe de rotation de la Terre avec laperpendiculaire au plan de l’écliptique.

Cet angle de 23°27´ nord et sud marque sur Terre lalatitude des tropiques du Cancer, au nord, et duCapricorne, au sud, où le Soleil arrive à la verticale, àmidi, aux solstices de juin (Cancer) et de décembre(Capricorne), le Soleil passant deux fois par an à laverticale de tout lieu situé entre les tropiques.

Les cercles polaires, situés de part et d’autre del’équateur à une latitude de 66°33´, marquent encomplément les limites de la nuit polaire au momentdu solstice de l'hémisphère opposé.

Le Soleil passe et repasse au zénith de l'équateurlors des équinoxes de septembre et de mars.

Mouvement de révolution

La Terre (ou plutôt le centre de masse ou barycentre du système double Terre-Lune) décritautour du Soleil une trajectoire elliptique dont le Soleil occupe l’un des foyers (1° loi de Kepler).

Comme dans le cas de la rotation, ce mouvement réel de révolution autour du soleil fait croire àl’observateur (qui ne se rend pas compte de son propre mouvement), que c’est le Soleil qui sedéplace autour de la terre sur une orbite que l’on appelle l’écliptique.

Le plan de l’orbite terrestre est appelé « plan de l’écliptique ».

Ce mouvement, appelé aussi « mouvement de révolution » s’effectue en une année dans le sensdirect (sens inverse des aiguilles d'une montre) si l’on se place au-dessus du plan de l’écliptique.

La durée entre deux passages successifs au point vernal γ,autrement dit l'intervalle entre deux équinoxes de printempsconsécutifs, est appelée année tropique ou année solaire.Elle vaut 365,24218967 jours solaires moyens (365 jours 5heures 48 minutes et 45 secondes).

En fait, ce n'est pas la Terre prise en son centre qui se déplace sur leplan de l'écliptique (ligne blanche pointillée) mais bien le centre degravité du système Terre-Lune.

Ce centre de gravité Terre-Lune est appelé barycentre et se situe àenviron 4 700 km du centre géométrique de la Terre, sur une ligneimaginaire joignant le centre de la Terre et le centre de la Lune.

Cela crée un balancement du mouvement terrestre, de l'avant àl'arrière, durant chaque cycle lunaire (ligne jaune continue dans lediagramme de gauche).

Le rapport de masse du système Terre-Lune est de 81 : 1, le centre degravité du système Terre-Lune est donc 81 fois plus éloigné du centrede la Lune que du centre de la Terre.

Remarque : à propos du barycentre

Remarques :

1. Il ne faut pas confondre année tropique et année sidérale.En astronomie, une année sidérale est une unité de tempscorrespondant à la durée nécessaire pour que le Soleilretrouve la même position par rapport aux étoiles fixes surla sphère céleste, observée depuis le même lieu sur laTerre.

Alternativement, il s'agit de l'intervalle de temps pour quela Terre effectue une révolution complète sur son orbitedans un référentiel fixe. Une année sidérale dure enmoyenne 365,256363051 jours (soit 365 jours 6 h 9 min9,77 s) ou 365,25636042 jours solaires moyens. L'annéesidérale est 20 minutes et 24 secondes plus longue quel'année tropique moyenne.

2. L’écliptique a deux définitions, selon le point de vue adopté. D'un point de vuegéocentrique, l’écliptique est le grand cercle sur la sphère céleste représentant latrajectoire annuelle du soleil vue de la Terre. Du point de vue héliocentrique, il s’agit del’intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique, qui est le plan géométrique quicontient l’orbite de la Terre autour du Soleil.

La révolution de la Terre autour du Soleil ne se fait pas selon un cercle mais selon une ellipse.

Toute ellipse comporte deux foyers qui sont situés sur son grand axe appelé ligne des apsides. LeSoleil occupe un de ces foyers.

Plus la distance entre les foyers (appelée distance focale) est grande et plus l'ellipse est aplatie.Le rapport de cette distance par rapport à la longueur du grand axe est le coefficientd'excentricité. Donc, e = distance focale / longueur du grand axe. Elle varie entre 0 et 1 et ledegré d'aplatissement de l'ellipse est d'autant plus grand que e se rapproche de zéro comme onpeut le voir dans l'image ci-dessous.

En ce qui concerne la Terre, l'excentricité de son orbite était de 0,0167086342 au 1 janvier2000 (elle varie entre 0 et 0,07 par cycle de 95 000 ans). C'est dire à quel point la premièreimage de cette page était plus proche de la réalité.

Le fait que l'orbite du barycentre Terre-Lune soitelliptique fait que la distance entre la Terre et leSoleil présente une valeur minimale et une valeurmaximale.

La distance de la Terre au Soleil varie ainsi entre147 103 311 kilomètres, en janvier (au point le plusproche du Soleil, ou périhélie), et 152 105 142kilomètres, en juillet (au point le plus éloigné duSoleil ou aphélie).

Selon la deuxième loi de Kepler, la durée entre P1et P2 est égale à celle entre P3 et P4.

En d'autres termes, la Terre se déplace moinsrapidement quand elle est loin du Soleil.

La vitesse orbitale de la Terre s'échelonne en faitentre 28,084 (à l’aphélie) et 31,028 (au périhélie)kilomètres par seconde.

L’obliquité de la rotation de la Terre et les saisons astronomiques

Comme l'axe de rotation de la Terre n'est pas normal au plan de l'écliptique mais présente unecertaine obliquité (23°27’), le plan parallèle au plan équatorial terrestre et passant par le Soleiln'est pas parallèle au plan de l'écliptique (plan de l’orbite de la Terre).

Ces plans se coupent donc suivant une droite. Cette droite s'appelle la ligne des équinoxes (ouligne des nœuds).

La Terre coupe la ligne des nœuds en deux points particuliers de son orbite, correspondant auxéquinoxes de printemps et d’automne.

L’axe de rotation de la Terre (en général gauche par rapport à la ligne des équinoxes) est aumoment des équinoxes orthogonal à la ligne des équinoxes et la zone éclairée par le Soleil estune demi-sphère limitée par un grand cercle contenant les deux pôles et situé dans un planégalement orthogonal à la ligne des équinoxes ; par conséquent, aux deux équinoxes le jour adonc la même durée que la nuit.

Le moment précis où la Terre traverse la ligne des équinoxes au printemps est appelé pointvernal. Par définition, c’est à cet instant que débute le printemps dans l’hémisphère nord.

Il existe une autre ligne particulière, la droite du plan de l’écliptique perpendiculaire à la lignedes équinoxes : cette ligne est la ligne des solstices. La Terre la traverse aux solstices d’été etd’hiver.

Nous pouvons à présent facilement repérer quatre points remarquables sur l'ellipse queconstitue l'orbite terrestre :

- les deux premiers lorsque la ligne des équinoxes passe par le centre du Soleil.

Ce sont les équinoxes de mars et septembre. L'équinoxe de mars a aussi pour nom point vernal(symbolisé par la lettre gamma), ce qui a pour intérêt de polariser la ligne des équinoxes. Onparle aussi souvent d'équinoxe de printemps, terme très ambigu qui se rapporte directement àl'hémisphère nord (ou boréal) alors que pour les populations de l'hémisphère sud (ou austral)c'est l'équinoxe... d'automne.

L'équinoxe de septembre (ou équinoxe d'automne) se produit lorsque la ligne des équinoxespasse par le centre du Soleil dans le sens Soleil-Centre de la Terre-Point vernal.

- les deux autres lorsque le segment Terre-Soleil est perpendiculaire à la ligne des équinoxes.

A ce moment, un des deux pôles terrestres se trouve dirigé de façon maximale par rapport auSoleil.

Si c'est le pôle nord, nous avons affaire au solstice de juin (ou solstice d'été dans l'hémisphèrenord.

Si c'est le pôle sud, c'est le solstice de décembre (ou solstice d’hiver dans l’hémisphère nord).

Actuellement, la ligne des apsides (grand axede l'orbite elliptique presque circulaire suiviepar la Terre) forme un angle de 12° avec laligne des solstices, d'où des saisons de duréeinégale.

Attention, ne pas confondre…

Apsides, en astronomie, désigne les deux points extrêmes de l'orbite d'un objet céleste pourlesquels la distance par rapport au foyer de cette orbite est minimale (apside inférieure, oupériapside ou périapse dans un cas général, périhélie dans le cas de l’orbite de la Terre autour duSoleil) ou maximale (apside supérieure, ou apoapside, ou apoapse dans un cas général, aphéliedans le cas de l’orbite de la Terre autour du Soleil).

La ligne qui relie le périapside et apoapside d'une orbite donnée est appelée ligne des apsides.C'est le grand axe de l'ellipse, la ligne la plus longue qui joigne les 2 points les plus éloignés.

Ensoleillement selon la saisonLes positions remarquables délimitant les saisons astronomiques se produisent donc auxmoments où le Soleil est :

dans le plan équatorial terrestre, ce sont les équinoxes, moments où les rayons du Soleilarrivent perpendiculairement sur l'axe de rotation de la Terre. Les rayons du Soleil sont doncparallèles au plan équatorial. Cela a pour conséquence que la durée du jour et de la nuit sontégales partout sur Terre, d'où l'origine du mot équinoxe.

le plus éloigné du plan équatorial qui sont les solstices, moments où les rayons du soleil sontles plus inclinés sur le plan équatorial.

Représentons l’hémisphère terrestre éclairé par le Soleil au fil de l’année ; attention, sur ceschéma, le plan de la figure est celui de l’équateur terrestre.

Certains points de l’hémisphère Nord situés entre66°33’ et le pôle nord et même après une rotationcomplète de la terre de 360° ne franchissent pas leterminateur et restent en permanence dansl’obscurité (la nuit), alors que leurs homologues del’hémisphère sud situés entre 66°33’ et le pôle sudne franchissent pas non plus le terminateur (lignefictive qui sépare les faces éclairées et nonéclairées d'une planète) et restent en permanencedans le jour.

Position T1 : le schéma nous permet de constater que tous les points de l’hémisphère Nord au–dessus de l’équateur (A2B2C2D2) sont moins exposés aux rayons solaires dans la partie du jourque ceux de même latitude situés dans l’hémisphère sud au dessous de l’équateur.

D’un autre côté les rayons provenant du soleil frappent plus obliquement les points del’hémisphère nord que leurs homologues de l’hémisphère sud.

L’angle formé entre la direction des rayons solaires et le plan de l’équateur terrestre, c’est–à–direla déclinaison du soleil est à sa plus grande valeur vers le sud de 23°27’.

Les rayons solaires arrivent par contre verticalement au point A3, c’est-à-dire au Tropique duCapricorne.

C’est le solstice de décembre qui correspond au début de l’hiver dans l’hémisphère nord et del’été dans l’hémisphère sud au alentour du 21 décembre.

Positions T2 : la Terre après avoir parcourir un arc de 90° environ arrive à la position T2.

Dans cette position le Soleil se projette sur le plan de l’équateur, les rayons du Soleil arriventverticalement à l’équateur, les points homologues de chacun des hémisphères reçoivent lesrayons solaires sous la même incidence et restent pendant le même temps au-dessus et audessous de l’horizon, les jours sont égaux aux nuits en tout point des deux hémisphères.

Dans cette position comme il est indiqué dans le schéma, le Soleil se profile dans le plan del’équateur, sa déclinaison est passée entre les positions T1 et T2 de 23°27’ sud à zéro.

Ceci se passe à l’équinoxe de mars, vers le 21 mars, et T2 correspond au premier jour duprintemps, dans hémisphères Nord et au premier jour de l’automne dans l’hémisphère sud.

Position T3 : trois mois plus tard ; lorsque la terre arrive en position T3 la situation est renverséepar rapport à T1 ; c’est l’hémisphère nord qui bénéficie beaucoup plus du Soleil.

La position T3 est le solstice de juin qui se produit vers le 22 juin, et qui marque le début de l’étédans l’hémisphère nord et de l’hiver dans l’hémisphère sud.

Les rayons solaires arrivent sous une meilleure incidence dans l’hémisphère nord que dansl’hémisphère sud et les jours sont plus longs que les nuits dans l’hémisphère nord.

L’angle formé entre la direction des rayons solaires et le plan de l’équateur terrestre, c’est–à–direla déclinaison du soleil entre les positions T2 et T3 est passée de 0° à 23°27’ Nord. La déclinaisondu soleil est à sa plus grande valeur vers le nord de 23°27’.

Les rayons solaires arrivent par contre verticalement au point C1, c’est-à-dire au Tropique duCancer.

Certains points de l’hémisphère Sud situésentre 66°33’ et le pôle sud et même après unerotation complète de la terre de 360° nefranchissent pas le terminateur et restent enpermanence dans l’obscurité (la nuit), alorsque leurs homologues de l’hémisphère nordsitués entre 66°33’ et le pôle nord nefranchissent pas non plus le terminateur etrestent en permanence dans le jour.

Position T4 : environ trois mois plus tard, la Terre arrive en position T4 où la situation estexactement la même qu’en T2, les deux hémisphères sont inversés de la même façon parrapport au Soleil, dans cette position la déclinaison du Soleil est passée entre les positions T3 etT4 de 23°27’ nord à 0°.

C’est l’équinoxe de septembre, au alentour du 23 septembre, qui marque le début del’automne dans l’hémisphère nord et du printemps dans l’hémisphère sud.

Conclusion :

les limites des quatre saisons sont donc définies par le passage du soleil (mouvementapparent) aux positions correspondant aux équinoxes et aux solstices.

Comme les aires balayées entre les positions T1–T2, T2–T3, T3–T4, et T4–T1 ne sont pasd’égales valeurs, les temps nécessaires pour les parcourir ne sont pas non plus égaux, ce quiimplique l’inégalité des durées des saisons.

C’est l’hiver de l’hémisphère Nord qui a la plus courte durée et contrairement à ce l’on pourraitcroire, c’est pendant cette période que la Terre est plus proche du soleil.

Éclairement de la Terre aux équinoxes

Éclairement de la Terre au solstice d’été Éclairement de la Terre au solstice d’hiver

Durée de la journée aux solstices

Les schémas ci-dessous montrent la Terre aux solstices d’été et d’hiver, c’est-à-dire vers le 21 juinet le 21 décembre.

Le cercle passant par ABCD est la trajectoire parcourue en une journée par une personnehabitant à la latitude de 47° nord (A : midi ; B : coucher du Soleil ; C : minuit ; D : lever du Soleil).

Ces schémas montrent bien que la journée est plus longue au solstice d'été et plus courte ausolstice d'hiver.

Hauteur du Soleil à midi aux solsticesLe Soleil à midi est le plus haut dans le ciel au solstice d'été (il atteint 90°-47°+23°27’≈66°) et leplus bas sur l’horizon au solstice d'hiver (90°-47°-23°27’ ≈ 20°) (sur les schémas, les hauteurssont données pour une latitude de 47° Nord).

C'est manifestement l'inclinaison de l'axe de la Terre sur le plan de son orbite qui est la cause deschangements de hauteur du Soleil et des variations annuelles de la durée de la journée.

Remarque : calcul de la hauteur du Soleil aux solstices et équinoxes

La hauteur sur l'horizon du Soleil à midi solaire est en réalité l’angle entre la direction des rayonssolaires et la direction Sud du lieu considéré.

Le schéma suivant permet decomprendre comment calculercette hauteur angulaire enfonction de la latitude L dulieu, dans l'hémisphère Nord,aux quatre dates particulièresdes solstices et des équinoxes.

Résumé…

Éclairement énergétique saisonnier

On appelle éclairement énergétique l'intensité de l'énergie que le rayonnement solaire apporte àun point de la Terre ou de l'atmosphère terrestre. Elle se mesure en W/m2.

La distribution de ce qu'on peut appeler le « flux solaire » varie selon les saisons astronomiqueset elle ressemble à ce qui est représenté dans l'image ci-dessous (en haute atmosphère pour nepas tenir compte des phénomènes d'albédo et/ou d'absorption atmosphérique).

Il ne faut pas perdre de vue que la durée des joursn'est pas seule responsable des apports énergétiquesdifférents aux différentes saisons.

En effet, plus le Soleil est bas sur l'horizon, plus lasurface chauffée par un même faisceau de lumière(ayant donc le même éclairement énergétique) estimportante, et plus cette surface est importante,moins il fait chaud.

L’angle d'incidence des rayons solaires a donc unetrès grande importance dans l’apport énergétique.

Par conséquent, la hauteur du Soleil dans le ciel, dontles variations annuelles sont dues à l'obliquité del'axe des pôles, est davantage responsable desvariations saisonnières.

Effet de la latitude sur l’ensoleillement

Si on prend commeréférence la valeur 1 pour lemaximum théorique del’énergie reçue (pour unedate donnée), on voit, parexemple, que à 40° delatitude, la valeur se réduit à0,76, ou quel’ensoleillement tombe à 0,6à une latitude de 53,1 (si lesvaleurs entières sontexprimées en degrés, lesvaleurs après la virgule sontexprimées en décimal, etnon en minutes ).

Localisations en latitude :

L'équateur est à zéro degré de latitude.

A 23,27° de latitude (qui correspond à l'obliquité),on trouve le tropique du Cancer pour une latitudepositive et le tropique du Capricorne pour unelatitude négative.

A 90° de latitude, on trouve les pôles.

A 90° - 23,27° = 66,32° de latitude positive ounégative, on trouve respectivement les cercle polairearctique et cercle polaire antarctique.

Découpage de l’année

EP = équinoxe de printempsSE = solstice d'étéEA = équinoxe d'automneSH = solstice d'hiver

Légende des diagrammes suivants, indiquant la hauteur du soleil à midi et la durée du jourselon la latitude et au cours de l’année.

En fonction de la date d’observation, le Soleil passe de la Latitude ou plutôt de la déclinaison23,5 Nord (zone Rose) à 23,5 Sud (zone Verte).

Grâce à la figure, on pourra déterminer la hauteur où se trouve le Soleil à la date considérée, enun lieu de latitude fixée ϕ.

