Orbite héliosynchrone 38958 31752834 2008-07-21T09:52:37Z Sherbrooke 18624 Raccourcir. Etymologiquement et par analogie avec l'[[orbite géosynchrone]], une '''orbite héliosynchrone''' est une [[orbite]] héliocentrique de rayon ~24,360 [[Giga|G]][[mètre|m]] (0,1628 [[unité astronomique|ua]]) telle que la [[période de révolution]] de l'objet coïncide avec la [[période de rotation]] du [[Soleil]]. L'[[orbite héliostationnaire]] est l'orbite héliosynchrone d'[[inclinaison]] et d'[[excentricité orbitale]] zéro. ==Principe== Mais l'usage le plus répandu de l'expression '''orbite héliosynchrone''' concerne surtout une [[orbite]] géocentrique dont on choisit l'[[altitude]] et l'[[inclinaison]] de façon à ce que l'angle entre le plan d'orbite et la direction du soleil demeure à peu près constant, en dépit de la dérive du [[Nœud ascendant|nœud ascendant]] de l'orbite qui se traduit par la [[précession]] du plan de cette orbite. Cette dérive est due à l'influence du bourrelet [[équateur (ligne équinoxiale)|équatorial]] de la Terre. Elle dépend de l'[[inclinaison]], du [[grand axe]] et de l'[[excentricité]] de l'orbite. Un satellite placé sur une telle orbite repasse au-dessus d'un point donné de la [[surface]] [[Terre|terrestre]] à la même [[heure solaire]] locale. Ceci est souhaitable lorsqu'on prend des photographies de ce point en lumière visible, car l'éclairement solaire sera peu variable d'un cliché à l'autre ([[satellite météorologique|satellites météorologiques]], espions, de [[télédétection]], etc.). Il y aura une oscillation [[année|annuelle]] de l'heure solaire du passage à cause de l'[[excentricité orbitale]] terrestre (voir [[analemme]]). ==Techniques== Ces orbites sont possibles pour une gamme d'altitudes autour typiquement de 600–1000 km, pour des périodes de 96–110 [[minute (temps)|min]], avec une inclinaison, qui lui est liée, d'environ 98 à 100[[Degré (angle)|°]]. La dérive du plan de l'orbite est alors de 0,9856 degré par jour, soit 360° par an. Des options sont possibles autour de ce schéma de base: un satellite pourrait avoir une orbite héliosynchrone fortement excentrique, auquel cas l'« heure solaire fixe de passage » n'est pertinente que pour un point donné de l'orbite, typiquement le [[périgée]]. Mais dans ce cas interviendrait une autre influence du bourrelet équatorial, la rotation du périgée dans le plan de l'orbite (cf. [[Orbite de Molniya]]); cela ôte beaucoup d'interêt à une orbite elliptique. Les orbites héliosynchrones sont quasiment toutes circulaires. La période orbitale choisie, donc l'altitude, dépend, elle, du taux de passage quotidien désiré; le satellite traverse le plan équatorial à la même heure solaire à chaque passage, mais à une [[longitude]] différente lors de chaque passage car la Terre tourne sous lui. Par exemple, une période orbitale de 96 min, qui se divise entièrement dans un jour solaire (15 fois), signifiera que le satellite traversera l'équateur à quinze longitudes différentes lors d'orbites consécutives, pour revenir à la première longitude à chaque quinzième passage, une fois par jour. L''''orbite midi/minuit''' est un cas particulier de l'orbite héliosynchrone où l'heure solaire fixe de passage est aux environs de midi ou minuit pour les longitudes équatoriales. L''''orbite crépusculaire''', similairement, est une orbite héliosynchrone dont l'heure solaire fixe de passage coïncide avec le lever ou le coucher du Soleil. Au fur et à mesure que l'altitude du satellite augmente, l'inclinaison requise augmente aussi, si bien que l'utilité de l'orbite diminue doublement. Premièrement parce que la définition des clichés diminue, et deuxièmement parce que l'inclinaison croissante implique que le satellite ne survolera plus les hautes [[latitude]]s. Les orbites héliosynchrones typiques sont inclinées à 98°, ce qui assure une bonne couverture du globe terrestre. L'orbite héliosynchrone est également possible autour de certaines autres planètes, comme [[Mars (planète)|Mars]], dont l'[[aplatissement]] est le double de celui de la Terre. ==Éléments techniques== Pour une orbite [[mouvement direct|directe]], la [[précession]] est [[Rétrograde (astronomie)|rétrograde]], c'est-à-dire, en sens opposé à celui de la rotation terrestre ; aussi les orbites héliosynchrones sont-elles rétrogrades, assurant une précession directe. Une bonne approximation du taux de précession pour le cas particulier d'une orbite circulaire (excentricité nulle) est donnée par : <math>\omega_p = -\frac{3 a^2}{2 r^2} J_2 \omega \cos i</math> Où <math>\omega_p</math> est le taux de précession du nœud ascendant en ([[radian|rad]]/s), <math>a</math> est le rayon équatorial terrestre (6,378 137 Mm), <math>r</math> est le rayon orbital du satellite, <math>\omega</math> sa [[fréquence angulaire]] (<math>2\pi</math> radians divisé par sa période), <math>i</math> son inclinaison et <math>J_2</math> est le ''second facteur de forme dynamique'' terrestre (1,08×10<sup>-3</sup>). Cette dernière quantité est liée à l'[[aplatissement]] comme suit : <math>J_2 = \frac{2 \epsilon_E}{3} - \frac{a^3 \omega_E^2}{3 G M_E}</math> Où <math>\epsilon_E</math> est l'aplatissement terrestre, <math>\omega_E</math> le taux de rotation terrestre (7,292 115×10<sup>-5</sup> rad/s), et <math>G M_E</math> est le produit de la [[constante gravitationnelle]] universelle et de la [[masse]] terrestre (3,986 004 418×10<sup>14</sup> m³/s²). Une formule simple, déduite de la formule ci-dessus, relie les quantités <math>r</math>, <math>a</math> et <math>i</math> : <math>r</math> / <math>a</math> = 1,93669 (- cos <math>i</math>) <sup>2/7</sup> == Voir aussi == * [[Orbite]] ==Référence== * [http://artemmis.univ-mrs.fr/cybermeca/Formcont/mecaspa/ Cours de mécanique spatiale] * [http://topex.ucsd.edu/geodynamics/14gravity1_1.pdf Sandwell, David T., The Gravity Field of the Earth - Part 1 (2002)] (p. 8) {{Portail|astronautique|astronomie}} [[Catégorie:Orbite|Heliosynchrone]] [[Catégorie:Orbite terrestre|Heliosynchrone]] [[en:Heliosynchronous orbit]] [[zh:太阳同步轨道]]