Voir la source de Orbite

{{Voir homonymes|Orbite (homonymie)}}
[[Image:Orbit2.gif|thumb|Orbite circulaire de deux corps de masses différentes autour de leur [[Barycentre (physique)|barycentre]] (croix rouge).]]
[[Fichier:STS-130 Endeavour flyaround 5.jpg|vignette|La [[Station spatiale internationale]] en orbite au-dessus de la [[Terre]].]]
En [[mécanique céleste]] et en [[mécanique spatiale]], une '''orbite''' ({{prononciation API|/ɔʁ.bit/}}) est la [[courbe fermée]] représentant la [[trajectoire]] que dessine, dans l'[[Espace (cosmologie)|espace]], un [[objet céleste]] sous l'effet de la [[gravitation]] et de forces d'inertie<ref>{{CNRTL|orbite|II-A|élision=oui}}.</ref>. Une orbite est ainsi la courbe tracée par une trajectoire périodique. Dans le [[Système solaire]], la [[Terre]], les autres [[planète]]s, les [[astéroïde]]s et les [[comète]]s sont en [[orbite héliocentrique|orbite autour du Soleil]]. De même, des planètes possèdent des [[satellite naturel|satellites naturels]] en orbite autour d'elles. Des objets artificiels, comme les [[satellite artificiel|satellites]] et les [[sondes spatiales]] sont en orbite autour de la [[Terre]] ou d'autres corps du système solaire.

Une orbite a la forme d'une ellipse dont l'un des foyers coïncide avec le centre de gravité de l'objet central. D'un point de vue [[Théorie de la relativité|relativiste]], une orbite est une [[géodésique]] dans l'[[espace-temps]] courbe.

== Historique ==

De nombreux modèles sont proposés dès l'[[Antiquité]] pour représenter les mouvements des [[planète|planètes]]. Le mot ''planète'' – en grec ancien {{grec ancien|πλανήτης|planḗtēs}}, adjectif signifiant « errant, vagabond<ref>{{lien web |auteur=Anatole Bailly ; 2020 : Hugo Chávez, Gérard Gréco, André Charbonnet, Mark De Wilde, Bernard Maréchal & contributeurs|titre=πλανήτης |date=2020 |url=https://bailly.app/plan%C3%AAt%C3%AAs |site=bailly.app |consulté le=19 mai 2023|brisé le = 2024-02-10}}.</ref> » – distingue alors ces objets célestes des étoiles « fixes » par leur mouvement apparent sur la [[sphère céleste]] au cours du temps. À cette époque, cette notion inclut donc le [[Soleil]] et la [[Lune]] ainsi que cinq planètes authentiques : [[Mercure (planète)|Mercure]], [[Vénus (planète)|Vénus]], [[Mars (planète)|Mars]], [[Jupiter (planète)|Jupiter]] et [[Saturne (planète)|Saturne]]. Tous ces systèmes sont [[géocentrisme|géocentriques]], c'est-à-dire qu'ils placent la Terre au centre de l'Univers, selon le système astronomique exposé par Platon dans le ''[[Timée (Platon)|Timée]]''. Selon [[Simplicius (philosophe)|Simplicius]] (fin {{s-|V|e}} - début {{s-|VI|e}} ap. J.-C.)<ref>Ainsi dans ses ''Commentaires au traité [[Du ciel]] d'[[Aristote]]'', celui-ci écrit : {{citation bloc|Platon […] pose alors ce problème aux mathématiciens : quels sont les mouvements circulaires et uniformes et parfaitement réguliers qu'il convient de prendre pour hypothèses, afin que l'on puisse sauver les apparences que les astres errants présentent ?|[[Simplicius (philosophe)|Simplicius]]|Commentaires sur le traité ''[[Du ciel]]'' d'Aristote, II, 12, 488 et 493.}}.</ref> c'est [[Platon]] (427-327 av. J.-C.) qui aurait proposé à son élève [[Eudoxe de Cnide]] (408-355 av. J.-C.) d'étudier le mouvement des planètes en n'utilisant que des ''mouvements circulaires et uniformes'', considérés comme parfaits<ref name="EU">Voir par exemple ''Encyclopédia Universalis'', édition 2002, volume 3, article « Astronomie et astrophysique » {{ISBN|2-85229-550-4}}, ou encore ''Notionnaires Universalis - Idées'', {{ISBN|2-85229-562-8}}, Encyclopedia Universalis France SA, Paris, 2005.</ref>.
 
