Astronomie

S'interroger sur une orbite en fer à cheval

S'interroger sur une orbite en fer à cheval


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Comme je ne suis pas physicien, je veux savoir comment fonctionne ce système. Par exemple, s'il y avait une planète, très similaire à la Terre, mais avec deux lunes, et les lunes en orbite en fer à cheval, comment ça marche ? Est-ce stable ?
J'ai besoin d'une explication simple, et aussi à quoi ressembleraient les lunes vues de la Terre ? Merci!


Une règle orbitale de base est la troisième loi de Kepler, qui stipule que plus la lune est proche de la planète, plus son orbite est rapide. Un corps proche de la Terre se déplacera en orbite plus rapidement qu'un corps éloigné.

L'étrangeté fondamentale : si un corps est en orbite et que vous lui donnez une pousser dans la direction où il se déplace, il Gain énergie, bouger un moyen de la planète, et ralentir. Au contraire, si vous lui donnez un retrait, il tombera sur une orbite inférieure et accélérera. C'est fondamentalement étrange parce que nous sommes habitués à l'idée que si vous poussez quelque chose, cela va accélérer, pour les corps en orbite, c'est le contraire qui se produit. Assurez-vous de comprendre pourquoi.

Supposons maintenant que nous ayons deux lunes, une grande et une petite. Le grand est sur une orbite circulaire (et est assez grand pour que l'orbite ne change pas) Le petit est du côté opposé de la planète, et légèrement plus près de la planète que la grande lune (seulement légèrement plus près). La petite est également sur une orbite circulaire, dans la même direction que la grande lune.

Étant donné que le petit est plus proche de la planète, il orbite plus vite que la grande lune et rattrapera donc lentement la grande lune.

En rattrapant la grande lune, l'attraction de la gravité de la grande lune tirera la petite lune vers l'avant. Souvenez-vous maintenant de l'étrangeté fondamentale : si la petite lune est tirée en avant, elle s'éloignera de la planète et ralentir. La grande lune est également tirée, mais nous supposerons que la grande lune est suffisamment grande pour que la gravité de la petite lune soit négligeable.

Maintenant, la petite lune a ralenti. Il va toujours dans la même direction que la grande lune, mais maintenant il va plus lentement, donc il tombe derrière la grande lune. Finalement, il tombe si loin que la grande lune commence à le rattraper.

Maintenant, la gravité de la grande lune tire la petite lune en arrière, et à cause de l'étrangeté fondamentale, cela fait que la petite lune tombe vers la planète et accélère.

Le processus peut maintenant se répéter, la petite lune rattrapant son retard à plusieurs reprises, puis retombant de la grande lune. Un observateur sur la Grande Lune verrait la petite lune s'approcher lentement puis retomber, passer derrière la planète, s'approcher de l'autre côté, puis retomber à nouveau. Il semblerait se déplacer en forme de fer à cheval, par rapport à la grande lune. Par rapport à la planète, les deux lunes se déplacent en cercles ou près de cercles.

Sa stabilité dépend de toutes sortes de choses : les marées, les autres planètes, l'effet de la petite lune sur la grande. Cependant, une telle orbite peut être stable sur de longues périodes de temps. Mais peut-être pas au cours des 5 milliards d'années du système solaire.


Configuration co-orbitale

En astronomie, un configuration co-orbitale est une configuration de deux objets astronomiques ou plus (tels que des astéroïdes, des lunes ou des planètes) en orbite à la même distance ou à une distance très similaire de leur primaire, c'est-à-dire qu'ils sont dans une résonance de mouvement moyen de 1:1. (ou 1:−1 si orbite dans des directions opposées). [1]

Il existe plusieurs classes d'objets co-orbitaux, selon leur point de libration. La classe la plus courante et la plus connue est le cheval de Troie, qui se libère autour de l'un des deux points de Lagrange stables (points de Troie), L4 et moi5, 60° devant et derrière le plus gros corps respectivement. Une autre classe est l'orbite en fer à cheval, dans laquelle les objets se libèrent à environ 180° du corps plus grand. Les objets libérant autour de 0° sont appelés quasi-satellites. [2]

Un orbite d'échange se produit lorsque deux objets co-orbitaux sont de masses similaires et exercent ainsi une influence non négligeable l'un sur l'autre. Les objets peuvent échanger des demi-grands axes ou des excentricités lorsqu'ils se rapprochent.


Selon une étude, les planètes voyous errant dans l'espace interstellaire sont rares

Les planètes flottantes --- les planètes qui ont été chassées de leur système solaire domestique et dans le milieu interstellaire --- ont longtemps fasciné la communauté scientifique exoplanétaire à la fois pour leur nouveauté et leur potentiel à abriter une sorte de vie primitive. Après tout, si la vie peut évoluer et se maintenir sur une planète qui doit compter sur la gentillesse d'étrangers stellaires pour sa seule source de luminosité, alors la vie elle-même doit être assez robuste.

Cette conception d'artiste illustre une planète semblable à Jupiter seule dans l'obscurité de l'espace, flottant . [+] librement sans étoile parent.

