Année (astronomie)

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
Page d'aide sur l'homonymie Pour les articles homonymes, voir Année.

Une année est une unité de temps exprimant la durée entre deux occurrences d'un évènement lié à la révolution de la Terre autour du Soleil.

Il n'existe pas à proprement parler d'une définition unique de l'année, mais d'un ensemble de définitions conduisant à des durées proches suivant les phénomènes — astronomiques ou non — qui servent à la mesurer.

Année civilemodifier | modifier le code

Article détaillé : Année (calendrier).

Une année civile est l'intervalle de temps entre deux dates successives portant le même nom dans un calendrier.

Le calendrier grégorien a pour but de conserver l'équinoxe de mars le plus près possible du 21 mars. La longueur moyenne d'une année grégorienne est de : 365,242 5 jours.

Astronomiemodifier | modifier le code

Année juliennemodifier | modifier le code

Une année julienne est une unité de temps définie exactement comme : 365,25 jours (1 jour = 86 400 s).

Il s'agit de l'unité ordinaire utilisée dans divers contextes scientifiques. (Symbole « a » ; multiples : 1 ka = 1 000 a ; 1 Ma = 1 000 ka = 1 000 000 a ; 1 Ga = 1 000 Ma = 109 a).

Année sidéralemodifier | modifier le code

Article détaillé : année sidérale.

Une année sidérale est l'intervalle de temps pour que la Terre effectue une révolution complète de son orbite, mesurée dans un référentiel fixe ; c’est-à-dire qu'il s'agit du temps mis pour que, vu depuis la Terre, le Soleil retrouve la même position par rapport aux étoiles sur la sphère céleste.

Une année sidérale dure en moyenne (époque J2000.0) : 365,256 363 051 j (soit 365 j 6 h 9 min 9,767 6 s ou encore 1,000 017 421 08 a).

Année tropiquemodifier | modifier le code

Article détaillé : année tropique.

L'année tropique est « l'année des retours des saisons » et elle constitue la base des calendriers solaires.

Dans son acception contemporaine en science moderne, l'année tropique est définie comme l'intervalle de temps dans lequel la longitude moyenne du Soleil sur son orbite apparente, qu'est l'écliptique, croît de 360°.

Cette définition moderne tient compte du commencement de toutes les saisons et en donne sa valeur moyenne.

Jusqu'à une époque récente, on confondait généralement l'année tropique et « l'année vernale », c'est-à-dire l’intervalle de temps qui s’écoule entre deux passages successifs du Soleil à l’équinoxe vernal. Cette définition ancienne ne tenait donc pas compte du début du printemps septentrional uniquement. En réalité l'année vernale et l'année tropique sont bien différentes.

En l'an 2000, J2000.0, l'année tropique proprement dite, donc moyennée sur tous les points de l'écliptique, valait : 365,242 190 517 j (soit 365 j 5 h 48 min 45,260 6 s ou encore 0,999 978 618 801 a).
Elle diminue régulièrement, actuellement, d'environ 0,53 s par siècle.

Année anomalistiquemodifier | modifier le code

Une année anomalistique est l'intervalle de temps mis pour que la Terre effectue une révolution par rapport au périhélie de son orbite. L'orbite de la Terre étant elliptique, la Terre est au plus proche du Soleil à son périhélie (le 2 janvier en 2000) et au plus loin à son aphélie (le 2 juillet en 2000).

À cause de perturbations gravitationnelles des autres planètes, la forme et l'orientation de cette orbite n'est pas fixe et les apsides se décalent lentement dans un référentiel fixe, suivant un cycle d'environ 112 000 ans. L'année anomalistique est ainsi légèrement plus longue que les années sidérale et tropique.

L'année anomalistique dure en moyenne (époque J2000.0) : 365,259 635 864 j (soit 365 j 6 h 13 min 52,539 s ou encore 1,000 026 381 56 a).

