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SATELLITES cours .pdf



Nom original: SATELLITES - cours.pdf
Titre: Exercice 1:
Auteur: LGC

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SATELLITES ET PLANETES
Les référentiels d’études
N

Deuxième loi de Kepler (1609)
Dans le référentiel héliocentrique, le rayon vecteur de
chaque planète, qui relie le centre du Soleil à son
centre, balaye des aires égales pendant des durées
égales.

étoile lointaine

Terre
S

référentiel
héliocentrique
Soleil
N

Dans le cas de trajectoires circulaires, les distances
parcourues sur l'orbite sont égales et le mouvement est
uniforme.
étoile lointaine

référentiel
Terre géocentrique
S
étoile lointaine

Le référentiel héliocentrique est un solide
imaginaire ayant pour centre le centre du Soleil et
dont l'orientation reste fixe par rapport à l'ensemble
des étoiles lointaines (étoiles situées aux confins de
l'Univers).
Le référentiel héliocentrique est le Soleil privé de sa
rotation propre. Ce référentiel, considéré galiléen,
convient pour l'étude du mouvement des planètes
autour du Soleil.
Le référentiel géocentrique est un solide imaginaire
ayant pour centre le centre de la Terre et dont
l'orientation reste fixe par rapport à l'ensemble des
étoiles lointaines.
Le référentiel géocentrique est la Terre privée de sa
rotation propre. Ce référentiel, considéré galiléen sur
des durées faibles devant 1 an, convient pour l'étude
du mouvement des satellites terrestres.

Les trois lois de Kepler
planète
a

Mouvement elliptique

O
Mouvement
Circulaire

Ces lois empiriques décrivent les mouvements des
centres des neuf planètes du système solaire dans le
référentiel héliocentrique.
Par ordre de distance croissante au Soleil, on trouve :
Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus,
Neptune, Pluton. Moyen mnémotechnique : « Me Voici,
Toute Mignonne, Je Suis Une Nouvelle Planète ».

Première loi de Kepler (1609)
Dans le référentiel héliocentrique, le centre de chaque
planète décrit, dans le sens direct, une trajectoire
elliptique dont le Soleil occupe un des foyers.
Dans le cas particulier où l'ellipse peut être assimilée à un
cercle, les deux foyers sont confondus avec le centre du
cercle.

CLASSEUR Terminale S

Troisième loi de Kepler (1619)
Dans le référentiel héliocentrique, le carré de la
période de révolution T de chaque planète (durée
mise pour décrire sa trajectoire complète autour du
Soleil) est proportionnel au cube du demi-grand axe a
de son orbite elliptique :
T2
= cte
a3
De manière générale, ces trois lois restent valables pour
tous les satellites d'un même corps, par exemple, les
satellites de la Terre dans le référentiel géocentrique. Dans
la troisième loi de Kepler, la valeur de la constante dépend
de l'astre autour duquel s'effectue le mouvement.

La loi de la gravitation universelle
Dans le cas de corps A et B ponctuels ou à répartition
sphérique de masse,
la force d'interaction

gravitationnelle F A/B exercée par A sur B a pour
expression vectorielle :

GmAmB 
F A/B = –
u AB
d2
mA et mB masses en kilogramme (kg)
d distance en–11mètre (m)
G = 6,67.10 SI constante de gravitaion




F A/B
F B/A
A
F B/A = – F A/B
B




d
u BA
u AB



r
grand axe Soleil O

SYNTHESE

u AB est le vecteur unitaire issu de A (qui crée la force) et
orienté vers B (qui la subit).

La plupart des astres sont à répartition sphérique de
masse ou séparés par des distances très grandes
devant leurs dimensions propres. Du point de vue des
interactions gravitationnelles, on peut les assimiler à
des objets ponctuels, toute leur masse se concentrant
en leur centre d'inertie.

De même, la force F exercée par un astre, de masse
M et de rayon R, sur un
satellite
satellite, de masse m,

évoluant sur une orbite
astre
F
circulaire de rayon r et


d'altitude z (r = R + z), a
R u
pour expression :

GMm 
z
r
F =– 2 u
r
GMm 
=–
u
(R + z)2
Le vecteur unitaire est orienté de l'astre vers le satellite.

Agence de CHARLEVILLE MEZIERES

SATELLITES ET PLANETES
Satellites ou planètes en orbites
circulaires
Le mouvement d'une planète ou d'un satellite, réduit à
son centre d'inertie, est souvent considéré circulaire
uniforme dans le référentiel « centrique » lié au corps
autour duquel il gravite. Dans la suite, les résultats
pour les satellites se généralisent aux planètes.

SYNTHESE
La valeur v de la vitesse du satellite d'altitude z vaut
donc :
GM
GM
v=
=
(1)
r
R+z
La valeur v de la vitesse du centre d'inertie d'un
satellite en orbite circulaire autour d'un astre ne
dépend que de son altitude z. Elle est d'autant plus
petite que l'altitude est élevée.

• Accélération du mouvement circulaire
uniforme

A une altitude donnée, tous les satellites d'un même astre
ont même vitesse.

