Les Lois Fondamentales de l’Astronomie

Zeralda, du 27 Juin au 04 Juillet 2008

Les lois fondamentales de l’astronomie

Khalil Daiffallah

Chercheur en Astronomie CRAAG

Vice président AAJAA

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Pour expliquer les orbites planétaires, Johannes KEPLER

(1571 - 1630) sera le premier à rompre avec la tradition

des mouvements circulaires et uniformes. Sur la base de données observationnelles

très précises de Tyge Ottesen BRAH

(Tycho BRAHE, 1546 - 1601),

il établira empiriquement les 3 relations suivantes :


Les lois du mouvement

Les lois de Kepler

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Loi 1 : l'orbite de chaque planète est une ellipse dont le Soleil occupe l'un des foyers.



Les lois de Kepler

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Loi 2 : le rayon vecteur reliant le Soleil à une planète balaie des aires égales en des périodes égales.



Les lois de Kepler

+ animation

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Loi 3 : le rapport entre le cube du demi-grand axe de l'orbite (a, exprimé en UA) et le carré de la période de révolution (T) est constant pour tout système de type planétaire gravitant autour d'un objet central. (a3 / T2) = constante



Les lois de Kepler

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Les lois de Kepler

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Les deux premières lois furent publiées en 1609, la dernière en 1618. Elles seront expliquées par la théorie de la gravitation universelle énoncée par Isaac NEWTON (1642 - 1727).



Les lois de Newton

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I. Loi de L'inertie (1ère loi)

Un corps qui n’est soumis à l’action d’aucune force, conserve son état de repos ou de mouvement. - S’il est au repos, il reste au repos.- S’il est en mouvement, il conserve sa vitesse en grandeur, direction et sens, et son mouvement reste rectiligne et uniforme.



Les lois de Newton

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V = constante

II PRINCIPE DE LA DYNAMIQUE (2ème loi )Ce principe indique comment une force modifie le mouvement d’un corps. L’accélération communiquée par une force à un corps est : Proportionnelle à la Force appliquée à ce corps. Inversement proportionnelle à la masse du corps sur lequel elle s’exerce. accélération = Force / masse



Les lois de Newton

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III Loi des Actions Réciproques.Principe de l’action et de la réaction.

Quand 2 corps agissent l’un sur l’autre, l’action mécanique du 1er corps sur le 2ème est égale et opposée à celle du 2ème sur le 1er. C’est la raison pour laquelle nous tenons sur le sol quelque soit notre poids, ou qu’un objet posé sur une table ne passe pas ‘à travers’.



Les lois de Newton

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Loi de la gravitation universelle.Cette loi exprime la force toujours attractive s'exerçant entre deux corps , et agissant à grande distance.Un corps m1 et un corps m2 s'attirent mutuellement avec une force F dont l'intensité est proportionnelle à la masse de m1 et de m2, et inversement proportionnelle au carré de leur distance d. Le coefficient de proportionnalité G est appelé constante de la gravitation universelle.



Les lois de Newton

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Les lois de Newton

Le mouvement de rotation :

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Les lois de Newton


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Les lois de Newton


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Les lois de Newton


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Les lois de Newton

Le mouvement dans le système solaire :

Images de mouvements des comètes+ …Conditions pour les coniques

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Les lois de Newton

Le mouvement dans le système solaire :

La 1ere lois de Kepler est vérifier : l’ellipse

La 2eme lois : Le principe de conservation du moment cinétique

La 3eme lois est vérifier par les calculs

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Principe de conservation du moment cinétique :



Les lois de Newton

L’élément de surface ds= ½ r r d ce qui implique que la vitesse

aréolaire ds/dt = ½ r2 = constante r v = constante

Conservation du moment cinétique : m r v = constante r v = constante

d r d

rSoleil

Une planète

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La lumière

Le rayonnement électromagnétique

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La lumière

La spectroscopie

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Les distances astronomiques

La structure de l’univers

Soleil et système solaire

Notre galaxie La voie lactée : étoiles et nébuleuses

Notre amas local de galaxies et le superamas de galaxies



L’effet Doppler

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L’échelle du système solaire

Calcul du rayon de la terre

Cette mesure a été imaginée et réalisée par Ératosthène:

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Distance de la Lune

Cette méthode est attribuée à Aristarque de Samos. On suppose que le Soleil est très loin, et que l'ombre de la Terre est cylindrique. Au niveau de la Lune, l’ombre a donc le même diamètre que la Terre.

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Distance Terre - Soleil

La loi de Newton et la mécanique céleste seront nécessaires pour la détermination des distances dans le système solaire.

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Calcul de la distance de Vénus au Soleil

Vénus est une planète intérieure, plus proche du Soleil que la Terre. A certaines époques, Vénus est la plus loin possible du Soleil, vue de la Terre. Alors, le triangle que forment les trois astres est rectangle au sommet Vénus, car la ligne de vision est tangente à l'orbite.

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L’échelle de la galaxie

Mesure des distances des étoiles

Parallaxe annuelle

Les distances à mesurer deviennent très grandes et la distance entre deux lieuxsur Terre n'est pas suffisante pour faire de la triangulation.On va utiliser la parallaxe annuelle, c'est-à-dire les différentes positions de la Terre sur son orbite.

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Luminosité des étoiles pour déduire la distance d'une étoile de son éclat apparent, il faut connaître la distance d'une étoile de référence. On classe donc lesétoiles par type : spectre, variabilité de façon à ce que deux étoiles de même typeémettent la même quantité de lumière . Si une étoile d'un certain type est suffisamment proche de la Terre pour que sa distance puisse être mesuréepar sa parallaxe annuelle, alors, la mesure de l'éclat apparent des étoiles de même type permettra d'en déduire leur distance à la Terre.



L’échelle de la galaxie

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Étoiles variables



L’échelle des galaxies lointaines

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Mesure de la distance des galaxies

Les supernovae

L’échelle de l’univers visible

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L'expansion de l'univers nous donne aussi des moyens pour mesurer les distances des objets très lointains. En effet, le principe de l'expansion de l'univers affirme que les galaxies s'éloignent les unes des autres. Ce mouvement de fuite est donc d'autant plus important que l'objet est loin de la Terre. L'analyse spectrale des objets permet de déterminer un décalage vers le rouge pour les objets qui s'éloignent de nous, proportionnel à leur vitesse et donc proportionnel à leur distance à la Terre. Encore une fois, il faudra étalonner la distance de certains objets pour connaître d'autres distances d'autres objets.


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Documents

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