Dans l'hémisphère Nord, pour trouver la hauteur du Soleil, la valeur trouvée sur la figure sera àajouter à la colatitude géographique (90°- ϕ) si le point représentatif du Soleil se trouve dans lazone Rose (pendant l’été boréal), et à soustraire à la colatitude géographique si le point est dansla zone Verte (pendant l’hiver boréal). Dans l'hémisphère Sud, les opérations sont inversées ( -zone Rose, + zone Verte).

Explication des courbes de hauteur méridiennes précédentes

Calcul de la hauteur du Soleil à midi

Les conventions d’écriture sont celles utilisées habituellement, à savoir :

δ = déclinaison du Soleil (angle qu’il fait à midi avec le plan de l’équateur) ϕ = latitude du lieu h = hauteur du Soleil à midi par rapport à l’horizon

Si on considère que δ peut être négatif, on aura donc :

h = 90° - ϕ + δ

Faisons un tableau des valeurs de h pour divers points de la Terre :

Entre ces valeurs, la hauteur varie suivant une sinusoïde de période 365 jours (exemple tracépour Altkirch)

Durée d’une journée (durée entre le lever et le coucher du Soleil )

La longueur des journées dépend directement de la hauteur du Soleil à son maximum.

Si on appelle H la durée entre le lever (ou le coucher) du Soleil et son passage au méridien (leplus haut dans le ciel ), on peut démontrer que :

cos H = - tan ϕ x tan δ

Si l’angle H est trouvé en degrés , il suffit de le multiplier par 24 /360 pour le convertir enheures puis par 2 si on veut la durée d’une journée .

exemple : faisons le calcul pour Altkirch (ϕ = 47,5°), le 21 juin (δ = 23,6°)

donc : cos H = - tan 47,5° x tan 23,6° = - 0,47678 d’où H = 118,475° et 2H = 236,95° = 15,79heures.

Un tel calcul peut être fait pour tous les jours de l’année. Comme δ suit une variationsinusoïdale , 2 H aussi.

Isophotes de la valeur moyenne de l'éclairement quotidien sur une surface horizontale, lorsquel'éclairement à une unité astronomique est pris égal à l'unité. Les variations de l'éclairement sontessentiellement dues à celles du temps d'exposition au Soleil. La ligne au centre correspond auxlieux où le Soleil est au zénith. Les parties bleues correspondent aux nuits polaires de 24 heures.

Les variations de l'éclairement pour une latitude donnée et au cours d'une année sont montréessur la figure pour un éclairement incident pris arbitrairement égal à un, à une distance d'uneunité astronomique. Cette figure est valable pour toutes les longueurs d'onde avant qu'elles nesoient éventuellement absorbées par des constituants atmosphériques.

La durée des différentes saisons

La longueur actuelle des saisons

Il suffit de consulter un calendrier pour vérifier que les longueurs des différentes saisons ne sontpas égales.

Par exemple durant l´année 1998, l´hiver a duré 89 jours, le printemps 92 jours 18 heures, l´été93 jours 15 heures et l´automne 89 jours 21 heures.

Cette variation des longueurs des saisons provient dufait que la vitesse du barycentre Terre-Lune sur sonorbite autour du Soleil n´est pas un mouvementuniforme. C´est une conséquence immédiate de laseconde loi de Kepler. La vitesse orbitale n´est pasconstante. Lorsque le barycentre Terre-Lune est au plusprès du Soleil (à son périhélie) sa vitesse est maximaleet lorsque le barycentre Terre-Lune est au plus loin duSoleil (à son aphélie) sa vitesse est minimale.

Or actuellement le barycentre Terre-Lune passe au périhélie début janvier et à l´aphélie débutjuillet. Donc la Terre est plus rapide sur son orbite en janvier et l´hiver est la saison la pluscourte, de même elle est la plus lente en juillet et l´été est la saison la plus longue.

Cette figure montre bien que la saison n´est pas fonction de la distance entre le Soleil et la Terre.

Actuellement, dans l´hémisphère nord, la saison la plus froide (l´hiver) correspond à l´époque où le Soleil est le plus près de la Terre et la saison la plus chaude (l´été) correspond à l´époque où le Soleil est le plus loin de la Terre.

Comparaison de la durée des saisons dans les hémisphères Nord de la Terre et de Mars.

Résumé des définitions astronomiques des saisons

En première approximation la Terre tourne autour du Soleil sur une trajectoire elliptique dont leSoleil occupe l'un des foyers.

Le plan de l'ellipse est appelé plan de l‘écliptique. Il est pratiquement fixe dans l'espace (maispas exactement fixe…).

Le plan de l‘écliptique fait avec le plan équatorial un angle de 23° 26'.

Cet angle oscille très lentement autour d'une valeur moyenne. Nous admettrons pour simplifierque cet angle est constant. La droite d'intersection des deux plans s'appelle la ligne des nœuds.

Vu de la Terre, le Soleil tourne sur la trajectoire décrite précédemment mais en sens inverse.

On appelle année tropique le temps que met le soleil pour passer deux fois consécutives au pointvernal (point γ).

La durée de l'année tropique est de 365,2422... jours moyens.

Cette durée est divisée en 4 parties inégales appelées saisons astronomiques.

Le printemps commence à l'instant où le Soleil passe au point vernal encore appelé équinoxede printemps.

L‘été commence à l'instant où la droite qui joint le Terre et le Soleil a tourné de 90° par rapportau point vernal. Il est alors au solstice d‘été.

L'automne commence à l'instant où la droite qui joint la Terre et le Soleil a tourné de 180° parrapport au point vernal. Le Soleil est alors au point γ' appelé équinoxe d'automne.

L'hiver commence à l'instant où la droite qui joint la Terre et le Soleil a tourné de 270° parrapport au point vernal.

On voit que chaque saison correspond à une rotation de 90° de la droite Terre - Soleil dans leplan de l‘écliptique.

Comme la trajectoire apparente du Soleil n'est pas un cercle centré sur la Terre, les saisons n'ontpas la même durée.

La ligne qui joint le solstice d‘été ausolstice d'hiver s'appelle la lignedes solstices (en rouge sur leschéma). C'est aussi la ligne depente du plan de l‘écliptique parrapport au plan de l‘équateur. Elleest perpendiculaire à la ligne desnœuds (en bleu sur le schéma).

Mais ce n'est pas le grand axe del'ellipse. Le grand axe de l'ellipses'appelle la ligne des absides.

Actuellement la ligne des absidesest décalée de 12° par rapport à laligne des solstices.

Il en résulte qu'au solstice d‘été la distance entre la terre et le Soleil n'est pas tout à faitmaximale. De même au solstice d'hiver cette distance n'est pas tout à fait minimale.

Calcul simplifié de la durée d'une saison

Si on se contente d'une précision de quelques heures on peut faire un calcul simplifié de ladurée des saisons.

On supposera que le plan de l‘écliptique est fixe dans l'espace et que l'ellipse parcourue par leSoleil dans son mouvement apparent autour de la Terre est également fixe dans le plan del‘écliptique.

Les résultats :

Tout d’abord, en raison d’un décalage inhérent à lastructure de nos calendriers.

Comme une année tropique vaut dure365,2422…=365 jours 5 h 48 min 45,2606 secondesjours, il y a un décalage d’à peu près 6 heures d’uneannée à l’autre.

C’est d’ailleurs le but des années bissextiles : replacerles saisons ou bons endroits !

En ajoutant une journée au mois de février, lessaisons arrivent environ 18 heures plus tôt quel’année précédente. C’est ce qui permet de conserverle calendrier civil à peu près synchronisé avec lecalendrier solaire.

Pourquoi les saisons n’arrivent jamais au même moment d’une année à l’autre ?

Mais de plus, la durée de chaque saison n’est pas constante en raison de la loi des aires, dumouvement de la ligne des apsides de l’orbite terrestre (ligne joignant le périhélie et l’aphélie del’orbite terrestre) et des variations de l’excentricité de l’orbite terrestre.

Périodes des révolutions de la Terre

Année sidérale : durée de la révolutionde la Terre / aux étoilesTs = 365j 6h 9min 9,7s = 365,256363 j

Année tropique :intervalle de temps entre 2 équinoxes Tt = 365j 5h 48min 45s = 365,242193 j

Année anomalistique :durée pour retourner au périhélieTa = 365j 6h 13min 53s = 365,259638 j

Tt < Ts le point γ rétrograde.

Repère : étoiles fixes

Repère : point vernal

Repère : périhélie de l’orbite

Ta > Ts le périhélie avance.

Si on prend une direction fixe dans l'espace, la Terre mettra 365 jours 6 h 9 m 10 s pourrevenir dans cette même direction. On appelle cette durée l'année sidérale.

Si on considère la direction du point vernal de la date (équinoxe de printemps), la Terremettra 365 jours 5h 48m 45s pour revenir dans la direction de ce point. C'est une duréedifférente de l'année sidérale puisque le point vernal a bougé pendant que la Terretournait... On appelle cette durée l'année tropique.

L'année semble être facile à définir : c'est la durée nécessaire à la Terre pour faire un tourcomplet autour du Soleil. En fait ce n'est pas si simple. L'année intervient dans notre calendrieret le fait que la Terre ait accompli un tour complet (360°) n'est pas un critère fondamental.

Si on considère le point de l'orbite de la Terre le plus près du Soleil (le périhélie,actuellement le 3 janvier) puisque l'orbite de la Terre est une ellipse, la Terre mettra 365jours 6h 13m 53s pour y revenir. On appelle cette durée l'année anomalistique.

Si on considère la direction du nœud de l'orbite lunaire, la Terre mettra 346 jours 14h 24mpour y revenir. On appelle cette durée l'année draconitique.

Calendrier julien

Le calendrier julien est un calendrier solaire. Il compte 12 mois de 28, 30 ou 31 jours conduisantà un total de 365 jours pour une année commune.

Afin de mieux approcher la durée de l'année tropique qui est la période de révolution de la Terreautour du Soleil (environ 365,2422 jours) et donc d'éviter un décalage progressif des saisons, lecalendrier julien emploie un jour intercalaire tous les quatre ans ; l'année correspondantecompte 366 jours. En moyenne, une année du calendrier julien dure donc 365,25 jours.

Le calendrier julien comportait douze mois, nommés januarius, februarius, martius, aprilis,maius, junius, quintilis (plus tard, julius), sextilis (plus tard augustus), september, october,november et december, comme le calendrier romain antérieur.

La réforme julienne donna aux mois leurs longueurs modernes : 31, 28, 31, 30, 31, 30, 31, 31,30, 31, 30 et 31.

Calendrier grégorien

Le calendrier grégorien est le calendrier utilisé dans la majeure partie du monde. Conçu à la findu XVIe siècle par un collège de scientifiques sous la direction de Christophorus Clavius pourcorriger la dérive séculaire du calendrier julien, il porte le nom de son instigateur le papeGrégoire XIII.

Le calendrier grégorien est analogue au calendrier julien de la Rome antique en vigueurjusqu'alors. C'est un calendrier solaire se basant sur la révolution de la Terre autour du Soleil, quis’effectue en 365,24221935 jours de 24 heures.

Le calendrier grégorien donne un temps moyen de l'année de 365,2425 jours. Pour assurer unnombre entier de jours à l'année, on y ajoute tous les 4 ans un jour intercalaire, le 29 février(l’année est alorsbissextile), à l'exception des années bissextiles séculaires, qui sont supprimées,sauf si leur millésime est divisible par 400. Il reste actuellement une erreur d'environ un jour sur3 000 ans, au lieu d'un jour sur 134 ans avec le calendrier julien.

Le calendrier grégorien est un calendrier solaire, il a pour but de garder les dates des saisonsfixes dans l’année calendaire. C’est une chose qui n’est pas parfaitement réalisable car la duréede chaque saison n’est pas constante en raison de la loi des aires, du mouvement de la ligne desapsides de l’orbite terrestre (ligne joignant le périhélie et l’aphélie de l’orbite terrestre) et desvariations de l’excentricité de l’orbite terrestre. Tout au plus est-on capable d’éviter une dérive dela date des saisons dans le calendrier. Pour cela on crée une année calendaire moyenne prochede l’année tropique moyenne, cette année tropique moyenne n’étant pas elle-même constantedans le temps.

L'introduction du calendrier grégorien comprend aussi une deuxième réforme d’applicationplus délicate, le décalage grégorien qui supprima dix jours du calendrier, entre le4 octobre 1582 et le 15 octobre 1582 pour les pays ayant immédiatement suivi Rome, ce quipermit de fixer de nouveau l’équinoxe de printemps le 21 mars, comme ce fut le cas au débutde l’ère chrétienne, au Premier concile de Nicée en 325.

Ces dix jours permettaient de rattraper d’un coup le retard croissant pris par l’ancien calendrierjulien sur les dates des équinoxes depuis le début de l’ère chrétienne, plus de 12 siècles avant,et de retrouver la concordance entre l'équinoxe de printemps et le 21 mars calendaire.

Neuf années bissextiles ont été comptées en trop (en 500, 600, 700, 900, 1000, 1100, 1300,1400 et 1500 suivant les nouvelles règles de calcul) si le calendrier julien n'avait pas induit cedécalage sur toute cette période jusqu’en 1582, mais des corrections antérieures avaient déjàété appliquées durant cette période en omettant d’ajouter un jour en fin février de certainesannées qui auraient dû être bissextiles (suivant l’ancienne règle du calendrier julien).

Cependant, certains pays ont tardé à appliquer l’ajustement grégorien des années séculaires(dates d'ajustement selon les pays), et ont donc compté l’année 1700 comme bissextile (selonl’ancien calendrier julien non réformé), ce qui a accru le décalage de date à onze jours. LaSuède qui utilisait le calendrier julien a tenté une première fois d’appliquer seule la règled’ajustement grégorien en 1700 (non bissextile), sans appliquer le décalage de 10 jours, puiss’est reprise en 1712 en ajoutant deux jours au mois de février (année doublement bissextile)pour revenir à l’ancien calendrier julien encore utilisé en Angleterre ou dans les paysprotestants et orthodoxes voisins.

La Suède et l’Angleterre appliqueront complètement le calendrier grégorien plus tard, sousl’influence de l’Allemagne, des Pays-Bas et de la Suisse dont les États utilisaient simultanémentles calendriers julien et grégorien suivant qu’ils étaient de confession protestante ou catholique,et qui lors de leur unification ont voulu uniformiser les calendriers.

La Révolution d’Octobre en Russie a eu lieu le 25 octobre 1917 (dans le calendrier julien, ce quicorrespond à la date du 7 novembre du calendrier grégorien).

La troisième réforme du calendrier grégorien était de commencer les années en janvier et non aumois de mars comme auparavant. Cette réforme permettait de faire coïncider les fêtes païennesdu Nouvel an dans le temps de Noël, et non plus avant la période sainte de Pâques. Dans biendes pays, cette dernière réforme a été appliquée des années ou même plusieurs siècles aprèscelle de l’ajustement et du décalage grégorien. Cependant, cela n'a pas été le cas des paysorthodoxes, dont l’année commençait en septembre.

Année tropique moyenne

L’année tropique moyenne est le temps que met le barycentre Terre-Lune pour faire unerévolution autour du Soleil dans un repère tournant lié à la ligne des équinoxes, c’est donc lapériode liée à la différence entre la longitude moyenne du barycentre Terre-Lune et laprécession des équinoxes. Cette période est indépendante de l’origine choisie. Elle est différentedu temps moyen que met le barycentre Terre-Lune pour aller d’un équinoxe de printemps àl’autre. En effet la vitesse du barycentre Terre-Lune sur son orbite n’est pas uniforme, elle obéit,en première approximation, à la seconde loi de Kepler, donc le temps moyen mis pour aller d’unéquinoxe de printemps à l’autre n’est pas égal au temps moyen qui sépare deux équinoxesd’automne et il en est de même pour les solstices d’hiver et d’été.

Si on exprime cette année tropique moyenne en jours solaires moyens (échelle de temps nonuniforme basée sur la rotation terrestre – Temps universel UT), ce qui indispensable si l’oncompte en jours calendaires basés sur la révolution terrestre, on a :

A'm (u) = 365,2421789 j – 135,63 10-6 u – 0,068 10-6 u2 + 263 10-9 u3 + 3,2 10-9 u4

u est compté en Temps universel en milliers d’années juliennes de 365250 jours (de tempsuniversel) depuis le premier janvier 2000. Si l’on néglige les variations de l’année tropique, lecalendrier solaire doit donc approcher aux mieux la valeur de 365,2421789 jours (valeur pourl’an 2000).

Le calendrier julien, comprenant une année bissextile tous les quatre ans, a une moyennecalendaire de 365,25 jours. Valeur trop forte par rapport à l’année tropique moyenne. Ce quiexplique la dérive des saisons (vers le début de l’année) dans le calendrier julien.

La réforme grégorienne de 1582 supprime trois années bissextiles sur une période de 400 ans,ce qui fait 97 années bissextiles en 400 ans soit une année calendaire moyenne de 365,2425jours.

Cette valeur est encore un peu supérieure à l’année tropique moyenne. Ce qui explique que lesdates des saisons vont encore dériver en moyenne faiblement (toujours vers le début de l’année)dans le calendrier grégorien.

Mais il ne faut pas confondre la dérive du calendrier due à sa mauvaise approximation del’année tropique moyenne et les fluctuations des dates des saisons dues aux variations de ladurée des différentes saisons ; cette variation suit un cycle d’environ 21 000 ans. Par exemple,entre la création du calendrier grégorien et l’année 2999, la durée du printemps diminueconstamment et passe de 93 jours 1h 25m 34,18s en 1583 à 91 jours 23h 26m 24,64s en l’an2999.

Comme on le voit sur le tableau ci-dessus, le mouvement de la ligne des apsides et les variationsde l’excentricité dues aux perturbations planétaires se traduisent, sur cette période de temps,par une augmentation de la durée de l’été et de l’automne et une diminution de la durée del’hiver et du printemps.