Dans le cas d'un mouvement circulaire uniforme
de

rayon r et de vitesse v, le vecteur accélération aM (t)
du point M à l'instant t possède les caractéristiques :

– origine : la position du point
vM
M à l'instant t ;
M
– direction : radiale

(celle du
rayon
aM
r
vecteur OM à
l'instant t) ;
O
– sens : centripète
(vers le centre O du
cercle trajectoire) ;
v2
– valeur : a =
r
Dans un mouvement circulaire uniforme
de rayon r

et de vitesse v, le vecteur accélération aM (t) du point
M à l'instant t est radial et centripète, de valeur
v2
a= .
r

La période de révolution T d'un satellite est la durée
qu'il met pour décrire son orbite complète.

L'accélération du point M, perpendiculaire au vecteur
vitesse et dans le plan de la trajectoire, est dite normale.

Un point M a un mouvement circulaire uniforme de
centre O si :
– la position initiale du point M ne coïncide pas avec
O;
– le vecteur vitesse initiale du
point M, non nul, est
orthogonal au rayon vecteur OM ;
– la résultante des forces qui s'exercent sur M est
radiale et ne dépend que de r (force centrale).

• Vitesse des satellites en orbite circulaire
On considère un satellite, de masse m et d'altitude z,
en mouvement circulaire uniforme de rayon r et de
vitesse v autour d'un astre, de masse M et de rayon R,
dans le référentiel « centrique » correspondant à
celui-ci. Si les forces exercées par les autres astres
sont négligeables,
le satellite est soumis uniquement à

la force F exercée par l'astre de masse M.
D'après la deuxième loi de Newton, il vient dans le
référentiel « centrique » considéré galiléen :



GMm 
GM 
F = – 2 u = m aG , soit aG = – 2 u
r
r
Le mouvement circulaire uniforme est une solution
de l'équation obtenue par la deuxième loi de Newton
si l'accélération est radiale et centripète :
– v2 
GM 
v2 GM
u = – 2 u , soit
= 2
r
r
r
r
CLASSEUR Terminale S

• Période des satellites en orbite circulaire

Le mouvement étant circulaire uniforme de rayon r,
la valeur v de la vitesse s'obtient en divisant le
périmètre de l'orbite par la période T du satellite :
2r
2r
GM
v=
, soit d’après (1) :
=
(2)
T
T
r
La période T du satellite d'altitude z vaut donc :
r3
(R + r)3
T = 2
= 2
GM
GM
La période T d'un satellite en orbite circulaire autour
d'un astre ne dépend que de son altitude z. Elle est
d'autant plus grande que l'altitude est élevée.
Après élévation de (2) au carré, on obtient :
T2
T2
42
=
=
= cte
r3 (R + z)3 GM
On retrouve la troisième loi de Kepler dans le cas
particulier de l'orbite circulaire. La constante ne dépend
que de l'astre autour duquel s'effectue le mouvement, par le
biais de sa masse.

• Les satellites géostationnaires
Un satellite géostationnaire est immobile dans le
référentiel terrestre.
Dans le référentiel géocentrique, la période de
révolution d'un satellite géostationnaire est égale à la
période de rotation de la Terre sur elle-même,
appelée jour sidéral, de durée 23 h 56 min.
De tels satellites ont une altitude d'environ 36.103 km.
Leur orbite, située dans le plan équatorial et
parcourue dans le sens direct, est unique. Situés en
permanence à la verticale d'un même point du globe, il
est facile de pointer des antennes dans leur direction.

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SATELLITES ET PLANETES

SYNTHESE

METHODE
Appliquer la troisième loi de Kepler aux satellites
Dans le cas de satellites en orbites circulaires à l'altitude z, la troisième loi de Kepler établit une relation entre la
période T du satellite et le rayon
r = R + z de son orbite (R rayon de l'astre autour duquel il gravite) :
T2
T2
42
=
=
r3 (R + z)3 GM

Données :
– Masse de la Terre : M = 5,98.1024 kg ;
– Rayon de la Terre : R = 6,37.103 km ;
– Constante de gravitation universelle :
G = 6,67.10–11 SI.
• Calcul de la période T connaissant l'altitude z
42 (R + z)3
T2 =
, soit T = 2
GM

(R + z)3
GM

Exemple :
z = 13,6.103 km.
Après avoir converti les km en m :
(6,37.106 + 13,6.106)3
T=
= 2,81.104 s.
6,67.10–11 × 5,98.1024
On peut exprimer cette période en heures et en minutes :
2,81.104
= 7,80 h et 0,80 h = 0,80 × 60 = 48 min
3 600
d’où :
T = 7h 48 min.
• Calcul de l'altitude z connaissant la période T
2 1/3
GMT2
GMT

(R + z)3 =
2
2 , soit : z =
 4  – R
4
Exemple :
T = 7 h 48 min.
Après avoir converti les km en m et les h en s :
z= 

6,67.10–11 × 5,98.1024 × (7 × 3 600 + 48 × 60)2 1/3
 –R
42


z = 1,36.107m
II est conseillé de s'entraîner à effectuer ces longs calculs avec la calculatrice.

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