Différents types d’orbites
Notre compréhension des orbites remonte à Johannes Kepler au XVII° siècle. L’Europe exploite une famille de fusées au Centre Européen de l’Espace pour lancer des satellites utilisant de nombreux types d’orbites.
Qu’est-ce qu’une orbite ?
La masse affecte les corps en orbite
Une orbite est le parcours incurve qu’un objet dans l’espace (tel qu’une étoile, une planète, une lune ou une sonde spatiale) suit autour d’un autre objet en raison de la gravité.
La gravité fait que les objets dans l’espace qui ont une masse sont attirés par d’autres objets proches. Si cette attraction les rapproche avec suffisamment d’élan, ils peuvent parfois tourner l’un autour de l’autre.
Les objets de masse similaire orbitent l’un autour de l’autre sans aucun objet au centre, tandis que des petits objets orbitent « autour » de plus gros objets. Dans notre système solaire, la Lune est en orbite autour de la Terre et la Terre est elle-même en orbite autour du Soleil, mais cela ne veut pas dire que le plus gros objet reste parfaitement immobile. À cause de la gravité, Le Terre est légèrement écartée de son centre par la Lune (ce pourquoi se forment les marées dans nos océans) et notre Soleil est légèrement attiré par la Terre et les autres planètes.
Lors de la création de notre système solaire, des poussières, des gaz et des particules de glace se déplaçaient dans l’espace avec vitesse et élan, entourant le Soleil dans un nuage. En raison de sa taille et sa masse si grandes par rapport aux petits morceaux, sa gravité a attiré ces petits objets qui se sont mis en orbite autour de lui, transformant ce nuage en une sorte d’anneau autour du Soleil.
Finalement, ces particules ont commencé à se stabiliser et à s’agréger ensemble (par effet de coalescence), devenant de plus en plus grandes comme des boules de neige dévalant une pente jusqu’à ce que se forment les planètes, leurs satellites et des astéroïdes que l’on voit aujourd’hui. Le fait que les planètes aient été formées ensemble de cette façon explique le fait que les planètes sont en orbite autour du Soleil dans la même direction et à peu près dans le même plan.
Atteindre l’orbite
Quand les fusées lancent nos satellites, elles les placent en orbite dans l’espace. Là-haut, la gravité va garder le satellite sur l’orbite désirée, de la même façon que la gravité maintient la Lune en orbite autour de la Terre.
Ceci arrive de la même manière que quand on lance une balle par la fenêtre depuis une haute tour. Pour faire partir la balle vous devez lui donner une poussée en la jetant fortement, ce qui va faire tomber la balle vers le sol avec une trajectoire incurvée. Tandis que c’est votre jet qui donne à la balle sa vitesse initiale, c’est la gravité seule qui permet à la balle de tomber vers le sol une fois que vous l’avez lâchée.
D’une manière identique, un satellite est mis en orbite en étant placé des centaines de milliers de kilomètres au-dessus de la surface de la Terre (comme au sommet d’une très grande tour) et en subissant alors une poussée de la part des moteurs de la fusée pour commencer à parcourir son orbite.
Comme montré sur la figure ci-dessus, la différence est que jeter une chose la fera tomber vers le sol avec une trajectoire courbe, mais qu’une très forte poussée fera que le sol s’incurvera avent que votre objet ne l’atteigne. Votre objet tombera “vers” la Terre indéfiniment, faisant qu’il tournera autour de la planète sans arrêt. Vous avez atteint votre orbite.
Dans l’espace, Il n’y a pas d’air et donc aucune friction, donc, une fois que c’est fait, la gravité laissera votre satellite en orbite autour de la Terre avec pratiquement aucune autre assistance. Mettre des satellites en orbite nous permet de nous servir de technologies comme les télécommunications, la navigation, les prévisions météo et les observations astronomiques.
Lancement en orbite
Famille des lanceurs européens
La famille de fusées de l’Europe est située sur le site de lancement de Kourou, en Guyane française. À chaque lancement, la fusée (ou « véhicule de lancement ») place un ou plusieurs satellites sur les orbites requises.
Le choix du véhicule de lancement dépend de la masse utile du satellite, mais aussi à quelle distance de la Terre il doit être placé. Une masse importante ou une orbite de haute altitude requièrent plus de puissance pour lutter contre la gravité de la Terre qu’une charge plus légère à une altitude plus basse.
Ariane 5 est le véhicule européen le plus puissant, capable d’envoyer un, deux ou de multiples satellites sur leurs orbites respectives. En fonction de l’orbite désirée, Ariane 5 est capable de lancer entre 10 et 20 tonnes dans l’espace, ce qui est à peu près la masse d’un autobus urbain.