La dérive des saisons due à la mauvaise approximation de la valeur de l’année tropique dans le calendrier sur la même période est de l’ordre de –10h 54m 44s.

Les dates des quatre saisons

Les dates de l'équinoxe de printemps : Aux XIXe et XXe siècles, l'équinoxe de printemps tombetoujours le 20 ou le 21 mars. Dans le passé il est tombé le 19 mars en 1652, 1656, 1660, 1664,1668, 1672, 1676, 1680, 1684, 1685, 1688, 1689, 1692, 1693, 1696, 1697, 1780, 1784, 1788,1792 et 1796. Il tombera de nouveau le 19 mars en 2044.

Les dates du solstice d'été : Dans le calendrier grégorien, le solstice d'été peut tomber les 19,20, 21 ou 22 juin. En général, il tombe le 21 juin. Il est tombé un 20 juin en 1896 et tombera denouveau à cette date en 2008. Il est tombé un 22 juin en 1975 et tombera de nouveau à cettedate en 2203, 2207, 2211 et 2215 puis en 2302. Le solstice d'été tombera un 19 juin en 2488 (etce sera la première fois depuis la création du calendrier grégorien) puis en 2492 et 2496.

Les dates de l'équinoxe d'automne : Dans le calendrier grégorien, l'équinoxe d'automne peuttomber le 21, 22, 23 ou 24 septembre. Il tombe en général le 22 ou le 23 septembre. Il tomberale 21 septembre en 2092 et ce sera la première fois depuis la création du calendrier grégorien.Cela se reproduira en 2096, puis en 2464, 2468, 2472, 2476, 2480, 2484, 2488, 2492, 2493, 2496et 2497. Il est tombé un 24 septembre en 1803, 1807, 1903, 1907, 1911, 1915, 1919, 1923, 1927et 1931, il tombera de nouveau à cette date en 2303.

Les dates du solstice d'hiver : Dans le calendrier grégorien le solstice d'hiver peut tomber le 20,21,22 ou 23 décembre. Il tombe en général le 21 ou le 22 décembre. Il est tombé un 23décembre en 1903 et tombera de nouveau à cette date en 2303, 2307, 2311 et 2315. Il esttombé un 20 décembre en 1664, 1668, 1672, 1676, 1680, 1684, 1688, 1692, 1696 et 1697 ettombera de nouveau à cette date en 2080, 2084, 2088, 2092, 2096, 2488, 2492 et 2496.

Variation de la date des saisons Sur la même période les quatre tableaux suivants donnent les variations des dates des saisons dans le calendrier grégorien.

Ces quatre tableaux montrent que les dates de l’équinoxe de printemps et du solstice d’étéglissent lentement vers le début de mois et que les dates de l’équinoxe d’automne et du solsticed’hiver se déplacent lentement vers la fin du mois.

Ce phénomène est lié aux variations de la durée des différentes saisons combinées à la dérivede la date des saisons dans le calendrier.

Ils mettent également en évidence les lacunes du comput grégorien et les à-coups générés parle cycle de 400 ans.

En conclusion :

L'inégalité de la longueur des saisons est due à la non uniformité du mouvement orbital de laTerre autour du Soleil. La variation des longueurs des saisons est due au mouvement de la lignedes apsides de la Terre.

L´évolution de la longueur des saisons

Si les positions du périhélie et de l´aphélie du barycentre Terre-Lune étaient constantes dansle temps, la durée des différentes saisons serait, elle aussi, constante.

Mais l´orbite du barycentre Terre-Lune tourne dans son plan dans le sens direct à raisond´environ 12" par an (soit une révolution en environ 100 000 ans).

La précession des équinoxes s´effectue dans le sens contraire (sens rétrograde) à raison de50,2877" par an (soit une révolution en environ 26 000 ans).

La combinaison de ces deux mouvements permet de calculer la période du passage dupérihélie de la Terre par la direction de l´équinoxe de printemps, cette période d´environ 21000 ans est appelée précession climatique.

Par conséquent, tous les 10 500 ans (demi-période de la précession climatique) l´aphélie passede l´été à l´hiver.

Or, même si la distance Terre-Soleil n´est pas le facteur prédominant dans la nature dessaisons, la combinaison du passage de la Terre à l´aphélie en hiver donne des hivers plusrudes.

Théorie astronomique des paléoclimatsLa théorie du contrôle climatique par des mécanismes célestes futavancée par Joseph Adhémar en 1842, puis par James Croll en 1875. Àla suite des travaux du physicien serbe Milutin Milankovitch entre lesdeux guerres mondiales, puis de ceux de l'astronome belge AndréBerger et du paléoclimatologue américain John Imbrie, il est devenuclair que les variations de la position de la Terre sur son orbite sontsusceptibles d'induire des changements à long terme du climat, sans lamoindre variation du flux de chaleur émis par le Soleil.

Les trois paramètres qui caractérisent l'orbite de notre planète sont tout d'abord l'excentricité,ensuite l'inclinaison de son axe par rapport à une perpendiculaire au plan de son orbite(obliquité) et enfin la précession des équinoxes ; tous ces paramètres varient dans le temps :

La Terre décrit dans l'espace une ellipse dont le Soleil occupe un des foyers. Cette ellipse sedéforme de deux façons : d'une part elle tourne très lentement par rapport à des étoilesfixes (précession du périhélie) ; d'autre part son excentricité, qui est une mesure du degréd'aplatissement de l'ellipse, varie d'une configuration presque circulaire à une valeur maximalede 6%. Cette variation présente une pseudo-périodicité de l'ordre de 100 000 ans. De nosjours, l'excentricité de l'orbite terrestre est voisine de 1,7% et la Terre se trouve plus près duSoleil en décembre qu'en juillet.

L'orientation de l'axe de la Terre reste fixe à l'échelle de l'année. Il en résulte les saisons :lorsque le pôle Nord pointe vers le Soleil, l'hémisphère Nord reçoit davantage de chaleur etc'est l'été boréal ; six mois plus tard, c'est le pôle Sud qui pointe vers le Soleil et c'est l'étéaustral ainsi, bien sûr, que l'hiver boréal. L'inclinaison de l'axe de la Terre (ou obliquité) estaujourd'hui de 23°27´ mais cette valeur varie de ± 1°30´ avec une périodicité de 41 000 ans.Lorsque l'inclinaison de l'axe de la Terre est maximale, les zones polaires interceptentdavantage de rayonnement solaire lorsqu'elles pointent vers le Soleil. Cette configurationconduit donc à des étés chauds et des hivers rigoureux aux hautes latitudes et correspond auxclimats interglaciaires avec peu de glaces aux hautes latitudes sur les continents. Inversement,une diminution d'inclinaison correspond à des étés moins chauds et à des hivers moins froids,configuration qui cependant permet le développement des calottes glaciaires continentales.

La précession des équinoxes provient de ce que la Terre n'est pas parfaitement sphérique.L'action du Soleil, de la Lune et des planètes sur le renflement équatorial de la Terre provoqueune rotation de son axe avec une périodicité de 26 000 ans. En conséquence, le moment où lepôle Nord pointe vers le Soleil ne correspond pas toujours à la même position de la Terre surson orbite. Aujourd'hui la Terre est loin du Soleil en juillet et près en décembre. Il y a 11 000ans la Terre était loin du Soleil en décembre (d'où des hivers plus froids) et près du Soleil enjuillet (d'où des étés plus chauds). Pour déterminer les saisons pendant lesquelles la Terre estprès du Soleil et celles pendant lesquelles elle en est loin, il est nécessaire de tenir compte dulent mouvement de rotation de l'orbite elliptique de notre planète (précession du périhélie).C'est pourquoi A. Berger a calculé que les variations d'insolation saisonnière qui résultent dumouvement de précession ne présentent pas la périodicité de 26 000 ans mais une doublepériodicité, avec un cycle principal de 23 000 ans et un cycle mineur de 19 000 ans.

Ces trois facteurs combinés ont donc différentes conséquences :

La variation d'énergie solaire reçue sous les hautes latitudes au cours de l'année.

Les différences de température entre les continents et les océans à cause des différencesd’albédo.

Les variations sur les changements de saisons (plus élevées aux hautes latitudes).

Les différences de température entre les hémisphères dues à l'inclinaison.

Par contre, ces paramètres n'ont aucune influence sur la quantité totale annuelle d'énergiesolaire reçue par la Terre.

Il s'agit ici bien sûr d'une théorie parmi d'autres, mais les scientifiques pensent qu'elle est la plusprobable pour expliquer les changements climatiques naturels.

Suite au forage de Vostok (Antarctique), les chercheurs ont pu étudier le rapport 18O/ 16O (quiest noté δ 18O) dans la glace extraite.

Ils se sont aperçus que la courbe représentant le rapport 18O/ 16O avait des similitudes avec lacourbe issue des cycles de Milanković. Et étant donné que la correspondance température / δ 18Oest fermement établie, on peut alors penser que les paramètres de Milanković peuvent être lacause des changements climatiques naturels.

La théorie astronomique a reçu récemment d'éclatantes confirmations expérimentales.

Inclinaison, excentricité et précession se sont combinées de façon particulièrement favorablespour conduire il y a 128 000 - 125 000 ans à l’avant dernière grande déglaciation (excentricitévoisine de 4%, position de la Terre en été de l’H.N. proche du Soleil et forte inclinaison de l’axede rotation, atteignant 24,2°). Cette configuration a conduit à distribuer une insolation d'été deshautes latitudes de l'hémisphère Nord 13% supérieure à celle d'aujourd'hui et à instaurer ladernière période interglaciaire, sensiblement plus chaude que la nôtre.

Il y a 115 000 ans, l'excentricité était toujours forte, mais l'obliquité très faible (22°24´) et laTerre près du Soleil en hiver. Aux hautes latitudes de l'hémisphère Nord, l'insolation estinférieure de 9% à celle d'aujourd'hui. Il en résulte un climat sensiblement plus froid qui marquele début d’une glaciation.

Une conjonction semblable de l’inclinaison, de l’excentricité et de la précession, favorable à ladéglaciation, a eu lieu il y a 11 000 ans avec la distance Terre-Soleil faible en été H.N. et uneforte inclinaison (24,2°), qui a conduit à l’établissement de l’interglaciaire actuel. Cependant,l’excentricité ayant été plus forte il y a 128 000 ans qu’il y a 11 000 ans, le précédentinterglaciaire a connu des étés plus chauds que l’actuel, ce qui s’est traduit par une températuremoyenne plus élevée (une estimation d’environ 2 degrés semble plausible) ainsi qu’un niveaudes mers plus haut de quelques mètres (une estimation d’environ 2 mètres semble égalementplausible).

Il y a 11 000 ans , dans l’HN, la Terre se trouvait le plus proche du soleil en été (configurationétés chauds, hivers froids). Actuellement au cours de l’année, c’est en été (de HN) que la Terrese trouve le plus éloigné du soleil (configuration étés frais, hivers doux). Ceci peut être mis enrelation avec le fait qu’au cours des dix mille dernières années, les hautes latitudes del’hémisphère nord se sont progressivement refroidies : le pergélisol initialement restreint auxtrès hautes latitudes a progressé vers le sud. Une telle situation prépare l’établissement d’unecouverture neigeuse permanente aux hautes latitudes de l’hémisphère nord, prémisse à laprochaine glaciation. C’est ce qui limite en général la durée d’un interglaciaire à une dizaine demilliers d’années.

Petits mouvements de la TerreAprès avoir abordé les deux mouvements principaux, les plus caractéristiques de notre vie deterrien (rotation quotidienne de la Terre sur elle-même et révolution annuelle de la Terre autourdu Soleil), nous allons voir que ceux-ci n’ont vraiment rien de tranquilles, si on les considère surdes échelles de temps assez longues.

Même s’ils semblent dérisoires à un être humain dont le voyage avec sa planète est certesintéressant mais court, les mouvements que nous allons décrire maintenant sont importantspour la compréhension de tous les phénomènes astronomiques climatiques observables.

Outre la révolution et la rotation déjà étudiées, notre planète présente six mouvementssecondaires : trois affectent la rotation terrestre et trois autres la révolution :

mouvements affectant la rotation :

la précession la nutation la variation de l’obliquité de l’écliptique

mouvements affectant la révolution :

l’inégalité mensuelle du Soleil la variation de l’excentricité terrestre la variation séculaire du périhélie terrestre

Mouvement secondaire affectant la rotation : la précession.

On parle très souvent de « précession des équinoxes », mais ce terme ne désigne qu’uneconséquence du mouvement que nous nous attarderons à décrire ci-dessous.

On a vu que l’inclinaison de l'axe de rotation de la Terre (voisine actuellement de 23°27’) justifiel'existence des différentes saisons.

Le mouvement de précession consiste en un lent changement de direction de l'axe de rotation dela Terre (environ 50’’ par an, ou plus précisément 0,013670° par an, ce qui correspond à unepériodicité d’environ 26 000 ans), qui cause un déplacement des saisons sur l’orbite terrestre.

De même que l'axe d'une toupie quitourne décrit un cône sous l'action de lapesanteur, l'axe de rotation de la Terredécrit, en 26 000 ans environ, sousl'action des forces d'attraction de laLune et du Soleil, un cône dont le demi-angle au sommet est de 23°26´.

Ce mouvement est appelé précessionaxiale.

Remarque : grâce à la présence de notre satellite l'échéance de la variation de l'axe de rotationest plus lent et permet d'y avoir la vie sur notre planète.

En effet, sans la Lune l'axe de la Terre décrirait un cône de précession en même pas 10 000 ansce qui aurait des effets plus dévastateurs sur le climat.

Trajet de l'axe du pôle Nord sur la voûte céleste, dû àla précession (en supposant une vitesse deprécession et une obliquité constantes)

Actuellement l'axe de rotation de la Terre est dirigé vers l'étoile polaire de la constellation de laPetite Ourse mais il y a environ 5 000 ans l’axe polaire terrestre pointait vers Thuban (α Dra) ;dans 12 000 ans il sera dirigé vers l'étoile Véga de la constellation de la Lyre et 14 000 ans plustard l'axe de la Terre serra de nouveau pointée vers l'étoile polaire.

Le plan de l'équateur céleste, perpendiculaire à l'axe de rotation de la Terre, tourne donc aussi,de même que l'équinoxe de printemps (ou point γ), déterminé par l’une des intersections de ceplan avec l'écliptique.

Cette direction servant d'origine aux systèmes de coordonnées stellaires, les coordonnéeséquatoriales des astres fixes varient elles aussi avec le temps. Ce phénomène a été mis enévidence par Hipparque au IIème siècle avant J.-C., découverte complétée par celles dumouvement de l'écliptique (XVIIème siècle) et de la nutation de Bradley (XVIIIème siècle).

On remarque qu'à deux positions différentes P et P' sur la base du cône, la ligne des équinoxes possède une direction différente.

Le mouvement du point gamma dû à la précession est rétrograde (sens horlogique).

Les causes du phénomène de précession

La Terre n'est pas une sphère homogène, elle est légèrement aplatieaux pôles et présente un renflement au niveau de l'équateur.

Du fait de cette forme aplatie de la Terre, l'attraction du soleil nepasse pas par le centre de la Terre.

Cela crée un couple de force ayant tendance à ramener l'équateurdans le plan de l'écliptique, mais la force centrifuge due à la rotationde la Terre s'oppose à ce couple.

Il en résulte le mouvement de précession de l'axe de rotation de laTerre.

Les forces résultantes F et F' sont lerésultat de l'attraction solaire sur lebourrelet équatorial en rotation, F'étant cependant de même moinsimportante que F en raison du principede gravitation : la force est inversementproportionnelle au carré de la distance.

On a deux couples de forces :

F0 et –F0: forces dues à la forcecentrifuge de la Terre.

F1 et F1' : forces dues à la gravitation.

Mouvement secondaire affectant la rotation : la nutation

Le mouvement de précession étant déjà compliqué, il est pourtant encore affecté par celui de lanutation.

L’influence de la gravité lunaire fait osciller l’axe terrestre dans son déplacement de précession.

La nutation est un mouvement giratoire de petiteamplitude de l’axe de rotation terrestre qui dessinesur la sphère céleste une petite ellipse qui estparcourue en 18 ans et 7 mois environ.

Le grand axe de cette ellipse est de 9 secondes d’arcenviron ; ce qui représente la dimension angulaired’un kiwi vu à 1 000 mètres de distance.

L’obliquité de la Terre varie donc de 23°27’ ± 9’’, c’est-à-dire de 23,45° ± 0,0025°.

C’est l’astronome britannique James Bradley quia découvert la nutation en 1748 parl’observation de l'étoile Gamma Draconis(Eltanin) en vue de déterminer sa parallaxe.

L’influence de la nutation sur le mouvementgénéral de précession amplifie l’écartement oule resserrement du cercle décrit en raison de laprécession par l’axe de rotation de la Terre.

L’axe polaire oscille donc dans sa marcheséculaire selon un lacet.

Les points où l’orbite de la Lune croise l’écliptique (plan orbital de la terre) s’appellent les« nœuds » lunaires : le nœud ascendant est celui où la Lune passe vers le nord de l’écliptique etle nœud descendant est celui où elle passe vers le sud. Le plan de l’orbite lunaire est incliné enmoyenne de 5,145 396° par rapport à l’écliptique.

Tout d’abord, cette inclinaison peut varier légèrement car la Lune est plus liée à la Terre qu’auSoleil (l'inclinaison de l'orbite par rapport à l'écliptique varie entre 5° et 5°18´, avec une périodede 173 jours).

Comme la Terre est elle-même inclinée de 23,45°=23°27’ par rapport à l’écliptique, l’inclinaisondu plan orbital lunaire par rapport à l’équateur terrestre varie donc entre 28,60° et 18,30°.

L’origine et la périodicitédu phénomène denutation résultent dumouvement irrégulier dela Lune sur son orbite.

