Crédit Image:NASA
Notre système solaire comprend huit planètes, visibles sur le diagramme de cet artiste. Bien qu'il y ait un débat au sein de la communauté scientifique quant à savoir si Pluton doit être classé comme une planète ou une planète naine, l'Union astronomique internationale a choisi le terme plutoïde pour désigner les planètes naines comme Pluton.
Les lois de Kepler sur le mouvement planétaire
Si Copernic observait à juste titre que les planètes tournaient autour du Soleil, c'est Kepler qui définissait correctement leurs orbites. À l'âge de 27 ans, Kepler devient l'assistant d'un riche astronome, Tycho Brahe, qui lui demande de définir l'orbite de Mars. Brahe avait rassemblé toute une vie d'observations astronomiques qui, à sa mort, passèrent entre les mains de Kepler. (Brahe, qui avait son propre modèle de l'Univers centré sur la Terre, a caché la majeure partie de ses observations à Kepler, au moins en partie parce qu'il ne voulait pas que Kepler les utilise pour prouver l'exactitude de la théorie copernicienne.) En utilisant ces observations, Kepler a découvert que les orbites des planètes suivaient trois lois.
Comme beaucoup de philosophes de son époque, Kepler avait une croyance mystique selon laquelle le cercle était la forme parfaite de l'Univers et qu'en tant que manifestation de l'ordre divin, les orbites des planètes devaient être circulaires. Pendant de nombreuses années, il a eu du mal à faire correspondre les observations de Brahe sur les mouvements de Mars avec une orbite circulaire.
Cependant, Kepler a finalement remarqué qu'une ligne imaginaire tracée d'une planète au Soleil balayait une zone égale de l'espace en des temps égaux, quelle que soit la position de la planète sur son orbite. Si vous dessinez un triangle depuis le Soleil jusqu'à la position d'une planète à un moment donné et sa position à une heure fixe plus tard (disons 5 heures ou 2 jours), l'aire de ce triangle est toujours la même, n'importe où sur l'orbite. . Pour que tous ces triangles aient la même aire, il faut que la planète se déplace plus rapidement lorsqu’elle est proche du Soleil, mais plus lentement lorsqu’elle en est le plus éloignée.
Cette découverte (qui est devenue la deuxième loi de Kepler sur le mouvement orbital) a conduit à la réalisation de ce qui est devenu la première loi de Kepler : les planètes se déplacent selon une ellipse (un cercle écrasé) avec le Soleil en un point focal, décalé par rapport au centre.
La troisième loi de Kepler montre qu'il existe une relation mathématique précise entre la distance d'une planète au Soleil et le temps qu'elle met à tourner autour du Soleil. C’est cette loi qui a inspiré Newton, qui a proposé trois lois pour expliquer pourquoi les planètes bougent comme elles le font.
Les lois du mouvement de Newton
Si les lois de Kepler définissent le mouvement des planètes, les lois de Newton définissent le mouvement. En réfléchissant aux lois de Kepler, Newton s'est rendu compte que tout mouvement, qu'il s'agisse de l'orbite de la Lune autour de la Terre ou d'une pomme tombant d'un arbre, suivait les mêmes principes de base. « Aux mêmes effets naturels, écrivait-il, il faut, autant que possible, attribuer les mêmes causes. » La pensée aristotélicienne antérieure, a écrit le physicien Stephen Hawking, attribuait différentes causes à différents types de mouvement. En unifiant tous les mouvements, Newton a déplacé la perspective scientifique vers une recherche de grands modèles unificateurs dans la nature. Newton a exposé ses lois dans Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (« Principes mathématiques de la philosophie naturelle ») publié en 1687.
Loi I. Tout corps persévère dans son état de repos ou de mouvement uniforme en ligne droite, à moins qu'il ne soit contraint de changer cet état par des forces qui lui sont imposées.
Essentiellement, un objet en mouvement ne changera pas de vitesse ou de direction, et un objet immobile ne commencera pas à bouger, à moins qu'une force extérieure n'agisse sur lui. La loi se résume régulièrement en un mot : inertie.
