Travaux pratiques de physique des dispositifs 14 , Exercices de Physique des dispositifs à impulsions
Eleonore_sa
Eleonore_sa6 May 2014

Travaux pratiques de physique des dispositifs 14 , Exercices de Physique des dispositifs à impulsions

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Travaux pratiques de physique des dispositifs sur les lois de kepler à l’étude d’un astéroїde. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: En hommage à Kepler, La troisième loi de Kepler comme balance cosmique.
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Exercice 3 Des lois de Kepler à l'étude d'un astéroïde 4 pts

2007/09 Métropole

EXERCICE III : DES LOIS DE KEPLER À L’ÉTUDE D’UN ASTÉROЇDE…

(4 points)

L’objectif de cet exercice est d’étudier le mouvement de quelques planètes du système solaire et de

déterminer la masse de l’astéroïde Rhea Sylvia, récemment découvert par une équipe d’astronomes.

Celui-ci a la forme d'une grosse pomme de terre mesurant quelques centaines de kilomètres.

Par souci de simplification, dans tout l’exercice, les astres étudiés sont considérés à répartition

sphérique de masse.

Donnée : constante de gravitation universelle G = 6,67 10 – 11 S.I

Les représentations vectorielles demandées sont à effectuer sans souci d’échelle.

1. En hommage à Kepler

« Johannes Kepler, né le 27 décembre 1571 à Weil der Stadt, près de

Stuttgart (Allemagne), mort le 15 novembre 1630 à Ratisbonne, est un

astronome célèbre. Il a étudié et confirmé l'hypothèse héliocentrique

(la Terre tourne autour du Soleil) de Nicolas Copernic. Il a également

découvert que les trajectoires des planètes n’étaient pas des cercles

parfaits centrés sur le Soleil mais des ellipses. En outre, il a énoncé

les lois (dites lois de Kepler) qui régissent les mouvements des

planètes sur leurs orbites. »

1.1. Planètes en orbite elliptique.

La figure 10ci-dessousreprésente la trajectoire elliptique du centre d’inertie M d’une planète du

système solaire de masse m dans le référentiel héliocentrique considéré galiléen. Les deux foyers F1

et F2 de l’ellipse et son centre O sont indiqués.

M3

M’1

M’2

M2

F1 F2

A1

A2

O

M1

Soleil

Figure 10

1.1.1. En utilisant une des lois de Kepler, justifier la position du Soleil indiquée sur la figure 10.

1.1.2. On suppose que les durées de parcours entre les points M1 et M’1 puis M2 et M’2 sont

égales. En utilisant une des lois de Kepler, trouver la relation entre les aires hachurées A1 et A2

sur la figure 10.

1.1.3. La valeur de la vitesse moyenne entre les points M1 et M’1 est-elle inférieure, égale ou

supérieure à celle entre les points M2 et M’2 ? Justifier.

1.2. Planètes en orbite circulaire.

Dans cette partie, pour simplifier, on modélise les trajectoires des planètes du système solaire dans le

référentiel héliocentrique par des cercles de rayon r dont le centre O est le Soleil de masse MS.

1.2.1. Représenter sur la FIGURE 11 DE L’ANNEXE PAGE 13 la force de gravitation 3F

exercée par le Soleil sur une planète quelconque du système solaire de masse m dont le centre

d’inertie est situé au point M3.

1.2.2. Donner l’expression vectorielle de cette force au point M3, en utilisant le vecteur

unitaire u .

Pour la suite on considère que les valeurs des autres forces de gravitation s’exerçant sur la

planète sont négligeables par rapport à la valeur de 3F .

1.2.3. En citant la loi de Newton utilisée, déterminer l’expression du vecteur accélération 3a du

centre d’inertie d’une planète quelconque de masse m du système solaire dont le centre

d’inertie est situé au point M3.

1.2.4. Représenter sur la FIGURE 11 DE L’ANNEXE PAGE 13 lesvecteurs accélérations 3a

et 4a du centre d’inertie d’une planète quelconque du système solaire respectivement aux

points M3 et M4.

1.2.5. En déduire la nature du mouvement du centre d’inertie d’une planète quelconque de

masse m du système solaire.

1.2.6. Le graphe de la FIGURE 12 DE L’ANNEXE PAGE 13 représente l’évolution du carré de

la période de révolution des planètes Terre, Mars et Jupiter en fonction du cube du rayon de

leur orbite. Ce graphe est-il en accord avec la troisième loi de Kepler ?

1.2.7. En utilisant le graphe de la FIGURE 12 DE L’ANNEXE PAGE 13, montrer que

 19 3

² 3,0 10 S.I.

T

r

1.2.8.

« Une équipe composée de Franck Marchis (université de Californie à Berkeley) et de trois

astronomes de l'Observatoire de Paris, Pascal Descamps, Daniel Hestroffer et Jérome Berthier,

vient de découvrir un astéroïde, nommé Rhea Sylvia, qui gravite à une distance constante du

Soleil avec une période de révolution de 6,521 ans. »

D’après un article paru dans LE MONDE le 13.07.2005

À l’aide des données de l’article précédent et du résultat de la question 1.2.7., calculer la

distance séparant les centres respectifs de Rhea Sylvia et du Soleil.

Donnée :1 an = 365 jours

2. La troisième loi de Kepler comme balance cosmique…

« Grâce au Very Large Telescope de l'European Southern Observatory (ESO) au Chili, les

astronomes ont également découvert que Rhea Sylvia était accompagné de deux satellites baptisés

Remus et Romulus. Leurs calculs ont montré que les deux satellites décrivent une orbite circulaire

autour de Rhea Sylvia ; Romulus effectue son orbite en 87,6 heures. Les distances entre chaque

satellite et Rhea Sylvia sont respectivement de 710 kilomètres pour Remus et 1360 kilomètres pour

Romulus.»

D’après un article paru dans LE MONDE le 13.07.2005

On s'intéresse désormais au mouvement circulaire uniforme du centre d'inertie d'un satellite de Rhéa

Sylvia. L'étude est faite dans un référentiel "Rhéa Sylvia-centrique" muni d’un repère dont l'origine est

le centre de Rhéa Sylvia et dont les trois axes sont dirigés vers des étoiles fixes.

2.1. On rappelle que la troisième loi de Kepler a pour expression littérale : 

 

2

3

² 4T

G Mr . Dans le cadre

de l’étude du mouvement de Remus et Romulus autour de Rhea Sylvia, donner la signification de

chaque grandeur et son unité. En déduire l’unité de G dans le système international.

2.2. À l’aide des données de l’article précédent et de la troisième loi de Kepler, déterminer la masse

de l’astéroïde Rhea Sylvia.

ANNEXE À RENDRE AGRAFÉE AVEC LA COPIE

ANNEXE DE L’EXERCICE III

Questions 1.2.1 et 1.2.4.

O

M 3

M4

u

Figure 11 Questions 1.2.6. et 1.2.7.

T 2 = f(r 3)

0,2

0,4

0,6

0,8

1,0

1,2

1,4

1,6

1,0 2,0 3,0 4,0 5,00

r 3 (en 1035 m3)

T 2 (en 1017 s2)

Figure 12

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