Origine du phénomène de nutation

Ensuite, la droite joignant le périgée à l’apogée de la Lune (appeléegrand axe de l'orbite lunaire ou encore ligne des apsides) tourne dansle sens direct (sens contraire des aiguilles d'une montre), et effectueune rotation complète en 8,85 ans.

Cette lente rotation provoque une avancée du périgée de 3° à chaquerévolution sidérale.

Enfin, la ligne des nœuds (intersection entre l'écliptique et le plande l'orbite lunaire) accomplit un mouvement de précession et parcourtune révolution dans un sens rétrograde en 18,61 ans.

C’est en fait le plan de révolution de la Lune autour de la Terre quisubit une précession d’une période de 6 793,5 jours (18,5996 années).

Cette précession est provoquée par la gravitation du Soleil et, dansune moindre mesure, par le bourrelet équatorial de la Terre.

Mouvement secondaire affectant la rotation : la variation de l’obliquité de l’écliptique

Vraisemblablement responsable, en majeure partie, des cycles de réchauffements et deglaciations terrestres, la variation de l’obliquité de l’écliptique est un mouvement secondaire lentet peu perceptible.

L’obliquité est actuellement de 23°27' et diminue depuis un maximum il y a environ 10 000 ans.

Cette diminution, de 0,48’’ par an, est due à la présence des planètes géantes en orbite autourdu Soleil. Jupiter principalement et, dans une moindre mesure, Saturne perturbent les positionsdes autres planètes de plus faibles masses et désorientent les axes de rotations.

L’écliptique oscille en fait entre deux valeurs angulaires proches et selon un cycle étalé dans letemps.

Par conséquent, il faut environ 41 000 ansà notre planète pour faire varier sonangle entre 24,5°=24° 36’ et 21,9°=21°59’.

La première valeur est en elle même uneapproximation puisqu’elle n’a jamais étéobservée.

L'évolution de l'obliquité de la Terre en degrés, de -1 à +1 millions d'années (en-dessous), et de l'insolation en été sur la surface de la Terre à une latitude de 65 degrés Nord (au-dessus).

La communauté des paléoclimatologues a utilisé successivement les solutions planétairescalculées à l'Institut de Mécanique Céleste et à l'Observatoire de Paris par Bretagnon (1974) etLaskar et al. (1993). La durée de validité de cette dernière solution est d'environ 10 millionsd'années mais le progrès dans la collecte des données géologiques exigeait une nouvellesolution.

A cause du comportement chaotique des orbites des planètes (Laskar, 1989), l'incertitude descalculs est multipliée par 10 tous les 10 millions d'années. Il est ainsi illusoire de rechercherune solution précise de l'évolution passée de la Terre au-delà de 100 millions d'années. Enrevanche, il est possible d'obtenir une solution précise sur quelques dizaines de millionsd'années. La nouvelle solution publiée dans "Astronomy and Astrophysics" peut être utiliséepour le calibrage des données paléoclimatiques pour les dernières 40-50 millions d'années.

Analyse spectrale de la variation temporelle d’obliquité : une composante principale de période 41 000 ans apparaît très clairement.

Remarque : influence de la Lune sur les changements d’obliquité

Les variations d’inclinaison de l’axe derotation de la Terre est liée àl’attraction gravitationnelle de la Luneet des autres planètes.

La Lune tend cependant à stabiliserles variations de l’obliquité.

En effet, sans notre satellite, celles-ciseraient beaucoup plus importantes,et la Terre serait hostile à la vie,comme le montre la figure ci-contre,où la Lune est « supprimée » àl’instant 0.

A cause de la dissipation de marée dans le système Terre-Lune, la rotation de la Terre ralentit etla Lune s'éloigne d'environ 3,82 cm/an. Ceci implique une variation lente de l'obliquité (l'angleentre l'équateur et le plan de l'orbite de la Terre). Cet effet provoque une légère augmentationde l'obliquité d'environ 2 degrés par milliard d'années. Toutefois, J. Laskar et ses collèguesmontrent que dans un avenir proche, une résonance avec un effet gravitationnel perturbateurde Jupiter et de Saturne fera baisser l'obliquité d'environ 0,4 degrés en quelques millionsd'années, avec une possible conséquence sur le climat. Lorsqu'on regarde l'évolution del'obliquité de la Terre, il est surprenant de constater (cf : figure) que la traversée de cetterésonance est la seule singularité significative, entre -250 millions d'années et +250 millionsd'années. Cependant, étant donné que ce changement se produira dans l'avenir, les auteursconstatent qu'à moins que de nouveaux résultats sur l'évolution passée des moments d'inertiede la Terre démontrent que ce passage en résonance aurait pu exister aussi dans le passé, nousdevons considérer la proximité de cette résonance comme étant une pure coïncidence.

Evolution de l'obliquité de laTerre en degrés, de -250 à+250 millions d'années.

La zone grise représentel'obliquité réelle, alors que lacourbe noire représente lavaleur moyenne de l'obliquitépour un intervalle-temps de0,5 millions d'années.

L'obliquité sur le plan de l'écliptique étant égale à la latitude des tropiques (= latitude maximaleatteinte par le soleil au niveau des solstices) et son complémentaire est égale à la latitude descercles polaires (actuellement 90°-23°27'=66°33'). Autrement dit une augmentation del'obliquité entraîne une expansion de la zone tropicale et des zones polaires, définiesastronomiquement.

Selon la valeur de l'obliquité, la limite des zones qui sont éclairées en continu pendant 6 moispuis plongées dans l'obscurité pendant 6 autres mois oscille de ±250kms autour de la limiteactuelle (cercles polaires).

Effet sur le climat des variations d’obliquité

Lorsque l’obliquité diminue, les saisons deviennent de moins en moins marquées et lesconséquences météorologiques s’atténuent.

En général il s’ensuit un réchauffement planétaire qui entraîne la diminution des glaces polaires(surtout en Arctique) et des glaciers. La banquise peut même, selon les dernières recherches,disparaître totalement et augmenter significativement le niveau des mers du globe.

Nous sommes actuellement dans une période de diminution de l’obliquité et elle sera denouveau minimale dans 12 000 ans. S’il est indéniable que le réchauffement se fait ressentir,même s’il est accentué par l’activité humaine, celui-ci est irréfutablement dû aussi à cettediminution de notre inclinaison sur l’écliptique.

Plus l’axe est incliné, plus les étés sont chauds, en particulier aux hautes latitudes où les jourssont longs. Inversement, moins il est incliné, plus les étés sont frais.

De la même manière, plus l’axe est incliné, plus les hivers sont froids.

Les saisons sont donc plus différenciées lorsque l’obliquité est maximale.

Par exemple, passer d’une inclinaison de 21 à 24,5° entraîne en été à la latitude de 70° uneaugmentation de l’insolation reçue ; elle passe de :

E.cos (70-21)=E .0,6561,

à :

E.cos (70-24,5)=E.0,7010

E étant l'énergie solaire incidente, soit le flux d'énergie reçu par une surface frappéeperpendiculairement par les rayons solaires).

Le flux d'énergie solaire reçu augmente ainsi de la quantitéE.0,0449, c'est-à-dire une augmentation relative de (E.0,0449/E.0,6561), soit 6,8%.

La périodicité des variations observée conduit, environ tous les 20 000 ans, soit à une situationfavorable à la fusion de calottes glaciaires aux hautes latitudes de l’hémisphère nord (inclinaisonforte, étés chauds) soit à une situation favorable à la croissance des calottes (inclinaison faible,été frais).

Mais ce paramètre n’est pas le seul à influer sur l’établissement des époques glaciaires /interglaciaires : l’influence de la précession est au moins aussi importante.

En moyenne annuelle, les variations de l'insolation sont :

• aux hautes latitudes, l'impactest de quelques pour cent ;

• aux basses latitudes, cetimpact est plus faible(quelques pour mille).

• aux pôles en phase avec les variations d'obliquité ;

• à l'équateur en opposition de phase.

Aux latitudes non tropicales,quand l‘obliquité est plus forte, lesétés sont plus chauds et les hiversplus froids (saisons plusdifférenciées).

Au voisinage du pôle les variationsd‘obliquité se traduisent par unefluctuation de 14% de l'énergieinterceptée au solstice d'été.

Une augmentation de l'obliquité de 22° à 25° :

ne change pas la quantité de rayonnement incident reçu par la Terre en moyenneannuelle ;

augmente le rayonnement solaire reçu annuellement au nord de 42°N et au sud de 42°S etle diminue entre ces latitudes ;

augmente les contrastes saisonniers à une latitude donnée (diminution du rayonnementsolaire reçu en hiver et augmentation en été). Cette augmentation du contraste saisonnierse renforce aux moyennes et aux hautes latitudes ;

augmente les contrastes inter-hémisphériques puisqu'il y a plus de rayonnement solairereçu dans l'hémisphère d'été et moins dans l'hémisphère d'hiver ;

diminue les contrastes méridiens dans l'hémisphère d'été puisque l'augmentation estivalede rayonnement solaire reçu croît avec la latitude.

Mouvement secondaire affectant la révolution : l’inégalité mensuelle du Soleil

La Terre est un véritable yo-yo sur son orbite. La Lune, par sa présence, crée avec la Terre ce quel’on appelle un système barycentrique ; c’est-à-dire que ce n’est pas le centre de la Terre quitourne autour du Soleil selon une ellipse, mais bien le centre de gravité du système.

En fait, ce n'est pas la Terre prise en son centre qui se déplace sur leplan de l'écliptique (ligne blanche pointillée) mais bien le centre degravité du système Terre-Lune ; il parcourt une orbite elliptique autourdu Soleil, dont ce dernier occupe l’un des foyers.

Cela crée un balancement du mouvement terrestre, de l'avant àl'arrière, durant chaque cycle lunaire (ligne jaune continue dans lediagramme ci-contre).

Le mouvement mensuel de la Lune autour de la Terre déplace dans son entier le globe terrestre.Le rapport de masse du système Terre-Lune est de 81 : 1, le centre de gravité du système Terre-Lune est donc 81 fois plus éloigné du centre de la Lune que du centre de la Terre.

En fait celui-ci est situé à 4 660 kilomètres du centre de notre planète sur une ligne imaginairejoignant le centre de la Terre et le centre de la Lune, et nous tournons donc mensuellementautour de ce point situé à l’intérieur de notre globe au trois quarts de son rayon.

Il faut également garder à l’esprit que la Lune elle-même n’a pas une orbite fixe et équidistanteavec la Terre et engendre également un mouvement apogée/périgée de sa position par rapportà la Terre.

La distance Terre-Lune influe sur la position du barycentre du système et ce dernier se déplaceplus ou moins profondément sous la croûte terrestre.

Mouvement faible, mais fortement visible lors des éclipses de Soleil : elles sont totales ouannulaires selon la distance Terre-Lune au moment de l’éclipse.

L’inégalité mensuelle du Soleil permet de peser la Lune

Soit m la masse de la terre, m' celle de la Lune. Le centre des masses G du système (Terre-Lune)se trouve placé entre les centres T et L des deux astres, à une distance de la Terre égale à :

TG = D m' / (m + m')

D étant la distance Terre-Lune.

La Terre et la Lune se meuvent autour de G, en décrivant deux orbites dont le rapportd'homothétie est - m / m'.

A la Nouvelle Lune (Lune invisible depuis la Terre, position 1), notre satellite se trouvant entre leSoleil et nous, nous sommes donc un peu plus loin du Soleil que si la Lune n’existait pas.

Lors de la Pleine Lune (Lune entièrement visible depuis la Terre, position 5), c’est le contraire quise passe , et nous sommes donc plus proche du Soleil que si la Lune n’était pas là.

Tous les mois le Soleil paraît donc plus petit à la Nouvelle Lune et plus grand à la Pleine Lune.Les variations de diamètre sont bien sûr journalières : tous les jours le Soleil n’a pas exactementla même dimension que la veille. De plus, sa position apparente se déplace quotidiennement unpeu par rapport à sa position théorique, qu’il occuperait sans la présence de la Lune (il paraît sedéplacer chaque jour de la cent cinquantième partie de son diamètre).

Lors du premier quartier (la Terre et la Lune forment un angle de 90°, position 3) la Terre est enavance sur la révolution du point G, dans son mouvement par rapport au Soleil ; l'inverse a lieuau dernier quartier.

Le mouvement propre de la Terre (et donc le mouvement apparent du Soleil) comporte doncune inégalité ayant pour période la révolution synodique de la Lune.

Ceci se traduit, pour nous, par une inégalité de la longitude du Soleil, accessible à l'observationet qu'on appelle l'inégalité mensuelle.

Sa demi-amplitude, égale à l'angle sous-tendu, du centre du Soleil, par le segment TG, peut êtremesurée grâce aux observations de la longitude du Soleil et vaut 6,43″.

Mais on sait que le rayon R de la Terre est vu, du même point, sous un angle de 8,80″ (parallaxedu Soleil). On a donc :

TG = R .6,43″ / 8,80″= 0,73 R.

Le centre de gravité du système Terre-Lune est donc situé à l'intérieur du globe terrestre, auxtrois quarts environ du rayon.

On déduit de là :

m' / (m + m') = TG / D = 0,73 R / D

Or la distance moyenne de la Lune à la Terre D vaut 60,3 fois le rayon équatorial terrestre, d’où :

D/R = 60,3 Et :

m' / (m + m') = 0,73 / 60,3 = 1 / 82,5

m' = m / 81,5.

La masse de la Lune vaut 1/81ème de celle de la Terre.

Mouvement secondaire affectant la révolution : la variation de l’excentricité de l’orbite terrestre

Comme nous l’avons vu, la Terre décrit, comme tout corps soumis à la gravité du Soleil, uneellipse autour du Soleil (première loi de Kepler).

Cette ellipse est très proche actuellement du cercle parfait (ellipse d’excentricité nulle), maisnéanmoins l’excentricité n’est pas nulle, et est voisine de 0,0167, ce qui entraîne une variationde la distance Terre-Soleil au cours de l’année.

L’écart entre les distances maximale et minimale est fixé par l’excentricité. Si l’excentricité estnulle, l’ellipse devient un cercle et la distance Terre-Soleil reste constante ; si l’excentricité est de0,015 (valeur proche de la valeur actuelle) la distance Terre-Soleil varie de 3% (2 foisl’excentricité) entre la position la plus proche et la position la plus éloignée (de 147 100 000 kmau périhélie le 3 janvier à 152 100 000 km à l'aphélie le 6 juillet). L’énergie solaire qui parvient àla Terre (1367 w/m2 en moyenne au cours de l’année) varie actuellement de 6% (4 foisl’excentricité) passant de 1 408 W/m2 au point le plus proche à 1 326 W/m2 au point le pluséloigné.

En fait, cette excentricité est variable lentement dans le temps. Cette variation est due à laconformation du Système solaire et l’équilibre important qui existe avec les planètes géantes.

Les positions planétaires toutes réunies, les masses en jeu, les différents systèmes internes(satellitaires), influent globalement sur l’équilibre du Système Solaire et on comprend aisémentque les ellipses respectives des orbites ne sont pas fixes mais en équilibres les unes par rapportaux autres.

L’excentricité de l’ellipse terrestre varie entre une valeurmaximale de 0,06 et une valeur minimale qui est bien sûrde 0.

Cette variation, cyclique, a lieu en une période ahurissante pour l’humanité de quelques 90 000ans environ à 124 000 ans pour les amplitudes maximales et minimales.

Elles sont elles aussi soumises à des cycles plus courts.

Effet d’une variation de l’excentricité sur l’insolation au périhélie, à l’aphélie et en moyenne

Variation de l’insolation au périhélie et à l’aphélie

Il est important de noter que, par exemple, de fortes excentricités entrainent conjointement unediminution de la distance la plus faible entre la Terre et le Soleil (périhélie) et une augmentationde la distance maximale entre les deux astres (aphélie), mais que la distance « directe » entrepérihélie et aphélie ne varie pas car le grand axe ne change pas. C'est ce qu'a démontré Laplaceen 1772.

De plus, selon la deuxième loi de Kepler, plus l’orbite est excentrée, plus la Terre ralentit ets’éloigne plus que d’habitude du Soleil pendant qu’elle passe la partie « allongée » de cetteorbite en ellipse décentrée, et plus elle se rapproche du Soleil pendant moins longtemps dans lapartie « raccourcie ».

Cela veut dire que, lorsque l’excentricité augmente, on récolte moins de Soleil pendant une plusgrosse moitié de l’année, et plus de Soleil pendant une moins grosse moitié de l’année.

Le rôle de l'excentricité seule est donc assez faible car, à cause de la loi des aires de Kepler, laterre parcourt moins vite la partie de son orbite où elle est éloignée du soleil (autour del'aphélie) que lorsqu'elle est proche de lui (autour du périhélie). Cette différence de vitessecompense en quelque sorte la différence de distance terre-soleil entre aphélie et périhélie.

L'excentricité variable implique la Terre au périhélie peut recevoir de 20 à 30% d'énergie (émise par le Soleil) de plus qu'à l'aphélie (lorsque l’excentricité est à sa valeur maximale).

L’effet de différenciation est donc accentué lorsque l’excentricité augmente.

Le tableau suivant montre que cela fait environ 6,8% de différence d’ensoleillement entre lapartie courte et la partie allongée de l’orbite excentrée à l’heure actuelle, avec une excentricitéde 0,017… et cela peut atteindre 23% de différence au maximum d’excentricité.

L'impact sur l'insolation en moyenne annuelle reste cependant très modeste.

Les variations de l’énergie moyenne reçue sont de l'ordre de 0,1% ce qui entraîne une variationde la température moyenne du globe de quelques dixièmes de degrés.

Effet de la variation d’excentricité sur l’insolation (globale sur un an)

Variation de l’insolation moyenne

L'excentricité a tout d’abord un rôle important dans le calcul de l'insolation moyenne globaleannuelle reçue sur Terre qui est inversement proportionnelle à la racine carré de (1-e2).

L’insolation moyenne augmente donc très légèrement quand l'excentricité augmente maispour la Terre, ses variations restent très limitées.