La difficulté de décrire précisément les mouvements des planètes, notamment les phénomènes de [[Rétrogradation (astronomie)|rétrogradation]], conduit à des représentations complexes. Les connaissances astronomiques du monde gréco-romain sont résumées au {{s-|II|e}} de notre ère par [[Ptolémée]] (vers 90 - 168 ap. J.-C.), dans un ouvrage en grec transmis par les Arabes sous le nom de l'[[Almageste]]. Connu sous le nom de modèle de [[Ptolémée]], la représentation du système solaire et du mouvement des [[planète|planètes]] (ainsi que de la [[Lune]] et du [[Soleil]]) utilise comme ses prédécesseurs un modèle [[géocentrisme|géocentrique]], et un système élaboré de sphères en rotation circulaire et uniforme, les [[épicycle|épicycles et déférents]], introduit par [[Hipparque (astronome)|Hipparque]] ({{-s-|II|e}}), qu'il perfectionne en introduisant la notion d'[[équant]], qui est un point distinct du centre du cercle déférent par rapport auquel une planète, ou le centre d'un épicycle, se déplace à vitesse uniforme. Le système de Ptolémée va dominer l'astronomie pendant quatorze siècles. Il donne des résultats satisfaisants malgré sa complexité, au besoin en modifiant et raffinant le modèle des épicycles, déférents, et points équants. Considéré comme compatible avec la philosophie d'Aristote, le géocentrisme devient doctrine officielle de l’Église en Europe au cours du [[Moyen Âge]].

On doit à [[Nicolas Copernic|Copernic]] (1473-1543) qui dans son ouvrage majeur ''De revolutionibus Orbium Coelestium'' publié à sa mort en 1543 remet en cause le dogme géocentrique et proposant un système héliocentrique, dans lequel les planètes et la Terre se déplacent selon des orbites circulaires, parcourues à vitesses constantes, la Lune étant le seul astre tournant autour de la Terre. Bien qu'imparfaite, cette vision s'avère très féconde : les mouvements des planètes sont plus simples à décrire dans un référentiel héliocentrique<ref name="EU" />. L'ensemble des irrégularités de mouvements telles que les rétrogradations s'explique uniquement par le mouvement de la Terre sur son orbite, plus précisément en termes modernes par l'effet du passage du référentiel héliocentrique au référentiel géocentrique. Le système de Copernic permet également de supposer que les étoiles de la « sphère des fixes » sont à une distance bien plus grande de la Terre (et du Soleil) que l'on le supposait jusqu'alors, pour expliquer l'absence d'effet observé alors (''[[parallaxe]]'') du mouvement de la Terre sur la position des étoiles. Il est à noter qu'initialement le système de Copernic, qui sur la pratique astronomique consistait à échanger les positions de la Terre et du Soleil, ne suscita pas une opposition de principe de l’Église, jusqu'à ce que celle-ci s'aperçut que ce modèle remettait en cause la philosophie d'[[Aristote]]<ref name="EU" />. [[Johannes Kepler|Kepler]] (1571-1630) perfectionnera ce modèle, grâce à l'analyse soigneuse des observations précises de son maître [[Tycho Brahe]] (1541-1601), notamment concernant le mouvement de la planète [[Mars (planète)|Mars]]. Il publie ses trois célèbres lois (Cf. [[Lois de Kepler]]) en 1609, 1611, 1618<ref name="EU" /> :
* Première loi : {{citation|Les planètes décrivent des ellipses dont le Soleil occupe l'un des foyers.}}
* Deuxième loi : {{citation|Le rayon vecteur reliant le centre de la planète au foyer décrit des aires égales en des temps égaux.}}
* Troisième loi : {{citation|Les cubes des demi-grands axes des orbites sont proportionnels au carré des périodes de révolution.}}

