En astronomie, la sphère de Hill (ou sphère de Roche) d'un corps A en orbite autour d'un autre B, plus massif, est une approximation de la zone d'influence gravitationnelle de ce premier corps A, c'est-à-dire du volume d'espace où la satellisation d'un troisième corps C de masse négligeable devant les 2 premiers, est possible autour du premier corps A, lui-même en orbite, sans être capturé par le deuxième B.
Explication simplifiée[modifier | modifier le code]
- la force de gravitation causée par Jupiter ;
- la force de gravitation causée par le Soleil ;
- la force centrifuge expérimentée par une particule située en ce point et se déplaçant à la même vitesse angulaire que Jupiter autour du Soleil.
La sphère de Hill de Jupiter est la plus grande sphère, centrée sur Jupiter, à l'intérieur de laquelle la somme de ces trois forces est toujours dirigée vers la planète. En d'autres termes, la résultante de ces trois forces est une force centripète et la sphère de Hill décrit la limite qu'un objet plus petit comme une lune ou un satellite artificiel peut occuper pour tourner autour de Jupiter. Mathématiquement parlant, la sphère de Hill est le lieu où le gradient des champs gravitationnels de Jupiter et du Soleil s'équilibrent. Il est également possible d'exprimer ceci comme le lieu où les forces de marée des deux objets sont égales. Au-delà de cette sphère, un troisième objet en orbite autour de Jupiter serait petit à petit dévié par les forces de marée du Soleil et finirait par orbiter autour de ce dernier.
Détails[modifier | modifier le code]
Rayon[modifier | modifier le code]
Si l'excentricité est négligeable, cette valeur devient :
Le diamètre de la sphère de Hill est grosso modo égal à la distance séparant les points de Lagrange L1 et L2 de l'objet .
Relation remarquable à propos de la période[modifier | modifier le code]
En négligeant l'excentricité de l'orbite, la période de révolution THill d'un objet orbitant au rayon de Hill r du corps de masse m est toujours proportionnelle à la période de révolution T de ce corps de masse m << M orbitant autour du corps de masse M au demi-grand axe a, d'un facteur tel que :
et ce, quelles que soient la masse des objets considérés et leur distance relative, pourvu que l'approximation de Hill s'applique.
Véritable région de stabilité[modifier | modifier le code]
La sphère de Hill n'est qu'une approximation car d'autres forces entrent en jeu (comme la pression de radiation ou l'effet Yarkovsky) qui peuvent également perturber l'orbite de l'objet. En outre, le troisième objet doit être de masse suffisamment petite par rapport aux deux autres pour ne pas compliquer le résultat.
Exemples[modifier | modifier le code]
Dans le système solaire, la planète qui a la plus grande sphère de Hill est Neptune, avec un rayon de 116 millions de kilomètres, soit 0,775 ua : sa grande distance au Soleil compense sa masse par rapport à Jupiter, dont la sphère de Hill mesure 53 millions de kilomètres de rayon. Pour la Terre, le rayon atteint 1,5 million de kilomètres, soit 0,01 ua. La Lune orbite à la distance de 380 000 km et est donc située bien à l'intérieur de la sphère de Hill terrestre. Dans la ceinture d'astéroïdes, le rayon de la sphère de Hill de Cérès mesure 220 000 km ; cette valeur décroit rapidement avec la masse des astéroïdes situés dans la même région. Dans le cas de (66391) Moshup, un astéroïde herméocroiseur doté d'une lune (Squannit), le rayon de la sphère de Hill varie entre 120 et 22 km selon que l'astéroïde est à son aphélie ou son périhélie. Par exemple la sonde Phobos-Grunt, qui devait explorer Phobos, la lune de Mars (mais ne put mener à bien sa mission), n'aurait pas pu se placer en orbite autour de Phobos car le rapport de masse entre Phobos et Mars (rapport de 1 pour 60 millions) et le demi-grand axe de l'orbite de Phobos autour de Mars (9 377 km) fixent la limite de l'influence gravitationnelle de Phobos à 16 km. Compte tenu de l'irrégularité de la forme de Phobos, cette orbite n'aurait pas pu être viable.
Corps du système solaire[modifier | modifier le code]
Nom | Masse (Terre = 1) |
Masse (kg) |
Demi-grand axe (UA) |
Excentricité de l'orbite |
Rayon de Hill (km) |
Rayon de Hill (UA) | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Planètes telluriques | Mercure | 0.055 | 0.33 × 1024 | 0.387 | 0.206 | 180 000 | 0.001 |
Vénus | 0.815 | 4.86 × 1024 | 0.723 | 0.007 | 1 000 000 | 0.007 | |
Terre | 1 | 5.97 × 1024 | 1 | 0.0167 | 1 500 000 | 0.010 | |
Mars | 0.107 | 0.64 × 1024 | 1.523 | 0.093 | 1 000 000 | 0.007 | |
Planètes géantes gazeuses | Jupiter | 317.7 | 1898.6 × 1024 | 5.203 | 0.048 | 50 600 000 | 0.338 |
Saturne | 95.2 | 568.46 × 1024 | 9.537 | 0.054 | 61 600 000 | 0.412 | |
Planètes géantes de glaces | Uranus | 14.5 | 86.81 × 1024 | 19.229 | 0.044 | 67 100 000 | 0.448 |
Neptune | 17.1 | 102.43 × 1024 | 30.104 | 0.009 | 115 000 000 | 0.769 | |
Planètes naines | Cérès | 0.000 15 | 0.0009 × 1024 | 2.77 | 0.080 | 200 000 | 0.001 |
Pluton | 0.002 2 | 0.013 × 1024 | 39.48 | 0.250 | 5 800 000 | 0.039 | |
Éris | 0.002 8 | 0.016 × 1024 | 67.67 | 0.442 | 8 000 000 | 0.053 |
Références[modifier | modifier le code]
- (en) D.P. Hamilton, J.A. Burns, « Orbital stability zones about asteroids », Icarus, vol. 92, , p. 118-131 (DOI , résumé)
- (en) D.P. Hamilton, J.A. Burns, « Orbital stability zones about asteroids. II - The destabilizing effects of eccentric orbits and of solar radiation », Icarus, vol. 96, , p. 43-64 (DOI , résumé)
Voir aussi[modifier | modifier le code]
Articles connexes[modifier | modifier le code]
- Problème à N corps
- Limite de Roche
- Lobe de Roche
- Sphère d'influence (trou noir)
- Sphère d'influence (astrodynamique)