Mais une nouvelle étude statistique --- dont les détails ont été présentés à l'Assemblée générale de l'AIU ici à Vienne --- suggère fortement que les planètes flottantes (FFP) peuvent être beaucoup plus rares qu'on ne le pensait auparavant.

Nader Haghighipour, un théoricien planétaire et astrobiologiste de l'Université d'Hawaï, a fait valoir ici qu'un système solaire donné serait très inefficace pour éjecter des planètes dans le milieu interstellaire (ISM). C'est s'ils sont la masse de notre propre Jupiter ou aussi petit que la moitié de la masse de Mars.

Haghighipour a parcouru ses propres archives de quelque 500 simulations de plus de vingt ans de modèles de formation de planètes terrestres. Son équipe s'est particulièrement intéressée aux objets que le code de formation de la simulation a signalés comme éjectés ou inutilisés.

"Nous avons suivi les objets que le code a jetés et avons continué à les intégrer pendant 10 millions d'années supplémentaires pour voir s'ils restaient liés au système solaire", m'a dit Haghighipour.

Comme l'explique Haghighipour, les planètes géantes gazeuses se forment nécessairement en premier dans un système solaire donné, généralement dans les 10 millions d'années. Les planètes de type terrestre sont des retardataires virtuels qui mettent environ 100 millions d'années à se former. C'est pendant cette période de turbulence au sein du disque protoplanétaire que les jeunes planètes telluriques pourraient être éjectées. Ils ont conclu que seulement un ou deux pour cent de ces planètes pouvaient réellement être éjectées dans l'ISM.

Les résultats de l'équipe ont indiqué que la majorité des planètes qui trouveraient leur chemin vers l'ISM seraient des objets de type super-Mars à super-Terre, écrit Haghighipour. Il note que ces objets sont dispersés en raison de leurs interactions mutuelles alors que la formation des planètes terrestres à l'intérieur du système solaire est toujours en cours.

Une deuxième présentation au cours de la même session a utilisé les données du télescope spatial Kepler de la NASA, ainsi que des relevés de microlentilles gravitationnelles au sol, pour rechercher des planètes flottantes. La microlentille est la courbure gravitationnelle de la lumière d'une étoile (ou d'un autre rayonnement électromagnétique) causée par un objet beaucoup plus proche au premier plan qui agit comme la lentille gravitationnelle.

Dans le cas d'un candidat à la microlentille FFP, la planète putative agirait comme la lentille gravitationnelle.

Sur la photo ci-dessus, la gravité d'une galaxie rouge lumineuse (LRG) a déformé gravitationnellement la lumière. [+] d'une galaxie bleue beaucoup plus lointaine. Plus généralement, une telle courbure de la lumière donne deux images discernables de la galaxie lointaine, mais ici l'alignement de la lentille est si précis que la galaxie d'arrière-plan est déformée en un fer à cheval - un anneau presque complet.

Crédit : ESA/Hubble et NASA

Comme Yutong Shan, une étudiante diplômée en astronomie de l'Université Harvard, le note dans son résumé de présentation, la campagne 9 (K2C9) de Kepler 2 offre la première opportunité de sonder les propriétés d'objets de champ de faible masse distants et isolés. Elle et ses collègues ont modélisé conjointement les données d'enquêtes au sol et les observations de Kepler.

"Nous avons trouvé des candidats, mais aucun d'entre eux n'est définitivement FFP car leur masse peut être supérieure à ce que nous considérons comme la frontière entre la planète et une naine brune", m'a dit Shan. Elle note également qu'ils n'ont pas détecté autant de candidats FFP que prévu.

Le gros problème avec les enquêtes par microlentille, cependant, est qu'elles ne permettent que des détections ponctuelles. Par conséquent, une observation candidate FFP donnée ne peut pas être vérifiée avec certitude. Pourtant, en principe, les relevés par microlentille devraient être sensibles aux planètes flottantes qui ont des masses aussi petites que la Terre.

Cependant, l'étude Kepler en cours de Shan et ses collègues semble corroborer l'hypothèse de Haghighipour selon laquelle, en fait, ces flotteurs libres sont rares.

"Ces objets sont en fait rares et si la microlentille en trouve beaucoup, ce n'est pas parce que leur processus d'éjection était efficace", a déclaré Haghighipour. "C'est parce qu'il y a beaucoup d'étoiles hébergeant des planètes dans la galaxie."


S'interroger sur une orbite en fer à cheval - Astronomie

La Lune de la Terre orbite avec une période sidérale de 27,32 jours.

Mais en réalité, la lune co-orbite le soleil avec la terre. La force de gravité du soleil sur la lune est supérieure à la force de gravité de la terre sur la lune. En fait, c'est à peu près le double.

Un bref intermède mathématique facultatif.

