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==Les orbites des astéroïdes==
 
Les astéroïdes et comètes ont naturellement une trajectoire liée à la gravité, la force centrale du Soleil leur donnant une orbite elliptique. Mais, chose nettement évidente, la lumière du Soleil agit aussi sur les orbites des petits corps. Divers phénomènes physiques et thermiques liés à la lumière solaire et auvent solaire peuvent influencer l'orbite des petits corps. Nous allons donc voir : la pression de radiation, l'effet Yarkovsky et l'entrainement de Poynting-Robertson.
 
En toute généralité, ces phénomènes touchent tout corps gravitant autour d'une étoile, ici le Soleil. Ils agissent sur la surface des corps, seule à recevoir la lumière et le vent solaire, et non sur leur volume comme le fait la gravité. En conséquence, ces forces se manifestent quand le rapport surface/volume est assez important, ce qui n'est possible que pour les petits corps. Ils sont négligeables pour les planètes, planètes naines et autres corps relativement sphériques. Seuls les astéroïdes et les poussières sont significativement influencés par ces phénomènes.
 
===Les forces de frictions (vent solaire et disque planétaire)===
 
Nous ne détaillerons pas les effets du vent solaire et du gaz interplanétaire. Tout au plus peut-on dire que le vent solaire souffle sur les astéroïdes et les éloigne lentement du Soleil. Pour ce qui est des gaz interplanétaire, on va se borner à dire que les astéroïdes vont frotter sur les gaz du disque interplanétaire, ce qui a tendance à les ralentir. Ce mécanisme est analogue à la friction de l'air qui ralentit les astéroïdes qui rentrent dans l’atmosphère, mais avec une intensité nettement moindre. Ce ralentissement dépend naturellement de la densité du gaz, ce qui explique sa faiblesse comparée à l'entrée dans l'atmosphère.
 
===L'effet de la pression de radiation===
 
La '''pression de radiation''' est la pression que la lumière exerce sur les corps qu'elle illumine. Toute onde électromagnétique (ou tout photon) transporte une certaine impulsion, une certaine "quantité de mouvement". Dans ce qui suit, nous la désignerons sous le terme d'''impulsion lumineuse''. Les lois de la physique nous disent que l'impulsion de la lumière est égale à son énergie divisée par la vitesse de la lumière, en vertu de l'équation :
 
: <math>p = \frac{E}{c}</math>, avec E l'énergie et p l'impulsion.
 
La force liée à la pression de radiation n'est autre que la quantité d'impulsion lumineuse qu'un corps absorbe durant une unité de temps. Elle est donc égale à :
 
: <math>F_r = \frac{d p}{dt} = \frac{d}{dt} \frac{E}{c} = \frac{1}{c} \frac{d E}{dt}</math>
 
On utilise alors la définition de la luminosité L, à savoir <math>L = \frac{\Delta E}{\Delta t}</math>.
 
: <math>F_r = \frac{L}{c}</math>
 
Mais sur l'impulsion lumineuse incidente, seule une partie est absorbée. Lorsque la lumière interagit avec un objet, elle peut lui céder tout ou partie de son impulsion, qui sera convertie en quantité de mouvement. Si la lumière est absorbée, toute son impulsion sera transformée en quantité de mouvement. Si elle est réfléchie, une partie de son impulsion peut être transmise, mais la lumière changera alors de longueur d'onde : on est dans un cas de diffusion inélastique. Dans ce qui va suivre, nous allons supposer qu'une portion <math>Q</math> de l'impulsion du rayonnement incident est absorbée. Pour le dire autrement, seule une portion <math>Q</math> de l'impulsion passe de la lumière au corps solide considéré. Le coefficient <math>Q</math> vaut 1 pour un corps totalement absorbant et diminue en même temps que l'albédo augmente. Il faut donc ajouter ce coefficient dans l'équation précédente :
 
: <math>F_r = Q \cdot \frac{L}{c}</math>
 
La luminosité reçue par le petit corps est, comme on l'a vu dans le chapitre sur la température de surface, égale à :
 
: <math>L(R) = S \cdot \frac{L_{soleil}}{4 \pi R^2}</math>, avec R la distance au Soleil et S la surface du petit corps.
 
En combinant les deux équations précédentes, on trouve que la force induite par la pression de radiation dans le cas du Soleil est donnée par l'équation suivante.
 
: <math>F_{radiation} = Q \cdot S \cdot \frac{L_{soleil}}{4 \pi c \cdot R^2}</math>
 
Vu que la pression de radiation et la force de gravité ont toutes deux une dépendance en <math>1 \over R^2</math>, on peut reformuler la gravité vue par l’astéroïde comme suit :
 
: <math>F_{totale} = - (1 - \beta) \frac{G M m}{R^2}</math>, avec <math>\beta = \frac{F_{radiation}}{F_{gravite}}</math>
 
===L'effet Yarkovsky===
 
[[File:YarkovskyEffect.svg|vignette|upright=1.0|Effet Yarkovsky.]]
 
L''''effet Yarkovsky''', du nom de son découvreur, agit sur des astéroïdes de petite taille, maximum 30 à 40 kilomètres de diamètre. Il s'agit d'un effet extrêmement faible, bine plus que l'effet de la gravitation. En conséquence, il n'agit que sur des durées très longues, de plusieurs millions d'années.
 
Il apparait quand un astéroïde est éclairé par le Soleil et provient de la rotation de l'astéroïde et de son inertie thermique. Dans les grandes lignes, l'astéroïde absorbe le rayonnement solaire et le réémet un peu plus tard sous la forme d'un rayonnement de corps noir. Vu que le rayonnement transporte de l'impulsion, de la quantité de mouvement, qui dit émission de lumière dit émission de quantité de mouvement. En réémettant de la lumière, l'astéroïde réémet de la quantité de mouvement et subit donc un léger recul. Cette fuite de quantité de mouvement n'est pas censée engendrer de force si l'émission est isotrope, mais ce n'est pas le cas si l'astéroïde tourne sur lui-même.
 
Le petit corps est chauffé par le Soleil, durant la journée. La portion éclairée du satellite devient ainsi plus chaude que la portion non-éclairée. Mais le sol de l'astéroïde a une certaine inertie thermique : il met du temps à refroidir quand la nuit tombe. Ce faisant, la portion de l’astéroïde qui est en soirée et s’apprête à passer dans la nuit sera encore assez chaude. Par contre, la portion matinale de l’astéroïde sera totalement refroidie. Il existe donc une différence de température entre les deux côtés soirée-matinée de l'astéroïde. Les deux portions de l’astéroïde émettront de la lumière, mais la partie en soirée émettra plus de lumière. Du fait des différences de température entre matinée et soirée, ce n'est pas le cas : les fuites ne sont pas isotropes. Ce faisant, la différence de fuite de quantité de mouvement entre la soirée et le matin engendrera un couple, et une force de Yarkovsky qui dévieront l’astéroïde de sa trajectoire. Cela pousse l’astéroïde dans le sens opposé de la portion en soirée, soit dans le sens de rotation de l'objet.
 
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