Tendance actuelle

Actuellement cette excentricité diminue ; dans 24 000 ans elle sera nulle et la Terre sera à égaledistance du Soleil lors de toutes les saisons.

La conséquence en est donc un refroidissement de la planète en moyenne. Celui-ci resterafaible, mais agira pendant des millénaires avec des résultats que l’on ne connaît pas.

Excentricité et saisons

Lorsqu'une saison est longue, la quantité d'énergie qui lui correspond estrépartie sur un plus grand nombre de jours dont chacun en recevra une part plus réduite. Cettesaison sera donc relativement froide. Si cette saison est courte, chaque jour recevra davantaged'énergie et cette saison sera relativement chaude.

La valeur de l'excentricité n'est pas liée aux changements de saisons, mais, en combinantexcentricité et précession :

Si l'été correspond au périhélie et l'hiver à l'aphélie (c’est-à-dire si le solstice d'été a lieulorsque la terre est près du périhélie), la Terre reçoit beaucoup d'énergie en été (et moins enhiver) la durée de la saison chaude sera minimale et la saison d’été sera donc relativementchaude et brève car l'insolation par unité de temps sera très importante, alors que l'hiver seralong et rigoureux (= situation actuelle de l'hémisphère sud) : donc il y a des étés « chauds » etdes hivers « froids ».

Si par contre l'été correspond à l'aphélie et l'hiver au périhélie (c’est-à-dire si le solstice d'étéa lieu lorsque la terre est à l'aphélie comme « plus ou moins» actuellement), la durée de lasaison chaude sera maximale et donc chaque jour ne recevant qu'une insolation réduite serarelativement frais alors que la saison froide sera courte et tiède (= situation actuelle pourl'hémisphère nord) : la Terre reçoit peu d'énergie en été mais plus en hiver, donc les étés sont« frais » et les hivers sont « doux ».

Mouvement secondaire affectant la révolution : la variation séculaire du périhélie terrestre

Ce décalage se fait immuablement et une fois de plus c’estun mouvement qui influence les saisons et les périodeschaudes et froides.

Le périhélie est, de nos jours, atteint vers le 3 janvier ; lepérihélie se déplace dans le sens direct d'environ 12’’ (plusprécisément 0,003279°) par an, ce qui correspond donc àune périodicité de 110 000 ans.

Par rapport aux étoiles fixes, l'orbite terrestre elliptiqueeffectue une rotation lente (la précession du périhélie).

Ce mouvement modifie le mois de l'année à laquelle la Terreest au périhélie c'est à dire quand la Terre est au plus prochedu Soleil. Il résulte aussi de l'attraction combinée des planètes,du Soleil et de la Lune.

Ce mouvement agit en particulier sur la position du grand axede l’ellipse de révolution terrestre, c’est-à-dire la ligne desapsides ; le périhélie et l’aphélie se meuvent le long de cetteorbite de sorte que le grand axe ne conserve pas deux annéesde suite exactement la même direction.

Changement de la durée des saisons au cours du temps (précessionclimatique)

Nous avons supposé dans la détermination des saisons que la trajectoire apparente du Soleil estfixe sur le plan de l‘écliptique.

Sur de longues périodes de temps, ce n’est pas le cas, en raison des petits mouvements de laTerre évoqués précédemment.

Pour la détermination des saisons, deux mouvements principaux doivent être pris en compte : laprécession des équinoxes et l’avance du périhélie terrestre.

Situation actuelle

Actuellement le grand axe de l'ellipse (en rouge, joignant la position le périhélie à l’aphélie) esten avance de 12° par rapport à la ligne de pente de l‘écliptique (ligne des solstices, en bleu,joignant le solstice d’hiver et le solstice d’été).

Périodes des révolutions de la Terre

Année sidérale : durée de la révolutionde la Terre / aux étoilesTs = 365j 6h 9min 9,7s = 365,256363 j

Année tropique :intervalle de temps entre 2 équinoxes Tt = 365j 5h 48min 45s = 365,242193 j

Année anomalistique :durée pour retourner au périhélieTa = 365j 6h 13min 53s = 365,259638 j

Tt < Ts le point γ rétrograde.

Repère : étoiles fixes

Repère : point vernal

Repère : périhélie de l’orbite

Ta > Ts le périhélie avance.

La précession n’affecte pas la forme de l’orbite. Mais elle change la position des équinoxes etdes solstices sur l ’orbite. A la même époque de l’année civile, la distance Terre-Soleil change,et en application de la deuxième loi de Kepler, la vitesse de parcours change aussi. Parconséquent, la durée des saisons varie.

Rappel : précession et orbite de la Terre

actuellementil y a 13 000 anset dans 13 000

ans

La précession déplace la ligne des équinoxes de 0,013670° = 49 ’’ ≈ 50’’par an, ce qui donneune périodicité de 360°/0,01367 ≈ 26 000 ans.

Rappel : rotation du périhélie terrestre

Comme d’une révolution à l’autre le périhélie a tendance à avancer, l’année anomalistique estplus grande que l’année sidérale :

Déplacement annuel du périhélie : angle PSP’ :

L’avance du périhélie change la distance Terre Soleil à une même époque de l’année civile.

Cet effet se combine à la précession.

Période du cycle ?

Temps pour que le périhélie aille de P en P’ ? Tp - Ts = 365,259638-365,256363 = 0,003275 j

Effet ?

Déplacement annuel du périhélie par rapport au point γγγγ :

Période de déplacement du périhélie par rapport au γγγγ ?

La dissymétrie des saisons a donc une périoded’environ 21 000 ans.

Combinaison de la précession et de la rotation du périhélie

Les saisons se définissent par rapport au point vernal (γ ). Le décalage de l’orbite par rapport àce point résulte de la précession et de l’avance du périhélie : c’est la précession climatique.

précession périgée résultante

0,013670° + 0,003279° = 0,016949° / an

Le phénomène est donc périodique. Ce phénomène s'appelle la précession climatique.

Explication plus élaborée de la précession climatique

Le mouvement d’avance du périhélie (mouvement de rotation du périhélie dans le sens direct,caractérisé par un vecteur de rotation Ω1 perpendiculaire à l’écliptique) se composevectoriellement avec la précession des équinoxes (mouvement rétrograde de la ligne des nœuds,caractérisé par un vecteur de rotation Ω2 perpendiculaire au plan de l’équateur) les deuxvecteurs rotation font entre eux un angle égal à l'inclinaison de l‘écliptique sur l’équateurcéleste, c'est à dire 23°26' comme l'indique la figure suivante.

Pour repérer les saisons, la rotation du périhélie (12’’ dans le sens direct) se combine avec l’effetde précession des équinoxes (50’’ par an dans le sens rétrograde) et le périhélie et le pointGamma s’éloignent donc de 50’’+12’’=6’’ par an, ce qui fait qu'ils se retrouvent en coïncidenceau bout d'une période d'environ 21 000 ans, et raccourcit donc la période d'évolution dessaisons à 21 000 ans environ au lieu de 26 000 : cet effet combiné porte le nom de précessionclimatique.

Tous les 21 000 ans l'aphélie coïncide avec le solstice d‘été. Tous les 10 500 ans la ligne desapsides coïncide avec la ligne des nœuds.

On obtient alors les cas limites suivants (pour une meilleure compréhension l'aplatissement del'ellipse est très exagéré) :

Les dessins sont faits dans le système héliocentrique.

Rappelons que d'après la loi des aires la durée de chaque saison est proportionnelle à la surfacedu secteur de l’ellipse correspondant.

Dans le cas de la figure 1 la ligne des solstices est axe de symétrie pour l'ellipse.Il en résulte que la durée du printemps est égale à la durée de l‘été et que la durée de l'automneest égale à la durée de l'hiver. De plus la durée du printemps est plus grande que la durée del'hiver (idem l’été est plus long que l’automne). Les étés dans cette configuration sont les moinschauds possibles et les hivers les moins froids possibles.

Dans le cas de la figure 2 la ligne des nœuds est axe de symétrie pour l'ellipse.Il en résulte que la durée du printemps est égale à la durée de l'hiver et que la durée del'automne est égale à la durée de l‘été. De plus la durée de l‘été est plus grande que la durée duprintemps (idem l’automne est plus long que l’hiver).

Dans le cas de la figure 3 la ligne des solstices est encore axe de symétrie pour l'ellipse.Il en résulte que la durée du printemps est égale à la durée de l‘été et que la durée de l'automneest égale à la durée de l'hiver. Mais la durée du printemps est plus petite que la durée de l'hiver(idem l’été est plus court que l’automne). Les étés dans cette configuration sont les plus chaudspossibles et les hivers les plus froids possibles.

Dans le cas de la figure 4 la ligne des nœuds est axe de symétrie pour l'ellipse.Il en résulte que la durée du printemps est égale à la durée de l'hiver et que la durée del'automne est égale à la durée de l‘été. Mais la durée du printemps est plus grande que la duréede l‘été (idem l’hiver est plus long que l’automne).Dans tous les autres cas aucune saison n'a la même durée que les autres.

Quelques dates

Puisque l'avance de l'aphélie par rapport au solstice est actuellement de 12° il est facile detrouver la date de coïncidence qui correspond à la figure 1.

Le décalage en temps est 21 000 ans x 12° / 360° = 700 ans environ.

La figure 1 correspond à l'année 1246.

La figure 2 correspondra aux environs de l'année 6500.

La figure 3 correspondra aux environs de l'année 11 750 .

La figure 4 correspondra aux environs de l'année 17 000.

La figure 4 correspondait aussi un peu avant l'année – 4 000

Le changement de précession de 270° à 90° (soit depuis un périhélie correspondant au solsticed'été de l'hémisphère nord jusqu’à un périhélie situé lors du solstice d'hiver avec uneexcentricité forte de 4%) :

ne modifie pas la quantité de rayonnement solaire reçue au cours de l'année à une latitudedonnée ;

affecte donc uniquement la répartition saisonnière du rayonnement solaire reçu à unelatitude donnée ;

augmente le rayonnement sur toute la terre surtout aux hautes latitudes au moment dupérihélie.

Conséquence sur le climat de la précession climatique

La conséquence de cette précession climatique est que le solstice d’été dans un hémisphèredonné (moment où l’hémisphère reçoit le maximum de chaleur), aura lieu alternativement tousles 11 000 ans soit au périhélie (c’est-à-dire près du Soleil), soit à l’aphélie (loin du soleil).

Donc, dans cet hémisphère, les étés seront tous les 11 000 ans soit plus chauds soit plus frais,l’écart d’énergie reçue étant fixé par l’excentricité de l’ellipse : si la Terre décrivait un cercleautour du Soleil (e = 0), la distance Terre-Soleil étant alors constante, la précession n’aurait alorsaucune influence sur l’intensité des saisons.

Ceci conduit tous les 11 000 ans, soit à une situation favorable à la fusion de calottes glaciairesaux hautes latitudes de l’H.N. (étés chauds) soit à une situation favorable à la croissance de cescalottes (été frais).

On caractérise l’évolution de cette situation par la distance Terre-Soleil au 21 juin (solstice d’étéde l’hémisphère nord), représenté sur la figure suivante :

Ainsi, il y a 11 000 ans dans l’hémisphère nord (position analogue à la position B), nousrecevions en été 6% de plus d’énergie solaire qu’à l’heure actuelle.

Inversement, en hiver il y a 11 000 ans, nous recevions 6% de moins d’énergie solaire qu’à l’heureactuelle.

Ces 6% de variation résultent des variations de l’insolation entre la situation à l’aphélie et aupérihélie dues à l’excentricité de l’ellipse, où l’on a conservé la valeur actuelle de l’excentricité.

Effet de la variation d’excentricité sur la précession climatique

Cette figure illustre les variations à long terme de l’excentricité (e) avec ses périodes de 100 000et 400 000 ans, de l’obliquité (ε) avec sa période principale de 41 000 ans et la précessionclimatique (e sin ω) avec sa période moyenne de 21 000 ans. On notera que le paramètre deprécession, e sin ω, montre que l’excentricité module l’amplitude de la variation du sinus del’angle ω. Sur cette figure, on voit aussi que l’orbite de la Terre est en train de devenir circulaire, eatteignant une valeur très proche de zéro, d’ici 25 000 ans environ. Les variations reproduitesvont de 200 000 ans dans le passé à 130 000 ans dans l’avenir (Berger, 1978).

Variation de l’angle entre le périhélie et le point gamma modulée par l’excentricité variable

Du fait de la variation de l’excentricité, uneperturbation de 400 000 ans de période sesuperpose à la précession climatique ; lapériode de 21 000 ans est décomposée par lamodulation des variations à long terme del’excentricité.

On observe alors dans le signal décrivant la précession climatique deux périodes de 19 000 et23 000 ans.

Les variations saisonnièresd'insolation associées aucycle de précession dépassentsouvent 10%.

Il s'agit vraisemblablement duprincipal forçage climatique àl'échelle des milliers d'années.

Impact climatique du phénomène de précession

Les variations d’insolation dues à la précession climatique ne se font pas ressentir partout de lamême manière, les plus hautes latitudes sont plus soumises aux variations.

Résumé et conclusions : les paramètres de la théorie de Milankovitch des paléoclimats

Voici, pour finir, un tableau, adapté d'un site internet américain, qui récapitule les périodes de 5 harmoniques principales pour chacun des 3 cycles de Milankovitch.

Les graphiques insérés précédemment montrent les variations d'insolation entraînées parles trois cycles de Milankovitch.

La variation de l'excentricité de l'orbite terrestre entraîne des variations assez faibles del'insolation (±2 W⋅m-² au maximum).

La variation de l'obliquité de l'axe de rotation entraîne des variations d'insolations moinsnégligeables (±15 W⋅m-² au maximum ).

La précession des équinoxes est le cycle qui influence le plus le climat: elle entraîne desvariations d'insolations de ±50 W⋅m-² au maximum, ce qui suffit à provoquer des glaciations.

En effet, le cycle suivi par les glaciations a une période proche de celle de la précessionclimatique (19 000 ans).

La combinaison de l'ensemble des cycles donne un cycle de glaciation d'environ 100 000ans.

Actuellement, nous sommes en période interglaciaire, et ce depuis 10 000 ans. Laprécédente glaciation a duré pendant 100 000 ans, et ce devrait être le cas pour laprochaine.

Origine et évolution de l’atmosphère terrestre

À la fin de la condensation du Système solaire, voilà 4,6 milliards d'années, après que le Soleils'est mis à briller, l'atmosphère terrestre primitive dénommée pneumatosphère est alorsconstituée en quasi-totalité d’hélium et d’hydrogène. L’absence d’oxygène, et donc d’ozone,impliquait qu’un flux d’ultraviolets nocifs (de très courte longueur d’onde) atteignait le sol, yempêchant toute vie. Cette atmosphère primitive a été soufflée par l'allumage des réactionsthermonucléaires du Soleil juvénile. Les vents solaires ont chassé progressivement ces gaz légersde l’atmosphère terrestre, tandis qu’on les trouve toujours présents dans l’atmosphère desplanètes géantes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune) dont l’intérieur est constitué nonde roches comma la Terre ou Mars, mais principalement d’hydrogène liquide et solide.

À partir de 4 milliards d’années, une forte activité volcanique et météoritique entraîne undégazage de l’écorce terrestre et la formation d’ une atmosphère terrestre secondaire, fortdifférente de l'actuelle atmosphère. Le dégazage de l’écorce produit par l'intense activitévolcanique s’est accompagné d’émissions de dioxyde de carbone (gaz carbonique ou CO2), devapeur d’eau H2O, d’ammoniac NH3, d’azote N2, de méthane CH4 etc. Cette atmosphèresecondaire, très riche en dioxyde de carbone, est comparable à l’atmosphère actuelle de Vénus.

Grâce à l'importance de l'« effet de serre » provoqué par les gaz qu'elle renfermait, l’atmosphèresecondaire permettait un climat plus chaud que l'actuel (environ 40°C en surface, contre 15°C denos jours) ; elle contenait de grandes quantités de vapeur d'eau qui recouvrait la Terre d'unecouche continue de nuages.

Pendant quelque 2,5 milliards d'années, cet effet de serre chauffa la Terre, maintenant satempérature à une valeur bien supérieure (une quarantaine de degrés) à celle qu'auraitproduit le rayonnement solaire incident, car la température superficielle du Soleil était alorsplus froide d'environ 300 kelvins que sa valeur actuelle.

Cependant, peu à peu, le CO2 atmosphérique fut extrait de l'air par réaction avec lesconstituants minéraux présents à la surface de la lithosphère (le CO2 se lie dans des rochescarbonatées, par processus physico-chimique), de telle sorte qu'il ne représentait plus, il y a 2milliards d'années, que moins de 5% en volume.

Certes, pendant un certain temps, le méthane et l'ammoniac maintinrent un important effetde serre, mais ils furent à leur tour détruits par l'oxygène dégagé par l'activité des premiersmicro-organismes capables de réaliser la photosynthèse. Celle-ci n'était alors possible qu'enmilieu marin au-dessous de quelques mètres d'eau, par suite du fort rayonnement ultravioletconsécutif à l'absence d'ozone dans l'atmosphère.

La baisse de température, due à la chute d'intensité de l'effet de serre sous l'action d'oxygènelibre, provoqua la précipitation de la vapeur d'eau sous forme de pluies diluviennes, qui sont àl’origine de la formation des océans. Ces derniers absorbent une partie du CO2 atmosphérique,l’atmosphère devenant proportionnellement plus riche en N2 beaucoup moins soluble dansl’eau.

Il s’ensuivit un changement climatique majeur. L'atmosphère devint transparente, et on estimeque la température moyenne superficielle de la Terre tomba alors au-dessous de 10°C, la plusfaible valeur de son histoire, car le Soleil était alors moins chaud qu'aujourd'hui.

Une importante glaciation se produisit alors (il y a plus de deux milliards d’années, environ 2,3Ga BP), et il s'en est fallu de très peu pour que la Terre ne se couvre entièrement d'une calotteglaciaire qui aurait empêché tout développement ultérieur de l'écosphère.