F gsun = GM lune M soleil /R 2 soleil

F gearth = GM lune M terre /R 2 terre

donc le rapport est

F gsun /F gearth = M soleil R 2 terre /M terre R 2 soleil
= 2 x 10 30 (3,8 x 10 8 ) 2 / 6 x 10 24 (1,5 x 10 11 ) 2
= 2.1

Vue de polaris (l'étoile polaire), la lune orbite autour du soleil en se déplaçant toujours dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, elle ne se retourne jamais pour aller dans l'autre sens. L'orbite de la lune est toujours concave par rapport au soleil. Plus concave en dehors de l'orbite terrestre, moins concave à l'intérieur. Les orbites des lunes serpentent à l'intérieur de la terre derrière la terre à l'extérieur de la terre et devant la terre.


Vue de Polaris, la lune orbite autour du soleil en se tortillant autour de l'orbite de la terre, qui est bleue.

Pourtant, du point de vue d'une personne debout sur la terre, la lune semble tourner autour de la terre sur une orbite approximativement circulaire. Il ne fait aucun doute que la Lune est un mon de terre. Un grand satellite naturel.


Dans le référentiel de la Terre, la Lune semble en orbite autour de la Terre.
Ce dessin n'est pas à l'échelle.

Les astronautes ont laissé des réflecteurs laser sur la lune. Les scientifiques font rebondir les lasers sur ces réflecteurs et mesurent avec précision (à quelques centimètres près). Ces mesures montrent que l'orbite de la lune augmente de rayon d'environ 3,8 cm/an. La Lune s'est déplacée de 3000 km plus loin au cours des 900 derniers millions d'années. Dans le même temps, le taux de rotation de la Terre est ralenti, ajoutant une seconde supplémentaire à la durée de l'année, presque chaque année.

Avant d'en apprendre davantage sur d'autres lunes possibles de la Terre, il sera utile de faire quelques expériences avec les orbites. Retour aux orbites.

En 1986, D. Waldron en Australie a découvert un compagnon de 5 km de diamètre vers la Terre, un astéroïde co-orbital proche de la Terre. Il l'a nommé 3753 Cruithne, prononcé Crueenya, d'après une tribu celtique également connue sous le nom de Pictes. Il a une orbite très étrange autour du soleil qui est elliptique et balaie Vénus passée presque jusqu'à mercure et ensuite presque jusqu'à mars. Une orbite prend presque exactement un an. Il est chorégraphié pour que l'orbite soit stable et que Cruithne ne heurte jamais la terre.

Il faut un an à Cruithne pour orbiter autour du soleil, tout comme la Terre et la Lune.

Tout comme l'orbite de la lune est transformée d'une ellipse oscillant de manière sinusoïdale autour du soleil en une orbite presque circulaire de la terre lorsqu'elle est vue dans le cadre de référence de la Terre, de même l'orbite de Cruithne présente un motif intéressant lorsqu'elle est vue à partir d'un cadre de référence attaché au Terre. (La transformation du cadre solaire au cadre terrestre est bien montrée dans un film sur le site de Paul Wiegert.) Vu d'un point au-dessus du pôle nord de la terre, l'astéroïde Cruithne suit un type d'orbite complexe en fer à cheval.

Considérons d'abord une simple orbite en fer à cheval d'un astéroïde mythique Pégase. Pégase est vraiment sur une orbite presque elliptique autour du soleil, mais vue du cadre de la terre, son orbite a la forme d'un fer à cheval. Parfois, Cruithne tourne autour du soleil légèrement plus près que la terre, à ces moments il rattrape la terre. Lorsqu'il s'approche de la Terre, son orbite est perturbée et il est déplacé vers une orbite de plus grand rayon où il orbite plus lentement que la Terre. Il prend du retard dans son orbite jusqu'à ce que la terre le rattrape et le transfère à nouveau sur l'orbite intérieure.


Une orbite en fer à cheval. le Soleil est jaune, la Terre est bleue et Pégase est noire.

Dans l'orbite en fer à cheval illustrée ci-dessus, le satellite noir du soleil, Pégase, rattrape la terre sur une orbite intérieure plus rapide, il reçoit de l'énergie par l'attraction gravitationnelle de la terre et se déplace dans une orbite plus lente de plus grand rayon. Il tombe ensuite derrière la terre jusqu'à ce qu'il rencontre à nouveau la terre. Cette fois, la terre retire de l'énergie du satellite en la faisant tomber sur une orbite inférieure plus rapide où elle revient à sa position d'origine. Même si la terre et le satellite mythique Pégase font le tour du soleil une fois par an dans ce référentiel qui co-tourne avec la terre, le satellite peut mettre des centaines d'années à compléter le fer à cheval. On dirait que la gravité terrestre repousse le satellite. Mais ce n'est pas le cas.

C'est comme des voitures sur une piste de course circulaire avec les voitures intérieures roulant plus vite et les voitures extérieures roulant plus lentement. La terre reste sur la voie du milieu tandis que Pégase passe de la voie intérieure à la voie extérieure et inversement chaque fois qu'il rencontre la terre. Attraper la terre quand elle est dans la voie intérieure, prendre du retard dans la voie extérieure.

Je n'appellerais pas Pégase un mon de la terre puisqu'il ne fait jamais le tour de la terre dans le cadre de la terre.

