Quasi-satellite

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Orbite d'un quasi-satellite générique

En astronomie, un quasi-satellite (de l'anglais quasi-satellite) ou une quasi-lune (de l'anglais quasi-moon) est un astéroïde qui coorbite avec une planète autour du Soleil, sur une orbite elliptique qui lui est propre et dont l'excentrique est supérieure à celle de l'orbite de la planète, mais à la même longitude moyenne que celle de la planète. Vu depuis la planète, l'astéroïde semble réaliser une révolution autour d'elle sans pour autant être techniquement en orbite autour. Il s'agit donc d'un compagnon plus que d'un réel satellite naturel.

Le mouvement d'un quasi-satellite est un exemple de mouvement coorbital caractéristique des objets en résonance 1:1 de moyen mouvement. Les deux autres types de mouvement coorbital sont l'orbite en têtard, caractéristique des astéroïdes troyens, et l'orbite en fer à cheval.

Histoire[modifier | modifier le code]

L'existence des quasi-satellites a été suggérée, pour la première fois[1], fin 1913, par l'astronome britannique John Jackson (1887-1958)[2].

L'expression « quasi-satellite » a été utilisée, pour la première fois[1], en 1997, par Seppo Mikkola (en) et Kimmo Innanen[3].

Description[modifier | modifier le code]

Orbite de l'astéroïde 2002 AA29 en 2589 : à gauche vue dans le référentiel du Soleil, à droite vue dans le référentiel terrestre.

Les quasi-satellites sont une solution particulière du problème astronomique des systèmes à trois corps. Il concerne donc deux objets en révolution autour d'un troisième plus massif (généralement une planète et un astéroïde autour d'une étoile) mais qui mettent cependant autant de temps pour parcourir leur orbite (résonance orbitale 1:1).

Il existe de nombreux exemples de résonance 1:1 dans le système solaire, comme les astéroïdes troyens placés aux points de Lagrange L4 et L5 de Jupiter, ou comme (3753) Cruithne, astéroïde compagnon de la Terre dont l'orbite paraît décrire un fer à cheval vue depuis cette dernière. Cependant, à la différence de ces corps, les quasi-satellites semblent tourner autour de la planète qu'ils accompagnent pour un observateur situé sur celle-ci, accomplissant une sorte de révolution en autant de temps qu'il n'en faut à la planète pour en faire une autour de son étoile.

Formellement, un quasi-satellite orbite autour de l'étoile et non pas autour de la planète comme un véritable satellite. Même si l'astéroïde reste relativement proche de celle-ci, il en est trop éloigné pour être lié gravitationnellement. Cependant, des perturbations gravitationnelles ont infléchi son orbite pour que, d'une part, il tourne autour de l'étoile en autant de temps que la planète (sur une orbite plus excentrique qui n'est pas forcément située dans le même plan) et, d'autre part, sur une orbite dont les grands axes ont à peu près la même orientation que celle de la planète.

Quand l'astéroïde est au plus proche de l'étoile, il dépasse la planète. Comme son orbite est excentrique, il ralentit ensuite et s'éloigne et finit par dépasser l'orbite de la planète. Vu de celle-ci, tout se passe comme si, au long d'une année, l'astéroïde tournait peu à peu autour, décrivant une trajectoire qui n'est pas circulaire, ni même elliptique, mais en forme de haricot.

Stabilité et transitions QS-HS[modifier | modifier le code]

Orbite de l'astéroïde 2001 GO2. Le Soleil est au centre, la Terre à midi. Les librations autour de midi sont de type quasi-satellite, celles autour de 6 heures sont du type fer à cheval.

Une orbite quasi-satellitaire n'est généralement pas stable. Dans le cas de la Terre, les astéroïdes 2002 AA29 et (164207) 2004 GU9 sont en ce moment des quasi-satellites, situation qui ne devrait pas durer plus d'une dizaine d'années. Au-delà, ils reprendront une orbite en fer à cheval (d'une manière similaire à (3753) Cruithne) et il est impossible de dire avec certitude s'ils redeviendront des quasi-satellites au bout de quelques siècles.