Vega est plus petit qu’Ariane 5, capable de lancer environ 1,5 tonne, ce qui en fait un véhicule de lancement idéal pour de nombreuses missions scientifiques ou d’observation. Ariane 5 et Vega peuvent déployer de multiples satellites en même temps.
La future génération de fusées de l’ESA inclut Ariane 6 et Vega-C. Ces fusées seront plus souples d’utilisation et augmenteront ce que l’Europe est capable de mettre en orbite, et pourra lancer des charges à plusieurs orbites différentes en un seul vol – comme un autobus effectuant de multiples arrêts.
Types d’orbites
Lors de son lancement, un satellite ou une sonde est le plus souvent placé sur une ou plusieurs orbites particulière(s) autour de la Terre, ou il peut être envoyé vers un voyage interplanétaire, ce qui veut dire qu’il n’est plus en orbite terrestre, mais est en orbite autour du Soleil jusqu’à son arrivée à sa destination finale, comme Mars ou Jupiter.
De nombreux facteurs décident quelle orbite sera la meilleure pour un satellite donné, en fonction de comment ce satellite a été conçu pour réaliser sa mission.
- Orbite géostationnaire (GEO)
- Orbite basse terrestre (LEO)
- Orbite moyenne terrestre (MEO)
- Orbite polaire et orbite héliosynchrone (SSO)
- Orbites de transfert et orbites géostationnaires de transfert (GTO)
- Points de Lagrange (L-points)
Orbite Géostationnaire (GEO)
Orbite géostationnaire
Les satellites en orbite géostationnaire (GEO) tournent autour de la Terre au-dessus de l’équateur d’ouest en est. Un satellite GEO suit la rotation de la Terre, en 23 heures 56 minutes et 4 secondes, en voyageant exactement à la même vitesse que la Terre. Ceci fait que les satellites GEO apparraissent être “stationnaires” ou immobiles au-dessus d’une position fixe. Pour être parfaitement synchronisée avec la rotation de la Terre, la Vitesse des satellites GEO doit être de 3 km/s à une altitude de 35.786 km. C’est très loin de la surface de la Terre par comparaison avec les autres satellites. Cette orbite est utilisée par les satellites qui doivent rester en permanence au-dessus d’un endroit de la Terre, comme les satellites de télécommunication. De cette manière, une antenne sur la Terre peut être fixée de telle sorte à toujours pointer vers le satellite sans en changer la direction. Ceci est également utilisé pour les satellites de surveillance météorologiques, qui peuvent ainsi observer en permanence des zones spécifiques de manière à surveiller comment les tendances météo évoluent ici.
Les satellites GEO couvrent une vaste portion de la Terre, et une combinaison de seulement 3 satellites également répartis peut pratiquement assurer une couverture totale de la Terre. Ceci parce qu’un satellite si lointain peut couvrir de très larges zones d’un coup ; Vous pouvez comparer cela à la possibilité que vous avez de regarder une carte près de vous ou bien si vous êtes à un mètre de la carte, vous pourriez voir une plus grande surface de la carte que si vous n’étiez qu’à un centimètre de celle-ci. Donc, pour voir toute la Terre d’un coup, vous n’avez besoin que de 3 satellites géostationnaires, mais, à une altitude plus basse il vous faudrait de plus nombreux satellites.
Le programme de système européen de relais de données de l’ESA (EDRS) a placé des satellites géostationnaires, d’où ils relaient les informations depuis et vers des satellites non-géostationnaires qui, sinon, ne pourraient pas transmettre ou recevoir des informations en permanence. Ceci veut dire que l’Europe peut toujours être connectée en permanence.
Orbite Terrestre Basse (LEO)
Une orbite basse est, comme son nom le suggère, une orbite qui est assez près de la surface de la Terre. Elle est normalement à moins de 1.000 km d’altitude, mais peut n’être qu’à 160 km, ce qui est bas par comparaison avec d’autres orbites, mais quand même loin de la surface terrestre. Par comparaison, la plupart des avions commerciaux ne volent pas à des altitudes supérieures à 14 km, et donc la plus basse de ces orbites est, au minimum, dix fois plus haute que l’altitude maximale d’un avion.
Contrairement aux satellites en orbite géostationnaire qui doivent se trouver le long de l’équateur terrestre, les satellites en orbite basse n’ont pas à parcourir un chemin particulier autour de la Terre et leurs plans peuvent être inclinés. Ceci veut dire qu’il y a beaucoup plus de de trajectoires disponibles pour eux, ce qui explique que ce sont des orbites communément utilisées.