C'est plus compliqué que ça.

Cruithne orbite autour du soleil dans une ellipse une fois par an, vue de la terre, cette ellipse prend la forme d'un haricot. Vu de la terre, Cruithne fait une boucle en forme de haricot une fois par an. dérivant pour faire le tour de la terre de l'autre côté et finalement après 385 ans, retournant à la boucle d'origine autour de la terre. cette orbite dérive créant un fer à cheval revenant à son haricot d'origine en 385 ans.

L'orbite de Cruithne sur un an dans un référentiel en orbite avec la terre.

Chaque année, l'orbite de Cruithne dérive par rapport au soleil. Voici son orbite au cours de la deuxième année.


Chaque année, l'orbite de Cruithne dérive autour du soleil par rapport à la terre


L'orbite de Cruithne par rapport à la Terre dérive, après 190 ans, elle fait le tour de la Terre de l'autre côté.

L'orbite de Cruithne est en fait hors du plan du papier. D'un côté de son approche de la terre, il fait une boucle sous la terre. En ce moment, à l'automne 2003, il passe au-dessus du pôle sud de la Terre. Son approche la plus proche de la Terre est de 0,1 UA, 1,5 x 10^7 km, 40 fois la distance orbitale de la lune. Même au plus près, il est difficile à voir, brillant dans la lumière solaire réfléchie à une magnitude de 15. Comme il fait le tour de la terre vue de la terre, il prétend être la deuxième lune de la terre.

Le rayon orbital de la terre est en moyenne de 1,0 UA par définition, Cruithne en moyenne de 0,99778 UA.

Autre astéroïde co-orbital en orbite en fer à cheval, nommé 2002AA29, il ne fait que 100 m de diamètre. Il s'approche de la Terre tous les 95 ans, le plus récemment le 8 janvier 2003. Dans 600 ans, il orbitera autour de la Terre une fois par an, puis après 50 ans d'orbites s'éloignera à nouveau. C'est un quasi satellite de la terre à une distance de 0,2 UA. Il fait 100 m de rayon. (Il a fait sa dernière orbite autour de la terre en 572 après JC.) Vu du cadre terrestre, il orbite parfois au-dessus des pôles, vers et loin du soleil. Elle peut donc prétendre être la troisième lune de la Terre, à temps partiel.

202AA29 est juste assez grand pour remplir un stade de football. Sa gravité est si faible qu'un joueur de football professionnel debout à la surface pourrait lancer un ballon en orbite autour de la lune.

Dans 600 ans, l'orbite de 2002AA29 fera 50 boucles annuelles autour de la terre d'un pôle à l'autre.
Dans ce dessin, la terre bleue est en orbite autour du soleil jaune et vient droit sur vous. La ligne noire est l'orbite de AA.

Cruithne et 2002AA29 ne sont certainement que le premier de nombreux corps rocheux qui seront trouvés en orbite autour du soleil près de la terre. Beaucoup de ces corps auront des orbites qui tourneront autour de la terre lorsqu'elles seront vues dans le cadre de référence de la terre. Restez à l'écoute des pages scientifiques de votre journal pour suivre le nombre de nouvelles lunes de la terre.

Epiméthée et Janus sont deux lunes de Saturne qui sont presque sur la même orbite. Ce sont des lunes co-orbitales. Les deux lunes sont sur des orbites presque circulaires. La lune intérieure, plus rapide, gagne sur la lune extérieure, plus lente. La gravité de la lune de fuite (qui rattrape la lune de tête) tire en arrière sur la lune de tête. La gravité de la lune de tête entraîne la lune de queue en avant. Cette interaction ajoute de l'énergie à la lune arrière, la propulsant sur une orbite plus élevée et plus lente, et prend de l'énergie de la lune principale en l'abaissant sur une orbite plus rapide. Ainsi, au lieu de se heurter, ils échangent des vitesses et s'éloignent. ils agissent comme s'ils se repoussaient.

Il existe 5 points de Lagrange où les satellites peuvent orbiter à la même période qu'une planète. Aucune lune n'a encore été trouvée dans les points de Lagrange de la Terre. Mais des astéroïdes ont été trouvés dans les points de Lagrange de Mars et de Jupiter. autour de Saturne, dans l'orbite de sa grande lune Téthys, il y a les lunes Telsto en avant de 60 degrés et Calypso, en arrière.


Avoir plus d'une planète dans la zone des boucles d'or est sûrement possible, après tout notre (vraie) Vénus est juste à l'extérieur et Mars est à l'intérieur.

En avoir plus sur des orbites très similaires est plus complexe en raison des interactions potentiellement perturbatrices entre les planètes.

Cela peut être facilement surmonté d'avoir plusieurs planètes sur la même orbite en L4/L5, les positions dites "de Troie". Ces positions sont très stables.

Vous pouvez facilement avoir deux "trains" de planètes bien dans la zone habitable.

