Excentricité orbitale

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L’excentricité orbitale définit la forme des orbites des objets célestes. La forme des orbites est en forme d'ellipse, d'équation polaire (origine au foyer) : r= \frac1+e \cos\left(\theta\right) où e est l'excentricité. Elle donne ainsi une indication précise de leur forme. Ainsi plus l'excentricité est grande, plus l'ellipse est écrasée ; a contrario, une excentricité de zéro est celle d'un cercle. On notera aussi qu'une excentricité égale à 1 co
Excentricité orbitale

L’excentricité orbitale définit la forme des orbites des objets célestes. La forme des orbites est en forme d'ellipse, d'équation polaire (origine au foyer) : r= \frac1+e \cos\left(\theta\right) où e est l'excentricité. Elle donne ainsi une indication précise de leur forme. Ainsi plus l'excentricité est grande, plus l'ellipse est écrasée ; a contrario, une excentricité de zéro est celle d'un cercle. On notera aussi qu'une excentricité égale à 1 correspond à une trajectoire parabolique, et une excentricité supérieure à 1 correspond à une trajectoire hyperbolique, mais cette trajectoire n'étant pas fermée, on ne parle plus d'orbite. On peut aussi dire que c'est le rapport entre la distance séparant les foyers et le grand axe de l'ellipse.

Excentricité des planètes du système solaire

Phénomènes modifiant l'excentricité

Lorsque deux corps sont en rotation gravitationnelle l'un autour de l'autre, l'excentricité des orbites est théoriquement fixée au départ et ne peut changer. En réalité, deux phénomènes principaux peuvent la modifier. D'une part, les deux astres ne sont pas isolés dans l'espace, et l'interaction des autres planètes et corps peuvent modifier l'orbite et par là même l'excentricité. Une autre modification, plus prévisible, est due à l'effet de marée. Prenons l'exemple concret de la lune tournant autour de la terre. Comme l'orbite de la lune n'est pas circulaire, elle est soumise à des forces de marée, qui s'exerce différemment selon le point de l'orbite où se trouve la lune, et varient continuement au cours de la révolution de la lune. Les matériaux à l'intérieur de la lune subissent donc des forces de friction, qui sont dissipatrice d'énergie, et qui tendent à rendre l'orbite circulaire, pour minimiser cette friction. En effet, l'orbite circulaire synchrone (la lune montrant toujours la même face à la terre) est l'orbite minimisant les forces de marée. Lorsque deux astres sont en rotation l'un autour de l'autre, l'excentricité des orbites a donc tendance à diminuer. Dans un système type « planète/satellite » (corps de faible masse en rotation autour d'un corps de masse élevée), le temps nécessaire pour atteindre l'orbite circulaire (temps de circularisation) est beaucoup plus élevé que le temps nécessaire pour que le satellite présente toujours la même face à la planète (temps de circularisation). La lune présente ainsi toujours la même face à la terre, sans que son orbite soit circulaire. L'excentricité de l'orbite terrestre est elle-aussi variable sur de très longues périodes (en centaines de millions d'années), la valeur actuelle est d'environ 0, 0167 — mais dans le passé elle a déjà atteint une valeur maximale de 0, 07.

Voir aussi

- Objets du système solaire classés par excentricité Catégorie:Mécanique céleste Catégorie:Orbite ca:Excentricitat orbital en:Orbital eccentricity hu:Excentricitás (csillagászat) it:Eccentricità orbitale nl:Excentriciteit (astronomie) pt:Excentricidade orbital ro:Excentricitate (orbită) sl:Izsrednost tira tr:Dışmerkezlik (gökbilim) zh:軌道離心率
Sujets connexes
Cercle   Ellipse (mathématiques)   Excentricité   Foyer (mathématiques)   Hyperbole (mathématiques)   Jupiter (planète)   Mars (planète)   Mercure (planète)   Neptune (planète)   Objets du système solaire classés par excentricité   Orbite   Parabole   Saturne (planète)   Terre   Uranus (planète)   Vénus (planète)  
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