La proximité des orbites basses en fait des trajectoires utiles pour plusisuers raisons. C’est l’orbite la plus utilisée pour réaliser des images satellites car cela permet de faire des photos en haute-résolution. C’est également l’orbite de la Station Spatiale Internationale, car il est ainsi plus facile pour les astronautes d’y aller et d’en revenir à cette courte distance (environ 400 km d’altitude). Les satellites placés sur cette orbite se déplacent à 7,8 km/s. À cette Vitesse il faut environ 90 mn pour faire le tour de la Terre, ce qui fait que l’ISS le fait environ 16 fois par jour.
Mais, les satellites isolés en orbite basse sont moins utiles pour les taches telles que les télécommunications, car ils vont si vite dans le ciel qu’il est difficile de communiquer avec eux depuis les stations au sol. Au lieu de cela les satellites de télécommunication en orbite basse travaillent souvent en tant qu’éléments faisant partie d’un grand nombre de satellites, ou constellation, pour assurer une couverture permanente. Pour augmenter la couverture, des constellations comme celles-ci consistent en un grand nombre de satellites identiques qui sont lancés en même temps pour créer un réseau autour de la Terre. Ceci leur permet de couvrir simultanément de grandes zones de la Terre en travaillant ensemble.
Ariane 5 a emporté sa plus grande charge (20 tonnes), le Véhicule Automatique de Transfert (ATV), vers la Station Spatiale Internationale, qui est située en orbite basse.
Orbite Terrestre Moyenne (MEO)
Les orbites terrestres moyennes son entre les orbites basses et les orbites géostationnaires. Elles sont semblables aux orbites basses en ceci qu’elles n’ont pas à prendre des trajectoires spécifiques autour de la Terre et sont utilisées par une grande variété de satellites avec de nombreuses applications différentes.
Elles sont très communément utilisées par des satellites de navigation, comme le système européen Galileo (comme sur l’image précédente). Galileo est ce qui alimente les communications de navigation en Europe et est utilisé pour beaucoup de types de navigation, depuis le guidage de gros avions pour fournir les directions à votre smartphone. Galileo utilise une constellation faite de multiples satellites pour assurer la couverture sur de nombreuses parties du monde en même temps.
Orbite Polaire Synchronisée avec le Soleil (SSO)
Les satellites en orbite polaire voyagent autour de la Terre du nord au sud plutôt que d’ouest en est, en passant à peu près au-dessus des régions polaires.
Les satellites en orbite polaire n’ont pas à passer exactement par les pôles nord et sud. Même une déviation de 20 à 30 degrés est quand même classée comme une orbite polaire. Les orbites polaires sont de type “ orbites basses” car elles se situent entre 200 et 1.000 km.
Les orbites synchronisées avec le Soleil (SSO) sont un type particulier d’orbites polaires. Les satellites SSO, passant au-dessus des régions polaires, sont synchronisées avec le Soleil. Ceci veut dire qu’elles sont synchronisées pour être toujours dans la même position fixe relative au Soleil (c’est-à-dire que le satellite visite toujours le même endroit à la même heure locale) ; par exemple il pourrait passer au-dessus de Paris tous les jours, exactement à midi.
Ceci veut dire que le satellite observera toujours constamment un point sur la Terre à la même heure du jour, ce qui permet de gérer un grand nombre d’applications, comme par exemple donner aux scientifiques qui utilisent les images satellites la possibilité de comparer des changements dans le temps.
Si vous voulez surveiller une zone en prenant des séries de photos pendant des jours, des mois ou même des années, ce ne sera pas très utile d’avoir des photos prises à des heures différentes, à midi ou à minuit, vous avez besoin d’avoir des photos prises dans des conditions comparables aux précédentes. Ce pourquoi les scientifiques utilisent des séries d’images pour enquêter comment les tendances météorologiques évoluent, pour aider à la prédiction du temps ou des tempêtes, pour surveiller les urgences comme les feux de forêt ou les inondations ou pour accumuler des données à long-terme sur des problèmes tels que la déforestation ou la montée des eaux.
Souvent les satellites SSO sont synchronisés pour être en permanence à l’aube ou au crépuscule, comme étant dans un constant coucher ou lever de Soleil, ils ne verront jamais le Soleil avec un angle où la Terre les mettraient dans l’ombre. Un satellite dans une orbite synchronisée avec le Soleil sera généralement place à une altitude entre 600 et 800 km. À 800 km il se déplacera à une vitesse d’environ 7,5 km/s.