Tout est question de stabilité. Le théorème de Kolmogorov-Arnold-Moser dit que le système solaire est en grande partie stable. C'est surtout le mot clé. Même avec les paramètres actuels, si nous exécutons une simulation de plusieurs milliers de milliards d'années, nous verrons une certaine instabilité de l'orbite (il s'agirait principalement de Mercure).

Plus vous rapprochez vos planètes, pire ce serait. On peut y mettre des centaines de planètes mais dans plusieurs années leurs orbites se détérioreraient.

J'ai rencontré une règle empirique selon laquelle la distance entre les planètes devrait être d'environ 10 rayon de la sphère Hill pour une stabilité à long terme (des milliards d'années). Si nous supposons que la taille de la zone de Goldilock = 0,5 au, alors pour les planètes de la taille de la Terre, ce serait 8-9 planètes. Évidemment, il est peu probable que cela se produise naturellement.

La décision de mettre un géant et de placer des planètes de la taille de la Terre dans son point lagrangien serait moins efficace car la planète géante a une assez grande sphère Hill.

Probablement pas. Dans notre système solaire, les planètes sont sur un ensemble de distances en augmentation exponentielle. (Voir la loi de Dermott de la règle de Titus Bode) semble montrer que les corps orbitaux sont répartis dans une loi de puissance. Notez que la tuberculose est maintenant considérée comme une coïncidence. (Je suis sceptique. 3 éléments est une coïncidence. 6 est un phénomène non compris.)

Cela dit, les planètes spatiales proches auront des périodes similaires et seront proches les unes des autres pendant des périodes de temps relativement longues. Cela permet des perturbations assez importantes. Je soupçonne qu'il existe un rapport minimum de période orbitale pour avoir une stabilité à long terme.

La Terre est à peine à l'intérieur de la zone, et sans l'effet de serre, ce serait probablement une boule de glace (18 ° C plus froide)

Cela peut être possible si vous avez une géante gazeuse agissant comme un berger pour maintenir les orbites stables. Ou peut-être que ce serait plus perturbateur.

Vous pouvez obtenir 2 planètes en les ayant en tant que binaires, verrouillées ensemble.

Vous pourriez avoir une planète massive en orbite, puis une série de lunes individuellement habitables. Cela les place toujours dans une série exponentielle de la planète massive mais effectivement à la même distance du soleil.


Des chercheurs chinois étudient la possibilité de capturer des astéroïdes en orbite terrestre

Trajectoire de 2008EA9 avant et après la manœuvre d'orbite. Image de arXiv:108.4767v1 [astro-ph.EP]

(PhysOrg.com) -- Dans une tournure intéressante concernant l'étude des astéroïdes et ce qui se passe lorsqu'ils s'approchent de notre planète, Hexi Baoyin et ses deux collègues, Yang Chen et Junfeng Li de l'Université Tsinghua à Pékin, en Chine, se sont penchés sur la possibilité de pousser un ou plusieurs objets géocroiseurs (NEO) en orbite autour de la Terre, initialement pour étude, mais plus tard, pour la manne financière qui pourrait être obtenue si un tel astéroïde pouvait être extrait pour ses métaux précieux. L'équipe a publié ses résultats sur le serveur de pré-impression, arXiv.

Depuis aussi longtemps que l'homme est conscient du danger d'astéroïdes ou de comètes frappant notre planète, des idées ont été avancées sur les moyens de les dissuader ou de les détruire. À mesure que la technologie s'est améliorée, les idées sont devenues de plus en plus réalisables. Mais jusqu'à présent, il semble que personne n'ait pensé sérieusement à transformer ce qui pourrait être un problème pour nous, en une mine d'or, pour ainsi dire.

Dans leur article, l'équipe explique comment elle a étudié comment un astéroïde occasionnel est connu pour être naturellement capturé sur une orbite autour de Jupiter, où il reste pendant un certain temps jusqu'à ce qu'il soit finalement renvoyé dans l'espace. La comète, Oterma, par exemple, a fait exactement cela en 1936. Cela les a amenés à se demander si un tel NEO pourrait se cacher là-bas, prêt à faire de même pour notre planète. Malheureusement, leur recherche s'est avérée vide. Intrépides, ils ont alors commencé à chercher s'il pourrait y avoir un NEO ou deux qui pourraient s'approcher terriblement, et ont découvert qu'il y en avait effectivement.

Un en particulier a attiré leur attention, un astéroïde appelé 2008EA9 à seulement dix mètres de diamètre, il semble un candidat parfait. Non seulement il est assez petit pour que si les efforts pour l'accrocher s'effondraient et que la chose plongeait plutôt dans la Terre, il brûlerait probablement dans l'atmosphère, mais il se trouve également qu'il a une vitesse orbitale proche de celle de la Terre. En faisant le calcul, l'équipe a découvert que s'ils l'accéléraient de seulement 410 mètres par seconde, ils pourraient lui donner juste assez d'un coup de pouce pour le faire entrer en orbite autour de la Terre, à environ une distance deux fois plus élevée. de la lune. Assez près pour l'étudier, et peut-être rapporter des échantillons.