Année draconitiquemodifier | modifier le code

Une année draconitique, aussi dénommée année écliptique, est le temps mis par le Soleil (observé depuis la Terre) pour effectuer une révolution par rapport au nœud ascendant lunaire (le point où l'orbite de la Lune coupe l'écliptique du sud au nord). Autrement dit, c'est l'intervalle de temps qui sépare deux passages consécutifs du Soleil par le nœud ascendant de l'orbite lunaire. L'orbite lunaire subissant une précession relativement rapide, cette année est considérablement différente des autres années astronomiques. Cette période est associée aux éclipses, qui se produisent lorsque le Soleil et la Lune sont proches de ces nœuds ; les éclipses se produisent donc dans un intervalle d'un mois (environ) : la « saison d'éclipses », toutes les demi-années draconitiques.

L'année draconitique dure en moyenne : 346,620 075 883 j (soit 346 j 14 h 52 min 54 s, époque J2000.0).

Année gaussiennemodifier | modifier le code

Une année gaussienne est l'année sidérale d'une planète hypothétique d'une masse négligeable par rapport à celle du Soleil, dont l'orbite ne serait pas perturbée par les autres planètes et qui serait gouvernée par la constante gravitationnelle de Gauss (dans le cadre de la troisième loi de Kepler).

L'année gaussienne est égale à : 365,256 898 3 j (soit 365 j 6 h 9 min 56 s).

Année besseliennemodifier | modifier le code

Une année besselienne est une année tropique qui débute lorsqu'un Soleil fictif atteint une longitude moyenne de 280 °.

Grande annéemodifier | modifier le code

Une grande année ou année platonique correspond à une révolution complète des équinoxes autour de l'écliptique. Sa durée est d'environ 25 700 ans, mais elle ne peut pas être déterminée précisément, la vitesse de précession étant variable.

Année héliaquemodifier | modifier le code

Une année héliaque est l'intervalle de temps situé entre deux levers héliaques d'une étoile. Elle est proche d'une année sidérale, mis à part les différences dues au mouvement propre de l'étoile et à la précession des équinoxes.

Année sothiaquemodifier | modifier le code

Une année sothiaque est l'intervalle de temps entre deux levers héliaques de Sirius. Elle est très proche de l'année julienne de : 365,25 jours.

Changementsmodifier | modifier le code

La durée exacte d'une année astronomique varie au cours du temps. Les causes principales de changement sont :

  • La précession des équinoxes, qui décale la position des équinoxes par rapport aux apsides de l'orbite terrestre (le grand axe).
    Une position tropique donnée, par exemple les solstices ou les équinoxes (ou une autre position quelconque) se déplaçant vers le périhélie se produit avec une période décroissante d'année en année, car l'arc non parcouru devient plus petit et dans un secteur de vitesse de parcours croissante ; une autre se déplaçant vers l'aphélie se produit avec une période croissante, pour les raisons inverses.
    Néanmoins, ceci ne fait varier que la période entre des points particuliers de l'orbite, la période moyenne reste constante.
  • L'influence gravitationnelle de la Lune et des autres planètes, qui modifie l'orbite de la Terre autour du Soleil ; de manière chaotique à long terme, mais dans un certain intervalle bien inférieur aux orbites des planètes voisines.
  • Les forces de marée entre la Terre, la Lune et le Soleil augmentent la durée du jour et du mois ; et, dans une bien moins grande mesure, tendent aussi à augmenter la durée de l'année. Cette augmentation de la durée du jour solaire moyen modifie la longueur (relative) de l'année, dont le nombre de jours qu'elle comporte diminue au cours des ères1.
  • Sur le long terme, la diminution de la masse totale du Soleil, causée par le vent solaire (~ 1 million de tonnes par seconde) et la radiation de l'énergie générée par la fusion nucléaire en son cœur et rayonnée en surface (~ 4,3 millions de tonnes par seconde), tendent à augmenter la période orbitale de la Terre (approximativement 1,25 microseconde de plus par année2).
    Ce qui induit une tendance à l'éloignement de ~ 4 mm/an3.
  • D'autres effets extrêmement faibles tendraient au contraire à réduire la période orbitale terrestre : par l'effet Poynting-Robertson (environ 30 nanosecondes par année) ; ainsi que par radiation gravitationnelle (environ 165 attosecondes par année4

