Période de révolution

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La révolution ou mouvement de révolution est, en mécanique céleste, un mouvement de translation périodique, circulaire ou elliptique[1].

La période de révolution, aussi appelée période orbitale, est la durée mise par un astre pour accomplir une révolution complète autour d’un autre astre (par exemple une planète autour du Soleil ou un satellite autour d’une planète).

Cette période correspond à la durée mise par l'astre concerné pour revenir au même point par rapport à un point donné, ce dernier pouvant être une étoile fixe (période de révolution sidérale), le point équinoxial...

Types[modifier | modifier le code]

La période de révolution peut être estimée par rapport à plusieurs références.

  • Si cette période est mesurée par rapport au Soleil telle qu'observée sur Terre, on parle de période synodique : c'est la période orbitale apparente de l'objet autour du Soleil.
  • Si elle est mesurée par rapport aux étoiles, on parle de période sidérale. Cette dernière est considérée comme la période de révolution réelle de l'objet.
  • Si l'on mesure la durée entre deux passages de l'objet à son périastre, on a alors la période anomalistique. Selon que l'objet est en précession ou en récession, cette période sera plus courte ou plus longue que la période sidérale.
  • Si l'on considère la durée entre deux passages de l'objet à son nœud ascendant ou descendant, on a alors la période draconitique. Cette dernière dépend des précessions des deux plans impliqués : le plan de l'orbite de l'objet et le plan de référence, généralement l'écliptique.
  • Enfin, si l'on détermine la durée entre deux passages de l'objet à l'ascension droite zéro, on a la période tropique. À cause de la précession des équinoxes, cette période est légèrement et systématiquement plus courte que la période sidérale.

Calcul[modifier | modifier le code]

Corps orbitant de masse négligeable[modifier | modifier le code]

Dans le cas d'un corps de masse négligeable en orbite autour d'un corps massif, et en se plaçant dans l'approximation galiléenne (non relativiste), la période orbitale P du premier corps peut se calculer de la façon suivante :

P = 2\pi\sqrt{\frac{a^3}{GM}}

où :

Deux corps[modifier | modifier le code]

Lorsque l'on tient compte de la masse des deux corps, la période orbitale P peut se calculer de la façon suivante :

P = 2\pi\sqrt{\frac{a^3}{G \left(M_1 + M_2\right)}}

où:

  • a est la somme des demi-grand axes des ellipses sur lesquelles le centre des corps se déplacent ou, de façon équivalente, le demi-grand axe de l'ellipse sur laquelle un des corps se déplace dans le repère ayant comme origine l'autre corps (qui est égal à leur distance pour des orbites circulaires),
  • M_1 et M_2 sont les masses des corps,
  • G est la constante de gravitation.

Périodes de révolution sidérale de corps du Système solaire[modifier | modifier le code]

Planètes[modifier | modifier le code]

Planètes naines et candidats[modifier | modifier le code]

  • Cérès : ~1 680 jours (~4,6 années)
  • Pluton : ~90 588 jours[2] (~248 années)
  • Sedna : ~4 313 319 jours (~11 809 années)
  • Makémaké : ~112 000 jours (~308 années)
  • Eris : ~203 450 jours (~557 années)

Rotation synchrone[modifier | modifier le code]

La rotation synchrone est, en mécanique céleste, la situation dans laquelle la période de rotation du corps est égale à sa période de révolution autour d'un autre.

C'est le cas, par exemple, de la Lune qui présente toujours la même face à la Terre.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Art. « Révolution », dans Richard Taillet, Pascal Febvre et Loïc Villain, Dictionnaire de physique, Bruxelles, De Boeck Université,‎ 2009 (ISBN 978-2-8041-0248-7, notice BnF no FRBNF42122945), p. 488 (en ligne, consulté le 28 mai 2014)
  2. a, b, c, d, e, f, g, h et i (en) « Planetary Fact Sheet - Metric », sur le site de la NASA

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Lien externe[modifier | modifier le code]