Orbite héliosynchrone

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Par analogie avec l'orbite géosynchrone, une orbite héliosynchrone est une orbite héliocentrique de rayon ~24,360 G m (0,1628 ua) telle que la période de révolution de l'objet coïncide avec la période de rotation du Soleil. L'orbite héliostationnaire est l'orbite héliosynchrone d'inclinaison et d'excentricité orbitale zéro.

Mais l'usage le plus répandu de l'expression orbite héliosynchrone concerne surtout une orbite géocentrique dont on choisit l'altitude et l'inclinaison de façon à ce que l'angle entre le plan d'orbite et la direction du soleil demeure à peu près constant, en dépit de la dérive annuelle du plan d'orbite (précession): de la sorte, une satellite placé sur une telle orbite repasse au-dessus d'un point donné de la surface terrestre à la même heure solaire locale. Ceci est désirable lorsqu'on prend des photographies en lumière visible, car l'éclairement solaire sera peu variable d'un cliché à l'autre (satellites météos, espions, de télédétection, etc.). Il y aura, bien entendu, une oscillation annuelle de l'heure solaire du passage à cause de l'excentricité orbitale terrestre (voir analemme).

Ces orbites sont possibles pour une gamme d'altitudes (typiquement 600–800 km, pour des périodes de 96–100 min) parce que le bourrelet équatorial de la Terre fait précesser l'orbite du satellite à un rythme qui dépend de son inclinaison (environ 98° pour les altitudes susmentionnées), ce qui permet de choisir l'inclinaison de facon à avoir une dérive du plan de l'orbite de 0,986 degré par jour (soit 360° par an). Des options sont possibles autour de ce schéma de base: un satellite pourrait avoir une orbite héliosynchrone fortement excentrique, auquel cas l'« heure solaire fixe de passage » n'est pertinente que pour un point donné de l'orbite (typiquement le périgée). La période orbitale choisie dépend, elle, du taux de revisite désiré; le satellite traverse le plan équatorial à la même heure solaire à chaque passage, mais à une longitude différente lors de chaque passage car la Terre tourne sous lui. Par exemple, une période orbitale de 96 min, qui se divise entièrement dans un jour solaire (15 fois) signifiera que le satellite traversa l'équateur à quinze longitudes différentes lors d'orbites consécutives, pour revenir à la première longitude à chaque quinzième passage, une fois par jour.

L'orbite midi/minuit est un cas particulier de l'orbite héliosynchrone où l'heure solaire fixe de passage est aux environs de midi ou minuit pour les longitudes équatoriales. L'orbite crépusculaire, similairement, est une orbite héliosynchrone dont l'heure solaire fixe de passage coïncide avec le lever ou le coucher du Soleil.

Au fur et à mesure que l'altitude du satellite augmente, l'inclinaison requise augmente aussi, si bien que l'utilité de l'orbite diminue doublement : premièrement parce que les clichés du satellite sont pris de plus en plus loin, et deuxièmement parce que l'inclinaison croissante implique que le satellite ne survolera pas les hautes latitudes. Un satellite héliosynchrone conçu pour survoler la France, par exemple, devrait avoir une inclinaison de 129° ou moins, ce qui implique une altitude de ~4450 km ou moins.

L'orbite héliosynchrone est également possible autour de certaines autres planètes, comme Mars.

[modifier] Éléments techniques

Pour une orbite directe, la précession est rétrograde (c'est-à-dire, en sens opposé à celui de la rotation terrestre); aussi les orbites héliosynchrones sont-elles rétrogrades, assurant une précession directe. Une bonne approximation du taux de précession est donnée par :

$\omega_p = -\frac{3 a^2}{2 r^2} J_2 \omega \cos i$

Où $ω p$ est le taux de précession (rad/s), $a$ est le rayon équatorial terrestre (6,378 137 Mm), $r$ est le rayon orbital du satellite, $ω$ sa fréquence angulaire ( $2π$ radians divisé par sa période), $i$ son inclinaison et $J 2$ est le second facteur de forme dynamique terrestre (1,08×10^-3). Cette dernière quantité est liée à l'aplatissement comme suit :

$J_2 = \frac{2 \epsilon_E}{3} - \frac{a^3 \omega_E^2}{3 G M_E}$

Où $ε E$ est l'aplatissement terrestre, $ω E$ le taux de rotation terrestre (7,292 115×10^-5 rad/s), et $G M E$ est le produit de la constante gravitationnelle universelle et de la masse terrestre (3,986 004 418×10¹⁴ m³/s²).