Cette énergie varie comme : \scriptstyle{1/R} et la période P varie comme : R1,5, donc l'énergie cinétique et le rayon de l'orbite varient d'une fraction ~ 3,5×10-24 par année, soit de 3,5×10-24 a-1 × 31,5×106 s = 1,1×10-16 s/a).
Cette dernière aurait induit un rapprochement de la distance Terre - Soleil de seulement environ 2,4 millimètres depuis la formation de la Terre5.

  • Lors des temps passés, comme au Paléozoïque, la Terre tournant plus vite sur elle-même, la durée d'une année comptait donc davantage de jours et il fallait par exemple environ 450 jours au Silurien pour passer à une nouvelle année.

Comparaisonsmodifier | modifier le code

  • 353 ; 354 ou 355 jours : longueur des années régulières dans certains calendriers luni-solaires.
  • 354,37 jours : 12 mois lunaires ; durée moyenne d'une année dans les calendriers lunaires.
  • 365 jours : année régulière dans la plupart des calendriers solaires.
  • 365,242 19 jours : année tropique moyenne aux alentours de l'an 2000.
  • 365,242 5 jours : durée moyenne d'une année dans le calendrier grégorien.
  • 365,25 jours : durée moyenne d'une année dans le calendrier julien.
  • 365,256 4 jours : année sidérale.
  • 366 jours : année bissextile dans de nombreux calendriers solaires.
  • 383, 384 ou 385 jours : longueur des années bissextiles dans certains calendriers luni-solaires.
  • 383,9 jours : 13 mois lunaires ; une année bissextile dans certains calendriers luni-solaires.

Le tableau suivant donne une comparaison entre les différentes années astronomiques :

Année Secondes Jours solaires Jours sidéraux
Tropique 31 556 925 365,242 190 517 366,242 574 48
Julienne 31 557 600 365,250 000 000 366,250 406 20
Sidérale 31 558 149 365,256 363 051 366,256 777 77
Anomalistique 31 558 433 365,259 635 864 366,260 068 46
Draconitique 29 947 975 346,620 075 883 347,569 455 50

Voir aussimodifier | modifier le code

Notes et référencesmodifier | modifier le code

  1. Ce qui signifie que l'augmentation intégrée du jour solaire sur une année est supérieure à l'augmentation de l'année elle-même.
  2. Calcul basé sur la masse solaire M2×1030 kg et le taux de perte ~ 5×109 kg/s ; d'où un changement (diminution) massique fractionnaire de ~ 8×10-14 par année. La période dépend de \scriptstyle {1/\sqrt{M}}, donc augmentera d'une fraction ~ 4×10-14 par année ; soit de : 4×10-14 a-1 × 31,5×106 s = 1,3×10-6 s/a).
  3. Calcul basé sur la variation de l'axe de l'orbite R variant comme P2/3 ; soit de : 0,67 × 4×10-14 a-1 × 150×109 m = 4×10-3 m/a.
  4. Calcul basé sur la puissance rayonnée de ~ 300 W (voir : (en) Gravitational radiation (en)) donnant un changement annuel d'énergie orbitale de 300 W × 31,5×106 s = 9,5×109 J ; et de l'énergie cinétique de révolution terrestre qui est de 1/2 × 6×1024 kg × (3×104 m/s2) = 2,7×1033 J.
  5. Calcul basé sur la variation intégrée de l'axe de l'orbite ; soit de : 3,5×10-24 a-1 × 150×109 m × 4,5×109 a = 2,4×10-3 m.







Creative Commons License