Gravité et orbites

Qu'est-ce que la gravité ?

La gravité est l'attraction entre tout ce qui possède une masse. Vous attirez la Terre et la Terre vous attire ; elle a simplement bien plus de masse, et c'est donc vous qui bougez. La même force façonne les étoiles, tient les galaxies ensemble et guide les engins spatiaux.

En 1687, Isaac Newton l'a décrite par une règle simple. L'attraction entre deux objets augmente avec leurs masses et diminue avec le carré de la distance qui les sépare. Doublez la distance et l'attraction tombe au quart. La relativité générale d'Einstein a ensuite affiné ce tableau en décrivant la gravité comme une courbure de l'espace et du temps, mais la règle de Newton reste celle qu'utilisent les ingénieurs pour planifier la plupart des missions.

Les trois lois de Kepler en termes simples

Des décennies avant Newton, Johannes Kepler a étudié des observations minutieuses de Mars et y a trouvé trois régularités dans le mouvement des planètes.

Première loi : les orbites sont des ellipses, des cercles légèrement étirés, dont le Soleil occupe un foyer plutôt que le centre. La plupart des orbites planétaires ne sont que peu étirées et paraissent presque rondes.

Deuxième loi : une planète va plus vite quand elle est proche du Soleil et plus lentement quand elle en est loin. Une ligne reliant le Soleil à la planète balaie des aires égales en des temps égaux. La Terre va le plus vite début janvier et le plus lentement début juillet.

Troisième loi : les planètes lointaines mettent beaucoup plus de temps à faire le tour. Le carré de la période orbitale est proportionnel au cube de la distance moyenne. Jupiter, environ cinq fois plus loin du Soleil que la Terre, a besoin de près de 12 ans par tour. Newton a ensuite montré que les trois lois découlent de sa loi de la gravitation.

Pourquoi la Lune ne tombe pas

En un sens, elle tombe. La Lune tombe vers la Terre en permanence. Mais elle se déplace aussi de côté à environ 3 680 km/h. Pendant qu'elle tombe, la surface courbe de la Terre se dérobe sous elle, si bien qu'elle ne se rapproche jamais. Cette chute sans fin qui rate toujours sa cible, c'est précisément une orbite.

Newton imaginait un canon au sommet d'une très haute montagne. Un boulet lent retombe tout près. Un boulet plus rapide tombe plus loin. Tirez-le assez vite et le sol s'incurve aussi vite que le boulet descend : il fait le tour de la planète. La Station spatiale internationale fait exactement cela à environ 28 000 km/h, et les astronautes flottent parce qu'ils tombent avec la station, non parce que la gravité a disparu.

La vitesse de libération

Si vous lancez un objet plus vite, son orbite devient plus grande et plus allongée. À partir d'une certaine vitesse, appelée vitesse de libération, il ne revient jamais. Depuis la surface de la Terre, elle vaut environ 40 000 km/h, soit environ 11,2 km par seconde, sans tenir compte de la résistance de l'air.

La vitesse de libération dépend de la masse et de la taille de l'astre. Sur la Lune, elle n'est que d'environ 8 500 km/h ; sur Jupiter, elle atteint environ 214 000 km/h. Les fusées n'ont pas besoin d'atteindre la vitesse de libération d'un seul coup ; elles peuvent monter progressivement, mais l'énergie totale nécessaire reste la même.

Les points de Lagrange et JWST

Quand deux grands corps tournent l'un autour de l'autre, comme le Soleil et la Terre, il existe cinq endroits particuliers où un petit objet peut garder sa position par rapport aux deux. Ce sont les points de Lagrange, du nom du mathématicien du XVIIIe siècle Joseph-Louis Lagrange.

L2 se trouve à environ 1,5 million de km de la Terre, du côté opposé au Soleil. Un objet placé là tournerait normalement autour du Soleil plus lentement que la Terre, mais l'attraction combinée de la Terre et du Soleil l'accélère juste assez pour qu'il suive notre rythme. Le télescope spatial James Webb décrit une grande boucle autour de L2. De là, le Soleil, la Terre et la Lune sont tous à peu près dans la même direction, si bien qu'un seul pare-soleil peut bloquer leur chaleur et garder le télescope extrêmement froid.

L1, entre la Terre et le Soleil, accueille des observatoires solaires comme SOHO. L1, L2 et L3 sont instables : les sondes qui s'y trouvent effectuent de petites poussées pour rester en place. L4 et L5 sont stables, et des astéroïdes s'y rassemblent autour de Jupiter.

Voir les orbites en action

Vous pouvez observer le mouvement orbital de vos propres yeux. Suivez la position de la Lune par rapport aux étoiles pendant quelques soirées ; elle se décale vers l'est d'environ sa propre largeur chaque heure. Vous pouvez aussi guetter l'ISS qui traverse le ciel sous la forme d'un point brillant et régulier dans les heures qui suivent le coucher du Soleil ou précèdent l'aube ; le service Spot the Station de la NASA indique les passages pour votre position.

Sur plusieurs semaines, vous pouvez suivre une planète brillante comme Jupiter ou Mars qui dérive devant les étoiles, et qui de temps en temps repart en arrière pendant un moment. Cette boucle apparente se produit parce que la Terre, sur son orbite intérieure plus rapide, dépasse la planète.