Orbites de Transfert et Orbites de Transfert Géostationnaire (GTO)
Les orbites de transfert sont un type spécial d’orbite utilisé pour changer d’orbite. Quand les satellites sont lancés depuis la Terre et placés dans l’espace grâce à des véhicules comme Ariane 5, les satellites ne sont pas toujours placés sur leurs orbites définitives. Au lieu de cela, les satellites sont places sur une orbite de transfert, une orbite depuis laquelle, en utilisant peu d’énergie, ils pourront utiliser leurs propres moteurs pour passer d’une orbite à une autre.
Cela permet à un satellite d’atteindre, par exemple, une orbite haute de type GEO sans avoir réellement besoin que le lanceur l’emmène aussi haut, ce qui nécessiterait plus d’efforts, c’est une sorte de raccourci. Atteindre une orbite géostationnaire de cette façon est l’un des exemples le plus utilisé des orbites de transfert.
Les orbites ont différentes « excentricités » – une mesure de l’orbite entre le cas où elle est circulaire (e = 0) ou elliptique (e = de 0,001 à 0,999). Dans une orbite parfaitement circulaire le satellite est toujours à la même distance de la Terre, mais dans une orbite excentrique, le trajet est une ellipse.
Sur une orbite de forte excentricité, le satellite peut rapidement passer d’un endroit très éloigné de la Terre à un endroit très proche en fonction de la position du satellite sur son orbite. Dans les orbites de transfert, la charge utile utilise ses moteurs pour passer d’une orbite d’une certaine excentricité vers une autre, ce qui la met sur la bonne voie pour une orbite plus haute (cas général) ou plus basse.
Au lancement, le véhicule propulseur commence son ascension depuis la Terre en suivant le chemin (en pointillé jaune) de l’illustration précédente. Arrivé sur son orbite excentrique bleue, la fusée déploie le satellite placé sur une orbite elliptique qui propulse celui-ci encore plus loin de la Terre, à l’apogée de son orbite.
Une fois le satellite arrive à l’apogée à l’altitude GEO de 35.786 km, il allume ses moteurs d’une telle manière qu’il puisse alors passer sur une orbite circulaire GEO. Il commence alors à se déplacer sur la ligne rouge où il doit rester. Donc ici, on passe du lancement (jaune) vers l’orbite de transfert bleue, qui permet d’atteindre l’orbite géostationnaire rouge.
Les points de Lagrange
Pour beaucoup de sondes mises en orbite, être trop près de la Terre peut être préjudiciable à leur mission, même à des orbites distantes comme les GEO.
Par exemple, pour les observatoires et télescopes spatiaux, dont la mission est de photographier le sombre ciel profond, être proche de la Terre est hautement nuisible parce que la Terre émet de la lumière visible et des radiations infrarouges qui vont empêcher les télescopes de pouvoir détecter les faibles lueurs des galaxies distantes.
Photographier l’espace sombre avec un télescope proche de notre Terre serait aussi inutile que de prendre des photos d’étoiles en plein jour depuis notre planète.
Les points de Lagrange, ou points-L, permettent des orbites qui sont beaucoup, beaucoup plus loin (au-delà d’un million de km) et qui ne sont pas des orbites directement circumterrestres. Il y a des points spécifiques, loin dans l’espace, où les champs gravitationnels de la Terre et du Soleil se combinent de telle façon que la sonde spatiale qui s’y trouve reste stable et peut être ainsi « ancrée » relativement à la Terre. Si des sondes étaient lancées vers des points très distants de la Terre, elles tomberaient naturellement en orbite autour du Soleil, et ces sondes seraient tellement éloignées de la Terre qu’elles rendraient les communications très difficiles. Au lieu de cela, les sondes lancées vers ces points spéciaux resteraient fixes tout en restant près de la Terre sans effort sans partir vers d’autres orbites différentes.
Les points les plus utilisés sont les points L1 et L2. Ils sont tous les deux 4 fois plus éloignés de la Terre que la Lune, à 1,5 million de kilomètres, comparés aux 36.000 km des GEO, mais ce n’est quand même que 1% de la distance Terre-Soleil.
Beaucoup de missions scientifiques et d’observation de l’ESA ont été, sont et seront en orbite autour des points de Lagrange. Par exemple, le télescope solaire SOHO et Lisa Pathfinder sont au point L1, Herschel, Planck, Gaia, Euclid, Plato, Ariel, JWST et le télescope Athena sont ou seront au point L2.