L'équipe, et tout le monde vraisemblablement, a tout le temps d'examiner les aspects pratiques et les dangers d'une telle mission, cependant, car 2008EA9 ne reviendra pas avant 2049.

Abstrait
Récemment, les objets géocroiseurs (NEO) ont attiré une grande attention, et des milliers d'objets géocroiseurs ont été trouvés à ce jour. Cet article examine la dynamique orbitale des objets géocroiseurs à l'aide du cadre d'un modèle de système solaire précis et d'un système à trois corps Soleil-Terre-NEO lorsque les objets géocroiseurs sont proches de la Terre pour rechercher des objets géocroiseurs avec des orbites à faible énergie. Il est possible qu'un tel objet géocroiseur soit temporairement capturé par la Terre, son orbite serait ainsi modifiée et il deviendrait un objet en orbite autour de la Terre après une légère augmentation de sa vitesse. Du point de vue du système restreint à trois corps Soleil-Terre-NEO, il est possible qu'un objet géocroiseur dont la constante Jacobienne est légèrement inférieure à C1 et supérieure à C3 soit temporairement capturé par la Terre. Lorsqu'un tel NEO s'approche de la Terre, il est possible de modifier son énergie d'orbite pour fermer la surface à vitesse nulle du système à trois corps au point L1 et faire du NEO un petit satellite de la Terre. Certains de ces objets géocroiseurs se sont avérés le meilleur exemple ne nécessitant qu'une augmentation de la vitesse de 410 m/s.


Compagnons de la Terre : minismoons, quasi-satellites et fers à cheval

Le seul compagnon inébranlable de la Terre. Crédit : Adrian Kingsley-Hughes/flickr, CC BY-NC-SA

La Terre a un compagnon indéfectible : la Lune est en orbite autour de la Terre depuis sa violente formation il y a plus de quatre milliards d'années.

Cependant, la gravité terrestre peut également tirer sur de petits objets proches – les astéroïdes proches de la Terre – ce qui en fait temporairement des compagnons de la Terre.

S'il est capturé en orbite, un astéroïde géocroiseur devient une mini lune. Les simulations informatiques suggèrent qu'à tout moment la Terre devrait avoir au moins une mini-lune d'un diamètre d'un mètre ou plus.

Le chemin sinueux d'une mini-lune simulée. La taille de la Terre et de la Lune ne sont pas à l'échelle, mais la taille de la trajectoire de la mini-lune est à l'échelle du système Terre-Lune. Crédit : K Teramura

La mini lune se retrouve prise dans un bras de fer entre la gravité de la Terre, notre lune et le soleil. Capturé par l'attraction terrestre, il suit un chemin sinueux qui le voit faire plusieurs fois le tour de la Terre avant d'être finalement éjecté du système Terre-Lune.

À ce jour, une seule mini-lune a été observée. C'était un petit astéroïde d'environ trois mètres de diamètre et désigné 2006 RH120. Il a effectué quatre boucles autour de la Terre d'avril 2006 jusqu'à son éjection en septembre 2007.

Quand une lune n'est-elle pas une lune ?

Il existe d'autres astéroïdes géocroiseurs qui semblent être en orbite autour de la Terre, mais ils ne le sont pas vraiment. Appelés quasi-satellites, la distinction est que ces objets restent liés gravitationnellement au soleil, contrairement à une lune qui devrait être liée à la Terre.

La tromperie vient du fait que les quasi-satellites suivent des orbites elliptiques autour du soleil qui sont très similaires à celles de la Terre, comme le montre la vidéo ci-dessous (produite par Phil Plait de Bad Astronomy). À côté de l'orbite terrestre, se trouve l'orbite de 2016 HO3, un astéroïde de 40 à 100 mètres de diamètre. C'est le quasi-satellite le plus récent à avoir été découvert.

La Terre et 2016 HO3 sont en orbite autour du soleil en tandem. Il y a des moments où l'astéroïde accélère et tire devant la Terre, mais ensuite sa trajectoire se déplace en dehors de l'orbite terrestre, ce qui fait que l'astéroïde prend du retard.

Le clip montre également que l'orbite de l'astéroïde est inclinée de huit degrés par rapport à la Terre, donc tout au long d'une orbite, il se déplace au-dessus et au-dessous de notre planète.

Voyez maintenant ce qui se passe lorsque l'orbite de 2016 HO3 est tracée par rapport à la Terre, comme le montre l'animation ci-dessous. En gardant la Terre stationnaire, il semble que l'astéroïde tourne autour de notre planète, oscillant de haut en bas en raison de l'inclinaison relative de son orbite.

Au plus éloigné l'astéroïde est à 40 millions de km de la Terre (soit 100 fois plus éloigné que la Lune), tandis qu'à son plus proche il est encore à 14 millions de km (soit 38 fois plus loin que la Lune). Il est beaucoup trop loin pour que la gravité terrestre le capte en orbite.

2016 HO3 est un compagnon de la Terre depuis près d'un siècle et devrait continuer comme tel pour les siècles à venir. La Terre fournit juste assez de coup de pouce pour garder l'astéroïde synchronisé, sans jamais dériver trop loin ou s'approcher trop près.

