Appliquer la troisième loi de Kepler au mouvement d'une planèteMéthode

On considère un système S de masse m en mouvement circulaire uniforme autour d'un astre attracteur A de masse M (M étant très grande devant m).

L'application de la troisième loi de Kepler permet d'obtenir une expression théorique de la masse M de l'astre attracteur.

La planète Mars est en orbite quasi-circulaire autour du Soleil. À l'aide de la troisième loi de Kepler, déterminer la masse du Soleil.

Données :

  • Constante universelle de gravitation : G=6{,}67\times10^{-11} m3.kg−1.s−2
  • Période de révolution de Mars : T=687 j
  • Rayon de l'orbite de Mars : r=2{,}3\times10^8 km
Etape 1

Rappeler la troisième loi de Kepler

On rappelle la troisième loi de Kepler qui concerne la période de révolution T (en s) du système S et le rayon de l'orbite r (en m) :

\dfrac{T^2}{r^3} = constante

La troisième loi de Kepler exprime une relation entre la période de révolution T (en s) de la planète et le rayon de l'orbite r (en m) :

\dfrac{T^2}{r^3} = constante

Etape 2

Rappeler l'expression de la période de révolution T déduite de l'application de la deuxième loi de Newton

On rappelle l'expression de la période de révolution T du système S autour de l'astre attracteur A déduite de l'application de la deuxième loi de Newton :

T = 2 \times \pi \times \sqrt{\dfrac{r^3}{G \times M}}

L'expression de la période de révolution T de la planète Mars autour du Soleil est déduite de l'application de la deuxième loi de Newton :

T = 2 \times \pi \times \sqrt{\dfrac{r^3}{G \times M_S}}

Etape 3

Exprimer le rapport \dfrac{T^2}{r^3} à partir de la relation précédente

On exprime le rapport \dfrac{T^2}{r^3} à partir de l'expression de la période de révolution T donnée précédemment :

T = 2 \times \pi \times \sqrt{\dfrac{r^3}{G \times M}}

\Leftrightarrow T^2 = 4 \times \pi^2 \times \dfrac{r^3}{G \times M}

\Leftrightarrow \dfrac{T^2}{r^3} = 4 \times \pi^2 \times \dfrac{1}{G \times M}

Le rapport \dfrac{T^2}{r^3} à partir de l'expression de la période de révolution T donnée précédemment s'exprime alors par :

T = 2 \times \pi \times \sqrt{\dfrac{r^3}{G \times M_S}}

\Leftrightarrow T^2 = 4 \times \pi^2 \times \dfrac{r^3}{G \times M_S}

\Leftrightarrow \dfrac{T^2}{r^3} = 4 \times \pi^2 \times \dfrac{1}{G \times M_S}

Etape 4

Déduire l'expression de la constante dans la troisième loi de Kepler

On déduit du rapport \dfrac{T^2}{r^3} l'expression de la constante dans la troisième loi de Kepler :

\dfrac{T^2}{r^3} = constante = \dfrac{4 \times \pi^2}{G \times M}

La relation précédente permet d'obtenir l'expression de la constante dans la troisième loi de Kepler :

\dfrac{T^2}{r^3} = constante = \dfrac{4 \times \pi^2}{G \times M_S}

Etape 5

Conclure en donnant l'expression de la masse M de l'astre attracteur en fonction des autres paramètres

On manipule l'expression pour exprimer la masse M de l'astre attracteur A en fonction des autres paramètres :

\dfrac{T^2}{r^3} = \dfrac{4 \times \pi^2}{G \times M}

\Leftrightarrow M \times\dfrac{T^2}{r^3} = \dfrac{4 \times \pi^2}{G}

\Leftrightarrow M = \dfrac{4 \times \pi^2 \times r^3}{G \times T^2}

On obtient la masse M du Soleil en fonction des autres paramètres :

\dfrac{T^2}{r^3} = \dfrac{4 \times \pi^2}{G \times M_S}

\Leftrightarrow M_S \times\dfrac{T^2}{r^3} = \dfrac{4 \times \pi^2}{G}

\Leftrightarrow M_S = \dfrac{4 \times \pi^2 \times r^3}{G \times T^2}

Etape 6

Effectuer l'application numérique

On effectue l'application numérique.

L'application numérique peut être effectuée avec les données mises dans les bonnes unités :

  • Période de révolution de Mars : T=687\times24\times3\ 600=5{,}9\times10^7 s
  • Rayon de l'orbite de Mars : r=2{,}3\times10^{11} m

On obtient :

M_S = \dfrac{4 \times \pi^2 \times \left(2{,}3\times10^{11}\right)^3}{6{,}67\times10^{-11} \times \left(5{,}9\times 10^7\right)^2}

M_S=2{,}1\times10^{30} kg

Questions fréquentes

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