Loi II. L'altération du mouvement est toujours proportionnelle à la force motrice imprimée ; et se fait dans la direction de la ligne droite dans laquelle cette force est imprimée.
La deuxième loi de Newton est la plus reconnaissable sous sa forme mathématique, l'équation emblématique : F=ma. La force de la force (F) est définie par la mesure dans laquelle elle modifie le mouvement (accélération, a) d'un objet ayant une certaine masse (m).
Loi III. A toute action on oppose toujours une réaction égale : ou bien les actions mutuelles de deux corps l'un sur l'autre sont toujours égales et dirigées vers des parties contraires.
Comme Newton lui-même l’a décrit : « Si vous appuyez sur une pierre avec votre doigt, le doigt est également pressé par la pierre. »
La gravité
Dans les pages de Principia, Newton a également présenté sa loi de la gravitation universelle comme une étude de cas de ses lois du mouvement. Toute matière exerce une force, qu’il appelle la gravité, qui attire toute autre matière vers son centre. La force dépend de la masse de l’objet : le Soleil a plus de gravité que la Terre, qui à son tour a plus de gravité qu’une pomme. De plus, la force diminue avec la distance. Les objets éloignés du Soleil ne seront pas influencés par sa gravité.
Les lois du mouvement et de la gravité de Newton expliquaient le voyage annuel de la Terre autour du Soleil. La Terre se déplacerait tout droit à travers l’univers, mais le Soleil exerce une attraction constante sur notre planète. Cette force courbe la trajectoire de la Terre vers le Soleil, entraînant la planète sur une orbite elliptique (presque circulaire). Ses théories permettaient également d'expliquer et de prédire les marées. La montée et la baisse du niveau de l’eau des océans sont créées par l’attraction gravitationnelle de la Lune lorsqu’elle orbite autour de la Terre.
Einstein et la relativité
Les idées décrites dans les lois de Newton sur le mouvement et la gravitation universelle sont restées incontestées pendant près de 220 ans jusqu'à ce qu'Albert Einstein présente sa théorie de la relativité restreinte en 1905. La théorie de Newton reposait sur l'hypothèse selon laquelle la masse, le temps et la distance sont constants, quel que soit l'endroit où vous les mesurez. .
La théorie de la relativité traite le temps, l'espace et la masse comme des choses fluides, définies par le cadre de référence d'un observateur. Nous tous qui nous déplaçons dans l’univers sur Terre sommes dans un seul cadre de référence, mais un astronaute dans un vaisseau spatial se déplaçant rapidement se trouverait dans un cadre de référence différent.
Dans un cadre de référence unique, les lois de la physique classique, y compris les lois de Newton, sont vraies. Mais les lois de Newton ne peuvent pas expliquer les différences de mouvement, de masse, de distance et de temps qui résultent lorsque les objets sont observés à partir de deux systèmes de référence très différents. Pour décrire le mouvement dans ces situations, les scientifiques doivent s'appuyer sur la théorie de la relativité d'Einstein.
Cependant, à faible vitesse et à grande échelle, les différences de temps, de longueur et de masse prédites par la relativité sont suffisamment petites pour paraître constantes, et les lois de Newton fonctionnent toujours. En général, peu de choses évoluent à une vitesse suffisamment rapide pour que nous puissions remarquer la relativité. Pour les gros satellites lents, les lois de Newton définissent toujours les orbites. Nous pouvons toujours les utiliser pour lancer des satellites d’observation de la Terre et prédire leur mouvement. Nous pouvons les utiliser pour atteindre la Lune, Mars et d’autres endroits au-delà de la Terre. Pour cette raison, de nombreux scientifiques considèrent les lois de la relativité générale et restreinte d'Einstein non pas comme un remplacement des lois du mouvement et de la gravitation universelle de Newton, mais comme le point culminant de son idée.
Référence: https://earthobservatory.nasa.gov
https://svs.gsfc.nasa.gov/search/
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