Mais surtout, si la gravité du système Terre-Lune pouvait être désactivée, le quasi-satellite remarquerait à peine la différence. Il continuerait simplement sans entrave sur son orbite autour du soleil.

Ici aujourd'hui, parti demain

Au cours de la dernière décennie, une poignée de quasi-satellites ont été détectés. L'astéroïde 2003 YN107, qui mesure 20 mètres de diamètre, a semblé tourner en tire-bouchon autour de la Terre pendant sept ans à partir de 1999.

Le 10 juin 2006, il s'est rapproché légèrement de la Terre que d'habitude et le coup de coude a envoyé l'astéroïde sur sa route. Mais il ne disparaîtra pas pour toujours. Dans cinquante ans, il retrouvera son chemin et se synchronisera à nouveau avec la Terre.

Les autres quasi-satellites connus sont 2004 GU9, 2006 FV35, 2013 LX28 et 2014 OL339 et chacun a un diamètre supérieur à 100 mètres. 2014 OL339 sera le premier à voir son orbite perturbée depuis environ 165 ans, tandis que 2013 LX28 devrait rester avec la Terre pendant quelques dizaines de milliers d'années à venir.

Il existe d'autres astéroïdes qui, comme les quasi-satellites, sont sur des orbites similaires autour du soleil comme la Terre, mais plutôt que de former une fausse lune, ces astéroïdes parviennent à éviter complètement la Terre.

L'astéroïde tourne autour de l'orbite terrestre mais évite la planète elle-même, créant un motif en fer à cheval. Paul Chodas et Ron Baalke

Un exemple classique est l'astéroïde 2002 AA29. En traçant son orbite par rapport à la Terre, l'astéroïde semble tourner autour de l'orbite terrestre, mais à mesure qu'il s'approche de la Terre elle-même, l'astéroïde change de direction et commence à s'éloigner.

Chaque boucle dure un an (après tout, l'astéroïde est vraiment en orbite autour du soleil) et après une série de 95 boucles, 2002 AA29 a voyagé d'un bout à l'autre du fer à cheval (comme animé ici).

Alors, comment la Terre repousse-t-elle l'astéroïde ? Cela se joue comme un jeu de tag (ou de tiggy) sans fin.

Disons que l'astéroïde est un peu plus proche du soleil que la Terre, et donc en orbite plus rapide. Alors qu'il commence à rattraper la Terre, il ressent la force de la gravité terrestre. L'astéroïde accélère et (peut-être étonnamment) est poussé vers une orbite plus élevée.

Cette nouvelle orbite, légèrement plus éloignée que celle de la Terre, entraîne un ralentissement et un retard de l'astéroïde. La Terre 's'éloigne' et évite d'être 'marquée'.

De nombreuses années plus tard, l'astéroïde est tombé si loin derrière que la Terre (qui est maintenant à l'intérieur et sur une orbite plus rapide), commence à rattraper son retard.

Cette fois, la Terre tire l'astéroïde en arrière ce qui le ralentit. La perte d'énergie déplace l'astéroïde sur une orbite plus basse, lui permettant de s'éloigner avant que la Terre ne puisse dire « attrape ».

Il y a neuf objets en fer à cheval connus pour jouer avec la Terre, y compris l'astéroïde géocroiseur 3753 Cruithne. Le plus récemment découvert, le SO2 de 2015, est très stable et a probablement été le compagnon de la Terre pendant des centaines de milliers d'années.

Il est également possible pour les astéroïdes de passer d'un état à l'autre. Les quasi-satellites 2004 GU9 et 2014 OL339 étaient autrefois sur des orbites en fer à cheval. Maintenant, ils bouclent autour de la Terre, piégés dans l'espace en fer à cheval, mais ils finiront par être relâchés pour redevenir des objets en fer à cheval.

D'autre part, 2002 AA29 était un quasi-satellite il y a plus de mille ans et retombera dans cet état dans 4 000 ans.

Cette histoire est publiée avec l'aimable autorisation de The Conversation (sous Creative Commons-Attribution/Pas de dérivés).


Commentaires

15 janvier 2010 à 00h48

C'est un ajout intéressant aux modèles actuels, mais que se passe-t-il si Kepler ne trouve que beaucoup plus de Jupiters chauds ?
Dans de tels systèmes planétaires, est-il encore possible qu'une petite planète se forme après la dérive du HJ vers l'intérieur, ou mange-t-elle tout le reste en traversant l'écosphère de l'étoile ? Ces Jupiters chauds autour des nains de la séquence principale me font penser qu'ils sont peut-être la seule chose à moins de 10 à 20 UA de l'étoile.
La Terre est encore une créature rare. Le processus qui nous l'a donné et nous, doit être l'événement le plus improbable possible !
Il y a aussi la question de notre propre histoire post-accrétion. Le cataclysme qui nous a donné la Lune nous a donné d'énormes marées dans la croûte et le manteau pendant un certain temps, ce qui peut avoir été responsable d'une certaine manière de la formation de la vie. Spéculation de ma part, oui mais disons si un autre nain G ou K a une planète de la taille de la Terre dans la zone douce, qui n'a pas une grande lune comme la nôtre. Avec seulement une faible marée stellaire, serait-il jamais venu à la vie ?