== Orbite képlérienne ==

Une orbite képlérienne est l'orbite d'un corps assimilable à un point — c'est-à-dire dont la distribution des masses possède une symétrie sphérique — et soumis au champ de gravitation créé par une masse également assimilable à un point, ce dernier étant pris comme origine du référentiel. Autrement dit, c'est l'orbite d'un corps en interaction gravitationnelle avec un seul autre corps, chaque corps étant assimilé à un point<ref>{{Chapitre|langue=fr|titre chapitre=Enrichissement du vocabulaire des techniques spatiales|auteurs ouvrage=[[Ministère de l'Industrie (France)]]|titre ouvrage=Enrichissement du vocabulaire pétrolier, nucléaire et des techniques spatiales|passage=33|lire en ligne=https://ia700308.us.archive.org/6/items/enrichissementdu00franuoft/enrichissementdu00franuoft.pdf|consulté le=6 avril 2014}} (consulté le 6 avril 2014)</ref>{{,}}<ref>{{Lien web|langue=fr|url=http://www.culture.fr/layout/set/print/franceterme/terme/SPAT415|titre=Orbite klépérienne|date=|site=culture.fr|consulté le=6 avril 2014}}.</ref>.

L'orbite képlérienne de chaque corps est une orbite [[conique]] dont un des [[Foyer (mathématiques)|foyers]] coïncide avec le [[Centre d'inertie|centre de masse]] de l'autre corps pris comme origine du référentiel.

== Paramètres orbitaux ==
{{Ancre|Éléments orbitaux}}
Une orbite [[ellipse (mathématiques)|elliptique]] est décrite au moyen de deux plans {{incise|le plan de l'orbite et le plan de référence}} et de six paramètres appelés éléments orbitaux : le [[Grand axe|demi-grand axe]], l'[[Excentricité orbitale|excentricité]], l'[[Inclinaison orbitale|inclinaison]], la [[longitude du nœud ascendant]], l'[[argument du périastre]] et la position de l'objet sur son orbite. Deux de ces paramètres - [[Conique|excentricité]] et [[Grand axe|demi-grand axe]] - définissent la [[trajectoire]] dans un plan, trois autres {{incise|inclinaison, longitude du nœud ascendant et argument du [[périapside|péricentre]]}} définissent l'orientation du plan dans l'espace et le dernier - instant de passage au péricentre - définit la position de l'objet.

* [[Grand axe|Demi-grand axe]] <math>a</math> : la moitié de la distance qui sépare le [[périapside|péricentre]] de l'[[Apoapside|apocentre]] (le plus grand diamètre de l'ellipse). Ce paramètre définit la taille absolue de l'orbite. Il n'a de sens en réalité que dans le cas d'une trajectoire elliptique ou circulaire (le demi-grand-axe est infini dans le cas d'une [[parabole]] ou d'une [[hyperbole (mathématiques)|hyperbole]])
* [[Excentricité orbitale|Excentricité]] <math>e</math> : une ellipse est le lieu des points dont la somme des distances à deux points fixes, les foyers (<math>S</math> et <math>S'</math> sur le diagramme), est constante. L'excentricité mesure le décalage des foyers par rapport au centre de l'ellipse (<math>C</math> sur le diagramme) ; c'est le rapport de la distance centre-foyer au demi-grand-axe. Le type de trajectoire dépend de l'excentricité :
** <math>e = 0</math> : trajectoire circulaire
** <math>0 < e < 1</math> : trajectoire elliptique
** <math>e = 1</math> : trajectoire parabolique
** <math>e > 1</math> : trajectoire hyperbolique

