A l’heure du café, on n’a pas toujours le temps d’aller au bout des interrogations. Questions d’astro. Alors voici quelques éléments de réponses un peu plus détaillées aux questions qui se sont posées aux rencontres du club. le sujet du jour : « Peser » les astres. A Les forces en présence. On sait depuis Newton (168 ) que deux masses M et m isolées dans l’espace et situées à une distance r l’une de l’autre s’attirent mutuellement avec une force dont la direction est celle des centres de gravité et dont l’intensité est donnée par : A GMm où G est la constante de gravitation universelle et vaut G 6.67 1011 (SI) r2 On sait aussi grâce à Huygens que pour imposer à une masse une trajectoire circulaire de rayon r autour d’un point, il faut lui appliquer une force centripète dont l’intensité est donnée par : C v 2 r Lorsque deux objets dotés de vitesses initiales non nulles passent au voisinage l’un de l’autre, leur trajectoire est modifiée et, s’il y a capture mutuelle, les deux objets vont tourner tous les deux autour de leur centre de gravité commun I sur des orbites elliptiques. [fig 1]. Cette situation complexe ne sera pas étudiée ici. I m Nous nous plaçons dans le cas où l’un des deux objets possède une masse M bien supérieure à la masse m de l’autre. Le centre de gravité est alors confondu avec le centre de la grosse masse et la révolution se fait autour de ce centre qui est un foyer de l’ellipse. [fig 2] Dans le Système solaire, presque toutes les planètes tournent autour du Soleil sur des orbites quasi circulaires. De même les orbites des satellites autour des planètes sont-elles souvent circulaires. [fig 3] Cela va nous donner de multiples occasions d’appliquer la loi de Gravitation facilement. B r M m r M Quand Huygens rencontre Newton... Dans le cas particulier d’une masse m petite devant M et d’une orbite circulaire de rayon r, on peut écrire : GMm mv 2 La simplification par m signifie que le mouvement d’une autre masse serait le même. r2 r 2 r En observant que la vitesse est donnée par : v , où T est la période de révolution, on aboutit à : T GM 4 2r 2 GMT 2 4 2r 3 (1) ce qui aboutit à : r2 T 2r C Où l’on retrouve Kepler. Vers 1610, Kepler avait découvert sans pouvoir l’expliquer une relation entre T et r. Il avait énoncé (en termes simplifié ) : « Pour l’ensemble des planètes, les carrés des temps de révolution autour du Soleil sont proportionnels aux cubes des rayons des orbites ». Avec nos notations, cela signifie que le quotient : Or d’après l’égalité (1) ci-dessus, on a : T2 est le même pour toutes les planètes. r3 T 2 4 2 r 3 GM Le deuxième membre ne contient que la masse du Soleil. La constante est bien la même pour toutes les planètes. La loi empirique de Kepler devient ainsi une conséquence de la loi de Gravitation. Mais il y a encore plus fort. Voyez quelques autres applications : D « Peser » le Soleil. (*) M Une autre façon d’écrire l’égalité (1) est : 4 2r 3 (2) GT 2 Or, on ne trouve à droite que des quantités mesurables. r : rayon de l’orbite de la Terre r 150 millions de km 1.5 1011m T : Période de révolution = une année T 365.25 24 3600 31 557 600s 11 G 6.67 10 (SI) 4 2 1.5 1011 3 On en déduit la masse du Soleil : E M 6.67 10 11 31557600 2 1030 kg 2 M 2 1030 kg « Peser » la Terre. (*) La même formule (2) s’applique bien sûr en remplaçant le Soleil par la Terre et en observant à quelle vitesse doit aller la Lune pour rester en orbite circulaire autour d’elle. r : rayon de l’orbite de la Lune T : Période de révolution = un mois lunaire r 384 000 km 3.84 108 m T 27.32 j 2 360 500 s G 6.67 1011 (SI) 4 2 3.84 108 3 On en déduit la masse de la Terre : M F 6.67 1011 23605002 6 1024 kg M 6 1024 kg Lancer un satellite géostationnaire. Maintenant que nous connaissons la masse de la Terre, nous pouvons calculer à quelle altitude lancer un satellite pour qu’en tournant autour de la Terre, il reste toujours à la verticale du même point de l’équateur. Pour cela, il suffit de reprendre la formule (1) pour en extraire le rayon r, avec : G 6.67 1011 (SI) M : Masse de la terre T : Période de révolution = un jour sidéral M 6 1024 kg T 86160 s GMT 2 6.67 1011 6 1024 861602 7.525 1022 4 2 4 2 r 4.222 107 m 42 200 km r3 Le satellite doit donc tourner à 42 200 km de centre de la Terre, soit à une altitude de 35 800 km G « Peser » Jupiter. (*) Nous allons procéder exactement comme pour « peser » la Terre. Et là nous avons l’embarras du choix car Jupiter à une foule de satellite dont quatre aisément visible depuis la Terre. Ces satellites semblent osciller de part et d’autre de la planète car leur orbite est vue quasiment par la tranche. Il est donc facile, en suivant nuit après nuit leur déplacement, de tracer ces orbites et de mesurer leur rayon angulaire. Voyons cela pour le plus proche et donc le plus rapide des satellites : Io, dont l’orbite est tracée en surimpression sur la photo ainsi que l’échelle angulaire. Une mesure précise montre que le rayon angulaire de l’orbite de Io est de : 2.45’ 2.46’ soit 7.16 104 rad Le jour où cette photo a été prise, la distance d de Jupiter était égale à 590 millions de km. On peut déduire de ces deux données le rayon linéaire de l’orbite de Io. 1' 1 2.91 104 rad 60 r d 5.90 1011 7.16 104 4.22 108 m d 590 millions km 5.9 1011 m 2.46' 7.16 104 rad Il est facile d’observer que la période de révolution de Io est de 1.77 jours, soit 152 900 s. La formule (2), déjà deux fois utilisée, va nous donner enfin la masse de Jupiter : r : rayon de l’orbite de Io T : Période de révolution : 1.77 j G 6.67 1011 (SI) M 4 2r 3 GT 2 (2) r 4.22 108 m T 152 900 s 4 2 4.22 108 3 On en déduit la masse due Jupiter : M 6.67 1011 1529002 1.9 1027 kg M 1.9 1027 kg Souvenez-vous que nous avons calculé la masse du Soleil ( 2 1030 kg ) et celle de la Terre ( 6 1024 kg ) On en déduit que Jupiter est 1050 plus léger que le Soleil et 317 fois plus lourd que la Terre !!! On est ben peu d’chose !!! (*) NB : J’ai écrit « peser » entre en guillemets car, malheureusement, il n’existe pas de mot en Français pour « calculer une masse ». Le verbe peser fait penser à poids, ce qui est dangereux car justement, il ne faut pas confondre poids et masse.