Document ESA 30 mars 2020
Traduction : Olivier Sabbagh
ADDENDUM sur les points de Lagrange (GAP47)
En mécanique céleste, il est un sujet qui a passionné de nombreux mathématiciens : c’est le problème dit des trois corps. Newton, après avoir énoncé sa loi qui exprime que « les corps s’attirent avec une force proportionnelle au produit de leur masse et inversement proportionnelle au carré de la distance de leurs centres », a cherché à décrire le comportement de trois corps sans y parvenir. Il faut attendre le mathématicien Joseph-Louis Lagrange qui, en 1772, étudia le cas d’un petit corps, de masse négligeable (ce qu’on appelle aujourd’hui corps d’épreuve ou particule-test), soumis à l’attraction de deux plus gros : le Soleil et, par exemple, une planète. Il découvrit qu’il existait des positions d’équilibre pour le petit corps, des endroits où toutes les forces se compensent. Un objet de faible masse situé en ces points n’en bouge plus relativement aux deux autres corps, et tourne de concert avec eux (par exemple une planète et le Soleil).
Trois des points de Lagrange sont situés sur l’axe reliant les deux corps. Dans le cas d’une grande dissymétrie de masse entre ceux-ci, deux points sont situés proches et de part et d’autre du corps peu massif, alors que le troisième est quasiment situé à l’opposé du corps peu massif par rapport au corps massif.
Si on donne en exemple les points de Lagrange du système Soleil-Terre, ces cinq points sont notés et définis comme suit (échelle non respectée) :
- L1 : sur la ligne définie par les deux masses, entre celles-ci, la position exacte dépendant du rapport de masse entre les deux corps ; dans le cas où l’un des deux corps a une masse beaucoup plus faible que l’autre, le point L1est situé nettement plus près du corps peu massif que du corps massif.
- L2 : sur la ligne définie par les deux masses, au-delà de la plus petite. Dans le cas où l’un des deux corps a une masse beaucoup plus faible, la distance de L2à ce corps est comparable à celle entre L1 et ce corps.
- L3 : sur la ligne définie par les deux masses, au-delà de la plus grande. Dans le cas où l’un des deux corps est notablement moins massif que l’autre, la distance entre L3et le corps massif est comparable avec celle entre les deux corps.
Les deux derniers points de Lagrange forment avec les deux corps des triangles équilatéraux
- L4et L5 : sur les sommets des deux triangles équilatéraux dont la base est formée par les deux masses. Sans qu’il y ait de consensus précis, L4 est celui des deux points en avance sur l’orbite de la plus petite des masses, dans son orbite autour de la grande, et L5 est en retard. Ces points sont parfois appelés points de Lagrange triangulaires ou points Troyens, du fait que c’est le lieu où se trouvent les astéroïdes troyens du système Soleil-Jupiter. Contrairement aux trois premiers points, ces deux derniers ne dépendent pas des masses relatives des deux autres corps.
- Les points L1et L2 sont des équilibres instables, ce qui les rend utilisables dans le cadre de missions spatiales : on n’y trouve pas de corps naturels, et un équilibre dynamique peut y être maintenu pour une consommation de carburant raisonnable (le champ gravitationnel étant faible dans leur voisinage). Pour de tels satellites, des corrections de trajectoires régulières doivent être appliquées afin de conserver le satellite au voisinage du point. Ce temps caractéristique peut être évalué dans le cas où le rapport de masse des deux corps du système est élevé. Par contre, le point L3, également en équilibre instable, n’a aucun intérêt car le Soleil bloquerait toute communication avec la Terre !
Les principaux avantages de ces positions, en comparaison des orbites terrestres, sont leur éloignement de la Terre et leur exposition au Soleil constante dans le temps. Le point L1 se prête particulièrement à l’observation du Soleil et du vent solaire. Ce point a été occupé pour la première fois en 1978 par le satellite ISEE-3, et est actuellement occupé par les satellites SoHO et Advanced Composition Explorer. Le point L2 est, à l’inverse, particulièrement intéressant pour les missions d’observation du cosmos, qui embarquent des instruments de grande sensibilité devant être détournés de la Terre et de la Lune, et fonctionnant à très basse température. Il est actuellement occupé par les satellites Herschel, Planck, WMAP et Gaia.
Il a été un temps envisagé de placer un télescope spatial au point L4 ou L5 du système Terre-Lune, mais cette option a été abandonnée après que des nuages de poussière y ont été observés (troyens, objets troyens, satellites, astéroïdes).