<gallery mode="packed" heights="400" caption="Paramètres de l'orbite d'un satellite autour de la Terre">
Fichier:Coordonnees satellite.svg|Paramètres orbitaux d'un satellite artificiel : ascension droite du nœud ascendant ☊, inclinaison i, argument du périgée ω.
Fichier:Vue orbite satellite parallèle au plan équatorial.svg|Vue perpendiculaire au plan orbital : demi-grand axe a, argument du périgée ω, anomalie vraie ν.
</gallery>

Le plan de référence ou plan référentiel est un plan contenant le centre de gravité du corps principal. Le plan de référence et le plan de l'orbite sont ainsi deux plans sécants. Leur intersection est une droite appelée ligne des nœuds. L'orbite coupe le plan de référence en deux points, appelés nœuds. Le nœud ascendant est celui par lequel le corps passe en trajectoire ascendante ; l'autre est le nœud descendant.

Le passage entre le plan orbital et le plan de référence est décrit par trois éléments qui correspondent à des [[angles d'Euler]]<ref>{{fr}} Luc Duriez, « Le problème des deux corps revisité », dans Daniel Benest et Claude Froeschle (éd.), ''Les méthodes modernes de la mécanique céleste'', Gif-sur-Yvette, Frontières, 2e éd., 1992, p. 18 {{isbn|2-86332-091-2}}</ref> :
* L'[[Inclinaison orbitale|inclinaison]], notée <math>i</math>, qui correspond à l'angle de [[nutation]] : l'inclinaison (entre 0 et {{Unité|180|degrés}}) est l'angle que fait le plan orbital avec un plan de référence. Ce dernier étant en général le plan de l'[[écliptique]] dans le cas d'orbites planétaires (plan contenant la trajectoire de la [[Terre]].
* La [[longitude du nœud ascendant]], notée ☊, qui correspond à l'angle de [[précession]] : il s'agit de l'angle entre la direction du [[point vernal]] et la ligne des nœuds, dans le plan de l'écliptique. La direction du point vernal est la droite contenant le [[Soleil]] et le point vernal (point de repère astronomique correspondant à la position du Soleil au moment de l'[[équinoxe]] du printemps). La ligne des nœuds est la droite à laquelle appartiennent les nœuds ascendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté nord de l'écliptique) et descendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté sud de l'écliptique).
* L'[[argument du périastre]], noté <math>\omega</math>, qui correspond à l'angle de rotation propre : il s'agit de l'angle formé par la ligne des nœuds et la direction du périastre (la droite à laquelle appartiennent l'étoile (ou l'objet central) et le périastre de la trajectoire de l'objet), dans le plan orbital. La [[longitude du périastre]] est la somme de la longitude du nœud ascendant et de l'argument du périastre.

Le sixième paramètre est la position du corps orbitant sur son orbite à un instant donné. Elle peut être exprimée de plusieurs manières :
* L'[[anomalie moyenne]] à l'[[Époque (astronomie)|époque]], notée Mo ;
* L'[[anomalie vraie]] ;
* L'argument de latitude.
* [[Date du périastre|Instant τ de passage au périastre]] : la position de l'objet sur son orbite à un instant donné est nécessaire pour pouvoir la prédire pour tout autre instant. Il y a deux façons de donner ce paramètre. La première consiste à spécifier l'instant du passage au [[périastre]]. La seconde consiste à spécifier l'[[anomalie moyenne]] M de l'objet pour un instant conventionnel (l'[[Époque (astronomie)|époque]] de l'orbite). L'anomalie moyenne n'est pas un angle physique, mais spécifie la fraction de la surface de l'orbite balayée par la ligne joignant le foyer à l'objet depuis son dernier passage au périastre, exprimée sous forme angulaire. Par exemple, si la ligne joignant le foyer à l'objet a parcouru le quart de la surface de l'orbite, l'anomalie moyenne est <math>0,25 \times 360</math>°<math> = 90</math>°. La [[longitude moyenne]] de l'objet est la somme de la longitude du périastre et de l'anomalie moyenne.

