6.3 Les orbites de satellites Comment la plupart des satellites font-ils pour effectuer des mouvements presque circulaires uniformes autour de la Terre? À quelles forces sont-ils soumis? v MT 1 6.3 Les orbites de satellites Comment la plupart des satellites font-ils pour effectuer des mouvements circulaires uniformes autour de la Terre? À quelles forces sont-ils soumis? Ils sont soumis principalement à la force gravitationnelle entre eux et la Terre. Dans un MCU, « Fg » joue le rôle de force v centripète Rappel Fc Caractéristiques du mouvement circulaire uniforme: MT ar Accélération radiale : ar r Vitesse tangentielle : v Rayon de la trajectoire : r Période de révolution : T Ces quantités physiques sont constantes 2 6.3 Les orbites de satellites Analyse du mouvement Selon la deuxième loi de Newton : F m a = ∑ v 2 GM T m = ∑F = m = mg(r) 2 r r Où GM T m 2 r Fg g(r) champ est la force de gravitation universelle de Newton (1687) vue au chapitre 5 avec Chute libre: G = 6,67 ×10 −11 2 Nm / kg L’accélération centripète sera alors donnée à partir du rayon par GM T v2 = = g (r ) ar = 2 r r La vitesse orbitale au-dessus de la Terre sera donnée à partir du rayon par : vorb GM T = r gravitationnel Chute libre ou apesanteur 2 v F a M T c r r 3 Fg = mg La force gravitationnelle N g g g Le champ g g Fg ΜΤ m ↔ Représentation déformation de l’ espace » g g g Le champ gravitationnel entoure la Terre et produit la force La force est l’effet de la gravité ou de la pesanteur 4 6.3 Les orbites de satellites Exemple Calcul de la vitesse orbitale : Navette spatiale : h = 400 km h = 0,4x106 m Masse de la Terre : M T = 5,98x10 24 kg 6 Rayon moyen de la Terre R T = 6,37 x 10 m − 6,67x10 11 x5,98x1024 7,68x10 3 = = = m/s vorb 6 RT+ h 6,77x10 gM t v v orb F = 27,6x10 3 km/h a M T c r r 5 6.3 Les orbites de satellites Période de révolution: T En 1619, les mesures de Képler permettaient de trouver une relation entre le temps pour un tour et le rayon v T = κr 2 3 Où κ = 2,97x10-19 F s2/m3 a Qu’est-ce que Kepler aurait aimé savoir ? M T c r r D’où vient la formule? Or, puisque T = 2 πr et la vitesse v On comprend depuis Newton, d’où vient la loi de Kepler vorb GM s = r 2 4 π T2 = r3 GM s 6 6.3 Les orbites de satellites v Période de révolution: T T = κr 2 2 3 4 r π 2 T = = κr 3 GM t 3 F a M T c r r Pour la navette spatiale : −14 3 6 3 T = κr = 9,9 x10 (6,77 x10 ) = 5542s = 92,4 min Pour les satellites de communication : T = 24 h r=3 T 2 2 (24 x60 x60) =3 = 4,22 x107 m = 6,62 xRT −14 κ 9,9 x10 7 6.3 Les orbites de satellites Comment le mouvement de la Lune nous aide-t-il à déterminer la masse de la Terre? Période de rotation de la lune : 27,3 jours Rayon de l’orbite de la Lune = 3,84x108 m 4π2r = κr 3 T = gM t 3 2 où κ = 9,9 x10 −14 2 s /m π 2r 3 π 2 x(3,84 x108 )3 4 4 x = M = − 2 T gT 6,67 x10 11 (27,3x 24x60 x60)2 3 v F a M T c r r M = 6,02 x1024 kg T Résultat : La masse de la Terre est de 6,02x1024 kg 8 6.3 Les orbites de satellites Exemple :Orbites de Satellites Exemple gPS Hyper-physics Orbits, gPS 9 Entraînement à l’impesanteur ou l’apesanteur Micro-gravité, zero-g Α−300 zéro-g Mouvement parabolique A-300 Video Étudiants de la Polytechnique: Souliers spéciaux 10