Mais, à partir du moment où le fer et les gaz réducteurs furent oxydés, la teneur de l'air enoxygène se mit à croître. Ce phénomène s'accéléra voilà 2 milliards d'années, avecl'épanouissement, en milieu marin, du phytoplancton constitué par des algues unicellulairespourvues d'un noyau et capables de photosynthèse.

Il apparut de la sorte une atmosphère tertiaire, d'origine biologique, produite par les organismesphotosynthétiques, dont l'atmosphère actuelle représente l'ultime stade évolutif.

À partir d’il y a 1,7 milliard d’années, l’atmosphère tertiaire s’enrichit à son tour très lentementen oxygène, au détriment de l’azote ; le taux d’oxygène actuel n’est atteint qu’au milieu duCrétacé, c’est à dire il y a 100 millions d’années.

Le CO2 atmosphérique ne cesse pour sa part de diminuer, le carbone correspondant étant stockédans les roches sédimentaires et carbonées (pétrole, charbon).

Composition des atmosphères successives de la Terre.

Lorsque la concentration en oxygène atteignit - voilà quelque 1,5 milliard d'années - environ 1%de sa valeur actuelle, la couche d'ozone se forma, dernier événement essentiel qui marqual'achèvement de l'écosphère et permit enfin le développement de la vie à la surface descontinents.

Cet enrichissement en oxygène atmosphérique permet donc au processus de respirationaérienne de se développer.

En haut est figurée la composition chimique, en bas les valeurs de la nébulosité et de latempérature. On constate que l'atmosphère primordiale, très riche en gaz de serre (CO2 etméthane) permettait des températures terrestres plus importante qu'aujourd'hui et qu'une fortechute de température s'est produite il y a 2,5 milliards d'années, quand la teneur de ces gaz deserre a baissé alors que le Soleil était encore froid (d'après Hart, « Icarus », 3, 1978).

Évolution de la composition de l'atmosphère terrestre depuis ses origines jusqu'à nos jours.

Ères et périodes glaciaires

Il existe deux rythmes de glaciations que l'on peut appeler « ères » et « périodes » :

Les ères glaciaires sont rares, durent environ 10 à 30 millions d'années pendant lesquelles leclimat est globalement froid, avec des glaciers au moins aux pôles. Un exemple est notre èremio-plio-quaternaire.

Entre ces ères glaciaires, le climat est plus chaud et les glaciers sont inexistants, même auxpôles...

A l'intérieur d'une ère glaciaire, il y a alternance de périodes plus froides avec beaucoup deglaciers (exemple des périodes glaciaires du Würm, Mindell, Riss ...au Quaternaire) et depériodes plus chaudes avec moins de glaciers, comme actuellement (période interglaciaire).

Les calottes glaciaires ont existé depuis la formation de la Terre. De surcroît, leur évolution estcyclique. Elles mettent ainsi en évidence quatre ou cinq ères Glaciaires toutes suivies d'une èreInterglaciaire ou dite chaude.

- La première, que l'ont sépare parfois en deux glaciations distinctes (huronienne etprécambrienne), fut la glaciation Précambrienne, qui se situe de - 4,5 Milliard d'année (âgeestimé de la Terre) à environ -800 Ma.- La deuxième est la glaciation ordovicienne, autour de - 450 Ma- La troisième est la glaciation de la fin du Carbonifère (permo-carbonifère), de - 350 à - 250 Ma- La quatrième, non acquise pour certains auteurs la glaciation de la fin du Jurassique, de - 170 à- 110 Ma (l'une des causes possibles de l'extinction des dinosaures)- Enfin, pour finir, l'ère glaciaire actuelle, qui a débuté sur le continent antarctique il y a environ30 ou 40 Ma.

Histoire climatique de la Terre

Principalement à partir de : Le climat de la Terre. Un passé pour quel avenir ? (A. Berger, éd. De Boeck Université - 1992)

Les quatre premiers milliards d'années

Les climats des deux premiers milliards d'années restent largement hypothétiques. La luminositésolaire qui était inférieure de 30% à sa valeur actuelle selon les modèles devait être compenséepar un effet de serre très important (atmosphère plus riche en CO2 et en vapeur d'eau) et lafaiblesse de l'étendue des continents.

La première glaciation connue (huronienne) remonte à 2,3 Ga BP. Elle se lit dans les stries duesaux mouvements des glaciers sur des roches trouvées en Amérique du Nord, en Afrique du Sudet en Australie. La fourchette d'incertitude dans les datations allant de 2,5 à 2 Ga, il estvraisemblable que cet événement représente un ensemble d'âges glaciaires différents quipourraient être dus à la tectonique des plaques, à l'activité volcanique et à un affaiblissement del'effet de serre sous un soleil encore faible.

Entre 2,3 - 0,9 Ga BP, la Terre semble libre de glace malgré une luminosité solaire faible et uneréduction de l'effet de serre. L'existence d'un pareil climat sous de telles conditions reste unmystère. Les premières évaporites à 1,7 Ga BP indiquent un climat sec et chaud.

Entre 0,9 et 0,6 Ga BP, trois glaciations retrouvées aux basses latitudes d'une durée chacune de100 Ma environ. Leur caractère global, leur extension en latitude, leur durée restent litigieux.Une des causes évoquées a l'apparition de ces glaciations serait l'obliquité élevée del'écliptique.

Du Cambrien à la fin du Permien

Climat généralement chaud, ponctué toutefois par des poussées glaciaires :

- vers 450 Ma BP, à l'Ordovicien glaciation relativement brève dont on retrouve la trace auSahara (blocs erratiques, roches striées...) ;

- entre 330 et 250 Ma BP, une glaciation Permo-Carbonifère annoncée par l'installationprogressive d'un climat plus froid et plus humide au Carbonifère.

Les données paléomagnétiques indiquent une forte corrélation entre la position des continentsaux latitudes élevées et la formation de calottes glaciaires.

Le Secondaire (250-65 Ma BP)

Cette ère fut caractérisée par l'absence de calottes polaires.

Le climat fut au début similaire à celui du Permien (frais et humide).

Au Trias moyen (225 Ma BP), au moment de la soudure totale des continents en un blocappelé Pangée, le climat devint extrêmement continental. L'importance des dépôts de rochescontinentales rouges et d'évaporites révèle un climat sec et beaucoup plus chaud que l'actuel.La température des eaux profondes devait être supérieure à 14°C. Les températures polairesvariaient entre 10 et 20°C.

Le fractionnement progressif de la Pangée va ensuite faire évoluer le climat.

Au Crétacé supérieur les coraux s'étendaient jusqu'à 30°N et S. Les arbres à pain crurentjusqu'à 60°N et on trouvait des palmiers en Alaska déjà en position polaire. Le niveau des mersétait de 200m plus élevé qu'actuellement, la température moyenne supérieure de 6°C et lesprécipitations supérieures de 20%. Ce type de climat semble s'expliquer par l'importance de lasuperficie des continents subtropicaux, le transport de l'énergie par les océans, et parl'augmentation considérable de CO2.

A partir de 90Ma BP le climat se refroidit.

Le Tertiaire (65-3Ma BP)

Si au début du tertiaire le climat est encore chaud, il va progressivement se refroidir.

Le premier refroidissement sévère s'observe à la transition Éocène Oligocène. La températuredes eaux profondes passe de 10 à 5°C. La glace de mer commence à se former autour del'Antarctique.

Vers 30Ma BP s'établit le courant océanique Circum-Antarctique qui isole ce continent,événement majeur qui va fortement contribuer à l'établissement des glaciations au Quaternaire.

Un réchauffement se produit à l'Oligocène supérieur (28 Ma BP) et au Miocène inférieur, mais lerefroidissement s'intensifie aux hautes latitudes, le gradient nord-sud de la températureaugmente donc ainsi.

La calotte glaciaire antarctique commence à se former vers 14 Ma BP (peut-être même avant) etatteint sa taille actuelle vers 8 Ma BP, la rétroaction albédo-température jouant un rôleprépondérant.

Les glaces de l'hémisphère nord demeurent très éparses. Le climat est alors très asymétriqueentre les deux hémisphères. L'Europe occidentale était couverte de forêts d'arbres habitantaujourd'hui les régions chaudes et humides.

L'expansion rapide des glaciers dans l'hémisphère nord, il y a 3 Ma marque l'entrée de la Terredans la Période Glaciaire.

La position de l'Antarctique centrée sur le pôle, la séparation de l'Océan Arctique des océansdes régions tempérées, les paramètres astronomiques, l'activité épiro-orogénique formèrentles conditions indispensables à l'existence des glaciations du Quaternaire.

Le Quaternaire (3-0 Ma BP)

Vers 2,4 Ma BP, on observe la première avancée glaciaire accompagnée par une diminution duniveau marin de plus de 100 mètres.

A partir de ce moment le climat va osciller entre deux états extrêmes caractéristiques des stadesglaciaire et interglaciaire. Ce dernier est chaud et assez comparable au climat actuel, tandis queles stades glaciaires sont caractérisés par le développement de gigantesques calottes de glacesur le nord de l'Europe et de l'Amérique et une extension appréciable de la glace marine dansl'hémisphère sud avec une baisse importante du niveau des mers et un refroidissementconsidérable des hautes et moyennes latitudes.

Quatre refroidissement majeurs marquent les derniers 1,7 Ma : 1,6 à 1,3, 0,9 à 0,7, 0,55 à 0,4 et 0,08 à 0,01 Ma.

De plus superposé à ces événements, on trouve une série de variations plus rapides,représentant 17 cycles glaciaire-interglaciaire.

Au Quaternaire moyen et supérieur les glaciations deviennent plus intenses.

L'origine des cycles glaciaire-interglaciaire est expliquée par la théorie astronomique des climats.

Les glaces polaires se forment à partir de l’accumulation de neige au cours des années : leprincipe de superposition s’applique à leur étude (un carottage permet de remonter letemps).

D’où viennent les informations climatiques sur le passé récent de la planète ?

L’oxygène présente deux isotopes stables, 18O et16O présents en quantités différentes dans l’eau, laglace ou la neige. La vapeur d’eau issue del’évaporation équatoriale est appauvrie en isotope18O, plus lourd. Elle s’appauvrit de plus en plus à lasuite des différentes condensations lors de sontrajet en direction des pôles. Ainsi, plus leslatitudes sont élevées et plus la neige est pauvreen 18O. Le δ18O caractéristique sera d’autant plusgrand en valeur absolue que le climat est froid.

On peut mesurer le rapport isotopique de la glaceet calculer à partir de ce rapport le δ18O :

Ce δ18O renseigne sur la richesse relative en 18Od’un échantillon d’eau ou de glace par rapport àl’eau des océans actuels prise comme référence.Ce δ18O est un thermomètre isotopique : plus il estnégatif, plus la température au moment de laformation de l’échantillon de glace est basse.

Moyennes mensuelles et annuelle du δ18O des eaux de précipitation

La relation delta isotopique-température est linéaire et la droite permet de déterminer latempérature à partir de la connaissances du delta isotopique actuel (principe del’actualisme)

Variation du δ 18O de l'eau des précipitations (neige, pluie) en fonction de la température locale

La connaissance de ce delta des glaces a permis d’établir que des cycles climatiques se sontsuccédés depuis quelques milliers d’années, chaque cycle durant approximativement 100 000ans.

Un cycle climatique comprend une phase de refroidissement lente et irrégulière qui peutdurer environ 90 000 ans (dite période glaciaire) et une période de réchauffement rapide quipeut durer environ 10 000 ans (dite interglaciaire).

L’analyse précise montre 4 périodicités : un cycle de 100 000 ans qui rythme les maximaglaciaires entre lesquels s’insèrent des périodes de 43 000 ; 24 000 et 19 000 ans.

Les 5 cycles glaciaires-interglaciaires depuis 450 000 ans

Les résultats observés au niveau des deux pôles sont comparables, ce qui sembleconfirmer que ces changements climatiques sont globaux.

La courbe du δ18O mesurée dans une carotte de glace du Groenland (GRIP) et du δ2H ou δDdans la carotte de Vostok en Antarctique. (Le δD fonctionne de la même façon que le δ18O.)

Le δ18O des foraminifères benthiques peut être interprété comme une indication du volume desglaces

Le δ18O des foraminifères ne renseigne pas sur la valeur absolue de la température commepeut le faire le δ18O des glaces.

Les foraminifères utilisent l’oxygène présent dans l’eau environnante dans la formation de leurtest carbonaté. Ainsi, le δ18O des foraminifères dépend donc d’une part du rapport oxygène 18-oxygène 16 de l’océan ainsi que de la température de ce même océan.

Pour s’affranchir de la température de l’océan, on utilise les foraminifères dits benthiques(c’est-à-dire « qui vivent sur le fond ») : la température y est constante et le δ18O de cesforaminifères benthiques ne dépend donc que du δ18O des océans.

Regardons à nouveau la figure ci-contre. Lorsqu’un nuage se forme, ilprélève préférentiellement du 16O parrapport au 18O.

Ainsi, lorsque le nuage se forme, laquantité d’oxygène 18 dans l’océanaugmente et donc son δ18O aussi.

Foraminifères benthiques

Exemples de tests calcaires 1 à 3 : genre Neoflabellina ; 17 & 18 genre Epistominella

(tailles 0,3 à 0,6 mm).

Maintenant, regardons attentivement la figure ci-dessous.

En période froide, il y a peu d’évaporation. Donc, l’essentiel de l’oxygène 18 reste dansl’océan. Donc le δ18O de l’océan augmente. Donc, celui des foraminifères benthiquesaugmente aussi.

Au contraire, en période chaude, il y a beaucoup d’évaporation. Il y a donc un fortprélèvement par les nuages de 18O. Donc le δ18O de l’océan diminue. Donc le δ18O desforaminifères benthiques diminue aussi.

Ainsi, le δ18O des foraminifères benthiques augmente lorsque la température diminue et le δ18Odes foraminifères benthiques diminue lorsque la température augmente.

Pour autant, la valeur du δ18O ne donne pas de température. Il nous dit simplement si on étaiten période plus chaude ou plus froide.

Le δ18O des foraminifères est en fait un indicateur de la quantité de glace présente aux pôles : sila période est froide, alors il y a beaucoup de glace aux pôles et donc l’essentiel de l’oxygène 16est stocké dans la calotte de glace des pôles. Consécutivement, l’essentiel de l’oxygène 18 estprésent dans les océans : le δ18O des océans est élevé, celui des foraminifères benthiquesaussi.

Que retenir de tout ça?

Le δ18O est une mesure de la quantité d’oxygène 18 par rapport à la quantité d’oxygène 16.

Il existe un fractionnement isotopique entre l’oxygène 16 et l’oxygène 18 car ils n’ont pas lamême masse.

Le fractionnement isotopique entre oxygène 16 e oxygène 18 est fonction de la température.

Le δ18O des glaces renseigne sur la température qu’il fait aux pôles : lorsque la température augmente, le δ18O augmente.

Le δ18O des foraminifères benthiques renseignent sur la quantité de glace stockée aux pôles :lorsque le δ18O augmente, cela signifie qu’il y a plus de glace aux pôles (car elle stockel’isotope léger) et donc qu’il fait plus froid.

Evolution des paramètres climatiques enregistrés dans la carotte de Vostok (d’après Petit et al., 1999)

a) rapport isotopique de la glace. L’amplitude des variations de D correspond à un changementde température d’environ 10°C.

b) CO2 et c) CH4, gaz à effet de serre

d) δ18O de l’air piégé

e) Evolution du volume de glace ou niveau marin. Les stades isotopiques indiquéscorrespondent à des climats interglaciaires pour lesquelles une numérotation impaire esttoujours utilisée

f et g) Aérosols marins (Na) et terrigènes

Le profil réalisé sur les 3 350 m de la carotte de Vostok couvre maintenant environ 400 000 ans,soit 4 cycles climatiques complets.

La reconstruction des gaz à effet de serre, CO2 et CH4, montre une remarquable corrélation entreles variations de ces gaz et la température antarctique (r2 = .71 et .73 pour le CO2 et le CH4

respectivement). Les valeurs minimales (180 ppmv et 330-350 ppbv) sont obtenues durant lesmaximums glaciaires tandis que les maximums (jusqu’à environ 300 ppmv et 770 ppbv) le sonten début de périodes interglaciaires, périodes marquées aussi par un pic significatif detempérature. Les concentrations les plus élevées en CO2 comme en CH4 sont rencontrées durantle stade 9.3, il y a 330 000 ans, période plus chaude que l’holocène. Durant cette période, lesteneurs de ces deux gaz (300 ppmv et 770 ppbv) sont plus élevées que le niveau préindustriel(280 ppmv et 750 ppbv) mais restent néanmoins très inférieures aux teneurs actuelles généréespar l'activité humaine (360 ppmv et 1700 ppbv).

Concernant les relations de phases entre ces gaz et la température antarctique durant lesentrées en glaciation, alors que le CH4 décroît en phase avec la température, le CO2 estgénéralement en retard de plusieurs milliers d’années par rapport à cette température.

Par contre, durant chaque terminaison ces deux gaz commencent à augmenter en même tempsque la température antarctique, mais alors que l’augmentation de CO2 est régulière, celle du CH4

se produit en deux temps, durant la deuxième partie du réchauffement le CH4 augmentantbeaucoup plus rapidement que durant la première. Ce changement de rythme se produit enmême temps que le début du changement de la teneur en 18O de l’air contenu dans la glaceainsi qu’à la fin de la diminution des poussières.

Arguments en faveur de la théorie astronomique.

L'influence astronomique sur le climat n'est plus aujourd'hui contestable. On peut l'admettregrâce à deux arguments principaux :

La datation des forages océaniques par corrélation avec le signal de précession climatique estcompatible à 5 à 10 000 ans près avec les principales méthodes de datation isotopiques(datation d'un évènement à une profondeur donnée).