== Périodes ==

Lorsqu'on parle de la période d'un objet, il s'agit en général de sa période sidérale, mais il y a plusieurs périodes possibles :
* Période sidérale : Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet devant une [[étoile]] distante. C'est la période « absolue » au sens [[Isaac Newton|newtonien]] du terme.
* Période anomalistique : temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son [[périastre]]. Selon que ce dernier est en précession ou en récession, cette période sera plus courte ou longue que la sidérale.
* Période [[Mois lunaire#Mois draconitique|draconitique]] : temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son [[nœud ascendant]] ou descendant. Elle dépendra donc des précessions des deux plans impliqués (l'orbite de l'objet et le plan de référence, généralement l'écliptique).
* Période tropique : temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à l'[[ascension droite]] zéro. À cause de la [[précession des équinoxes]], cette période est légèrement et systématiquement plus courte que la sidérale.
* [[Période synodique]] : temps qui s'écoule entre deux moments où l'objet prend le même aspect ([[Conjonction (astronomie)|conjonction]], [[Quadrature_(astronomie)|quadrature]], [[opposition (astronomie)|opposition]], etc.). Par exemple, la période synodique de [[Mars (planète)|Mars]] est le temps séparant deux oppositions de Mars par rapport à la Terre; comme les deux planètes sont en mouvement, leur vitesses angulaires relatives se soustraient, et la période synodique de Mars se révèle être {{Unité|779.964|d}} ({{Unité|1.135|années martiennes}}).

== Relations entre les anomalies et les rayons ==
Dans ce qui suit, <math>e</math> est l'excentricité, <math>T</math> l'[[anomalie vraie]], <math>E</math> l'[[anomalie excentrique]] et <math>M</math> l'[[anomalie moyenne]].

Le rayon <math>r</math> de l'ellipse (mesuré depuis un foyer) est donné par :

<math>r = a(1 - e\cos(E)) = a\frac{(1 - e^2)}{1 + e\cos(T)}\,\!</math>

Les relations suivantes existent entre les anomalies :

<math>M = E - e\sin(E)\,\!</math>

<math>\cos(T) = \frac{\cos(E)-e}{1-e\cos(E)}\,\!</math>

ou encore

<math>\tan\left(\frac{T}{2}\right) = \sqrt{\frac{1+e}{1-e}}\tan\left(\frac{E}{2}\right)\,\!</math>

Une application fréquente consiste à trouver <math>E</math> à partir de <math>M</math>. Il suffit alors d'itérer l'expression :

<math>E_{i+1} = \frac{M - e(E_i\cos(E_i)-\sin(E_i))}{1-e\cos(E_i)}\,\!</math>

Si on utilise une valeur initiale <math>E_0 = \pi</math>, la convergence est garantie, et est toujours très rapide (dix chiffres significatifs en quatre itérations).
[[Fichier:Comparaison-altitudes-orbit.png|thumb|center|upright=2.8|Les catégories d'orbite des satellites artificiels selon l'altitude (schéma à l'échelle).]]

== Orbite d'un satellite artificiel et trace au sol ==

La [[trace au sol]] d'un [[satellite artificiel]] est la projection au sol de sa trajectoire sur son orbite selon une verticale qui passe par le centre du corps céleste autour duquel il tourne. Sa forme détermine les portions de surface balayées par les instruments du satellite et les créneaux de visibilité du satellite par les stations terrestres. Le dessin de la trace résulte à la fois du déplacement du satellite sur son orbite et de la [[rotation de la Terre]].

== Classification des orbites des satellites artificiels ==
[[File:Traces-au-sol.png|vignette|Trace au sol d'un satellite en [[orbite héliosynchrone]] (en haut) et en [[orbite de Molnia]] (en bas).]]
[[Fichier:Lagrange points.jpg|thumb|Les cinq points de Lagrange du système Terre-Soleil : en pratique seuls {{Pla|1}} et {{Pla|2}} sont utilisés.]]

