Matériaux pour la loi de Kepler
Vous souvenez-vous de votre premier voyage en voiture (pas quand vous étiez bébé) ? Dans une voiture en mouvement, vous aviez l’impression que les arbres ou les bâtiments bougeaient. À ce moment-là, vous pensiez peut-être que c’étaient les arbres ou les bâtiments qui bougeaient, tandis que vous et la voiture restiez immobiles. En réalité, c’était vous et la voiture qui avanciez, tandis que les arbres ou les bâtiments restaient immobiles. mouvement apparent Nous observons en réalité ce mouvement illusoire chaque jour. Chaque matin, le soleil se lève à l'est, puis se déplace vers l'ouest, et se couche à l'ouest le soir. De même, la nuit, on voit souvent la lune se déplacer d'est en ouest. Avez-vous déjà pensé ou soupçonné que le soleil et la lune tournent autour de la Terre, tandis que la Terre reste immobile ?
Les hommes de l'Antiquité (début de notre ère) croyaient également que le soleil, la lune et les autres astres tournaient autour de la Terre, tandis que celle-ci restait immobile. Autrement dit, la Terre était considérée comme le centre de l'univers (géocentrisme). Cette conception reposait sur une expérience sensorielle humaine limitée, qui consistait à observer quotidiennement le mouvement du soleil, de la lune et des étoiles, tandis que la Terre était perçue comme immobile. C'est un peu comme lorsqu'on est dans une voiture en mouvement : les arbres ou les bâtiments semblent bouger. Cette idée que la Terre est le centre de l'univers a été étudiée et développée par l'astronome grec Claude Ptolémée (100-170 apr. J.-C.) au IIe siècle de notre ère et a prévalu pendant les 1 400 années suivantes.
Selon Ptolémée, la Terre est au centre du système solaire. Le Soleil et les planètes orbitent autour de la Terre (rotation), le centre de ce cercle décrivant une orbite circulaire autour de celle-ci (révolution).
En 1543, l'astronome polonais Nicolas Copernic (1473-1543) proposa le modèle héliocentrique, selon lequel le Soleil occupe le centre du système solaire. Les planètes, dont la Terre, décrivent des orbites circulaires (rotation), le centre de ce cercle orbitant autour du Soleil (révolution). Copernic avait une compréhension plus avancée que Ptolémée, puisqu'il plaçait le Soleil au centre du système solaire. Cependant, il utilisait encore des cercles comme modèle pour les orbites planétaires.
Le célèbre astronome danois Tycho Brahe (1546-1601) fut le dernier à observer les objets célestes à l'œil nu. Après avoir mené des observations de 1576 à 1599, il collabora avec l'astronome et mathématicien allemand Johannes Kepler (1571-1630), dont Kepler était l'assistant. Leur collaboration fut de courte durée, car Tycho Brahe décéda. Après sa mort, Kepler utilisa les données astronomiques recueillies par son maître et consacra une vingtaine d'années de sa vie à l'élaboration d'un modèle mathématique expliquant le mouvement des planètes.
Le premier ouvrage de Kepler dans le domaine de l'astronomie s'intitulait Le mystère de l'univers Publié en 1596, cet ouvrage visait à établir une harmonie entre les orbites planétaires selon Copernic et les observations de Tycho Brahe. Cependant, Kepler ne parvint pas à concilier les modèles de Copernic et de Ptolémée avec les observations de Brahe. Il abandonna donc les modèles ptolémaïque et copernicien et se mit en quête d'un nouveau modèle. En 1609, il découvrit que l'ellipse correspondait parfaitement aux observations de Brahe. Dès lors, Kepler abandonna la forme circulaire pour représenter les orbites des corps célestes au profit de l'ellipse.
Cette loi a été proposée par Kepler un demi-siècle avant qu'Isaac Newton ne propose la troisième loi. lois du mouvement dan loi universelle de la gravitation.
La première loi de Kepler
La trajectoire de chaque planète autour du soleili, de forme elliptique, le soleil étant situé à l'un des foyers.
La deuxième loi de Kepler
Une ligne imaginaire reliant le soleil à une planète balaie des aires égales pendant des intervalles de temps égaux.
La troisième loi de Kepler
Le rapport du carré de la période au cube de la distance moyenne de la planète au soleil (T2/r3) est constante et sa valeur est la même pour toutes les planètes.