L'hypothèse de Milankovitch repose sur les calculs des variations de paramètres astronomiqueset propose une corrélation entre le développement des calottes glaciaires et l'insolation d'étéaux hautes latitudes nord. L'idée est que la fonte des glaces en été détermine le bilan annueld'accumulation des calottes. On utilise donc couramment l'insolation du 21 juin à 65°N pourétablir les corrélation et ainsi dater.

Une première méthode de datation, la plus simple, consiste à corréler pic-à-pic signal isotopiqueet insolation. Mathématiquement, il est plus précis de corréler les variations les plus rapides(tangente proche de la verticale), et en pratique la corrélation utilise les déglaciations (voirfigure ci-dessous datation indiquée 'selon déglaciations').

Une deuxième méthode, plus complexe, consiste à supposer que les trois périodes vers 20 000,40 000 et 100 000 ans existent dans le signal isotopique. Par modification successives de ladatation, on 'maximise' la présence de ces trois périodes dans le signal à dater (cf. figure ci-dessous, datation indiquée 'selon périodicité'). C'est une technique mathématiquement lourde(par transformées de Fourier),mais très utilisée pour dater des séries sédimentaires longues (parle groupe SPECMAP notamment).

L'analyse spectrale des séries sédimentaires (SPECMAP) montre des périodicités à :

100 000 ans41 000 ans23 000 ans19 000 ans.

Alors que la périodicité à 23 000 ans est imposée par la technique de datation par corrélationastronomique du signal de précession, les autres périodicités sont remarquablement prévues parla théorie astronomique.

100 000 ans

100 000 ans 100 000 ans 100 000 ans 100 000 ans

43 000 ans

43 000 ans

24 000 ans

Causes possibles des cycles climatiques Les changements des paramètres orbitaux au cours du temps entraînent des variations

périodiques de l’insolation reçue par la Terre qui sont à l’origine de l’alternance des phasesglaciaires et interglaciaires durant les 700 000 dernières années.

Les paramètres orbitaux varient avecune périodicité différente : 100 000ans pour l’excentricité (une excentriciténulle correspond à une périodeglaciaire, une excentricité maximale àune période interglaciaire, carmarquée par des saisons pluscontrastées), 41 000 ans pourl’obliquité et 23 000 ans pour laprécession des équinoxes.

Si l’insolation reçue par la Terrediminue, la neige tombée en hiver auniveau des hautes latitudes del’hémisphère Nord, ne fond pluscomplètement l’été et commence às’accumuler : c’est le début d’unepériode glaciaire.

Rétroactions positives

Le refroidissement d’origine astronomique entraîne une extension des glaces continentaleset par suite une augmentation de l’albédo ; la planète réfléchit davantage le rayonnementsolaire, en absorbe moins, ce qui amplifie le refroidissement. Le réchauffement a des effetsinverses.

Le refroidissement d’origine astronomique entraîne un refroidissement des eaux de surfaceocéaniques et par suite une baisse de la teneur en CO2 de l’atmosphère (plus grandesolubilité dans l’eau froide) d’où une baisse de l’effet de serre qui amplifie le refroidissement.Le réchauffement a des effets inverses.

En conclusion, les changementsclimatiques des 700 000 dernièresannées sont initiés par les variationsde l’insolation dues aux paramètresorbitaux et amplifiés par l’albédo etl’effet de serre.

Entrée en période glaciaire : Paramètres astronomiques

Diminution de la température

Augmentation de la solubilité du CO2

Les océans absorbent du CO2

Le taux de CO2 atmosphérique baisse

L’effet de serre diminue

Extension des glaciers

Augmentation de l’albédo terrestre global

Diminution de l’énergie absorbée par la surface

Sortie de période glaciaire : Paramètres astronomiques

Augmentation de la température

Diminution de la solubilité du CO2

Les océans rejettent du CO2

Le taux de CO2 atmosphérique augmente

L’effet de serre augmente

Recul des glaciers

Diminution de l’albédo terrestre global

Augmentation de l’énergie absorbée par la surface

En période glaciaire, la T° est basse (o) parce que l’énergie solaire incidente est faible (1) etque l’albédo est fort (2) ; la teneur en CO2 légèrement plus faible et le T° moyenne peuélevée ne permettent qu’un faible développement de la biomasse continentale et marinequi fixe peu de CO2 (3) et (4), ce qui conduit à une augmentation relative de la teneur enCO2 de l’atmosphère (5) ; cette augmentation est responsable d’une augmentation de l’effetde serre (6) qui modère alors la baisse de T° de cette période glaciaire (7)

En période interglaciaire, la T° est élevée (0) car l’énergie solaire incidente est élevée (1) etl’albédo est faible (2) ; la teneur en CO2 élevée associée à une forte T° favorise un fortdéveloppement de la biomasse marine et continentale qui fixe le CO2 (3) et (4), ce quiconduit à une diminution relative de la teneur en CO2 de l’atmosphère (5) ; cette baisse estresponsable d’une diminution de l’effet de serre (6) qui modère alors la T° de cette périodeinterglaciaire (7)

Rétroactions négatives ?

Exemple du Carbonifère

Diminution de la température

Photosynthèse

Le taux de CO2 atmosphérique baisse

L’effet de serre diminue

Orogénèse hercynienne Végétation florissante

Erosion

Exemple du Crétacé

Augmentation de la température

Le taux de CO2 atmosphérique augmente

L’effet de serre augmente

Forte activité des dorsales

Émission de CO2

Effets du Soleil sur le climatRappel : constante solaire

La puissance de la radiation solaire est de 63 MegaWatts/m2 à la surface du Soleil. Cettepuissance se distribue de manière isotrope dans l’espace, et la puissance reçue diminue doncde manière inversement proportionnelle au carré de la distance au Soleil.

Au niveau de l’orbite terrestre, la puissance moyenne reçue du Soleil (constante solaire)correspond à 1 368 W/m2 au sommet de l'atmosphère.

Cette valeur est modulée annuellement par la variation de la distance Terre-Soleil (orbiteterrestre elliptique). La valeur maximale de la radiation solaire est d'environ 1 415 W/m² ausolstice d'hiver soit en janvier et la valeur minimale de 1 326 W/m² au solstice d'été soit enjuin.

Toutes les latitudes terrestres ne reçoivent pas la même puissance, on a vu que, en moyenneglobale, la puissance reçue à la surface de l’atmosphère est de 1 368/4 W/m2, soit 342 W/m2.

Cette valeur est bien sûr modifiée sur des échelles de temps très longues en raison des petitesvariations de mouvement de la Terre autour du Soleil discutées précédemment, ce qui peutrendre compte des évolutions du passé du climat (paléoclimats) mais cette valeur varieégalement sur une échelle de temps beaucoup plus courte en fonction de l’activité solaire etcette variation pourrait expliquer les évolutions climatiques observées actuellement.

La manifestation la plus évidente de ces variationsd’activité consiste en l’apparition, l’évolution et ladisparition de taches noires, à la surface du Soleil, appeléestaches solaires.

Il y a deux mille ans, les astronomes grecs (par exempleThéophraste d'Athènes) et chinois parlaient déjà dans leursécrits de taches sombres sur le soleil dont la forme etl'emplacement changeaient. En avril 1612, Galilée fut lepremier à les observer en détail à l'aide d'une lunetteastronomique.

Ces taches sont des zones qui apparaissent plus sombres car la température est plus basse quedans la photosphère environnante, 4 200 K au lieu de 5 800 K en moyenne ; c'est principalementcette baisse de température de la tache relativement à son environnement qui la rend visible,l'émission de la tache étant de ce fait moins intense (l'émission d'une région de température Test proportionnelle à T4).

Les taches sont dues à une augmentation locale du champ magnétique et elles sont d'une taillequi peut dépasser le diamètre de la Terre. Elles sont souvent le lieu d'explosions gigantesquesappelées éruptions solaires.

Activité solaire : les cycles solaires

Le Soleil connaît des variations cycliques de son d'activité, qui sont plus ou moins importantes.

En fait, la photosphère se couvre de façon cyclique de taches solaires. Le nombre de cesdernières augmente suivant l'importance de l'activité. Les premières taches d'un cycle d'activitéapparaissent à des latitudes élevées, puis leur latitude d'apparition décroît au cours du cycle.

Un cycle solaire est une période pendant laquelle l'activité du Soleil varie en reproduisant lesmêmes phénomènes que pendant la période de même durée précédente.

L’existence d’un cycle de 11 ans a été déterminée pour la première fois par l'astronome amateurallemand Heinrich Schwabe vers 1843 (cycle de Schwabe).

Dans l'absolu, l'activité solaire est réglée par un cycle d'une période moyenne de 11,2 ans d'un maximum au suivant mais la période peut varier entre 9,5 et 12,5 ans. L'amplitude des maxima peut aller du simple au triple.

Les cycles de Schwabe sont numérotés à partir du maximum de 1761 :

Le cycle 23 a commencé en mai 1996 et le début du cycle 24 a été détecté par les scientifiquesen janvier 2008. Mais les premières taches se sont estompées et le soleil est resté très calme.Jusqu’en juin 2009, on a dénombré 640 jours sans tache depuis le début de ce minimum (485jours pour un minimum typique).

L'année 2008 a été caractéristique d'un minimum solaire : 266 jours sans aucune tache (73 %).D'après les relevés de la NASA, le premier trimestre 2009 est encore plus marqué avec 78 jourssans aucune tache (87 %). Le maximum du cycle 24 est maintenant prévu par la NASA pour mai2013, le nombre de taches prévu est 90.(mise à jour du consensus par la NASA le 8 mai 2009)

« Le Cycle Solaire 24 sera à son maximum en Mai 2013 avec une moyenne inférieure de nombrede taches solaires.[...] Si nos prévisions sont exactes, le cycle solaire 24 aura un pic de tachessolaires de 90, le cycle le plus bas depuis 1928, quand le cycle solaire 16 a atteint un sommet de78. »

« Au 20° siècle, le Soleil a accru son émission d'énergie au maximum, après quoi l'activité solairecommencera à baisser. A partir de 2010-2012, il faut s'attendre à une baisse de la températureannuelle moyenne de la surface de la Terre qui se perpétuera pour atteindre un refroidissementglobal vers 2055-2060. »

Les cycles à venir annoncent un refroidissement du climat

Un cycle solaire complet observé par le satellite d’observation du Soleil SOHO, qui a fêté son12ème anniversaire de lancement le 7 décembre 2007. On y voit l'intensité de l'activité solairereprésentée par les taches blanches.

Les statistiques sur les taches solaires existent en Europe à partir du début du XVIIème siècle, sansqu'il soit aisé de déterminer la fiabilité des observations les plus anciennes. Les données sontconsidérées comme réellement statistiquement fiables uniquement à partir de 1850.

La mention de la disparition quasi-complète des taches solaires sur la période 1645-1715 estgénéralement attribuée à Edward Maunder (1890), et porte de ce fait le nom de minimum deMaunder, bien qu'en réalité ce minimum ait été découvert trois ans plus tôt par Gustav Spörer,cité d'ailleurs par Maunder. Les statistiques des taches solaires révèlent aussi un autre minimumdans leur nombre, allant de 1800 à 1835 et appelé minimum de Dalton.

Le cycle solaire est dû à la variation du champ magnétique interne du Soleil.Il passe par un maximum solaire, pendant lequel les taches, les éjections de matière coronaleet les éruptions sont les plus fréquentes, pour aller vers un minimum solaire, où toutes cesactivités sont au plus bas.

Les taches apparaissent souvent en groupe, et sont souvent accompagnées d'autres taches depolarité magnétique opposée (groupe de taches bipolaire).

Au début du cycle solaire, les taches apparaissent de préférence à haute latitude dans les deuxhémisphères (vers 40 o) ; de plus, les premières taches d'un groupe sont en général de mêmepolarité.

Plus tard dans le cycle, les taches vont se rapprocher de l'équateur jusqu'au début du cyclesuivant ; à ce moment-là, la polarité des taches change.

L'observation des taches solaires est facile et permet de constater la rotation du soleil sur lui-même en 27 jours.

En étudiant les mouvements de ces taches solaires, les astronomes concluent que l'axeéquatorial du Soleil tourne plus vite que ses pôles.

Le cycle solaire a un effet important sur l'état de l'ionosphère car il modifie les conditions depropagation des ondes radio. Il modifie aussi le réchauffement de l'atmosphère terrestre.

Ce diagramme, dit de Maunder, représente la latitude des taches au cours du temps. En raisonde l'allure qu'il prend, ce diagramme est encore appelé diagramme en ailes de papillon. Onconstate qu'au fil du cycle undécennal les groupes de taches apparaissent de plus en plus prèsde l'équateur solaire, jusqu'à une transition brutale (correspondant au renversement de lapolarité du champ magnétique solaire, renversement qui marque la fin d'un cycle et le début dusuivant).

Le nombre de Wolf ou Sunspot Number (SSN)

En 1849, l'astronome suisse Rudolf Wolf établit une méthode de calcul de l'activité solaire baséesur le nombre de taches.

La formule suivante permet d'estimer l'activité solaire R (nombre de Wolf) en fonction dunombre (t) de taches, du nombre (g) de groupes de taches et d'un coefficient k corrigeant lerésultat en fonction des moyens d'observation (observateur, instrument...).

R=k(t+10g)

Le nombre de Wolf maximum du cycle 19 a atteint 190 tandis que le cycle 14 n'a pas dépassé70.

Pour rendre compte des variations à moyen terme del'activité solaire on représente généralement cesvariations par une courbe lissée. Cette représentationne montre pas l'amplitude des variations autour de lamoyenne.

Le graphe ci-contre superpose la tendance à moyenterme en 2000/2001 et les variations mensuelles pourla même époque.

Le SSN officiel est déterminé par le SIDC (SunspotIndex Data Center) à Bruxelles.

Malgré son imprécision, le nombre de Wolf a l'intérêtd'exister depuis 250 ans tandis que l'observationscientifique avec des moyens modernes comme lamesure du flux solaire n'a que quelques cycles dansses bases de données.

Activité solaire, rayons cosmiques et carbone 14

L'intensité de l'activité solaire est donc liée au nombre de taches, et donc au nombre de Wolf, etl'énergie qui nous vient du soleil fluctue légèrement en fonction du nombre de tâches solairesprésentes sur le Soleil.

Notre planète est bombardée de particules cosmiques de haute énergie (des noyaux d'atomes)venant des autres étoiles et des supernovas. Ce sont des rayons cosmiques.

La magnétosphère terrestre dévie la plupart des rayons cosmiques mais certains arrivent dansl'atmosphère et y provoquent des réactions.

À l'équateur magnétique les particules de faible énergie sont renvoyées de nouveau versl'espace par le champ magnétique terrestre mais aux pôles magnétiques les particules de toutesénergies peuvent suivre les lignes du champ vers le bas et descendre jusqu'au dessus del'atmosphère.

Dans la haute atmosphère, les protons durayonnement cosmique entrent en collision avecles molécules de l'air

Les neutrons créés par ces chocs interagissent avec l'azotede l'air pour produire des atomes de carbone 14. Dès saproduction, le carbone 14 est intégré au gaz carbonique etdonc au circuit de l'air et de l'eau. Dans le milieu naturel, ily a mille milliards de fois plus d'atomes de carbone stableque de carbone 14.

Le physicien Scott E. Forbush a remarqué en 1937 que les éruptions solaires atténuaient le fluxdes rayons cosmiques. C'est ce qui a été prouvé par la sonde Pioneer 5 en 1960 et qui s'appellel'effet Forbush.

Donc lorsque l'activité solaire est au maximum, la Terre reçoit moins de rayons cosmiques et lorsdu minimum de l'activité solaire elle en reçoit plus.

Après une forte activité solaire, aprèsl'émergence d'une protubérance éruptiveou d'une éruption chromosphérique,contrairement à l'intuition on observe unedécroissance des doses de rayonnementcosmique connu sous le nom d'effetForbush.

La décroissance dure jusqu'à 24 heures etla remontée se fait en quelques jourscomme on le voit sur le graphiqueprésenté ci-contre.

Quand une région solaire active explose et forme une éjection de masse coronale (CME), elleéjecte dans l'espace d'immenses nuages de gaz chauds ; ces masses emportent non seulementdu gaz mais également des lignes de champs magnétiques. Par nature, ces champs dévient lesparticules chargées. Lorsqu'une CME se dirige vers la Terre et rencontre des particules chargéesprovenant des rayons cosmiques, grâce aux effets déflecteur du champ magnétique, cesparticules sont déviées et n'atteignent temporairement plus la Terre.

Les variations de cette activité signifient des variations de l'intensité du vent solaire, ce jet departicules chargées en provenance de notre étoile parcourant le Système solaire.

Lorsque l’activité solaire est forte, le vent solaire est fort, il est plus difficile pour les particuleschargées de l'espace lointain de pénétrer l'atmosphère terrestre.

Plus le Soleil est actif plus le vent solaire empêche ces rayons cosmiques d'entrer dansl'atmosphère.

Lors du maximum de l'activité solaire du cycle de Schwabe le vent solaire empêche cesparticules d'arriver sur Terre alors que pendant le minimum de l'activité solaire (en particulierlors des grands minima, comme le minimum de Maunder) le vent solaire est moins importantdonc l'atmosphère terrestre reçoit plus de rayons cosmiques. La variation de la quantité derayons cosmiques reçue par notre planète est approximativement de 20% entre le maximum etminimum de l'activité solaire.

Comme l’un des effets des rayons cosmiques est la formation de carbone 14, plus le Soleil estactif, moins de C14 se forme.

Ce schéma représente le nombre mensuel de taches solaires entre 1950 et 2000 (ligne enpointillés) et l'intensité du rayonnement cosmique (ligne solide).

Notez l'anti-corrélation entre l'intensité du rayonnement cosmique et l'activité solaire.

Action des rayons cosmiques sur le climat

Trois chercheurs danois (Knud Lassen, Eigil Friis-Christensen et Henrik Svensmark) pensent avoirexpliqué comment le climat est influencé par les variations d’activité du Soleil, via les rayonscosmiques.