Les orbites des satellites artificiels peuvent être classifiées selon différents critères :

=== Altitude (orbite circulaire) ===
Quand l'orbite est quasiment circulaire elle est appelée [[Orbite terrestre basse|orbite basse]] (LEO, de l'[[anglais]] ''{{langue|en|Low Earth Orbit}}'') si son altitude est inférieure à {{unité|1500 km}}, [[Orbite terrestre moyenne|orbite moyenne]] (MEO, de ''{{langue|en|Medium Earth Orbit}}'') si elle est comprise entre {{unité|1500 et 20000 km}}, et [[Orbite terrestre|orbite haute]] au-delà. L'orbite haute la plus courante, car permettant au satellite de rester en permanence au-dessus de la même région de la Terre est située à une altitude de {{formatnum:36000}} km et est appelé [[orbite géostationnaire]] (ou GEO de l'anglais ''Geostationnary Earth Orbit''). Elle nécessite que l'inclinaison orbitale soit de 0°. Une orbite à cette altitude avec une inclinaison orbital nulle ou non est une [[orbite géosynchrone]]. La plupart des satellites placés sur une orbite circulaire autour de la Terre se trouvent soit sur une orbite basse ([[satellite d'observation de la Terre]], [[satellite de reconnaissance]]) soit sur une orbite moyenne à {{formatnum:20000}} km ([[satellite de navigation]]) soit sur une orbite géostationnaire ([[satellite de télécommunications]], [[satellite météorologique]])<ref name="Capderou321-322">{{Ouvrage|langue=fr|auteur1=Michel Capderou|titre=Satellites|sous-titre=de Kepler au GPS|lieu=Paris/Berlin/Heidelberg etc.|éditeur=Springer|année=2012|pages totales=844|passage=321-322|isbn=978-2-287-99049-6|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=jRQXQhRSrz4C&printsec=frontcover|id=Capderou2012}}</ref>.

=== Altitude (orbite elliptique) ===
Parmi les orbites hautes elliptiques (ou HEO de l'anglais ''High Earth Orbit'') on trouve des orbites répondant à des objectifs très précis comme l'[[orbite de Molnia]] permettant une meilleure visibilité depuis les [[latitude]]s hautes que l'orbite géostationnaire ou l'[[orbite toundra]] qui en est une variante. L'[[orbite de transfert]] (ou GTO de l'anglais ''Geostationnary Transfer Orbit'') est une orbite transitoire dont l'[[apogée]] se situe à {{formatnum:36000}} km et qui est utilisée par les satellites qui doivent se placer sur une orbite géostationnaire<ref name=Capderou321-322/>.

=== Cas particulier des orbites autour des [[Points de Lagrange]] ===
L'orbite autour d'un [[point de Lagrange]] (zone de l'espace ou l'influence gravitationnelle de 2 corps célestes s'équilibre) est une [[orbite de halo]] (ou [[orbite de Lissajous]] par allusion à sa forme qui ressemble à une [[courbe de Lissajous]]) et est notée L1LO (L1 Lissajous Orbit) ou L2LO, L1 et L2 étant les deux points de Lagrange du système Terre-Soleil utilisés notamment par des satellites d'observation astronomique ou d'étude du Soleil. Ces orbites instables sont parcourues en environ 200 jours et nécessitent des manœuvres de correction régulières<ref name="Capderou321-322" />.

=== Inclinaison orbitale ===
Selon la valeur de l'angle d'[[inclinaison orbitale]] i, on parle d'orbite équatoriale (i=0°), orbite quasi-équatoriale (i<10°), [[orbite polaire]] ou quasi-polaire (i proche de 90°). Si l'inclinaison orbitale est inférieure ou égale à 90°, ce qui est le cas de la majorité des satellites, l'orbite est dite directe (ou prograde), sinon elle est dite rétrograde<ref name=Capderou321-322/>.

=== Propriété ===
On oppose parfois les satellites en orbite géostationnaire, en position fixe au-dessus de la Terre, aux ''satellites défilants''. Dans la catégorie des orbites polaires, une orbite très utilisée, l'[[orbite héliosynchrone]], se caractérise par le mouvement de son plan orbital qui pivote sous l'effet de la [[précession nodale]] de manière synchrone avec le mouvement de la Terre autour du Soleil. Un satellite de ce type repasse toujours à la même [[heure solaire]] au-dessus d'une région éclairée. Une [[orbite phasée]] est une catégorie d'orbite héliosynchrone caractérisée par le fait que le satellite après un certain nombre de révolutions repasse exactement au-dessus du même point<ref name="Capderou321-322" />.