Vous devez être connectés pour poster un commentaire.

15 janvier 2010 à 16h18

La théorie actuelle suggère que notre lune s'est formée à travers une planète
Objet de la taille de Mars, un coup d'œil à environ 4 milliards
point de l'année. Je me demande si cela a été pris en compte (probablement pas) dans leur analyse, on pourrait facilement visualiser que cet angle de collision fournissait une orbite plus éloignée que ce qui se serait autrement produit.
If so, perhaps every Earth-like exo-planet out there (if any). requires a planetary collision early on, to survive.
Just some thoughts.

You must be logged in to post a comment.

January 16, 2010 at 9:19 am

It is well known that condensing stellar nebulae are highly magnetized plasmas. Magnetic energy densities and pressure can play important dynamical roles in controlling the stabilization of planet formation against disrupting forces especially as the central star goes through a T-Tauri stage. I do not know if the model reported here included this physics. An early NASA monograph (#SP-345) by Alfven and Arrhenius discusses the importance of the critical ionization velocity in stabilizing planet formation according to composition. Some of their specific conclusions are now known not to be correct but the relative stabilizing importance of magnetic pressure during planet formation in a contracting stellar plasma still needs to quantified especially if thermal-induced pressure effects are as important as this article suggests.

You must be logged in to post a comment.

January 16, 2010 at 3:42 pm

I did not see in this report if the computer model started out with microscopic dust grains vs. 1 km or larger objects already embedded in a dust disk to make planets. This will make a huge difference in the outcome of planetary formation. Most of the tiny particles will not accrete but rapidly dissipate. Remember too that 38% of the crop of 424 exoplanets orbit


Plate over Horseshoe Magnet

What he put on the magnet is called a keeper. The horseshoe magnet would loose strength over time without the keeper.

The keeper is made of something called soft iron. It has a high mu but is not easily magnetized.

Material with a high mu draws the magnetism through itself much more easily than air. With the keeper stuck to the magnetost of the magneti is no longer apparent which might make him think it there to keep the magnet from attracting things.

Yeah, I did a brief Google search and all the sites merely said something like " a soft iron keeper is used to complete the magnetic path of the poles, thus increasing the magnets longevity"

None of the "few" sites I went to actually explained why this helps.

Entropy . over time there would be a thermal randomization of the magnetic domains defining the poles, which would lead to weakening of the magnetic field.

I am not completely sure, but I think the soft iron retards this thermalization by increasing the local magnetic field at the poles. A stronger field tends to keep the domains better aligned, reducing the likelihood of randomization event at a given temperature.

An imprecise but perhaps instructive analogy is to imagine a continuous "current" circulating through the poles . any time the "current" encounters a "resistance", it has to use up some energy to get past it, weakening the magnetic field. So you want the "resistance" between the poles to be as low as possible. Materials with high magnetic permeability (like iron) have low "resistance", and thus are good for "completing the magnetic circuit".

That sounds plausible, focussing and concentrating the field to more strongly force co-magnetisation.


How to find the right rotating frame for a Horseshoe-Orbit

Let's say I have a table of cartesian coordinates for a co-orbital pair in a horseshoe orbit (like Janus and Epimetheus). These coordinates are in a planet-centered inertial frame. Now I want to visualize the horseshoe-orbit, so I need to transform to a rotating frame of reference with the correct frequency (e.g. https://en.wikipedia.org/wiki/Co-orbital_configuration#mediaviewer/File:Epimetheus-Janus_Orbit.png, where omega is 21.6°/hour. But how did they get this value?) How do I find the right frequency to plot the orbit?

Note how the drift of each moon in the image you linked is symmetrical, i.e. 0.19 deg/day prograde when it's on the "inside track", then 0.19 deg/day retrograde when it's on the "outside track". That symmetry means you can just use the average of the inside and outside orbital period, which is a function of the orbital distance of each.

. where T is the time to complete one orbit, r is the distance to the parent body, G is the gravitational constant, and M is the mass of the parent body.

Let's call the orbital distance of the inside track R_1 and the orbital distance of the outside track R_2. You can plus both those values in to Kepler's Third Law to get the respective periods, T_1 and T_2. The orbital period you're looking for will then just be:


Voir la vidéo: GROSSES CHALEURS - 5 astuces pour aider votre cheval (Mai 2022).


Commentaires:

  1. Loxias

    Une réponse très drôle

  2. Boulad

    Ouais ... la vie, c'est comme faire du vélo. Pour garder votre équilibre, vous devez bouger.

  3. Gardalar

    Je vous conseille de visiter le site, sur lequel il y a beaucoup d'articles sur cette question.

  4. Mayo

    ICI! EXACTEMENT!

  5. Akinogal

    Votre idée brillamment

  6. Ryscford

    Égoutter, et comment !!!



Écrire un message