A partir des données de 1984 à 1990 de trois satellites ils ont conclu que la variation des rayonscosmiques entrant dans l'atmosphère était la même que celle de la nébulosité.

Les nuages qui se forment à basse altitude sont relativement chauds et composés de finesgouttelettes d'eau. Ils refroidiraient la planète par réflexion de la lumière solaire vers l'espace.

Mais les nuages qui se créent en haute altitude, sont plus froids comme ils sont composés departicules de glace et ont la possibilité de réchauffer la terre en piégeant la chaleur.

D'après les données satellitaires depuis 1980, Henrik Svensmark etN.D. Marsh ont conclu que c'est surtout les nuages les plus bas(moins de 3 km d'altitude) qui varient le plus suivant l'intensité durayonnement cosmique.

Au niveau de l'atmosphère, ces rayons cosmiques entrent en collision avec les moléculesprésentent dans l'air et produisent des ions, lesquels facilitent la formation de gouttelettes etdonc de nuages.Ainsi, dans les périodes de forte activité solaire, le ciel est moins nuageux car le vent solairediminue la formation d'ions.

Ces trois schémas nous montrent la variation enpourcentage de la couverture nuageuse de hautealtitude (au-dessus de 8 km d'altitude), moyennealtitude (3 à 8 km), et basse altitude (en dessous de 3kms) de 1983 à 1994 (lignes minces).

Sur chaque graphique on a le nombre de neutronsenregistré soit l'inverse de la variation de l'activitésolaire (lignes épaisses), représentant le flux de rayonscosmiques qui sont entrés dans l'atmosphère.

Le changement de la basse couverture nuageuse suit leflux des rayons cosmiques qui varientsuivant le cycle solaire de 11 ans.

Voici la même comparaison entre l'intensité des rayons cosmiques(courbe rouge) et de la courbe du taux de couverture nuageuse àbasse altitude (courbe bleue) mais cette fois ci de 1980 à 2005.

En noir, le niveau naturel du lac Victoria. En rouge, la courbe qui donne le nombre de tachessolaires (autrement dit le nombre d'éruptions solaires) pendant la même période. Le moins quel'on puisse dire, c'est que cette corrélation ne peut être le fruit du hasard.

Corrélation entre le flux (d'eau) d'un des plusgrands fleuves du monde et l'activité solaire de1920 à 2000.

Il s'agit du fleuve Parana qui se trouve dans lapartie Sud-Est de l'Amérique du Sud.

Sur le graphe ci-contre :la courbe en traits pleins noirs représente le fluxdu fleuve Parana.la courbe en tiretés représente le nombre detaches solaires.la courbe en pointillés représente la courbe de laTSI (Total solar irradiance qui, comme on le sait, estassez proche de celle des taches solaires)

Les unités en ordonnées sont évidemmentarbitraires.

Variations de longues périodes de l’activité solaire

La reconstitution des variations de l'activité solaire est rendue possible par l'analyse de lacomposition isotopique du carbone des cernes annuels d'arbres.

Des cycles de onze ans apparaissent nettement.

Des périodicités plus longues de 200-300 ans peuvent également être observées.

Activité solaire depuis l'an 900, mesurée par la variation de quantité de carbone 14 parrapport à l'actuel, dans le bois (plus il y avait d'activité solaire et moins il y avait de carbone14 produit dans l'atmosphère et le bois de l'époque, car les vents solaires dévient les rayonscosmiques qui produisent le carbone 14).

Cycles de Gleissberg et de Suess

Cycle de Gleissberg

Gleissberg a montré en 1958 que la variation de la longueur du cycle de Schwabe (ou du nombrede Wolf maximal) était systématique et qu'elle évoluait avec une période comprise entre 80 et 90ans (cycle de Gleissberg).

Ce cycle a des effets sur l'amplitude du cycle solaire de Schwabe de 11 ans.

Toutefois, les cycles undécennaux étant seulement identifiés sur une période de trois siècles àl'aide des taches solaires, l'extraction précise de cette période présente quelques difficultés.

C'est pourquoi d'autres données sont utilisées (carbone 14) pour mettre en évidence le cycle deGleissberg. Cette période a aussi été trouvée dans la variation séculaire du diamètre solaire.

Ce cycle aurait aussi une influence sur les amplitudes de l’ENSO (El Nino Southern Oscillation) etdu PDO (Pacific Decadal Oscillation).

L'évaluation des époques des minimums et des maximums par Gleissberg a été basée sur desdonnées de l'activité des aurores de Schove (1955). Le maximum de Gleissberg autour de 1984est le premier dans une longue séquence des maximums liés aux phases zéro dans le cycle 166ans. Suivant Gleissberg les maximums devraient se produire autour 2069, 2159, et 2235.

Oscillations du Soleil

Le Soleil à une oscillation du diamètre d'amplitude de 0,5 seconde d'arc avec une périoded'environ 900 jours soit 27 mois de même phase.

Mais suivant l'activité solaire cette oscillation est plus ou moins importante.

Lorsque l'activité du Soleil est au maximum l'oscillation de son diamètre est moins importanteque si l'activité solaire est au minimum. Ce qui fait que la variation du diamètre du Soleil varieà l'opposé de la variation de l'activité solaire comme le montre le schéma ci-dessous.

Variation du diamètre solaire et del'activité solaire de 1978 à 1998.

L'activité solaire est représenté par lenombre des taches solaires (enrouge).

La variation du demi-diamètre duSoleil en seconde d'arc est représentépar les cercles en bleu.

L'oscillation du diamètre présente uneanticorrélation avec le cycle de 11ans.

Le phénomène Enso, intervenant tous les 2 à 7 ans pour durer pendant 6 à 18 mois environ,consiste en une variation de la température de la surface de l'eau, dans l'Océan Pacifique.

Ce changement n'est néanmoins pas uniforme et consiste en deux phases opposées :

El Niño, où les eaux tropicales se réchauffent et celles des latitudes plus hautes serefroidissent ;La Niña, où l'on observe un refroidissement des eaux tropicales et un réchauffement des eauxdes latitudes supérieures.

Phénomène ENSO

Phénomène PDO

La PDO (Pacific Decadal Oscillation) consiste en une autre variation de la température de lasurface de l’Océan Pacifique, qui coexiste avec l’ENSO.

Sa phase positive est comparable à El Niño et sa phase négative à La Niña.

Cependant, ce phénomène diffère avec le précédent par sa longévité qui est beaucoup plusimportante, de 20 à 30 ans.

Cette différence de cycle fait que les deux phénomènes peuvent soit s’associer pour voir leurseffets amplifiés, soit s’annuler.

Cycle de Suess

Les données de concentration en carbone 14 indiquent aussi une périodicité d'environ 150 - 200ans.

Les dates des minimums de Oort, Wolf, Spörer, Maunder et Dalton, présentées dans le tableauci-dessus, suggèrent une périodicité de l'ordre de un à deux siècles environs. Elle conduit à unevariabilité de l'amplitude du cycle de Schwabe, par exemple lorsque l'on compare le cycle de1715 avec celui de 1958.

Notons sur ces graphiques une bonne corrélation entre la valeur de la constante solaire etles températures relevées ; les gaz à effet de serre ne seraient pas les seuls responsables duréchauffement ?

La courbe rouge représente l'évolution de la température suivant la moyennede 1960-1990 et la courbe bleue la constante solaire de 843 à 1980

Longueur des cycles et température du globe

« La température du globe a t-elle une relation quelconque avec la durée des cycles d'éruptions solaires ? »

Friis-Christensen et Lassen (1991, 1994) ont montré que la longueur des cycles était corréléeavec l'anomalie (relative à l'intervalle 1951-1980) de température terrestre (au sol) del'hémisphère Nord (figure) qui semble être l'indicateur de température globale le plus fiable carc'est le plus grand ensemble de mesures systématiques disponibles.

Une relation entre la durée du cycle de Schwabe et la température à la surface depuis 1860 a ététrouvée.

Plus les cycles sont longs moins l'activité du Soleil est importante et donc la constante solaire estmoins importante. Ce qui diminue la température de la Terre.

L'échelle de droite est graduée en durée des cycles solaires magnétiques. La moyenne de cescycles tourne autour de 22 ans qui est la durée classique des cycles de Hale. Cette durée estégale au double de celle des cycles bien connus de Schwabe qui, elle, est de 11 ans environ. Celatient au fait que le soleil renverse sa polarité magnétique lors du passage d'un cycle solaire ausuivant (voir, par exemple, ici) et que la polarité magnétique du soleil (et de la Terre) joue unrôle important, comme nous le verrons plus bas.

Corrélation entre l’anomalie de température terrestre de l’hémisphère Nord et la longueurdes cycles solaires

De fait, il ne s'agit pas, cette fois-ci, de corréler une seule montée de température avec uneseule montée de concentration de CO2 comme l'ont fait les tenants de l'effet de serre, maisbien, plusieurs montées et descentes de température avec plusieurs augmentations etdiminutions de la durée des cycles solaires en fonction du temps.

Le test est beaucoup plus discriminant puisque la température à beaucoup varié en montées eten descentes durant cette période. Disons pour l'instant et pour rester prudent (corrélationn'est pas raison !) que la coïncidence entre les températures et la durée des cycles solaire estimpressionnante et n'est sans doute pas le fait du hasard.

Une autre étude de Jan Veizer (professeur de géochimie à Ottawa, Canada), cette fois,concerne des périodes très reculées de l'histoire. Lors de forages profonds, la proportiond'isotopes (Be10, Chlore36 et Carbone14) trouvés dans les carottes donnent une bonneindication de l'irradiation de la planète par les rayons cosmiques de haute énergie. D'autrepart, la proportion des isotopes O16-O18 et la variation des faunes fossiles permettentd'estimer la température.

A voir l'excellente concordance(anticorrélation) des variations de letempérature terrestre avec l'irradiationionisante.

Histoire climatique de la TerreLes 4 premiers milliards d’annéesLa Terre s’est formée il y a près de 4,6 milliards d’années. Les plus vieilles roches sédimentaires(et les premières traces d’eau liquide) sont datées de 3,7 Ga BP, mais les 90 premiers pour centde l’information climatique sont très incomplets. Pour la plupart des informations , nous n’avonsà notre disposition que des modèles qui suggèrent une évolution complexe du Soleil, del’atmosphère, de la lithosphère, des océans et de la végétation.

Il semble que la Terre n’aie pas connu de glaciation au cours de la première moitié de sonexistence. Pourtant, la luminosité du Soleil (mesurée par la constante solaire) n’atteignait àl’Archéen que 75% environ de sa valeur actuelle, et les modèles climatiques montrent que touteréduction de 5 à 10% du rayonnement solaire devraient conduire à une Terre complètementglacée. Pour expliquer ce paradoxe, on peut invoquer un effet de serre important dû au CO2 et àla vapeur d’eau. Le CO2 proviendrait du dégazage de la croûte terrestre et de l’absence deprocessus (appelés puits) qui aident à diminuer la concentration atmosphérique en CO2,lesquels sont liés soit à la précipitation du carbonate de calcium inorganique à partir des silicatesà une époque pré-biotique, soit à un contrôle biologique (les premiers fossiles datent de 3,5 GaBP).

La première glaciation connue (dite Huronienne) date de 2,3 Ga BP et semble coïncider avecl’expansion des stromatolithes, dont l’origine dépendrait de la présence de bactéries ou alguesbleues, organismes de photosynthèse qui pourraient indiquer une décroissance dans laconcentration en CO2 dans l’atmosphère. Les « preuves » de ces glaciations anciennes sontfournies par l’existence de tillites, d’anciens dépôts glaciaires indurés et de roches striées. Ellesont été retrouvées en divers endroits sur la Terre (Amérique du Nord, Afrique du Sud, Australie).Malheureusement, l’étendue des glaciers est extrêmement difficile à estimer et les datationsdonnent une fourchette d’incertitude allant de 2,5 à 2 Ga BP. Il est donc vraisemblable que cetévénement représente un ensemble d’Ages glaciaires différents, qui pourraient être dus à latectonique des plaques, à l’activité volcanique, à un affaiblissement de l’effet de serre sous unSoleil encore faible ou à la rotation de la Galaxie et au passage du Système solaire à travers desrégions de l’espace où une densité accrue de poussières pourrait avoir diminué l’énergie solairereçue par la Terre.

On assiste ensuite à une période relativement chaude jusqu’en 0,9 Ga BP, encore que l’absencede toute glaciation puisse simplement être liée à l’érosion. Les premières évaporites datantd’environ 1,7 Ga BP indiquent un climat sec et chaud. Mais comme les sédiments carbonatésdeviennent abondants après 2 Ga BP, il est vraisemblable que la diminution de l’effet de serreliée à la diminution progressive de CO2 dans l’air a dû être compensée par l’augmentation de laluminosité solaire allant de 2 à 0,95 Ga BP.

La Terre entra alors dans une phase glaciaire Précambrienne qui dura de 0,9 à 0,6 Ga BP et quifut caractérisée par 3 glaciations différentes au moins (centrées en 940, 770 et 615 Ma BP).Celles-ci ont duré chacune 100 Ma environ. Tous les dépôts glaciaires pour lesquels desdonnées paléomagnétiques existent que la plupart de ces glaciations eurent lieu aux basseslatitudes. Leur caractère global, leur extension en latitude, leur localisation, leur nombre, leurdurée restent toutefois litigieux.

Les causes qui ont été invoquées généralement pour expliquer des glaciations sont : uneobliquité élevée de l’écliptique qui favoriserait les glaciations tropicales, une dérive rapide despôles, une baisse de C02 atmosphérique, des effets galactiques ou plus vraisemblablementune baisse dans l’émission du rayonnement solaire.

Du Cambrien à la fin du Permien (570 – 250 Ma BP)

La caractéristique générale du Paléozoïque fut un climat chaud interrompu par deuxglaciations vers 450 et 320-250 Ma BP. Toutes les glaciations du Paléozoïque indiquent uneposition polaire des parties englacées du supercontinent, appelé Gondwana, montrant parlà leur origine incontestablement liée à la tectonique des plaques. D’abondantes traces deglaciation ont ainsi été décelées en Amérique du Sud, en Afrique, en Inde, en Australie etdans l’Antarctique, alors qu’on n’en trouve aucune dans l’hémisphère nord, ces continentétant alors proches de l’équateur.

Le mésozoïque (250 – 65 Ma BP)

Après la glaciation du Permo-Carbonifère, la Terre entra dans une phase chaude, qui devaits’étendre sur tout le Mésozoïque (250-65 Ma BP). Le début de cette ère fut caractérisé par unclimat similaire à celui du Permien (frais et humide). Au Trias moyen (200 Ma BP) au moment dela soudure totale des continents en un bloc appelé Pangée, qui s’étendait sur toutes les latitudes,le climat devint extrêmement continental. Le climat a dû être considérablement plus chaud qu’àprésent, caractérisé par de plus faibles contrastes saisonniers et en latitudes. Il semble que latempérature des eaux profondes n’ait jamais été inférieure à 14°C, que les températures desrégions polaires aient varié entre 10 et 20 °C, alors que dans les régions équatoriales, ellesétaient de 25 à 30 °C. Un léger refroidissement s’est probablement produit au Trias supérieur ets’est prolongé tout au long du Jurassique.

Le Crétacé supérieur (100-65 Ma BP) est une des dernières époques pour laquelle il existe unesérie de preuves à l’échelle globale montrant un climat totalement dépourvu de glaces. Lescoraux s’étendaient jusque 30 °N et S. Les arbres à pain crurent jusqu’à 60 °N au Groenland et ontrouvait des palmiers en Alaska, déjà en position polaire. L’Océan arctique était libre de glace. Delarges parties de l’Europe occidentale, de l’Amérique du Nord et d’Afrique étaient envahies pardes mers épicontinentales peu profondes, ce qui suggère que le niveau des mers aurait été pljusélevé de 200 m qu’actuellement. La température moyenne du globe devait être de quelque 6 °Csupérieure à l’actuelle, avec un réchauffement particulièrement important aux hautes latitudes,et une précipitation globale au moins 20 % supérieure à l’actuelle.À partir du Turonien (90 Ma BP) on assiste à un refroidissement uniforme jusqu’au Maastrichtien(70 Ma BP) dont l’amplitude et l’uniformité restent toutefois sujettes à caution.

Le Tertiaire (65-3 Ma BP)

La fin du crétacé (65 Ma BP) montre un refroidissement bref mais prononcé, qui fut suivi enquelques millions d’années par l’extinction massives d’espèces océaniques et continentales.L’origine de cette extinction a fait couler beaucoup d’encre. Selon Alvarez et al., l’impact d’unastéroïde de 10 km de diamètre aurait pu projeter dans l’atmosphère une quantité suffisantede poussières pour expliquer ce désastre, mais des hypothèses terrestres ont aussi étéavancées.

Pendant toute la période de 100 à 20 Ma BP, la Pangée s’est transformée, induisant uneredistribution des masses continentales et une modification continuelle des bassinsocéaniques. Ces effets tectoniques (dérive et orogénèse) ont joué un rôle fondamental dans ladéfinition des climats qui vont se succéder.

Au début du Tertiaire, l’océan mondial est un océan chaud partout. Les températures des eauxde surface sont voisines de 23 °C aux basses latitudes et de 17°C près de l’antarctique. À plusde 1 000 mètres de profondeur, les températures sont encore de l’ordre de 13 à 15 °C. Grâce àun forage océanique réalisé par le navire foreur Glomar Challenger, on a pu reconstituer lesconditions qui ont régné pendant les soixante millions d’année de l’ère Tertiaire. Il est ainsiapparu que pendant presque toute cette période, l’hémisphère Nird est resté libre de glaces,même après le miocène moyen, lorsque le continent Antarctique a commencé à s’englacer. Deplus, les températures n’ont pas diminué de manière monotone : à la tendance générale aurefroidissement sont venus se rajouter des événements importants, qui ont eu desconséquences importantes sur l’environnement.