=== Autres désignations non liées aux caractéristiques de l'orbite ===
Un engin spatial peut être placé sur une [[orbite d'attente]] (généralement une orbite basse) dans le but d'atteindre une position favorable pour effectuer la prochaine [[manœuvre orbitale]]. Une [[orbite de dérive]] est une orbite transitoire parcourue par les satellites pour atteindre de manière passive leur position finale en orbite géostationnaire. Enfin en fin de vie, le satellite est placée sur une [[orbite cimetière]] (ou [[orbite de rebut]]) pour éviter de se retrouver sur la trajectoire des satellites actifs.

== Étymologie et sens mathématique ==
Le [[Nom (grammaire)|substantif]] [[Genre grammatical|féminin]] « orbite » est un [[Emprunt lexical|emprunt]] au [[latin]] ''{{langue|la|texte=orbita}}'', désignant la trace d'une roue<ref>{{Académie|orbite|édition=9}}.</ref>{{,}}<ref>[http://www.lexilogos.com/latin/gaffiot.php?p=1089] (consulté le 6 avril 2014)</ref>.

Initialement, le terme ''orbite'' est un terme utilisé en mathématiques pour désigner l'ensemble des points parcourus par une [[trajectoire]], c'est-à-dire par une [[courbe paramétrée]]. La différence entre "orbite" et "trajectoire" consiste dans le fait que la trajectoire exprime l'évolution du point tandis que l'orbite est un concept "statique". Ainsi pour une trajectoire <math>f: t\mapsto M(t)</math>, l'orbite est l'ensemble <math>\{M(t)|t\in\R\}</math>.

Une orbite peut donc avoir n'importe quelle forme selon la dynamique du système étudié, mais avec le temps l'usage du terme s'est vu réservé aux orbites [[courbe fermée|fermées]] en [[astronomie]] et [[astronautique]].

== Notes et références ==
{{Références}}
=== Bibliographie ===
* {{Ouvrage|langue=fr|auteur1=Yvon Villarceau|titre=Mémoire sur la détermination des orbites des planètes et des comètes|éditeur=Forgotten books|année=2018|isbn=978-0-332-62798-4}}
* {{Ouvrage|langue=fr|auteur1=Michel Capderou|titre=Satellites|sous-titre=de Kepler au GPS|lieu=Paris/Berlin/Heidelberg etc.|éditeur=Springer|année=2012|pages totales=844|isbn=978-2-287-99049-6|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=jRQXQhRSrz4C&printsec=frontcover|id=Capderou2012}}

== Voir aussi ==
{{Autres projets|
  commons=Category:Orbits|  wikt=orbite}}

=== Articles connexes ===
* [[Mouvement képlérien]], [[Problème à deux corps]]
* [[Orbite géostationnaire]], [[Orbite héliosynchrone]], [[Orbite héliocentrique]]  
* [[Satellite artificiel]] 
* [[Liste d'orbites]]
* [[Déclin d'orbite]]
* [[Orbitographie]], [[Two-Line Elements]] (TLE), représentation standard des paramètres orbitaux d'objets en [[orbite terrestre]]
* [[Orbiter (simulateur)|Orbiteur]], un logiciel gratuit de [[simulateur de vol spatial|simulation spatiale]]

=== Liens externes ===
* YAN Kun(2005). [http://www.nature.ac.cn/papers/paper-pdf/celestialBinet-pdf.pdf The general expression of Binet equation about celestial bodies motion orbits](Approximate solutions of Binet equation for celestial bodies motion orbits in the weak and strong gravitational field) DOI:10.3969/j.issn.1004-2903.2005.02.052.

{{Palette Orbites}}

{{Portail|astronautique|astronomie}}

[[Catégorie:Orbite|*]]