Un astéroïde dont l'orbite est suffisamment inclinée et/ou excentrique est susceptible de passer d'un mouvement de type quasi-satellite (QS) à une mouvement de type fer à cheval (HS, pour horseshoe) et inversement. L'animation ci-contre montre le cas de l'astéroide 2001 GO2, qui va traverser deux de ces transitions dans les prochains siècles : le mouvement actuel est de type fer à cheval, puis l’astéroïde deviendra un quasi-satellite de la Terre vers l'année 2190 et reprendra son mouvement de fer à cheval.

Des études ont montré qu'il serait possible à un quasi-satellite théorique d'Uranus ou de Neptune de le rester pour la durée de vie du système solaire moyennant certaines conditions d'excentricité et d'inclinaison[4]. De tels objets n'ont cependant pas encore été découverts.

En 1989, Phobos a possédé pendant quelques mois un quasi-satellite [5].

Exemples[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a et b (en) Entrée « quasi-satellite », dans Mohammad Heydari-Malayeri, An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics, Paris, Observatoire de Paris,‎ 2004-2014, [html] (lire en ligne)
  2. (en) John Jackson, « Retrograde satellite orbits », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 74, no 2,‎ 1913, p. 62-82 (DOI 10.1093/mnras/74.2.62, Bibcode 1913MNRAS..74...62J, lire en ligne [[GIF]])
  3. (en) Seppo Mikkola et Kimmo Innanen, « Orbital stability of planetary quasi-satellites », dans Rudolf Dvorak et Jacques Henrard (éd.), The Dynamical Behaviour of our Planetary System : Proceedings of the Fourth Alexander von Humboldt Colloquium on Celestial Mechanics, Dordrecht, Kluwer Academic,‎ 1997 [1re éd.], IX-428 p. (ISBN 978-07-923-4548-0, 978-94-010-6320-3 et 978-94-011-5510-6, notice BnF no FRBNF37752175, DOI 10.1007/978-94-011-5510-6), partie 8, p. 345-355 (DOI 10.1007/978-94-011-5510-6_24)
  4. P. Wiegert et K. Innanen, « The stability of quasi satellites in the outer solar system », The Astronomical Journal, vol. 119, no 4,‎ 2000, p. 1978–1984 (DOI 10.1086/301291, lire en ligne)
  5. (ru)http://www.federalspace.ru/Doc1Show.asp?DocID=16 (lien mort)
  6. (en) Martin Connors et al., « Discovery of an asteroid and quasi-satellite in an Earth-like horseshoe orbit », Meteoritics and Planetary Science (en), vol. 37, no 10,‎ octobre 2002, p. 1435-1441 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2002.tb01039.x, Bibcode 2002M&PS...37.1435C, lire en ligne [PDF])
    Les coauteurs de l'article sont, outre Martin Connors, Paul Chodas, Seppo Mikkola, Paul Wiegert, Christian Veillet et Kimmo Innanen.
    L'article a été reçu par la revue Meteoritics and Planetary Science le 15 avril 2002 et accepté, après révision, par son comité de lecture le 16 juillet 2002.
  7. http://www.springerlink.com/content/qw237176371531u1/
  8. http://books.google.ch/books?id=cRxJq0NcHZkC&pg=PA489&lpg=PA489&dq=quasi+satellites+of+jupiter&source=bl&ots=lBZRwebyde&sig=ZCKd4Z0oUZGD2xC7kBmwS-duLTc&hl=fr&sa=X&ei=-V98VITcNMLP7Qb644CYBg&ved=0CE0Q6AEwBQ#v=onepage&q=quasi%20satellites%20of%20jupiter&f=false

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  1. K.A. Innanen et S. Mikkola, Orbital Stability of Planetary Quasi-Satellites, Cel. Mech. & Dyn. Astronomy (2004).

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]